Зміст
1. Астрономічна карта світу і її творці ... 3
2. Галактики .. 5
3. Чумацький шлях .. 10
4. Що таке зірки ... 11
5. Народження астрономії .. 13
6. Комети і їх природа .. 14
7. Календарі .. 16
8. Сонце і життя землі .. 18
9. Сонце - найближча зірка .. 20
Список літератури ... 23
Перші, що дійшли до нас природничонаукові уявлення про навколишнє нас Всесвіту сформулювали давньогрецькі філософи в 7-5 ст. до н. е.. Їх натурфілософські вчення, спиралися на накопичені раніше астрономічні знання єгиптян, шумерів, вавілонян, арійців, але відрізнялися істотною роллю пояснюють гіпотез, прагненням проникнути в прихований механізм явищ.
Спостереження круглих дисків Сонця, Місяця, закругленої лінії горизонту, а так само межі тіні Землі, наповзає на місяць при її затьмареннях, правильна повторюваність дня і ночі, пір року, сходів і заходів світил - все це наводило на думку, що в основі будови всесвіту лежить принцип кругових форм і рухів, «циклічності» і рівномірності змін. Але аж до 2 в. до н. е.. не існувало окремого вчення про небо, яке об'єднало б всі знання в цій галузі в єдину систему. Уявлення про небесні явища, як і явищах «у верхньому повітрі» - буквально про «метеорних явища», довгий час входили в загальні умоглядні вчення про природу в цілому. Ці навчання декілька пізніше стали називати фізикою (від грецького слова «фюзіс» - природа - в сенсі періоди, істоти речей і явищ). Головним змістом цієї стародавньої підлозі філософської «фізики», або в нашому розумінні - швидше натурфілософії, що включала в якості навряд чи не головних елементів космологію і космогонію, були пошуки того незмінного початку, яке, як думали, лежить в основі світу мінливих явищ.
Всі накопичені століттями знання про природу аж до технічного і житейського досвіду були об'єднані, систематизовані, логічно гранично розвинені в першій універсальної картині світу, яку створив в 4 столітті до н. е.. найбільший давньогрецький філософ (і, по суті, перший фізик) Арістотель (384 - 322 рр.. до н. е..) більшу частину життя провів в Афінах, де він заснував свою знамениту наукову школу. Це було вчення про структуру, властивості і рух всього, що входить в поняття природи. Разом з тим, Арістотель вперше відділив світ земних (вірніше, «підмісячних») явищ від світу небесного, від власне Космосу з його нібито особливими законами і природою об'єктів. У спеціальному тракті «про небо» Арістотель намалював свою натурфілософські картину світу.
Під Всесвіту Арістотель мав на увазі всю існуючу матерію (що складалася, за його теорією, з чотирьох звичайних елементів - землі, води, повітря, вогню і п'ятого - небесного - вічно рухається ефіру, який від звичайної матерії відрізнявся ще і тим, що не мав не легкості, ні тяжкості). Аристотель критикував Анаксагора за ототожнення ефіру із звичайним матеріальним елементом - вогнем. Таким чином, Всесвіт, за Арістотелем, існувала в однині.
У картині світу Арістотеля вперше була висловлена ідея взаємозв'язку властивостей матерії, простору і часу. Всесвіт уявлявся кінцевої і обмежувалася сферою, за межами якої не мислилося нічого матеріального, а тому не могло бути й самого простору, оскільки воно визначалося, як щось, що було (або могло бути заповнено матерією). За межами матеріального всесвіту не існувало і часу, який Арістотель з геніальною простотою і чіткістю визначив як міру руху і пов'язав з матерією, пояснивши, що «немає руху без тіла фізичного». За межами матеріального Всесвіту Арістотель поміщав нематеріальний, духовний світ божества, існування якого постулировалось.
Великий давньогрецький астроном Гіппарх (ок.190-125 р. до н. Е..) Першим спробував розкрити механізм спостережуваних рухів світил. З цією метою він вперше використовував в астрономії запропонований за сто років до нього знаменитим математиком Аполлонія Пергського геометричний метод опису нерівномірних періодичних рухів як результату складання більш простих - рівномірних кругових. Тим часом саме до розкриття простий сутності спостережуваних складних астрономічних явищ закликав ще Платон. Нерівномірний періодичне рух можна описати за допомогою кругового двома способами: або вводячи поняття ексцентрика - кола, по якій зміщений, відносно спостерігача, або розкладаючи спостережуваний рух на два рівномірних кругових, зі спостерігачем в центрі кругового руху. У цій моделі по колу навколо спостерігача рухається не саме тіло, а центр вторинної кола (епіциклу), по якій і рухається тіло. Перша окружність називається деферентом (несучої). Надалі у давньогрецькій астрономії використовувалися обидві моделі. Гіппарх ж використовував першу для опису руху Сонця і Місяця. Для Сонця і Місяця він визначив положення центрів їх ексцентриків, і вперше в історії астрономії розробив метод і склав таблиці для передобчислювання моментів затемнень (з точністю до 1-2 годин).
Що з'явилася в 134 р. до н. е.. нова зірка в сузір'ї Скорпіона навела Гіппарха на думку, що зміни відбуваються і в світі зірок. Щоб у майбутньому легше було помічати подібні зміни, Гіппарх склав каталог положень на небесній сфері 850 зірок, розбивши всі зірки на шість класів і назвавши найяскравіші зірками першої величини.
Розпочате математичний опис астрономічних явищ через майже три століття досягло своєї вершини в системі світу знаменитого александрійського астронома, географа і оптика Клавдія Птолемея (? - 168 р.). Птолемей доповнив власними спостереженнями до 1022 зірочок каталог Гіппарха. Він винайшов новий астрономічний інструмент - стінний круг, що зіграв згодом істотну роль в середньовічній астрономії Сходу і в європейській астрономії XVI ст., Особливо в спостереженнях Тихо Браге.
Його фундаментальна праця - «Велика математична побудова астрономії в XVI книгах», по-грецьки «Мег но Синтаксис», ще в давнину отримав широку популярність під назвою «Мгісте» («Найбільше»). Європейці дізналися про нього від арабських астрономів - під спотвореною назвою «Ал Маджісті», або в латінізірованой трактаціі, «Альмагест». У ньому була представлена вся сукупність астрономічних знань стародавнього світу. У цій праці Птолемей математичний апарат сферичної астрономії - тригонометрію. Протягом століть використовували обчислені їм таблиці синусів.
Спираючись на досягнення Гіппарха, Птолемей пішов далі у вивченні головних тоді для астрономів рухомих світил. Він істотно доповнив і уточнив теорію Місяця, знову перевідкрив евекцію. Обчислені Птолемеєм на цій підставі більш точні таблиці положення Місяця дозволили йому удосконалити теорію затьмарень. Для визначення географічної довготи місця спостереження точний прогноз моменту настання затемнень мало велике значення. Але справжнім науковим подвигом ученого стало створення ним першої математичної теорії складного видимого руху планет, чому присвячено п'ять з тринадцяти книг «Альмагеста».
У 20-30 рр.. XX століття Хаббл розробив основи структурної класифікації галактик - гігантських зоряних систем, згідно з якою розрізняють три класи галактик:
I. Спіральні галактики - характерні двома порівняно яскравими гілками, розташованими по спіралі. Гілки виходять або з яскравого ядра (такі галактики позначаються S), або з кінців світлої перемички, яка перетинає ядро (позначаються - SB).
II. Еліптичні галактики (позначаються Е) - мають форму еліпсоїдів.
Представник - кільцева туманність в сузір'ї Ліри знаходиться на відстані 2100 світлових років від нас і складається з світиться газу, що оточує центральну зірку. Ця оболонка утворилася, коли постаріла зірка скинула газові покриви і вони кинулися в простір. Зірка стиснулася і перейшла в стан білого карлика, за масою порівнянного з нашим сонцем, а за розміром із Землею.
III. Іррегулярні (неправильні) галактики (позначаються I) - володіють неправильними формами.
За ступенем клочковатості гілок спіральні галактики розділяються на підтипи а, в, с. У перших з них - гілки аморфні, у других - кілька клочковатое, у третіх - дуже клочковатое, а ядро завжди неяскраво і мало.
Щільність розподілу зір у просторі зростає з наближенням до екваторіальної площини спіральних галактик. Ця площина є площиною симетрії системи, і більшість зірок при своєму обертанні навколо центру галактики залишається поблизу неї; періоди обертання складають 10 7 - 10 9 років. При цьому внутрішні частини обертаються як тверде тіло, а на периферії кутова і лінійна швидкості обігу убувають з видаленням від центру. Однак у деяких випадках знаходиться усередині ядра ще менше ядерце ("керн") обертається найшвидше. Аналогічно обертаються і неправильні галактики, які є також плоскими зоряними системами.
Еліптичні галактики складаються із зірок другого типу населення. Обертання виявлене лише в найбільш стиснутих із них. Космічного пилу в них, як правило, немає, чим вони відрізняються від неправильних і особливо спіральних галактик, в яких поглинаюча світло пилова речовина є у великій кількості.
У спіральних галактиках поглинаюча світло пилова речовина є в більшій кількості. Воно складає від декількох тисячних до сотої частки повної їхньої маси. Внаслідок концентрації пилової речовини до екваторіальної площини, вона утворює темну смугу у галактик, які повернені до нас ребром і мають вигляд веретена.
