Астрономія 11 клас Климишин 2002

1

oL

(

c k

)

УДК 373.167.1 ББК 22.6972 К 49

Рекомендовано Міністерством освіти і науки України (Лист № 1/11- 743 від 13 березня 2001 р )

Рецензенти:

проф., д-р фіз. -мат. наук М. І. Дзюбенко; канд. фіз.-мат. наук І. Б. Вавілова: вчитель вищ ої категорії сиг № 242 .и. Киева Л. Д. Благодаренко

Климишин І. А., Крячко І. П. К49

Астрономія: Підручник для 11 класу загальноосвітніх навчальних закладів.— К.: Знання України, 2002.— 192 с. IS B N 966-7999-02-5

ЬБК 22.6972

IS B N 966-7999-02-5

© Климишин І. А.. 2002 © Крячко І. П , 2002 © ‘'Знання України” , видання, 2002

з

{МІСТ ПЕРЕДМОВА

И

§ 1. §2.

Предмет астрономії. Ї ї розвиток і значення в ж и тті суспільства Короткий огляд

7 10

об’ єктів дослідження в астрономії................

І. Н Е Б Е С Н А С Ф Е Р А . Р У Х С В І Т И Л Н А Н Е Б Е С Н І Й С Ф Е Р І § 3.

Небесна сфера. С узір’ я. Відстані до небесних об’ єктів. Зоряні величини § 4. Основні точки і л ін ії небесної сфери. Зоряний час............................................................ § 5. Системи небесних координат.............................. § 6. Сонячний час. Співвідношення між зоряним і сонячним часом § 7. Видимий р ух Сонця. Тропічний і зоряний р ік . § 8. Видимий рух М ісяця. Сонячні та м ісячні затем н ен н я.......................... § 9. Видимі рухи планет. Закони К е п л е р а .............. § 1 0 . Календар і його т и п и ............................................

16

21 24 27

ЗО 36 42 47

II. М Е Т О Д И Т А З А С О Б И А С Т Р О Н О М І Ч Н И Х Д О С Л І Д Ж Е Н Ь § 1 1 . Сучасні наземні та орбітальні т е л е с к о п и ......... § 12.* Випромінювання: приймання та а н а л із .........

52 62

III. Н А Ш А П Л А Н Е Т Н А С И С Т Е М А §13. §14. §15. §16. §17.

Земля і М ісяц ь....................................................... П ланети земної гр у п и .......................................... П ланети-гіганти та їх н і суп утн и к и ................... М алі т іл а у Сонячній си стем і.............................. Формування планетної с и с т е м и .........................

68 75 86 96 105

IV. СОНЦЕ - Н А Й Б Л И Ж Ч А ЗОРЯ

П

§ 18. Основні відомості про С о н ц е ..................... § 19. Будова Сонця. Дж ерела його е н е р г ії...... § 20. Сонячна активність та ї ї вплив на Землю

112 115 118

V , ЗОРІ . Е В О Л Ю Ц І Я З І Р

§ 21. Звичайні зо р і................................................. § 22. Подвійні з о р і................................................. § 23. Ф ізи чн і зм інні зо р і......................................

§ 24. Еволю ція зір. Нейтронні зорі. Ч орні діри

126 133 135 139

VI. Н А Ш А Г А Л А К Т И К А

§ 25. М олочний Ш л я х . Зоряні скупчення та асоціації. Т ум ан н ості..... § 26. Підсистеми Галактики та її спіральна структура.....................................

148 155

VII. Б У Д О В А І Е В О Л Ю Ц ІЯ ВСЕСВІТУ

§ 2 7 . Галактики і квазари............................................. § 2 8 . П роблеми к о с м о л о г ії............................................ § 29. Походж ення і розвиток В с е с в іт у .......................

160 167 170

V III. Ж И Т Т Я У ВСЕСВІТІ

■

§ ЗО. Про пош ук ж иття за межами Зем лі § 31. Лю дина у В с е с в іт і..... .......................

176 180

ДОДАТКИ

t

1. 2. 3. 4. 5. 6. 7. 8. 9.

Вказівки до астрономічних спостереж ень........ Грецький алф авіт.................................................. Астрономічні знаки, символи і величини......... Д еякі фізичні та астрономічні величини.......... Дані про Землю, М ісяць і С о н ц е ........................ Відомості про планети Сонячної си стем и ......... Найяскравіш і зорі, їх н і сходи і зах од и ............. Календарні т а б л и ц і.............................................. Список рекомендованої л іт ер а т у р и ...................

185 187 187 187 188 188 189 190 190

ПЕРЕДМОВА

ШАНОВНІ СТАРШОКЛАСНИКИ! Ви починаєте вивчати новий навчальний предмет - астрономію. Не випадково астрономія вивчається у випускному к ласі середньої ш коли, адже настав час узагальнити знання, отримані на уроках фізики, х ім ії, географ ії, математики. М ож на скласти д ля себе ц ілісн у картину навколиш нього світу в його найглобальніш ом у вимірі - Всесвіті. Вивчаючи основи науки про Всесвіт, ви познайомитесь з при­ родою планет С онячної системи, окрем и х зір і велетен ських зоря­ них систем, дізнаєтесь, як астрономи визначають відстань до не­ бесних св іти л та їх н ю будову. В основу цього к урсу астрономії покладено наукові факти, закони і теорії. У свою чергу, розглядаються деякі припущ ення і гіпотези, пов’ язані з питаннями, щ е не розв’ язаними сучасною ас­ трономією. О с к ільк и курс астр он ом ії відносно к ор отк и й , то варто не л и ­ ше уваж но працювати з п ід р учн и к ом , а й користуватись додат­ ковою літер атур ою . П ід р уч н и к зорієнтовано на ваш у активну \шасть у вивченні м а тер іа лу. Т о м у нам агайтеся сам остій но зн ай ­ ти в ід п о в ід і на зап и тан н я , наведен і п іс л я к о ж н о го параграф а, а також виконати подані вправи.

6

У тексті підручника авторами заокруглені деякі числа д ля зруч­ ності їхнього сприйняття і запам’ ятовування. Окремі розділи підручника позначено зірочкою (* ). Ц е означає, щ о вони дещо складніш і д ля засвоєння і не обов’ язкові д ля всіх. Кож ний розділ завершується переліком того, що корисно знати і вміти, вивчивши конкретну тему. Обов’ язково навчіться користуватись картою зоряного неба, до­ даною до цього підручника. Бажано використовувати на уроках ас­ трономії також контурні карти зоряного неба та робочий зошит. Астроном ія - спостережна наука, тому спостереження небесних світил - важлива частина курсу астрономії. Обов’ язково проводьте самостійні спостереження згідно з рекомендаціями підручника і за­ вданнями вчителя. Д л я цього використовуйте «Астроном ічний ка­ лендар» на поточний рік, бажано мати також бін окль чи телескоп. Отже, ви працюєте з підручником астрономії, ініціатором ство­ рення якого була Українська астрономічна асоціація, щ о ї ї очолює відомий український астроном Я . С. Яцків. Автори висловлюю ть щ иру подяку всім, хто допомагав у підготовці цього підручника.

А вдйаь єд'ііі>щоклаеники. бажаємо успіхів у вивченні

АСТРОНОМІЇ!

Предмет астрономії. Її розвиток і значення в житті суспільства А с т р о н о м і я (в ід грец . «а с т р о н » — « з о р я » , «н о м о с » — «з а *; і » ) - наука про н ебесн і св іти ла , про закони їх н ь о го р ух у, будови івитку, а також про буд ову і розви ток В сесвіту в ц іл о м у . Астрономія вивчає всю сукупність небесних світил: планети та J супутники, комети і метеорні тіла, Сонце, зорі, зоряні скупчення, ~ чинності, галактики, а також речовину та поля, я к і заповнюють т~ :стір між світилами. Астрономія істотно відрізняється від інш их галузей природознавстВ основі інш их природничих наук леж ить експеримент. Ф ізи к чи л і к можуть штучно створювати ті чи інш і умови і дослідж увати, як ■«.н а цих умов впливає на перебіг певного процесу. Основа астрономії - спостереження. Вивчаючи потоки електровіГКЇТНИХ хвиль від небесних світил, астрономи не тільк и зм огли визнагти відстані до них, дослідити фізичні умови в їх н іх надрах, встановихімічний склад їх н іх атмосфер, з ’ ясувати внутрішню будову, але й на« .*г лити ш ляхи їхн ьої еволю ції впродовж м ільярдів років. Можна сказати, що сучасна астрономія утримується на трьох «ки- і ►: по-перше, це потужна світлоприймальна техніка, тобто телескопи і ^різноманітніш ими допоміжними приладами та евітлорєєструвальнипристосуваннями; по-друге, вся сукупність законів, ідей і методів ' -етичної фізики, встановлених і розроблених за останні триста сів; по третє, весь складний і різноманітний математичний апарат у - днанні з можливостями сучасної обчислю вальної техніки. Сучасна астрономія є настільки розвиненою наукою, щ о поділяється на над десять окремих дисциплін, в кожній з яких використовуються лиш е властиві методи досліджень, типи інструментів, поняттєвий апарат. Так, . трометрія розробляє методи вимірювання положень небесних світил і : вих відстаней між ними, вона ж розв’язує проблеми вимірювання чаНебесна механіка з’ ясовує динаміку руху небесних тіл. Астрофізика чає фізичну природу, хімічний склад і внутрішню будову зір. Зоряна ас--■томія досліджує будову нашої Галактики та інших зоряних систем. Л сланнями походження і розвитку небесних т іл займається космогонія, а ©збитком Всесвіту в цілому - космологія (від грец. «косм ос» - «Всесвіт», «*оне» - «походж ення», «л о го с» - «вчення»). Астрономія - одна з найдавніших наук. Перші астрономічні записи, знайв давньоєгипетських гробницях, датуються Х Х І-Х У П ст. до н. е. Так, відо, що вже за 3000 років до н. е. єгипетські жерці за першою ранковою появою в^яскравішої зорі земного зоряного неба Сіріус визначали час настання розлизу річки Ніл. В давньому Китаї за 2000 років до н. е. видимі рухи Сонця та Міся­ ця були так добре вивчені, що китайські астрономи передбачали настання соняч­ них та місячних затемнень. Б уло принаймні три причини, що обумовили і стимулю вали зарод­ ження і розвиток астрономії.