Подальші спостереження показали, що описана класифікація недостатня, щоб систематизувати все різноманіття форм і властивостей галактик. Так, були виявлені галактики, що посідають у певному сенсі проміжне положення між спіральними й еліптичними галактиками (позначаються Sо). Ці галактики мають величезне центральне згущення й оточуючий його плаский диск, але спіральні гілки відсутні. У 60-х роках ХХ століття були відкриті численні пальцеподібні і дисковидні галактики з усіма градаціями великої кількості гарячих зірок і пилу. Ще в 30-х роках ХХ століття були відкриті еліптичні карликові галактики в сузір'ях Печі й Скульптора з украй низькою поверхневою яскравістю, настільки малою, що ці, одні з найближчих до нас, галактик навіть у центральній своїй частині ніяк не видно на тлі неба. З іншого боку, на початку 60-х років ХХ століття було відкрито безліч далеких компактних галактик, із яких найбільш далекі за своїм виглядом не відрізняються від зірок навіть у найсильніші телескопи. Від зірок вони відрізняються спектром, в якому видно яскраві лінії випромінювання з величезними червоними зсувами, відповідними таким великим відстаням, на яких навіть найяскравіші поодинокі зорі не можуть бути видно. На відміну від звичайних далеких галактик в які, через поєднання істинного розподілу енергії в їх спектрі і червоного зсуву виглядають червонуватими, найбільш компактні галактики (називані також квазозвезднимі галактиками) мають блакитнуватий колір. Як правило, ці об'єкт у сотні разів яскравішими звичайних сверхгіганскіх галактик, але є і більш слабкі. У багатьох галактик виявлено радіовипромінювання нетепловий природи, що виникає, згідно теорії Руссо астронома І. С. Шкловського, при гальмуванні в магнітному полі електронів і важчих заряджених частинок, що рухаються зі швидкостями, близькими до швидкості світла (так зване сінхотронное випромінювання). Такі швидкості частинки одержують у результаті грандіозних вибухів усередині галактик.
Компактні далекі галактики, що мають потужний нетепловим радіовипромінювання, називаються N-галактиками.
Зіркоподібні джерела з таким радіовипромінювання, називаються квазарами (квазозвезднимі радіоджерелами), а галактики мають потужний радіовипромінюванням і мають помітні кутові розміри, - радіогалактиками. Всі ці об'єкти надзвичайно далекі від нас, що ускладнює їх вивчення. Радіогалактики, що мають особливо потужне нетеплове радіовипромінювання, володіють переважно еліптичною формою, зустрічаються і спіральні.
Радіогалактики - це галактики, у яких ядра знаходяться в процесі розпаду. Викинуті щільні частини, продовжують дробитися, можливо, утворюють нові галактики - сестри, або супутники галактик меншої маси. При цьому швидкості розльоту осколків можуть сягати величезних значень. Дослідження показали, що багато груп і навіть скупчення галактик розпадаються: їхні члени необмежено віддаляються один від одного, як якщо б вони всі були породжені вибухом.
Галактики - надгіганти мають світності, в 10 разів перевищують світність Сонця, квазари в середньому еше в 100 разів яскравіше; слабша ж з відомих галактик - карликів можна порівняти зі звичайними кульовими зоряними скупченнями в нашій галактиці. Їх світність становить близько 10 світності сонця.
Розміри галактик вельми різноманітні і коливаються від десятків парсек до десятків тисяч парсек.
Простір між галактиками, особливо всередині скупчень галактик, очевидно, містить іноді космічний пил. Радіотелескопи не виявляють у них відчутної кількості нейтрального водню, але космічні промені, пронизують його наскрізь так само, як і в електромагнітне випромінювання.
Галактика складається з безлічі зірок різних типів, а також зоряних скупчень і асоціацій, газових і пилових туманностей, окремих атомів і частинок, розсіяних у міжзоряному просторі. Велика частина їх займає об "єм лінзоподібної форми діаметром близько 30 і товщиною близько 4 кілопарсек (відповідно близько 100 тисяч і 12 тисяч світлових років). Менша частина заповнює майже сферичний об" єм з радіусом близько 15 кілопарсек (близько 50 тисяч світлових років).
Усі компоненти галактики пов'язані в єдину динамічну систему, що обертається навколо малої осі симетрії. Земному спостерігачеві, що знаходиться усередині галактики, вона представляється у вигляді Чумацького Шляху (звідси і її назва - "Галактика") і всього безлічі окремих зірок, видимих на небі.
Зірки і міжзоряне газо-пилова матерія заповнюють об'єм галактики нерівномірно: найбільш зосереджені вони біля площини, перпендикулярної осі обертання галактики і є площиною її симетрії (так званої галактичної площиною). Поблизу лінії перетину цієї площини з небесною сферою (галактичного екватора) і видно Молочний Шлях, середня лінія якого являє собою майже велике коло, тому що Сонячна система знаходиться неподалік від цієї площини. Чумацький Шлях являє собою скупчення величезної кількості зір, що зливаються в широку білясту смугу; одноко зорі, що проектуються на небі поруч, віддалені один від одного в просторі на величезні відстані, які виключають їх зіткнення, незважаючи на те, що вони рухаються з великими швидкостями (десятки і сотні км / сек) у напрямі полюсів галактики (її північний полюс знаходиться в сузір'ї Волосся Вероніки). Загальна кількість зірок у галактиці оцінюється в 100 мільярдів.
Міжзоряний речовина розсіяна в просторі також не рівномірно, концентруючись переважно поблизу галактичної площини у вигляді глобул, окремих хмар і туманностей (від 5 до 20 - 30 парсеків у діаметрі), їхніх комплексів або аморфних дифузних утворень. Особливо потужні, відносно близькі до нас темні туманності представляються неозброєному оку у вигляді темних прогалин неправильних форм на фоні смуги Чумацького Шляху; дефіцит зір у них є результатом поглинання світла цими світяться пиловими хмарами. Багато межзвездие хмари висвітлені близькими до них зірками великої світності і представляються у вигляді світлих туманностей, тому що світяться або відбитим світлом (якщо складаються з космічних порошин) або в результаті збудження атомів і наступного випускання ними енергії (якщо туманності газові). 1. Астрономічна карта світу і її творці ... 3
2. Галактики .. 5
3. Чумацький шлях .. 10
4. Що таке зірки ... 11
5. Народження астрономії .. 13
6. Комети і їх природа .. 14
7. Календарі .. 16
8. Сонце і життя землі .. 18
9. Сонце - найближча зірка .. 20
Список літератури ... 23
1. Астрономічна карта світу і її творці
Протягом століть людина прагнула розгадати таємницю великого світового «порядку» Всесвіту, яку давньогрецькі філософи і назвали Космосом (в перекладі з грецького - «порядок», «краса»), на відміну від Хаосу, що передував, як вони вважали, появі Космосу.Перші, що дійшли до нас природничонаукові уявлення про навколишнє нас Всесвіту сформулювали давньогрецькі філософи в 7-5 ст. до н. е.. Їх натурфілософські вчення, спиралися на накопичені раніше астрономічні знання єгиптян, шумерів, вавілонян, арійців, але відрізнялися істотною роллю пояснюють гіпотез, прагненням проникнути в прихований механізм явищ.
Спостереження круглих дисків Сонця, Місяця, закругленої лінії горизонту, а так само межі тіні Землі, наповзає на місяць при її затьмареннях, правильна повторюваність дня і ночі, пір року, сходів і заходів світил - все це наводило на думку, що в основі будови всесвіту лежить принцип кругових форм і рухів, «циклічності» і рівномірності змін. Але аж до 2 в. до н. е.. не існувало окремого вчення про небо, яке об'єднало б всі знання в цій галузі в єдину систему. Уявлення про небесні явища, як і явищах «у верхньому повітрі» - буквально про «метеорних явища», довгий час входили в загальні умоглядні вчення про природу в цілому. Ці навчання декілька пізніше стали називати фізикою (від грецького слова «фюзіс» - природа - в сенсі періоди, істоти речей і явищ). Головним змістом цієї стародавньої підлозі філософської «фізики», або в нашому розумінні - швидше натурфілософії, що включала в якості навряд чи не головних елементів космологію і космогонію, були пошуки того незмінного початку, яке, як думали, лежить в основі світу мінливих явищ.
Всі накопичені століттями знання про природу аж до технічного і житейського досвіду були об'єднані, систематизовані, логічно гранично розвинені в першій універсальної картині світу, яку створив в 4 столітті до н. е.. найбільший давньогрецький філософ (і, по суті, перший фізик) Арістотель (384 - 322 рр.. до н. е..) більшу частину життя провів в Афінах, де він заснував свою знамениту наукову школу. Це було вчення про структуру, властивості і рух всього, що входить в поняття природи. Разом з тим, Арістотель вперше відділив світ земних (вірніше, «підмісячних») явищ від світу небесного, від власне Космосу з його нібито особливими законами і природою об'єктів. У спеціальному тракті «про небо» Арістотель намалював свою натурфілософські картину світу.
Під Всесвіту Арістотель мав на увазі всю існуючу матерію (що складалася, за його теорією, з чотирьох звичайних елементів - землі, води, повітря, вогню і п'ятого - небесного - вічно рухається ефіру, який від звичайної матерії відрізнявся ще і тим, що не мав не легкості, ні тяжкості). Аристотель критикував Анаксагора за ототожнення ефіру із звичайним матеріальним елементом - вогнем. Таким чином, Всесвіт, за Арістотелем, існувала в однині.
У картині світу Арістотеля вперше була висловлена ідея взаємозв'язку властивостей матерії, простору і часу. Всесвіт уявлявся кінцевої і обмежувалася сферою, за межами якої не мислилося нічого матеріального, а тому не могло бути й самого простору, оскільки воно визначалося, як щось, що було (або могло бути заповнено матерією). За межами матеріального всесвіту не існувало і часу, який Арістотель з геніальною простотою і чіткістю визначив як міру руху і пов'язав з матерією, пояснивши, що «немає руху без тіла фізичного». За межами матеріального Всесвіту Арістотель поміщав нематеріальний, духовний світ божества, існування якого постулировалось.