П е р ш и й і, безумовно, найдавніший сти м ул - це практичні по­ треби лю дей. Д л я первісних кочових плем ен, я к і займ алися м ислив­ ством, дуж е важ ливою обставиною б уло чергування тем них безм ісяч­ них та св ітли х м ісячн их ночей, що вимагало спостережень за зміною фаз М ісяця. З ритмічною зміною пір року пов’ язаний річний ц и к л ж иття зем ле­ робів. Д л я народів М еж иріччя, Єгипту Китаю дуж е важливим було завбачення розливів великих річок, у долинах яких вони ж и ли. А це вимагало як спостережень за висотою Сонця над обрієм упродовж року, так і зіставлення подій на Зем лі з виглядом зоряного неба. Спираючись на ці спостереження, лю ди вже з давніх давен розробили певні системи ліч би часу - календарі. Спостерігаючи схід Сонця вранці і його захід увечері, вони зм огли виділити д ля орієнтації в просторі один із головних напрямків - напря­ мок с х ід -з а х ід . Слово «о р ієн тув ати ся » походить від латин ського «о р іє н с », що означає «с х ід », а також «с х ід С онця». Д л я встановлення напрямку вночі лю ди запам’ ятовували розташ у­ вання на небі яскравих зір та їх н іх окремих характерних груп, з ’ ясову­ вали умови видимості світил на небі впродовж року. Д р у г и м стимулом д ля ретельних спостережень зоряного неба, а загалом - д ля нагромадження астрономічних знань і розвитку астро­ номії, були астрологічні завбачення. Вж е в I I I тис. до н. е. давні вавілоняни уважно слідкували за рухом так званих «блук аю чи х св іти л», які, на відміну від нерухомих зір, не займали постійних полож ень на небі, а рухались, переміщаючись із сузір ’ я в сузір ’ я. Від давніх греків до нас дійш ла їхн я загальна назва планети, від римлян - власні назви: Меркурій, Венера, М арс, Юпітер і Сатурн. До числа планет у т і часи відносили щ е й Сонце та Місяць, бо вони також «б л у к а л и » небом по сузір ’ ях. Н е знаючи справж ніх причин р у х у планет на небі, давні спос­ терігачі ск лали уявлен ня, за яким Сонце, М ісяц ь і згадані п ’ ять св іти л є «провісникам и волі б о гів ». Н ап риклад, на клин оп исни х таб­ ли ч к ах , датованих 2300 р. до н. е., читаємо: «Я к щ о Венера з ’ яв­ ляється на сході в м ісяц і айяру і В ели к і та М а л і Б лизн ята оточую ть її, і всі чотири, як і вона, темні, тоді цар Е лам а буде ураж ений хворобою і не залиш иться ж и ви м ». Понад 4000 років тому зародилась астрологія - необгрунтоване з позицій сучасної науки намагання за полож енням планет на небі перед­ бачати хід подій на зем лі: погоду та урожай, мир чи війну д ля держави, долю правителя, а згодом - і кож ної людини Т р е т і м і, напевно, найголовніш им стим улом д л я розвитку ас­ трономії було нестримне бажання лю дської дум ки проникнути в суть речей, усвідомити справжнє полож ення З ем лі й лю дини у Всесвіті, пізнати закони, за якими рухаю ться світила і я к і визначають їхн є народження, будову та подальш ий розвиток. Тобто астрономія задо­ вольн яла потребу лю дини в поясненні походж ення та розвитку навко­ лиш н ього світу.

9

Відіграючи величезну світоглядну роль астрономія завжди посідаільне місце в духовному ж итті людства. Ось щ о писав з цього приво_ А . Пуанкаре: «А стр он ом ія корисна, тому щ о вона підносить нас над самими; вона корисна, тому що вона велична; вона корисна, тому ш вона прекрасна. Вона показує нам, яка нікчемна людина тілом і яка етична вона духом, бо розум її у змозі осягнути сяючі безодні, де її тіло тише темна точка, у змозі насолоджуватись їхньою безмовною гарнією. Так приходимо ми до усвідомлення своєї могутності, і це відомлення ... робить нас си льн іш и м и ». Астрономія зароджувалася в різних куточках планети: у Межиріччі, лятаї, Єгипті - скрізь, де, усвідомивши себе, людина організовувала своє « 11 я у певній спільноті. Ясна річ, у ті часи відповіді на питання про будожу й походження навколишнього світу і z місце Землі у ньому люди давали на шдставі своїх безпосередніх вражень та гід чуттів. Тож не випадково склалось уяв-ння про те, що Земля нерухома і знахо: гься в центрі світу. Я к очевидний факт приймалося, що Сонце, Місяць і весь не­ бі ‘хил обертаються навколо неї. Довгий час у людей не було підстав мніватись навіть у тому, що Земля плока. Результати тривалих спостережень, >:крема видимих рухів М ісяця, Сонця, планет, передавались із покоління в по- олійня. З часом вони допомогли змодеМал. 1.1. Геоцентрична модель світу ' івати рухи цих світил і завдяки цьому бчислювати їх н і положення серед зір на багато років наперед. Найдосконаліше це здалося зробити грецьком у вченому Клавдію Птолемею б іл я 150 р. н. е. Його * центрична модель світу (м ал. 1.1) бу­ ла гак ретельно опрацьована, що и вико7 истовували майже 1500 років. У величну будівлю сучасної астрономії ? чладали цеглини сотні вчених усіх країн. Зокрема, Микола Коперник (1473-1543) «зрушив Землю, зупинивши Сонце». Йотан Кеплер (1618-1621) на підставі двад­ цятирічних спостережень Т іхо Браге (1546-1601) встановив закони руху пла­ Мал. 1.2. Геліоцентрична модель світу нет. Галілео Галілей (1564-1642), збуду­ вавши перший телескоп і спрямувавши його в небо, відкрив чотири супут­ ники Юпітера, фази Венери та багато іншого. Ц і відкриття утверджували - ліоцентричну модель світу (мал. 1.2) Коперника. Ісаак Ньютон (16431727), узагальнивши закони Кеплера про рух планет, відкрив закон всесвітнього тяжіння і заклав основи небесної механіки. Вільям Гершель