Великий давньогрецький астроном Гіппарх (ок.190-125 р. до н. Е..) Першим спробував розкрити механізм спостережуваних рухів світил. З цією метою він вперше використовував в астрономії запропонований за сто років до нього знаменитим математиком Аполлонія Пергського геометричний метод опису нерівномірних періодичних рухів як результату складання більш простих - рівномірних кругових. Тим часом саме до розкриття простий сутності спостережуваних складних астрономічних явищ закликав ще Платон. Нерівномірний періодичне рух можна описати за допомогою кругового двома способами: або вводячи поняття ексцентрика - кола, по якій зміщений, відносно спостерігача, або розкладаючи спостережуваний рух на два рівномірних кругових, зі спостерігачем в центрі кругового руху. У цій моделі по колу навколо спостерігача рухається не саме тіло, а центр вторинної кола (епіциклу), по якій і рухається тіло. Перша окружність називається деферентом (несучої). Надалі у давньогрецькій астрономії використовувалися обидві моделі. Гіппарх ж використовував першу для опису руху Сонця і Місяця. Для Сонця і Місяця він визначив положення центрів їх ексцентриків, і вперше в історії астрономії розробив метод і склав таблиці для передобчислювання моментів затемнень (з точністю до 1-2 годин).
Що з'явилася в 134 р. до н. е.. нова зірка в сузір'ї Скорпіона навела Гіппарха на думку, що зміни відбуваються і в світі зірок. Щоб у майбутньому легше було помічати подібні зміни, Гіппарх склав каталог положень на небесній сфері 850 зірок, розбивши всі зірки на шість класів і назвавши найяскравіші зірками першої величини.
Розпочате математичний опис астрономічних явищ через майже три століття досягло своєї вершини в системі світу знаменитого александрійського астронома, географа і оптика Клавдія Птолемея (? - 168 р.). Птолемей доповнив власними спостереженнями до 1022 зірочок каталог Гіппарха. Він винайшов новий астрономічний інструмент - стінний круг, що зіграв згодом істотну роль в середньовічній астрономії Сходу і в європейській астрономії XVI ст., Особливо в спостереженнях Тихо Браге.
Його фундаментальна праця - «Велика математична побудова астрономії в XVI книгах», по-грецьки «Мег но Синтаксис», ще в давнину отримав широку популярність під назвою «Мгісте» («Найбільше»). Європейці дізналися про нього від арабських астрономів - під спотвореною назвою «Ал Маджісті», або в латінізірованой трактаціі, «Альмагест». У ньому була представлена вся сукупність астрономічних знань стародавнього світу. У цій праці Птолемей математичний апарат сферичної астрономії - тригонометрію. Протягом століть використовували обчислені їм таблиці синусів.
Спираючись на досягнення Гіппарха, Птолемей пішов далі у вивченні головних тоді для астрономів рухомих світил. Він істотно доповнив і уточнив теорію Місяця, знову перевідкрив евекцію. Обчислені Птолемеєм на цій підставі більш точні таблиці положення Місяця дозволили йому удосконалити теорію затьмарень. Для визначення географічної довготи місця спостереження точний прогноз моменту настання затемнень мало велике значення. Але справжнім науковим подвигом ученого стало створення ним першої математичної теорії складного видимого руху планет, чому присвячено п'ять з тринадцяти книг «Альмагеста».
2. Галактики
Галактики сталі предметом космогонічних досліджень з 20-х років нашого століття, коли була надійно встановлена їх дійсна природа і виявилося, що це не туманності, тобто не хмари газу і пилу, що знаходяться неподалік від нас, а величезні зоряні світи, що лежать від нас на дуже великих відстанях від нас. В основі всієї сучасної космології лежить одна фундаментальна ідея - висхідна до Ньютона ідея гравітаційної нестійкості. Речовина не може залишатися однорідно розсіяним у просторі, бо взаємне тяжіння всіх частинок речовини прагнути створити в ньому згущення тих чи інших масштабів і мас. У ранньому Всесвіті гравітаційна нестійкість посилювала спочатку дуже слабкі нерегулярності в розподілі і русі речовини і в певну епоху призвела до виникнення сильних неоднорідностей: "млинців" - протоскопленій. Межами цих шарів ущільнення служили ударні хвилі, на фронтах яких спочатку необертальне, безвихорової рух речовини набував завихореність. Розпад шарів на окремі згущення теж відбувався, очевидно, через гравітаційної нестійкості, і це дало початок протогалактікі. Багато хто з них виявлялися швидко обертаються завдяки завихреному станом речовини, з якої вони формувалися. Фрагментація протогалактіческіх хмар в результаті їх гравітаційної нестійкості вела до виникнення перших зірок, і хмари перетворювалися на зоряні системи - галактики. Ті з них, які володіли швидким обертанням, набували з-за цього двокомпонентну структуру - в них формувалися гало більш-менш сферичної форми і диск, в якому виникали спіральні рукави, де і до цих пір продовжується народження зірок протогалактікі, у яких обертання було повільніше або зовсім відсутнє, перетворювалися на еліптичні або неправильні галактики. Паралельно з цим процесом відбувалося формування великомасштабної структури Всесвіту - виникали сверхскопленія галактик, які, з'єднуючись своїми краями, утворювали подібність осередків або бджолиних сот; їх вдалося розпізнати в останні роки.У 20-30 рр.. XX століття Хаббл розробив основи структурної класифікації галактик - гігантських зоряних систем, згідно з якою розрізняють три класи галактик:
I. Спіральні галактики - характерні двома порівняно яскравими гілками, розташованими по спіралі. Гілки виходять або з яскравого ядра (такі галактики позначаються S), або з кінців світлої перемички, яка перетинає ядро (позначаються - SB).
II. Еліптичні галактики (позначаються Е) - мають форму еліпсоїдів.
Представник - кільцева туманність в сузір'ї Ліри знаходиться на відстані 2100 світлових років від нас і складається з світиться газу, що оточує центральну зірку. Ця оболонка утворилася, коли постаріла зірка скинула газові покриви і вони кинулися в простір. Зірка стиснулася і перейшла в стан білого карлика, за масою порівнянного з нашим сонцем, а за розміром із Землею.
III. Іррегулярні (неправильні) галактики (позначаються I) - володіють неправильними формами.
За ступенем клочковатості гілок спіральні галактики розділяються на підтипи а, в, с. У перших з них - гілки аморфні, у других - кілька клочковатое, у третіх - дуже клочковатое, а ядро завжди неяскраво і мало.
Щільність розподілу зір у просторі зростає з наближенням до екваторіальної площини спіральних галактик. Ця площина є площиною симетрії системи, і більшість зірок при своєму обертанні навколо центру галактики залишається поблизу неї; періоди обертання складають 10 7 - 10 9 років. При цьому внутрішні частини обертаються як тверде тіло, а на периферії кутова і лінійна швидкості обігу убувають з видаленням від центру. Однак у деяких випадках знаходиться усередині ядра ще менше ядерце ("керн") обертається найшвидше. Аналогічно обертаються і неправильні галактики, які є також плоскими зоряними системами.
Еліптичні галактики складаються із зірок другого типу населення. Обертання виявлене лише в найбільш стиснутих із них. Космічного пилу в них, як правило, немає, чим вони відрізняються від неправильних і особливо спіральних галактик, в яких поглинаюча світло пилова речовина є у великій кількості.
У спіральних галактиках поглинаюча світло пилова речовина є в більшій кількості. Воно складає від декількох тисячних до сотої частки повної їхньої маси. Внаслідок концентрації пилової речовини до екваторіальної площини, вона утворює темну смугу у галактик, які повернені до нас ребром і мають вигляд веретена.
Подальші спостереження показали, що описана класифікація недостатня, щоб систематизувати все різноманіття форм і властивостей галактик. Так, були виявлені галактики, що посідають у певному сенсі проміжне положення між спіральними й еліптичними галактиками (позначаються Sо). Ці галактики мають величезне центральне згущення й оточуючий його плаский диск, але спіральні гілки відсутні. У 60-х роках ХХ століття були відкриті численні пальцеподібні і дисковидні галактики з усіма градаціями великої кількості гарячих зірок і пилу. Ще в 30-х роках ХХ століття були відкриті еліптичні карликові галактики в сузір'ях Печі й Скульптора з украй низькою поверхневою яскравістю, настільки малою, що ці, одні з найближчих до нас, галактик навіть у центральній своїй частині ніяк не видно на тлі неба. З іншого боку, на початку 60-х років ХХ століття було відкрито безліч далеких компактних галактик, із яких найбільш далекі за своїм виглядом не відрізняються від зірок навіть у найсильніші телескопи. Від зірок вони відрізняються спектром, в якому видно яскраві лінії випромінювання з величезними червоними зсувами, відповідними таким великим відстаням, на яких навіть найяскравіші поодинокі зорі не можуть бути видно. На відміну від звичайних далеких галактик в які, через поєднання істинного розподілу енергії в їх спектрі і червоного зсуву виглядають червонуватими, найбільш компактні галактики (називані також квазозвезднимі галактиками) мають блакитнуватий колір. Як правило, ці об'єкт у сотні разів яскравішими звичайних сверхгіганскіх галактик, але є і більш слабкі. У багатьох галактик виявлено радіовипромінювання нетепловий природи, що виникає, згідно теорії Руссо астронома І. С. Шкловського, при гальмуванні в магнітному полі електронів і важчих заряджених частинок, що рухаються зі швидкостями, близькими до швидкості світла (так зване сінхотронное випромінювання). Такі швидкості частинки одержують у результаті грандіозних вибухів усередині галактик.
Компактні далекі галактики, що мають потужний нетепловим радіовипромінювання, називаються N-галактиками.