(1738-1822) створив модель нашої Галактики - велетенської, але скінчен­ них розмірів системи зір. Йозеф Фраунгофер (1787-1826) вперше викорис­ тав спектральний аналіз в астрономії. Едвін Габбл (1889-1953) довів, що за межами нашої Галактики є незліченне число інших таких же зоряних сис­ тем і що цей світ галактик розширюється. Альберт Ейнштейн (1879-1955) створив теорію відносності, яка стала фундаментом космології. . Сучасна астрономія, залишаючись фундаментальною наукою, має вели­ чезне прикладне значення і безпосередньо пов’ язана з науково-технічним прогресом людства. Вивчення різноманітних небесних тіл, які можуть пере­ бувати в умовах і дуже високих, і дуже низьких температур, густин і тисків, збагачує важливими даними «зем ні» науки - фізику, хімію тощо. Закони не­ бесної механіки покладено в основу теорії руху космічних апаратів, а прак­ тичну космонавтику уявити без астрономії взагалі неможливо. Дослідження Місяця і планет дозволяють значно краще вивчати нашу Землю. К рім того, астрономія є однією з найголовніш их наук, завдяки яким створюється наукова картина світу - система уявлень про найзага льн іш і закони будови і розвитку Всесвіту та його окремих частин. І ця наукова картина світу, більш ою чи меншою мірою, стає елементом світогляду кож ної людини.

У

§ 2.

1. Щ о таке астрономія'? 2 . Які практичні питання вона допомагала вирішувати? 3. Який із стимулів розвитку астрономії для Вас найпереконливіший? Чому? 4 Що таке астрологія? 5. Чому, на Вашу думку, астрологія не є наукою?

Короткий огляд об’єктів дослідження в астрономії

За багато віків свого розвитку астрономія накопичила величез­ ний фактичний матеріал, який дозволяє скласти уявлення про будову Всесвіту в доступних д ля нас межах. П ерш ніж розпочати вивчення ос­ нов астрономії, Корисно познайомитися з цими уявленнями. Земля - це холодне небесне т іл о к улястої форми з порівняно невели­ кими розмірами - ї ї радіус у середньому становить 6 370 км. Н а відстані бли зько 60 земних радіусів від З ем лі знаходиться її супутник - М ісяць - також холодне кулясте т іл о з розмірами, майже у чотири рази менши­ ми за земні. М ісяць обертається навколо З ем лі за 27,3 доби і супровод­ ж ує ї ї у річному русі навколо Сонця. О скільки М ісяць, як і Земля, сам не світиться, ми бачимо лиш е ту його частину, яка освітлена Сонцем звідси різні форми видимого М ісяця, так звані фази. Окрім Зем лі з Місяцем, навколо Сонця обертаються ще 8 подібних т іл або планет, як і мають різні розміри і перебувають на різних відстанях від нього. Два з них - Меркурій і Венера - бли ж чі до Сонця, ніж Земля, решта знаходяться далі. М еркурій, найближ чий до Сонця, має майже у два з половиною рази менший радіус, ніж Земля. Венера, наша сусідка і друга числом планета, майже однакова розміром із Землею. Четвертий

м. і також наш сусід, але з іншого боку - це планета Марс. Він майлвш і менший від Зем лі за радіусом, знаходиться у півтора рази далі е л я , ніж Земля, і має два супутники - Фобос і Деймос. Н а відміну ___ ісяця супутники Марса - це невеликі тіла з середніми радіусами - м (Фобос) і 8 км (Деймос), я к і не мають правильної кулястої форми. І Іеркурій, Венера, Зем ля і Марс належ ать до планет так званої земупи, бо, попри розбіж ності у зовніш ніх характеристиках, вони ма= м іж собою багато спільного. Н айбільш а планета б іл я Сонця - Юпітер. Й ого радіус в одинадцять :_з більш ий за земний; він перебуває від Сонця майже у 5 разів далі, їж Земля, і має 28 відомих сьогодні супутників. За Юпітером навколо Сонця к р уж ляє Сатурн. Він має трохи менші ри, ніж Юпітер, і вражає системою дуж е яскравих к ілец ь, я к і виднавіть у найпростіший телескоп. До сьогодні астрономи відкрили супутників Сатурна. Всі вищеназвані планети відомі з прадавніх часів, бо видимі на небі не •'роєним оком. Д алі йдуть також великі планети: Уран з розмірами, май4 рази більшими за земні, що був відкритий за допомогою телескопа у ТИ ст. і має 17 супутників, та Нептун, до відкриття якого в X IX ст. притеоретичні розрахунки на основі закону всесвітнього тяжіння; його .іа складається з 8 супутників, а розміри у 4 рази більш і за земні. Нарешті, найдальшою від Сонця (в 40 разів дальшою, ніж Зем ля) Есзелика планета Плутон (відкрита у 1930 р.) із своїм удвічі меншим іутником Хароном. Юпітер, Сатурн, Уран і Н ептун утворюють групу планет-гігантів, л~я яких характерні потуж ні аміачно-метанові атмосфери та, крім сутутників, системи кілець. Окрім дев’ яти названих велики х планет, у Сонячній системі рухас ть -я ще десятки тисяч малих планет або астероїдів (переважно м іж 111арсом і Ю пітером), велика к ільк іс т ь комет, а також безліч окремих л ібних метеорних тіл, як і час від часу влітаю ть з великою швидкістю - тмосферу Зем лі, нагріваються у її щ ільн и х шарах і спалахую ть, ство. • >ючи ефект «падаю чих з ір ». М іж планетний простір заповнений вели- :ю кількістю пилу та газу. Сонце та всі тіла, щ о обертаються навколо нього, утворюють Сонячну г".ему. Я к наймасивніше т іло серед інш их, Сонце займає центральне гтлож ення в цій сім ’ї. Воно у 109 разів більш е за радіусом, ніж Земля, а і эго маса становить 99,86 % загальної маси всіх тіл, я к і входять до скла­ д у Сонячної системи. Середня відстань від Зем лі до Сонця становить майже 150 м ільйонів кілометрів. Сонце - найближча до Зем лі зоря - го- вне джерело енергії в нашій планетній системі і «к е р у є » рухом усіх Г-Л, як і знаходяться б іл я нього. Зорі дуже далекі від нас. К оли в середині X IX ст. вдалось виміряти з л д а л і до зір, то виявилося, що навіть найближчаз них - Проксима із сузір’я Кентавра - така далека, що світло зі швидкістю 300 000 км/с летить від неї до Сонця 4,3 року. Інш і зорі знаходяться ще далі. Є такі, від яких світло ле­ тить десятки, сотні, тисячі й навіть десятки тисяч років. Щ об усвідомити

14 масштаби відстаней між зорями, досить зазначити, що світло від Сонця ле­ тить до нас лише 8,3 хвилини. Всі зорі за своєю природою схожі на Сонце і в той же час за своїми характеристиками можуть дуже відрізнятись від нього. Дослідж ення показують, що більш ість зір на нашому небі входять до так званих кратних систем - к оли зорі, я к і ми бачимо поодиноки­ ми, насправді складаються з двох, трьох чи й більш ої к ільк ості компо­ нентів, щ о обертаються навколо спільного центра мас. Виявлено зорі різноманітної природи, встановлено ш ляхи їхн ьої еволю ції. В між зоряних просторах знаходиться багато п и лу і газу, як і часом утворюють величезні за розмірами та об’ ємом туманності. Газові ту­ манності, поблизу яких є яскраві зорі, світяться. Пилові хмари, навпа­ ки, мають вигляд темного провалля на яскравіш ому тлі. Кількість зір на небі здається незліченною. Та виявляється, що неоз­ броєним оком їх можна побачити не так вже й багато - лише близько 3 000 водночас. Якщо ж поглянути на зоряне небо в телескоп або сфотографувати його, то виявиться, що насправді зір набагато більше. Проте розміщені вони на небі нерівномірно. Основна їх кількість зосереджена в районі іскристої стрічки Молочного Шляху (в Україні вживають назву Чумацький Ш лях). Телескопічні спостереження вже давно показали, щ о Сонце і всі зорі, як і ми бачимо, являю ть собою лиш е мізерну частку велетенської за розмірами і кількістю складових зоряної системи під назвою Галакти­ ка. П оглянувш и на нашу Галактику здалеку, ми б побачили, що зверху вона схожа на спіраль з двома зоряними рукавами, а збоку нагадує дво­ оп уклу лінзу. Діаметр Галактики такий великий, що світло перетне його лиш е за 100 000 років. Сонце знаходиться приблизно посередині між око­ лицями Галактики та її центром, м іж двома спіральними рукавами. Т а світ не закінчується за межами наш ої Галактики. У Всесвіті є ба­ гато інш их зоряних систем, подібних до нашої. Вони знаходяться так далеко, щ о світло летить від них сотні тисяч, м ільйони і м ільярди років. У наш час дедалі досконаліш і спостережні засоби дозволяю ть ви­ являти в глибинах Всесвіту все нові й нові галактики. Загальна к ільк ість галактик повинна сягати багатьох м ільярдів. Зібрані у скупчення різної потужності, вони утворюють своєрідну аж ур­ ну просторову сітку, де згущ ення, ланцю жки і надскупчення галактик оточують ділянки простору дуж е низької густини. Вся видима частина Всесвіту, доступна сучасним засобам дослідж ень, називається М ет а­ галактикою. Можна припустити існування й інш их метагалактик. Все в навколишньому світі, куди б ми не подивились - від Сонячної си­ стеми до грандіозних скупчень галактик - постійно змінюється і рухається. Планети рухаються відносно Сонця, Сонце разом з планетами - відносно зір, всі зорі - відносно центра Галактики, а вона, у свою чергу, - відносно інших галактик. В постійному розширенні знаходиться Метагалактика. 2.1. Підготуйте усне повідомлення на тему «М о ї знання і уявлення про Всесвіт».

15

еал І.

І. Н Е Б Е С Н А С Ф Е Р А . РУХ СВІТИЛ НА Н Е Б Е С Н ІЙ С Ф Е Р І

16

НЕБЕСНА СФЕРА. РУХ СВІТИЛ НА НЕБЕСНІЙ СФЕРІ

§ 3.