Зіркоподібні джерела з таким радіовипромінювання, називаються квазарами (квазозвезднимі радіоджерелами), а галактики мають потужний радіовипромінюванням і мають помітні кутові розміри, - радіогалактиками. Всі ці об'єкти надзвичайно далекі від нас, що ускладнює їх вивчення. Радіогалактики, що мають особливо потужне нетеплове радіовипромінювання, володіють переважно еліптичною формою, зустрічаються і спіральні.
Радіогалактики - це галактики, у яких ядра знаходяться в процесі розпаду. Викинуті щільні частини, продовжують дробитися, можливо, утворюють нові галактики - сестри, або супутники галактик меншої маси. При цьому швидкості розльоту осколків можуть сягати величезних значень. Дослідження показали, що багато груп і навіть скупчення галактик розпадаються: їхні члени необмежено віддаляються один від одного, як якщо б вони всі були породжені вибухом.
Галактики - надгіганти мають світності, в 10 разів перевищують світність Сонця, квазари в середньому еше в 100 разів яскравіше; слабша ж з відомих галактик - карликів можна порівняти зі звичайними кульовими зоряними скупченнями в нашій галактиці. Їх світність становить близько 10 світності сонця.
Розміри галактик вельми різноманітні і коливаються від десятків парсек до десятків тисяч парсек.
Простір між галактиками, особливо всередині скупчень галактик, очевидно, містить іноді космічний пил. Радіотелескопи не виявляють у них відчутної кількості нейтрального водню, але космічні промені, пронизують його наскрізь так само, як і в електромагнітне випромінювання.
Галактика складається з безлічі зірок різних типів, а також зоряних скупчень і асоціацій, газових і пилових туманностей, окремих атомів і частинок, розсіяних у міжзоряному просторі. Велика частина їх займає об "єм лінзоподібної форми діаметром близько 30 і товщиною близько 4 кілопарсек (відповідно близько 100 тисяч і 12 тисяч світлових років). Менша частина заповнює майже сферичний об" єм з радіусом близько 15 кілопарсек (близько 50 тисяч світлових років).
Усі компоненти галактики пов'язані в єдину динамічну систему, що обертається навколо малої осі симетрії. Земному спостерігачеві, що знаходиться усередині галактики, вона представляється у вигляді Чумацького Шляху (звідси і її назва - "Галактика") і всього безлічі окремих зірок, видимих на небі.
Зірки і міжзоряне газо-пилова матерія заповнюють об'єм галактики нерівномірно: найбільш зосереджені вони біля площини, перпендикулярної осі обертання галактики і є площиною її симетрії (так званої галактичної площиною). Поблизу лінії перетину цієї площини з небесною сферою (галактичного екватора) і видно Молочний Шлях, середня лінія якого являє собою майже велике коло, тому що Сонячна система знаходиться неподалік від цієї площини. Чумацький Шлях являє собою скупчення величезної кількості зір, що зливаються в широку білясту смугу; одноко зорі, що проектуються на небі поруч, віддалені один від одного в просторі на величезні відстані, які виключають їх зіткнення, незважаючи на те, що вони рухаються з великими швидкостями (десятки і сотні км / сек) у напрямі полюсів галактики (її північний полюс знаходиться в сузір'ї Волосся Вероніки). Загальна кількість зірок у галактиці оцінюється в 100 мільярдів.
Наші дні з повною підставою називають золотим століттям астрофізики - чудові і частіше за все несподівані відкриття у світі зірок слідують зараз одне за іншим. Сонячна система стала прследнее час предметом прямих експериментальних, а не тільки наглядових досліджень. Польоти міжпланетних космічних станцій, орбітальних лабораторій, експедиції на Місяць принесли безліч нових конкретних знань про Землю, навколоземному просторі, планетах, Сонце. Ми живемо в епоху разючих наукових відкриттів і великих звершень. Самі неймовірні фантазії несподівано швидко реалізуються. З давніх пір люди мріяли розгадати таємниці Галактик, розкиданих в безмежних просторах Всесвіту. Доводиться тільки дивуватися, як швидко наука висуває різні гіпотези і відразу їх спростовує. Однак астрономія не стоїть на місці: з'являються нові способи спостереження, модернізуються старі. З винаходом радіотелескопів, наприклад, астрономи можуть 'заглянути' на відстані, які ще в 40-x. роках ХХ століття здавалися недоступними. Однак треба собі чітко уявити величезну величину цього шляху й ті колосальні труднощі, з якими ще належить зустрінеться на шляху до зірок.
3. Чумацький шлях
Чумацький шлях (Греч. galaxias) - перетинає зоряне небо срібляста туманна смуга. У Чумацький Шлях входить величезна кількість візуально невиразних зірок, що концентруються до основної площини Галактики. Поблизу цієї площини розташовано Сонце, так що більшість зірок Галактики проектується на небесну сферу в межах вузької смуги - Чумацький Шлях. Думка про те, що Чумацький Шлях складається з незліченної безлічі зірок, першим висловив, мабуть, Демокріт. Він вважав, що Чумацький Шлях - це розсіяне світло безлічі зірок, який, безсумнівно, було б видно по всьому небу, але виявився малопомітним в сонячних променях. Аристотель спростував останнє твердження і сформулював правильну концепцію, що враховує рух Землі і форму земної тіні, але потім відмовився від неї і висловив припущення, що Чумацький Шлях - це скупчення парів розпечених небесних тіл.Ширина Чумацького Шляху різна: у найбільш широких місцях - більше 15 °, у самих вузьких - всього декілька градусів.
Чумацький Шлях проходить по наступних сузір'ях: Єдиноріг, Малий Пес, Оріон, Близнюки, Телець, Візничий, Персей, Жираф, Касіопея, Андромеда, Цефей, Ящірка, Лебідь, Лисичка, Ліра, Стріла, Орел, Щит, Стрілець, Змієносець, Південна Корона , Скорпіон, Косинець, Вовк, Південний Трикутник, Центавр, Циркуль, Південний Хрест, Муха, Кіль, Вітрила, Корми.
Неоднорідність будови Чумацького Шляху викликана, в основному, двома причинами: 1) дійсною нерівномірністю розподілу зірок в Галактиці, де зоряні хмари можна розглядати як своєрідні структурні деталі; 2) наявністю поглинаючої середовища, яка у вигляді темних туманностей самих різних форм і розмірів надає химерні обриси . Клочковатості добре помітна в сузір'ї Лебедя. Але особливо чудово дуже яскраве і щільне зоряне хмара в сузір'ї Щита. Кілька зоряних хмар є в сузір'ї Стрільця.
Починаючи від Денеба, Чумацький Шлях спадає до горизонту північної півкулі неба двома сяючими потоками. Темний проміжок між ними ("Велика щілину"), мабуть, викликаний численними і порівняно близькими до нас темними туманностями, які заступають області Чумацького Шляху. У південній півкулі неба, поблизу Південного Хреста, знаходиться Вугільний мішок - чорний провал у Чумацький Шлях, який спостерігачі XVII вважали справжнім отвором в небі.
Середня лінія всередині Чумацького Шляху. - Галактичний екватор.
Китайці виділили Чумацький Шлях вже до VI ст. до н.е. як якесь явище невідомої природи. Його називали "Молочним Шляхом", Срібною Річкою, Небесної рікою і т.д.
4. Що таке зірки
У астрономічному сенсі: небесні світила, є джерелом променевої енергії, яка створюється в їхніх надрах і випромінюється у космічний простір. У зірках зосереджена основна маса видимої речовини галактик. Зірки - потужні джерела енергії. Зокрема, життя на Землі зобов'язана своїм існуванням енергії випромінювання Сонця. Зірки в космічному просторі не розподілені рівномірно, вони утворюють зоряні системи. До них відносяться кратні зірки, зоряні скупчення й галактики.Більшість зірок знаходиться в стаціонарному стані, тобто змін їх фіз. характеристик не спостерігається. Це відповідає стану рівноваги. Але існують і такі зірки, властивості яких змінюються видимим чином. Їх називають змінними зірками і нестаціонарними зірками. Слід зазначити зірки, в яких безперервно або час від часу відбуваються спалахи, зокрема - нові зірки. При спалахах т. зв. наднових зірок речовина зірки в деяких випадках може бути повністю розсіяне в просторі.
Характеристики зірочок діляться на видимі (найважливіша - блиск, який прийнято виражати в логарифмічній шкалі видимих зоряних величин) і істинні (світність, колір зірок, радіус, маса). Найважливішу інформацію про властивості зірки дають їх спектри. Далі, існує класифікація зірок по світимості. Найпростіший вид цієї класифікації полягає в розділенні зірок на гіганти і карлики. При більш докладній класифікації виділяють надгіганти, субгіганти, субкарлики і т.п.
В якості можливих джерел величезної енергії зірок сучасна фізика указує гравітаційне стиснення, що приводить до виділення гравітаційної енергії, і термоядерні реакції, у результаті яких з ядер легких елементів синтезуються ядра більш важких елементів і виділяється велика кількість енергії. Енергії гравітаційного стиснення, як показують розрахунки, було б достатньо для підтримки світимості Сонця протягом всього лише 30 млн. років, в той час як з геологічних і ін даних випливає, що світність Сонця залишалася приблизно постійною протягом мільярдів років. Гравітаційне стиснення може служити джерелом енергії лише для дуже молодих зірок. З іншого боку, термоядерні реакції протікають з достатньою швидкістю лише при температурах, в тисячі разів перевищують температуру поверхні зірки. У надрах зірок при температурах> 10Е7 К і величезних плотностях газ має тиском в мільярди атмосфер. У цих умовах зірка може перебувати в стаціонарному стані лише завдяки тому, що в кожному її шарі внутрішній тиск газу врівноважується дією сил тяжіння. Такий стан називається гідростатичним рівновагою. Отже, стаціонарна зірка є газовий (точніше, плазмовий) кулю, що знаходиться в стані гідростатичної рівноваги. Якщо усередині зірки температура з якої-небудь причини підвищиться, зірка повинна роздутися, тому що зросте тиск у її надрах. Сили тяжіння не зможуть запобігти розширенню зірки, тому що біля поверхні розширюється зірки вони зменшаться. Звідси випливає, що для збереження гідростатичної рівноваги зірки з великою температурою при інших рівних умовах повинні мати менші розміри. Все сказане відноситься до хімічно однорідним (гомогенним) зоряним моделям, які цілком придатні для величезної більшості зірок. (Такі зірки називаються зірками головної послідовності, до них належить і наше Сонце). Але існують зірки, процеси в яких описуються іншими моделями (напр., червоні гіганти). Стаціонарний стан зірки характеризується не тільки механічним, але і тепловим рівновагою: процеси виділення енергії в надрах зірок, процеси тепловідводу енергії з надр до поверхні і процеси випромінювання енергії з поверхні повинні бути збалансовані. Тому зірки - стійкі саморегулюючі системи.