Небесна сфера. Сузір’я. Відстані до небесних світил. Зоряні величини

1. П о н я т т я н е б е с н о ї сф ер и . Зоряне небо!.. Напевне, немає лю ­ дини, яку б не вражала його витончена довершеність, його незбагненна краса і таємничість. Недаремно давні греки дали всьому зоряному Всесвіту назву космос, що означає - оздоба, прикраса. І в цьому немає нічого дивно­ го! Свого часу М. Коперник висловився з захопленням: «...Б о що може бу­ ти чарівнішим від небосхилу, який вміщує у собі все прекрасне?» Розмірковуючи над будовою зоряного Всесвіту, філософ Арістотель (384-322 рр.. до н. е.) стверджував: «Всесвіт - досконалий, а тому сферич­ ний, бо сфера - єдина досконала фігура» ■Згідно з його розрахунками, радіус Всесвіту, тобто відстань до сфери зір, має бути у дев’ять разів більшою, ніж відстань від Землі до Сонця, а Земля, за його уявленнями, займає цен­ тральне положення у Всесвіті, адже «у с і важкі тіла прямують до центра Землі, а оскільки будь-яке тіло прямує до центра всесвіту, то Земля мусить перебувати нерухомо в цьому центрі». Щоправда, інший відомий грецький філософ Демокріт (460-370 рр. до н. е.), а ближче до наших часів Галілей до­ водили протилежне: Всесвіт - безмежний, зорі перебувають на різних відстанях від Землі, але ця різниця у відстанях на око не сприймається, тому і здається, що зорі знахо­ дяться на внутрішній поверхні деякої сфери. Ц е виявилось і справді так! Сьогодні ми знаємо, що немає сфери над нашими головами, знаємо, щ о зорі дуж е да­ л е к і від нас, та поняття небесної сфери зали ­ ш илось, бо виявилося дуж е зручним при вивченні видимих рухів світил та визна­ Мал. 3.1. Небесна сфера ченні їх н іх взаємних розташувань на небі. Н е б е с н а с ф е р а — це уявна сфера довільного радіуса, в центрі я к ої знаходиться спостерігач і на яку спроектовано всі світила так, як він бачить їх у певний момент часу з певної точки простору. Небесну сферу можна уявити у вигляді велетенського глобуса (довільно­ го радіуса), схожого на глобус Землі, але розглядається він зсередини (мал. 3.1). Центр небесної сфери збігається з оком кожного окремого спос­ терігача. Я к і на земному глобусі, на небесній сфері можна намалювати уявні лін ії і певні точки, що дає змогу ввести систему небесних координат. 2. С у з ір ’я , їх н я к іл ь к іс т ь і м е ж і. Перш е враження від спосте­ реження зоряного неба - це незліченність зір і хаотичність їхнього роз­ ташування на небосхилі. Насправді ж зір, як і можна побачити неозб­ роєним оком, на небі Зем лі близько 6 000. Видиме розташування зір на небі змінюється надзвичайно повільно. Без точних вимірів помітити його впродовж сотень і навіть тисяч років немож­ ливо. Ц я обставина дозволила за незапам’ятних часів намалювати по най­ яскравіших зорях перші характерні «зоряні візерунки» - сузір’я (мал. 3.2).

Т ТІ.

Б ільш ість їх н іх назв, як і використовуються й сьогодні - це спадок давніх греків. Так, у творі «А л ьм а ге с т » П толем ея перелічено 48 тзір’ їв. Н ові сузір’ я з ’ явилися на небі п ісля перш их подорожей у - я тонну п ів к улю З е м лі під час вели к и х географ ічних мандрівок •IV! X V II ст., а також п ісля винайдення телескопа. На початку X X ст. налічувалося 108 сузір ’ їв. А л е на конгресі ілкнародного Астрономічного Союзу 1922 р. їхн ю к ільк ість було змен­ шено до 88. Тоді ж було встановлено також нові м еж і сузір ’ їв, щ о існу- т ь і досі. • у з і р ’ я — це певна ділянка зоряного неба з чітко окресленими *г * ами, що охоплює всі належні їй світила і яка має власну назву.

Мал. 3.2. Сузір'я на старовинній зоряній карті

У деяких сузір’ я х виділяю ть менш і групи зір, наприклад Плеяди та Гіади в сузір’ ї Тельця, Ківш у сузір ’ ї Великої Ведмедиці тощ о. П оряд із загальнопр ий нятим и в астр оном ії назвами д л я окрем их сузір ’ їв вживаю ть і народні назви. Т ак, в У к р а їн і Велика Ведмедиця - це «В е л и к и й В із » , М а ла Ведмедиця - «М а л и й В із » , Кассіопея — «Б о р о н а » чи «П а с ік а », Дельфін - «К р и н и ц я », П ояс Оріона — « К о ­ с а р і», Орел - «Д ів ч и н а з в ід р а м и », зоряне скуп ченн я Гіади, що утворюю ть го ло в у Т е л ь ц я , — « Ч е п іг и » , а зоряне скупчення Плеяди — «С т о ж а р и ». Про кож ну істоту, я к у давні лю ди у я в л я л и у в ізерунку конкретної групи зір і ім ’ ям я к о ї називали це сузір ’ я, було складено певну леген ­ ду. Н априклад: син грецького бога морів Посейдона, Оріон, був хороб­ рим і вправним мисливцем. Н е було звіра, якого він не м іг би вполюва­ ти. Р озлю ч ен а боги ня А р тем ід а, охоронниця звірів, п ід іс л а л а до