Світність зірки (за винятком самих масивних) пропорційна масі в ступені, що перевищує одиницю. Запас же ядерної енергії в зірках просто пропорційний масі. Отже, чим більше маса зірки, тим швидше вона повинна витратити свої внутрішні джерела енергії. Терміни еволюції тим менше, чим більше маси зірок. Для найбільш масивних зірок світність пропорційна масі. Час життя таких зірок у міру збільшення їх маси перестає зменшуватися і прагне до певної величиною порядку 3.5 млн. років, дуже малої по космічних масштабах. Таким чином, зірки з великими світностями - це або молоді зірки (голубі гіганти класу Про), або зірки, що недавно вступили в ту чи іншу стадію еволюції (червоні надгіганти).
Відносну поширеність зірок різних типів у Галактиці можна охарактеризувати так: на 10 млн. червоних карликів доводиться близько 1 млн. білих карликів, приблизно 1000 гігантів і тільки одна зірка-надгігант.
5. Народження астрономії
АСТРОНОМІЯ (від астро ... і грец. Nomos - закон), наука про будову і розвиток космічних тіл, утворюваних ними систем і Всесвіту в цілому. Астрономія включає сферичну астрономію, практичну астрономію, астрофізику, небесну механіку, зоряну астрономію, позагалактичну астрономію, космогонію, космологію і ряд інших розділів. Астрономія - найдавніша наука, що виникла з практичних потреб людства (передбачення сезонних явищ, відлік часу, визначення місця розташування на поверхні Землі та ін.) Народження сучасної астрономії було пов'язано з відмовою від геоцентричної системи світу (Птолемей, 2 ст.) І заміною її геліоцентричної системою (Н. Коперник, сірий. 16 ст.), З початком телескопічних досліджень небесних тіл (Г. Галілей, поч. 17 в .) і відкриттям закону всесвітнього тяжіння (І. Ньютон, кін. 17 ст.). 18-19 ст. були для астрономії періодом нагромадження даних про Сонячну систему, Галактику і фізичну природу зірок, Сонця, планет і інших космічних тіл. У 20 ст. у зв'язку з відкриттям світу галактик стала розвиватися позагалактична астрономія. Дослідження спектрів галактик дозволило Е. Хабблу (1929) виявити загальне розширення Всесвіту, передбачене А. А. Фрідманом (1922) на основі теорії тяжіння, створеної А. Ейнштейном у 1915-16. Науково-технічна революція 20 ст. справила революционизирующее вплив на розвиток астрономії в цілому і астрофізики особливо. Створення оптичних і радіотелескопів з високою роздільною здатністю, застосування ракет і штучних супутників Землі для позаатмосферних астрономічних спостережень призвели до відкриття цілого ряду нових видів космічних тіл: радіогалактик, квазарів, пульсарів, джерел рентгенівського випромінювання та ін Були розроблені основи теорії еволюції зірок і космогонії Сонячної системи . Найбільшим досягненням астрофізики 20 ст. стала релятивістська космологія - теорія еволюції Всесвіту в цілому.6. Комети і їх природа
Комети (від грец. Kometes [aster] - "волохата [зірка]") - малі тіла Сонячної системи (поряд з астероїдами і метеорними тілами), що рухаються по сильно витягнутим орбітам і різко змінюють свій вигляд з наближенням до Сонця. Комети - тіла, що утворилися в зовнішній частині Сонячної системи (включаючи область вищих планет).Комети, знаходячись далеко від Сонця, виглядають як туманні, слабо світяться об'єкти (розмиті диски зі згущенням у центрі). З наближенням комет до Сонця у них утворюється "хвіст", звичайно спрямований у протилежний від Сонця бік. Усередині туманного плями, званого "головою" комети або комою, іноді видно порівняно яскраве ядро, схоже на зірку, а навколо голови - концентричні кільця-галоси. Ядро комети являє собою велику брилу змерзлих газів, усередині якої знаходяться і тверді частинки - від дрібного пилу до крупних кам'янистих мас. Лід цей не зовсім звичайний, в ньому, окрім води, містяться аміак та метан. Хімічний склад кометного льоду нагадує склад Юпітера. Поперечники ядер комети складають приблизно 0.5 - 20 км і мають масу порядку 1014 - 1019 р. Проте зрідка з'являються К. зі значно більшими ядрами. Численні ядра менше 0.5 км породжують слабкі комети, практично недоступні спостереженням. Видимі поперечники голів К. складають зазвичай від 10 тис. до 1 млн. км, змінюючись з відстанню від Сонця. У деяких комет максимальні розміри голови перевищували розміри Сонця. Ще більші розміри (понад 10 млн. км) мають оболонки з атомарного водню навколо голови. Як правило, хвости бувають менш яскравими, ніж голова, і тому їх вдається спостерігати не у всіх комет. Довжина їх видимої частини складає 106 -107 км, тобто зазвичай вони занурені у водневу оболонку. У деяких комет хвіст вдавалося простежити до відстані понад 100 млн. км. У головах і хвостах К. речовина вкрай розріджено; незважаючи на гігантський обсяг цих утворень, практично вся маса комети зосереджена в її твердому ядрі. Щільність хвоста настільки нікчемна, що крізь нього просвічують слабкі зірки.
Назва "комета" пояснюється тим, що яскраві комети схожі на голову з розпущеним волоссям. Щорічно відкривають 5-10 комет. Кожній з них присвоюють попереднє позначення, що включає прізвище відкрив комету, рік відкриття і букву латинського алфавіту в порядку відкриття. Потім його замінюють остаточним позначенням, що включає рік проходження через перигелій і римську цифру в порядку дат проходження через перигелій.
Комети спостерігаються тоді, коли ядро комети наближається до Сонця ближче 4-6 а.о., нагрівається його променями і починає виділяти газ і пилові частинки.
Більшість спостерігалися комет належить Сонячній системі й обертається навколо Сонця по витягнутих еліптичних орбітах різних розмірів, довільно орієнтованим в просторі. Розміри орбіт більшості К. в тисячі разів більше поперечника планетної системи. Поблизу афелієм своїх орбіт комети знаходяться найбільшу частину часу, так що на далеких околицях Сонячної системи існує хмара комет - т. зв. хмара Оорта (на ім'я датського астронома, що запропонував дану теорію). Походження даного хмари пов'язано, мабуть, з гравітаційним викидом крижаних тіл із зони планет-гігантів під час їх утворення. Хмара Оорта містить близько 100 млрд. кометних ядер. У комет, що віддаляються до периферичних частин хмари Оорта (їх відстані від Сонця можуть досягати 100 тис. а.о., а періоди обертання навколо Сонця - 1-10 млн. років), орбіти змінюються під дією тяжіння найближчих зірок. При цьому деякі комети набувають параболічну швидкість по відношенню до Сонця (для таких далеких відстаней - порядка 0.1 км / с) і назавжди втрачають зв'язок з Сонячною системою. Інші (дуже небагато) набувають при цьому швидкості порядка 1 м / с, що призводить до їхнього руху по орбіті з перигелієм поблизу Сонця, і тоді вони стають доступними для спостережень. У всіх комет при їх русі в області, зайнятої планетою, орбіти змінюються під дією тяжіння планет. При цьому серед комет, що прийшли з периферії хмари Оорта, близько половини набуває гіперболічні орбіти і втрачається в міжзоряному просторі, У інших, навпаки, розміри орбіт зменшуються, і вони починають частіше повертатися до Сонця.
Комети, що належать Сонячній системі, час від часу (з періодами від 3.3 року, як у комети Енке, до декількох десятків тисяч років) проходять поблизу Сонця і називаються періодичними. Далеко від Сонця комета тьмяно освітлюється його променями, не має хвоста і не доступна для спостережень. У міру наближення до Сонця, її освітлення посилюється, замерзлі гази ядра, що нагріваються сонячними променями, випаровуються і закутують ядро газопилової оболонкою, що утворює голову комети. Під дією світлового тиску з боку сонячних променів та елементарних частинок, які викидаються Сонцем, газ і пил йдуть від голови комети, утворюючи хвіст, який у більшості випадків спрямований у бік від Сонця і, залежно від природи входять в нього частинок, може мати різну форму , від майже ідеально прямій (хвіст складається з іонізованих газових молекул) до різко викривленої (хвіст з важких пилових частинок). У деяких комет спостерігаються невеликі аномальні хвости, спрямовані до Сонця. Деякі комети мають два хвости: один викривлений, що складається з частинок пилу, другий - прямий, газовий, витягнутий в напрямі, точно протилежному напрямку на Сонце. У ряду комет було відмічено по декілька пилових хвостів. Спостерігалися комети, хвости яких тяглися майже на півнеба.
Форма хвоста описується наступною шкалою: 0 - хвіст прямої; 1 - злегка відхилений; 2 - помітно зігнутий, 3 - різко зігнутий; 4 - спрямований до Сонця.
Видима довжина кометного хвоста оцінюється в градусах дуги. Якщо видно ядро комети, то його блиск оцінюється подібно блиску змінних зірок.
Чим частіше комета підходить до Сонця, тим швидше вона втрачає свою речовину. Тому періодичні К., які йдуть від Сонця порівняно недалеко (наприклад, до орбіти Юпітера чи Сатурна) і часто до нього повертаються (короткоперіодичні; їх відомо близько 100), не можуть бути яскравими. Їх не видно неозброєним оком. Навпаки, довгоперіодичні К. з великими періодами обертання навколо Сонця поблизу нього зазвичай бувають дуже яскраві і видні неозброєним оком.
Календарі, в яких використовувався тропічний рік (сонячні календарі), складалися перш за все в сільськогосподарських цілях для визначення сезонів польових робіт. Основною проблемою при розробці цих календарів була проблема високосів, яка дозволила б зробити календар наскільки можливо точним. В даний час найбільш широке поширення отримав григоріанський календар з досить зручною системою високосних років. Похибка в 1 добу в ньому накопичується приблизно за 3300 років. Сонячними календарями є також юліанський календар і Хайяма календар.
Календарі, засновані на синодичним місяці (місячні календарі), використовувалися зазвичай для культових цілей, так як були непридатні для визначення термінів сільськогосподарських робіт (один і той же місяць у різні роки припадав на різні пори року). Головним у розробці систем місячного було підібрати таке число цілих місячних років по 354 і 355 днів, щоб тривалість цього періоду була найбільш близька до цілого числа. Найбільш вдалими співвідношеннями є: 354.36706 x 8 = 2834.936 днів; 354.36706 х 30 = 10641.012 днів (354.36706 - тривалість 12 місячних місяців). Тільки ці рівності і отримали застосування у всіх діючих місячних календарів. Перше з них називається турецьким циклом, друге - арабським циклом. Вони засновані на відповідних дробах 3 / 8 і 11/30 відповідно. Місячний календар використовувався в Стародавньому Вавілоні, Давньому Єгипті, Греції, Римі, а в країнах ісламу він у вживанні і до цього дня. Використання місячного календаря, що не дозволяє точно визначити початок сезонів року, призводило до необхідності використовувати календарні прикмети, пов'язані з сонячним роком.
Календар, що дозволяє узгодити тропічний рік, синодичний місяць і середні сонячні добу, називається місячно-сонячним. У такому календарі повинні дотримуватися дві умови: необхідно, щоб почала календарних місяців можливо ближче розташовувалися до молодика, а сума деякого числа цілих місячних місяців (12, але в метоновому циклі 7 разів протягом 19 років - 13 місяців) можливо точніше відповідала істинній тривалості тропічного року, чим досягається приблизне узгодження зміни місячних фаз з річним рухом Сонця. Місячно-сонячні календарі дуже громіздкі, сьогодні вони використовуються в основному в країнах Південно-Східної Азії.
Астрологічні системи, що базуються на календарних розрахунках, являють собою один з найбільш ранніх етапів розвитку астрології. Якщо астрологія ознак тяжіла до накопичення емпіричних спостережень, то тут, навпаки, рано виявилася тенденція до теоретичних узагальнень. Після того, як були виділені основні календарні цикли (тиждень, місяць, рік і ін), фазам цих циклів були приписані свої значення. Спільним для двох найдавніших видів астрології була наявність нерозривного зв'язку з ворожінням. Різниця полягала в тому, що астрологія ознак вимагала численних і ретельних спостережень за різними явищами в природі (астрономічними, метеорологічними, сейсмічними і т.п.). Календарна ж астрологія потребувала набагато меншій кількості спостережень, але в більшій кількості розрахунків.
Глибина проникнення сонячної радіації в атмосферу Землі залежить від довжини хвилі його випромінювання. На щастя для життя, оксид азоту в тонкому шарі атмосфери на висоті вище 50 км над поверхнею Землі блокує дуже змінне короткохвильове ультрафіолетове випромінювання Сонця. На менших висотах озон і молекулярний кисень поглинають довгохвильову частину ультрафіолетового випромінювання, яке також шкідливо для життя. Зміни сонячного ультрафіолетового випромінювання впливають на структуру озонового шару.
На Землю впливає також так званий сонячний вітер, обумовлений спокійним випусканням коронарної плазми. Сонячний вітер дуже сильно впливає на хвости комет і навіть має вимірювані ефекти впливу на траєкторію супутників. Заряджені частинки з сонячного вітру відповідальні за північні і південні полярні сяйва, коли вони пронизують земну атмосферу на високій швидкості і примушують її світитися.
Випущення Сонцем заряджених частинок, що залежить в основному від умов в шарах, розташованих вище фотосфери, також змінюється в циклі сонячної активності. Найбільше значення серед цих часток з точки зору впливу на земні процеси мають високоенергійні протони, які викидаються при вибухах в сонячній короні (одночасно викидаються також високоенергійні електрони).
Надходять до Землі високоенергійні сонячні протони мають енергії від 10 млн. до 10 млрд. еВ (для порівняння енергія фотона видимого світла складає близько 2 еВ). Найбільш енергійні протони рухаються зі швидкістю, близькою до швидкості світла, і досягають Землі приблизно через 8 хв після самих потужних сонячних спалахів. Такі спалахи пов'язані з колосальними виверженнями в активних областях Сонця, які різко збільшують свою яскравість в рентгенівському і крайньому ультрафіолетовому діапазонах. Вважається, що джерелом енергії спалахів є швидке взаємознищення (анігіляція) сильних магнітних полів, при якій відбувається розігрів плазми і виникають потужні електричні поля, прискорюючі заряджені частинки. Ці частинки здатні надати різноманітне вплив на людей, що знаходяться в цей момент не під захистом земного магнітного поля.
Потужні протонні спалахи є важливим чинником для планування польотів на цивільних авіалініях, особливо проходять в полярних широтах, де силові лінії земного магнітного поля направлені перпендикулярно поверхні Землі і тому дозволяють зарядженим частинкам досягати нижніх шарів атмосфери. Пасажири в цьому випадку піддаються підвищеному радіаційному опроміненню. Ще більш сильний вплив такі явища можуть надавати на екіпажі космічних апаратів, особливо тих, які літають на орбітах, що проходять через полюси. Спостерігалося також вплив протонних спалахів на функціонування обчислювальних систем. Так, у серпні 1989 року одна така подія паралізувала роботу обчислювального центру фондової біржі в Торонто. Протягом сонячного циклу відбувається лише кілька десятків таких могутніх спалахів, і їх частота значно вище в його максимумі, ніж у мінімумі.
Зміни потоку плазми сонячного вітру, оточуючого Землю, призводять до впливу зовсім іншого виду. Ця відносно низько енергійна плазма як би тікає з сонячної корони, долаючи з-за високої температури гравітаційне тяжіння Сонця. Магнітне поле Землі впливає на заряджені частинки сонячного вітру, і не дозволяє їм наблизитися до поверхні планети. Простір навколо Землі, в яке в основному не можуть проникати частинки сонячного вітру, називають земної магнітосферою. Спалахи та інші різкі зміни магнітних полів на Сонці приводять до збурень у сонячному вітрі і змінюють тиск плазми на земну магнітосферу. Пов'язані з впливом сонячного вітру зміни геомагнітного поля складають лише близько 0,1% його напруженості, рівної приблизно 1 Гс. Проте індуковані навіть настільки малими змінами геомагнітного поля електричні струми в довгих провідниках на поверхні Землі (таких як високовольтні лінії або труби нафтопроводів) можуть приводити до драматичних наслідків. Довгий час робилися численні спроби знайти зв'язок між сонячною активністю і погодою, Видатний англійський астроном Вільям Гершель припустив, що Сонце найбільш яскраво світить при максимумі сонячних плям, а підвищення температури в цей період повинно було б приводити до збільшення врожаю пшениці і відповідно падіння цін на неї . У 1801 р. він заявив, що ціна на пшеницю справді корелює з циклом сонячних плям. Кореляція, проте, виявилася недостовірною, і Гершель став займатися іншими проблемами. Багато такі удавані зв'язки виявилися недовговічними, і всі вони мали той недолік, що були скоріше статистичними, ніж причинними. Ніхто ще не запропонував розумного механізму, за допомогою якого настільки малі зміни сонячної постійної могли б відчутно впливати на земні процеси.
У центрі Сонця температура сягає 15 млн градусів, а тиск перевищує сотні мільярдів атмосфер. Газ стиснутий тут до щільності близько 1,5 · 105 кг/м3. Майже вся енергія Сонця генерується в ядрі - центральної області з радіусом приблизно 1 / 3 сонячного.
Через шари, що оточують центральну частину, ця енергія передається назовні. Спочатку енергія переноситься випромінюванням. Проте кожен фотон витрачає мільйони років для того, щоб пройти зону випромінювання: світло багато разів поглинається речовиною і випромінюється знов. Вважається, що зона випромінювання тягнеться приблизно на 1 / 3 радіуса Сонця.
Протягом останньої третини радіусу знаходиться зона конвекції. Причина виникнення перемішування (конвекції) в зовнішніх шарах Сонця та ж, що і в киплячому чайнику: кількість енергії, що надходять від нагрівача, набагато більше того, яке відводиться теплопровідністю. Тому речовина вимушено починає рухатися й починає саме переносити тепло.
Всі розглянуті вище шари Сонця фактично ненаблюдаемость. Про їх існування відомо або з теоретичних розрахунків, або на підставі непрямих даних.
Над конвективного зоною розташовуються безпосередньо спостережувані шари Сонця, звані його атмосферою. Вони краще вивчені, тому що про їхні властивості можна судити зі спостережень.