18

НЕБЕСНА СФЕРА. РУХ СВІТИЛ НА НЕБЕСНІЙ СФЕРІ

Оріона отруйного Скорпіона, від укусу якого він загинув. Т а Зевс. го­ ловний у пантеоні грецьких богів, забрав на небо і Оріона, перетворив­ ши його на зимове сузір ’ я, і Скорпіона, помістивши його на літньом у небі, щоб той ніколи не наздогнав Оріона. 3. Позначення і назви зір . Астрономи м инулого задовольня­ лися тим, що визначали полож ення окремих зір на малю нку істоти, як у вони «б а ч и ли » у візерунку тієї чи інш ої їхн ь ої групи (наприклад, зоря Серце Скорпіона). Згодом найяскравіші зорі отримали власні назви (їх налічується 275). Із них лиш е 15 % - грецькі назви і 5 % - латинські, а 80 % - це арабські назви. Перекладаючи трактати арабських астрономів, євро­ пейські вчені, очевидно, спеціально залиш али їх д л я використання. Наприклад, в арабських списках зорі сузір ’ я Лебідь названі прийнятим у ті часи способом: Денеб - «Яскрава на х в о с т і», Садр — «Г р у д и ». Так во­ ни називаються і зараз. Назва найближ чої до нас зорі Проксима пере­ кладається з грецької як «н ай бли ж ч а». М айж е 500 років тому зорі в кож ном у с узір ’ ї було позначено л іт е ­ рами грецького алф авіту а (альф а), р (бета), у (гам м а) і т. д. в м іру зменш ення їх н ь о ї яскравості. Щ оправда, в окремих випадках поря­ док позначень «п е р е п лут а н и й », і подекуди переставлені літер и для слабк іш их і яскравіш их зір. Н априклад, у с узір ’ ї Близнят найяс­ кравіш а зоря Поллукс позначена літерою р, тоді як слабкіш а - К ас­ тор - літерою а. Д л я зір, яскравість яких змінюється з часом, запроваджені позна­ чення літерами латинського алфавіту: Я , Б ... Ъ, далі К К , A Z . Я к щ о в сузір ’ ї змінних зір більш е, ніж 334 (стільк и комбінацій можна утвори­ ти з однієї і двох літер ), то такі зм інні зорі позначають так: У335, 336... наприклад, У335 Лебедя). Окремі зорі названо іменами вчених, що їх вивчали. Наприклад, є зоря Барнарда, яка знаходиться в сузір’ ї Змієносця. Вона цікава тим, щ о за 180 років зм іщ ується на небі на величину діаметра М ісяця. Є зо­ ря Т іхо Браге - залиш ок спалаху Наднової зорі 1572 р., я к у вивчав відо­ мий астроном Т іх о Браге. Назва нашої зорі - Сонце - походить від індоєвропейського кореня «с а у » - «св іти ти ». 4. В и з н а ч е н н я в ід с т а н е й д о н е б е с н и х с в іт и л . Т е , щ о відстань до М ісяця дорівнює 60 радіусам Зем лі (г = 60/?©), за тривалістю його проходження через тінь З ем лі при повному місячному затемненні встановив ще грецький вчений Гіппарх б іл я 150 р. до н. е. Відстані до планет Сонячної системи вдалося визначити лиш е у X V II ст. через вимірювання горизонтального паралаксу (м ал. 3.3). Г о р и з о н т а л ь н и й п а р а л а к с — це кут між напрямом на світило з якої-небудь точки земної поверхні і напрямом з центра Землі. Відстані до бли зьк и х зір визначають за допомогою вимірювання їхн ього річного паралаксу (м ал. 3.4). Р і ч н и й п а р а л а к с я - кут, під яким із зорі було б видно радіу. земної орбіти.

Вперше надійні річні паралакси було виміряно в середині X IX ст. ~ тепер відомо точн і величини р іч н и х паралаксів майж е д л я -00 000 зір, і на цій основі розроблено б іл я десяти інш их методів визна- яня відстаней до віддаленіш их об’ єктів. О скільки відстані м іж астрономічними об’ єктами дуж е великі, то ристуватися звичними одиницями довжини (метр, кілом етр) незруч­ но. Том у в астрономії використовують особливі одиниці д ля вимірюванвідстаней: астрономічна одиниця (а. о.), яка дорівнює середній члстані Зем лі від Сонця (149 600 000 км ), і парсек (п к ), від слів «пара­ докс» і «сек ун да» - відстань, з як ої середній радіус земної орбіти видно шд кутом 1" (секунда дуги). Часто використовують похідні одиниці: юпарсек (1 кпк = 1 000 пк) і мегапарсек (1 М пк = 1 000 000 пк).

Мал. 3 3 . Горизонтальний паралакс

Мал. 3.4. Річний паралакс зорі

Ін к оли використовується одиниця довжини світловий рік (св. р.). Це така відстань, яку проходить світло за один рік, поширюючись зі швидкістю 300 000 км/с. М іж одиницями довжини, що використовуються в астрономії, існу­ ють такі співвіднош ення: 1 пк = 3,26 св. р. = 206 265 а.о. = З • 1016м; 1 св. р. = 0,3066 пк = 63 240 а. о. = 9,5 • 10і5 м. 5. З о р я н і в е л и ч и н и . Т е, щ о одні зор і яскравіш і, а ін ш і слабкіш і, було помічено давно. З метою класиф ікації зір за їхн ім бли с­ ком Гіппарх увів поняття видимої зоряної величини (цей термін до фізичних розмірів зорі не має ніякого відношення). Найяскравіш і зорі він виділив у групу зір 1-ї величини, трохи слабкіш і - 2-ї, а ледве помітні - 6-ї величини. Згодом б у ло прийнято зорян і величини позначати літерою т (від лат. «м агн ітуд е» - «в ели ч и н а»), щ о проставляється як показник степеня справа вгорі б іл я цифри, яка вказує її числове значення (напри­ клад, 1т). Таким чином, замість того щоб говорити про освітленість, яку створює зоря, астрономи говорять: «б л и с к зорі дорівнює т зоряним ве­ личинам ». Б уло встановлено, що зоряна величина т і освітленість Е пов’ язані залежністю

т - —14й -2 ,5

Е.

(3.1)

20

НЕБЕСНА СФЕРА. РУХ СВІТИЛ НА НЕБЕСНІЙ СФЕРІ

Освітленість Е , як у створює зоря І ” , у 2,512 разів більш а, ніж від зорі 2т, у (2,512)2 рази більш а, ніж від зорі Зт і т.д. Ц ю закономірність узагальню є формула Погсона :

Е2

------ = 2,512 т,~тг.