Сонячна атмосфера також складається з декількох різних шарів. Найглибший і тонкий з них - фотосфера, безпосередньо спостережувана у видимому безперервному спектрі. Товщина фотосфери всього близько 300 км. Чим глибше шари фотосфери, тим вони гарячіші. У зовнішніх холодніших шарах фотосфери на фоні безперервного спектру утворюються фраунгоферові лінії поглинання.
Під час найбільшого спокою земної атмосфери в телескоп можна спостерігати характерну зернисту структуру фотосфери. Чергування маленьких світлих цяток - гранул - розміром близько 1000 км., Оточених темними проміжками, створює враження комірчастої структури - грануляції. Виникнення грануляції пов'язане з яка відбувається під фотосферою конвекцією. Окремі гранули на декілька сотень градусів гарячіше навколишнього їх газу, і протягом декількох хвилин їх розподіл по диску Сонця змінюється. Спектральні вимірювання свідчать про рух газу в гранулах, схожих на конвективні: в гранулах газ піднімається, а між ними - опускається.
Поширюючись у верхні шари сонячної атмосфери, хвилі, що виникли в конвективній зоні й у фотосфері, передають їм частину механічної енергії конвективних рухів і виробляють нагрівання газів наступних шарів атмосфери - хромосфери й корони. У результаті верхні шари фотосфери з температурою близько 4500K виявляються "холодними" на Сонце. Як углиб, так і вгору від них температура газів швидко росте.
Розташований над фотосферою шар, званий хромосферою, під час повних сонячних затемнень у ті хвилини, коли Місяць повністю закриває фотосферу, видно як рожеве кільце, що оточує темний диск. На краю хромосфери спостерігаються виступаючі як би язички полум'я - хромосферні спікули, що представляють собою витягнуті стовпчики з ущільненого газу. Тоді ж можна спостерігати і спектр хромосфери, так званий спектр спалаху. Він складається з яскравих емісійних ліній водню, гелію, іонізованого кальцію та інших елементів, які раптово спалахують під час повної фази затемнення. Виділяючи випромінювання Сонця в цих лініях, можна отримати в них його зображення. Хромосфера відрізняється від фотосфери значно більш неправильною і неоднорідною структурою. Помітно два типи неоднорідностей - яскраві та темні. За своїми розмірами вони перевищують фотосферні гранули. Загалом розподіл неоднорідностей утворює так звану хромосферну сітку, особливо добре помітну в лінії іонізованого кальцію. Як і грануляція, вона є наслідком рухів газів в підфотосферній конвективної зоні, тільки що відбуваються в більших масштабах. Температура в хромосфері швидко зростає, досягаючи у верхніх її шарах десятків тисяч градусів.
Видима довжина кометного хвоста оцінюється в градусах дуги. Якщо видно ядро комети, то його блиск оцінюється подібно блиску змінних зірок.
Чим частіше комета підходить до Сонця, тим швидше вона втрачає свою речовину. Тому періодичні К., які йдуть від Сонця порівняно недалеко (наприклад, до орбіти Юпітера чи Сатурна) і часто до нього повертаються (короткоперіодичні; їх відомо близько 100), не можуть бути яскравими. Їх не видно неозброєним оком. Навпаки, довгоперіодичні К. з великими періодами обертання навколо Сонця поблизу нього зазвичай бувають дуже яскраві і видні неозброєним оком.
7. Календарі
Календар (від лат. Calendarium - "боргова книга": у римському місячному календарі перше число кожного місяця називалося "календами" - Calendae, і в цей день відбувалися сплати відсотків по боргах) - система, що дозволяє узгодити тривалість середніх сонячних діб з іншими, більш тривалими періодичними явищами (зміною пір року, фазами Місяця і т.п.), і зазвичай застосовується для рахунку тривалих проміжків часу. Календар виник на зорі становлення цивілізації і генетично споріднений астрології. Вже в глибокій старовині люди помітили, що проміжки часу, сприятливі для тієї чи іншої діяльності, повторюються з певною періодичністю. Наприклад, час, сприятливий для посіву, повторюється приблизно через 365 змін дня і ночі, а повний місяць, що сприяє нічний полюванні, повторюється кожні 29-30 діб. Не менш важливе значення мало точне визначення моментів часу, найбільш сприятливих для здійснення жертвопринесень богам, магічних дій і т.п. Подібні функції календарі схожі з функціями астрології. Підтвердженням цього є й те, що в деяких народів астрологія пов'язана з календарями не менше, ніж до положень план, а іноді і зовсім заснована тільки на календарі. Основна проблема, з якою зіткнулися вже стародавні творці календаря, полягає в тому, що ні тривалість тропічного року, ні тривалість синодического місяці не рівні цілому числу доби. Більше того, неможливо підібрати будь-яке ціле число тропічних років (або синодичних місяців, в якому містилося б ціле число діб). У давнину ця проблема ускладнювалася ще й тим, що не були точно відомі тривалість тропічного року і синодического місяці.Календарі, в яких використовувався тропічний рік (сонячні календарі), складалися перш за все в сільськогосподарських цілях для визначення сезонів польових робіт. Основною проблемою при розробці цих календарів була проблема високосів, яка дозволила б зробити календар наскільки можливо точним. В даний час найбільш широке поширення отримав григоріанський календар з досить зручною системою високосних років. Похибка в 1 добу в ньому накопичується приблизно за 3300 років. Сонячними календарями є також юліанський календар і Хайяма календар.
Календарі, засновані на синодичним місяці (місячні календарі), використовувалися зазвичай для культових цілей, так як були непридатні для визначення термінів сільськогосподарських робіт (один і той же місяць у різні роки припадав на різні пори року). Головним у розробці систем місячного було підібрати таке число цілих місячних років по 354 і 355 днів, щоб тривалість цього періоду була найбільш близька до цілого числа. Найбільш вдалими співвідношеннями є: 354.36706 x 8 = 2834.936 днів; 354.36706 х 30 = 10641.012 днів (354.36706 - тривалість 12 місячних місяців). Тільки ці рівності і отримали застосування у всіх діючих місячних календарів. Перше з них називається турецьким циклом, друге - арабським циклом. Вони засновані на відповідних дробах 3 / 8 і 11/30 відповідно. Місячний календар використовувався в Стародавньому Вавілоні, Давньому Єгипті, Греції, Римі, а в країнах ісламу він у вживанні і до цього дня. Використання місячного календаря, що не дозволяє точно визначити початок сезонів року, призводило до необхідності використовувати календарні прикмети, пов'язані з сонячним роком.
Календар, що дозволяє узгодити тропічний рік, синодичний місяць і середні сонячні добу, називається місячно-сонячним. У такому календарі повинні дотримуватися дві умови: необхідно, щоб почала календарних місяців можливо ближче розташовувалися до молодика, а сума деякого числа цілих місячних місяців (12, але в метоновому циклі 7 разів протягом 19 років - 13 місяців) можливо точніше відповідала істинній тривалості тропічного року, чим досягається приблизне узгодження зміни місячних фаз з річним рухом Сонця. Місячно-сонячні календарі дуже громіздкі, сьогодні вони використовуються в основному в країнах Південно-Східної Азії.
Астрологічні системи, що базуються на календарних розрахунках, являють собою один з найбільш ранніх етапів розвитку астрології. Якщо астрологія ознак тяжіла до накопичення емпіричних спостережень, то тут, навпаки, рано виявилася тенденція до теоретичних узагальнень. Після того, як були виділені основні календарні цикли (тиждень, місяць, рік і ін), фазам цих циклів були приписані свої значення. Спільним для двох найдавніших видів астрології була наявність нерозривного зв'язку з ворожінням. Різниця полягала в тому, що астрологія ознак вимагала численних і ретельних спостережень за різними явищами в природі (астрономічними, метеорологічними, сейсмічними і т.п.). Календарна ж астрологія потребувала набагато меншій кількості спостережень, але в більшій кількості розрахунків.
8. Сонце і життя землі
Сонячне випромінювання, падаюче на Землю, загалом-то дуже стабільно, інакше життя на Землі піддавалася б занадто великим температурних перепадів. В даний час супутники дуже ретельно зміряли енергію, що випромінюється Сонцем, і показали, що сонячна постійна не постійна, а схильна варіацій у межах десятих часток відсотка, причому довгоперіодичні варіації пов'язані з сонячним циклом (Сонячна постійна - кількість сонячної енергії, що приходить на поверхню площею 1 кв.м, розгорнуту перпендикулярно сонячним променям в космосі) Від максимуму до мінімуму сонячна постійна зменшується приблизно на 0.1%, тобто під час максимуму активності (багато плям на Сонці) воно випромінює як би більше. Такі зміни також можуть мати вплив на земний клімат. У Маундеровский мінімум (1645-1715) було дуже мало плям. Цей період відомий на Землі як малий льодовиковий період: в цей час було набагато холодніше, ніж зараз. У принципі це може бути простим збігом, але швидше за все, ці події мають причинний зв'язок.Глибина проникнення сонячної радіації в атмосферу Землі залежить від довжини хвилі його випромінювання. На щастя для життя, оксид азоту в тонкому шарі атмосфери на висоті вище 50 км над поверхнею Землі блокує дуже змінне короткохвильове ультрафіолетове випромінювання Сонця. На менших висотах озон і молекулярний кисень поглинають довгохвильову частину ультрафіолетового випромінювання, яке також шкідливо для життя. Зміни сонячного ультрафіолетового випромінювання впливають на структуру озонового шару.
На Землю впливає також так званий сонячний вітер, обумовлений спокійним випусканням коронарної плазми. Сонячний вітер дуже сильно впливає на хвости комет і навіть має вимірювані ефекти впливу на траєкторію супутників. Заряджені частинки з сонячного вітру відповідальні за північні і південні полярні сяйва, коли вони пронизують земну атмосферу на високій швидкості і примушують її світитися.
Випущення Сонцем заряджених частинок, що залежить в основному від умов в шарах, розташованих вище фотосфери, також змінюється в циклі сонячної активності. Найбільше значення серед цих часток з точки зору впливу на земні процеси мають високоенергійні протони, які викидаються при вибухах в сонячній короні (одночасно викидаються також високоенергійні електрони).
Надходять до Землі високоенергійні сонячні протони мають енергії від 10 млн. до 10 млрд. еВ (для порівняння енергія фотона видимого світла складає близько 2 еВ). Найбільш енергійні протони рухаються зі швидкістю, близькою до швидкості світла, і досягають Землі приблизно через 8 хв після самих потужних сонячних спалахів. Такі спалахи пов'язані з колосальними виверженнями в активних областях Сонця, які різко збільшують свою яскравість в рентгенівському і крайньому ультрафіолетовому діапазонах. Вважається, що джерелом енергії спалахів є швидке взаємознищення (анігіляція) сильних магнітних полів, при якій відбувається розігрів плазми і виникають потужні електричні поля, прискорюючі заряджені частинки. Ці частинки здатні надати різноманітне вплив на людей, що знаходяться в цей момент не під захистом земного магнітного поля.
Потужні протонні спалахи є важливим чинником для планування польотів на цивільних авіалініях, особливо проходять в полярних широтах, де силові лінії земного магнітного поля направлені перпендикулярно поверхні Землі і тому дозволяють зарядженим частинкам досягати нижніх шарів атмосфери. Пасажири в цьому випадку піддаються підвищеному радіаційному опроміненню. Ще більш сильний вплив такі явища можуть надавати на екіпажі космічних апаратів, особливо тих, які літають на орбітах, що проходять через полюси. Спостерігалося також вплив протонних спалахів на функціонування обчислювальних систем. Так, у серпні 1989 року одна така подія паралізувала роботу обчислювального центру фондової біржі в Торонто. Протягом сонячного циклу відбувається лише кілька десятків таких могутніх спалахів, і їх частота значно вище в його максимумі, ніж у мінімумі.
Зміни потоку плазми сонячного вітру, оточуючого Землю, призводять до впливу зовсім іншого виду. Ця відносно низько енергійна плазма як би тікає з сонячної корони, долаючи з-за високої температури гравітаційне тяжіння Сонця. Магнітне поле Землі впливає на заряджені частинки сонячного вітру, і не дозволяє їм наблизитися до поверхні планети. Простір навколо Землі, в яке в основному не можуть проникати частинки сонячного вітру, називають земної магнітосферою. Спалахи та інші різкі зміни магнітних полів на Сонці приводять до збурень у сонячному вітрі і змінюють тиск плазми на земну магнітосферу. Пов'язані з впливом сонячного вітру зміни геомагнітного поля складають лише близько 0,1% його напруженості, рівної приблизно 1 Гс. Проте індуковані навіть настільки малими змінами геомагнітного поля електричні струми в довгих провідниках на поверхні Землі (таких як високовольтні лінії або труби нафтопроводів) можуть приводити до драматичних наслідків. Довгий час робилися численні спроби знайти зв'язок між сонячною активністю і погодою, Видатний англійський астроном Вільям Гершель припустив, що Сонце найбільш яскраво світить при максимумі сонячних плям, а підвищення температури в цей період повинно було б приводити до збільшення врожаю пшениці і відповідно падіння цін на неї . У 1801 р. він заявив, що ціна на пшеницю справді корелює з циклом сонячних плям. Кореляція, проте, виявилася недостовірною, і Гершель став займатися іншими проблемами. Багато такі удавані зв'язки виявилися недовговічними, і всі вони мали той недолік, що були скоріше статистичними, ніж причинними. Ніхто ще не запропонував розумного механізму, за допомогою якого настільки малі зміни сонячної постійної могли б відчутно впливати на земні процеси.
9. Сонце - найближча зірка
Сонце являє собою сферично симетричне тіло, що знаходиться в рівновазі. Усюди на однакових відстанях від центру цієї кулі фізичні умови однакові, але вони помітно змінюються з наближенням до центру. Щільність і тиск швидко наростають в глибінь, де газ сильніше стиснутий тиском горішніх шарів. Отже, температура зростає в міру наближення до центру. У залежності від зміни фізичних умов Сонце можна розділити на кілька концентричних шарів, що поступово переходять один в одного.У центрі Сонця температура сягає 15 млн градусів, а тиск перевищує сотні мільярдів атмосфер. Газ стиснутий тут до щільності близько 1,5 · 105 кг/м3. Майже вся енергія Сонця генерується в ядрі - центральної області з радіусом приблизно 1 / 3 сонячного.
Через шари, що оточують центральну частину, ця енергія передається назовні. Спочатку енергія переноситься випромінюванням. Проте кожен фотон витрачає мільйони років для того, щоб пройти зону випромінювання: світло багато разів поглинається речовиною і випромінюється знов. Вважається, що зона випромінювання тягнеться приблизно на 1 / 3 радіуса Сонця.
Протягом останньої третини радіусу знаходиться зона конвекції. Причина виникнення перемішування (конвекції) в зовнішніх шарах Сонця та ж, що і в киплячому чайнику: кількість енергії, що надходять від нагрівача, набагато більше того, яке відводиться теплопровідністю. Тому речовина вимушено починає рухатися й починає саме переносити тепло.
Всі розглянуті вище шари Сонця фактично ненаблюдаемость. Про їх існування відомо або з теоретичних розрахунків, або на підставі непрямих даних.
Над конвективного зоною розташовуються безпосередньо спостережувані шари Сонця, звані його атмосферою. Вони краще вивчені, тому що про їхні властивості можна судити зі спостережень.
Сонячна атмосфера також складається з декількох різних шарів. Найглибший і тонкий з них - фотосфера, безпосередньо спостережувана у видимому безперервному спектрі. Товщина фотосфери всього близько 300 км. Чим глибше шари фотосфери, тим вони гарячіші. У зовнішніх холодніших шарах фотосфери на фоні безперервного спектру утворюються фраунгоферові лінії поглинання.
Під час найбільшого спокою земної атмосфери в телескоп можна спостерігати характерну зернисту структуру фотосфери. Чергування маленьких світлих цяток - гранул - розміром близько 1000 км., Оточених темними проміжками, створює враження комірчастої структури - грануляції. Виникнення грануляції пов'язане з яка відбувається під фотосферою конвекцією. Окремі гранули на декілька сотень градусів гарячіше навколишнього їх газу, і протягом декількох хвилин їх розподіл по диску Сонця змінюється. Спектральні вимірювання свідчать про рух газу в гранулах, схожих на конвективні: в гранулах газ піднімається, а між ними - опускається.
Поширюючись у верхні шари сонячної атмосфери, хвилі, що виникли в конвективній зоні й у фотосфері, передають їм частину механічної енергії конвективних рухів і виробляють нагрівання газів наступних шарів атмосфери - хромосфери й корони. У результаті верхні шари фотосфери з температурою близько 4500K виявляються "холодними" на Сонце. Як углиб, так і вгору від них температура газів швидко росте.
Розташований над фотосферою шар, званий хромосферою, під час повних сонячних затемнень у ті хвилини, коли Місяць повністю закриває фотосферу, видно як рожеве кільце, що оточує темний диск. На краю хромосфери спостерігаються виступаючі як би язички полум'я - хромосферні спікули, що представляють собою витягнуті стовпчики з ущільненого газу. Тоді ж можна спостерігати і спектр хромосфери, так званий спектр спалаху. Він складається з яскравих емісійних ліній водню, гелію, іонізованого кальцію та інших елементів, які раптово спалахують під час повної фази затемнення. Виділяючи випромінювання Сонця в цих лініях, можна отримати в них його зображення. Хромосфера відрізняється від фотосфери значно більш неправильною і неоднорідною структурою. Помітно два типи неоднорідностей - яскраві та темні. За своїми розмірами вони перевищують фотосферні гранули. Загалом розподіл неоднорідностей утворює так звану хромосферну сітку, особливо добре помітну в лінії іонізованого кальцію. Як і грануляція, вона є наслідком рухів газів в підфотосферній конвективної зоні, тільки що відбуваються в більших масштабах. Температура в хромосфері швидко зростає, досягаючи у верхніх її шарах десятків тисяч градусів.
Список літератури
- Астрономічна картина світу і її творці / А. І. Єремєєва .- М.: Надра, 1984.-224 с.
- Природничонаукові уявлення Київської Русі: Числення років. Символіка чисел. "Зречення" книги. Астрологія. Мінералогія / Под ред. Р.А.Сімонова.-М.: Наука, 1988.-318 с.
- Зоряне небо: Перекази і новітні знання про сузір'я, зірки і планети / Дж. Корнеліус.-М.: Б.І, 2000.-176 с.
- Історія астрономії: Пер. з англ. / А. Панненкук .- М.: Наука, 1966.-592 с.: Іл.
- Концепції сучасного природознавства / В. М. Найдиш .- М.: Гардаріки, 2000.-476 с.
- Коротка історія астрономії / А. Беррі .- 2-е изд.-М.: ОГИЗ, 1946.-363 с.
- Про системи галактики / М. Б. Сизов .- М.: Прометей, 1992.-16 с.
- Походження та еволюція Землі та інших планет Сонячної системи / А. А. Маракушев .- М.: Наука, 1992.-204 с.
- Народження зірок / В. Г. Сурдін .- М.: Едіторіал УРСС, 1999.-232 с.
- Точні науки в давнину: Пер. з англ. / О. Нейгебауєр .- М.: Наука, 1968.-224 с.
- Фізична модель Всесвіту / Б. П. Іванов .- СПб.: Політехніка, 2000.-312 с.
- Еволюція сонячної системи: Пер. з англ. / Х. Альвен, Г. Арреніус .- М.: Світ, 1979.-511 с.