(3.2)

Неважко підрахувати, що зорі 6т рівно у 100 разів слабкіш і за зорі 1т. Зазначимо, що найяскравіш их зір з величинами яскравіш е 1т налічується усього 13, від 1т до 2т - 27, а всіх зір до 6т - близько 6 000. Видима зоряна величина Сонця становить -26,8". Однак видима зоряна величина т не дає інформації про справжню потужність дж ерела світла (наприклад, близька свічка кращ е освітлює текст, ніж далека електрична лампочка). Том у д л я характеристики зір введено абсолютну зоряну величину М . А б с о л ю т н а з о р я н а в е л и ч и н а — це та к а зо р я н а величина, яку б мала зоря, якби перебувала від нас на відстані 10 пк (32,6 св. р.). Оскільки освітленості змінюються обернено пропорційно квадрату відстані, то, використовуючи формулу (3.1), знайдемо співвідношення:

М = т + 5 - 5 ^ г,

(3.3)

де г - відстань до зорі, виміряна в парсеках. Важливою характеристикою зорі є її світність Ь - повна к ільк ість енергії, як у випромінює зоря з усієї своєї поверхні за одиницю часу в усіх напрямках. Я к правило, світність зорі виражають в одиницях світності Сонця, тобто і® . М іж абсолютною величиною зорі М та її світністю Ь існує зв’ язок: 1 = 1® -10 мш° - м>г

(3.4)

де Б® = 1 і М@ = + 4 ,7 " - відповідні параметри Сонця. 6. К а т а л о г и н е б е с н и х о б ’ є к т ів . Окрім зір, на небі можна сп стерігати багато інш их об’ єктів - туманності, зоряні скупчення, га­ лактики тощо. Всі ці об’ єкти занесено у спеціальні списки - каталоги. Перш і каталоги з ’ явилися ще до нашої ери. Сьогодні завдяки напо­ л е гл и в ій багаторічн ій праці д есятк ів і сотень астрономів маємо декілька різних каталогів небесних об’єктів. У так званому «Б оннськом у о гля д і неба» (В Б , 1863 р .) наведено ко­ ординати, зоряні величини і особливості спектрів 324 188 зір. Довгий час найвідомішим серед каталогів зір був дев’ ятитомний «К атало г Генрі Дрепера» (Н Б ), що містить інформацію про зоряні величини і спе­ ктри 225 300 зір (опублікований 1918-1924 рр.). Один із найвідоміш их каталогів незоряних об’ єктів склав фран­ цузький астроном ПІ. М есьє (1780-1817). У ньому налічується 109 об’ єктів - яскравих зоряних скупчень, туманностей і галактик. Зокрема,

- ^

21

I.

Яі-'и-.тика із сузір ’ я Андромеди записана у ньому за номером 31, тому її означають як об’ єкт М31 (читається «М есьє 3 1 »). Існує «Н овий генеа іьний каталог туманностей і зоряних скупчень» (N G C , 1888 р.), в му галактика М31 має номер 224 (о б ’ єкт NGC224). Існують і інші каталоги, наприклад, «Tycho Catalogue», складений за а- ультатами роботи супутника «H IP P A R C O S » у 1989-1993 рр. Він містить і ч мості про понад один мільйон зоряних об’єктів. Складено каталоги дисî - тних радіоджерел, у тому числі квазарів - Третій, Четвертий і П ’ятий \ 'риджський каталоги (ЗС, 4С і 5С). Є каталоги інфрачервоних джерел, - юрені за результатами роботи супутника IR A S, та інші. Окрім традиційдрукованих каталогів, останніми роками створено їхн і комп’ютерні » ланти, що зручніше для користування Робота над ними триває. 1. Що таке небесна сфера? 2 . Скільки сузір їв налічується на небесній сфері і коли уточнено їхні межі? 3. Які позначення прийнято вживати для звичайних і для *. змінних зір? 4 . Що таке видима зоряна величина і хто її увів? 5 . Що означає запис «об'єкт М31», «об'єкт N66224»? 3. 1. Порівняйте взаємне розташування сузірів на карті зоряного неба. 3.2. Підготуйте усне повідомлення на тему «М іф и і легенди зоряного неба».

І 4

Основні точки і лінії небесної сфери. Зоряний час

Д л я визначення положення світила на небі необхідна певна систекоординат, подібна до тієї, що використовується на поверхні Землі. Z (зеніт) Спосіб побудови сітки гео~ афічних координат відомий: на поі-р х н і Зем лі виділено дві точки - гео­ графічні полюси, через них проведено хуги географічних меридіанів, один із - х прийнято за початковий («н у л ь о ­ вий»); проведено також земний еква- р — велике коло, всі точки якого тівновіддалені від полюсів. Перебува?: чи всередині небесної сфери, зробимо - ж саме. Слід лиш е домовитись, які Мал. 4.1. Точки і лінії небесної сфери чки на ній вважати «головни м и ». 1. О с н о в н і т о ч к и і л і н і ї н е б е с н о ї сф ер и . Визначення основ­ них точок і лін ій небесної сфери починають з найпростішого - з уста­ новлення вертикального напрямку за допомогою виска. П рям овисна ін ія (л ін ія виска) перетинається з небесною сферою в двох точках, як і називаються зеніт і надир. Ц і назви запозичено в арабських спогерігачів: зеніт - «верш ина», надир - «напрям н о ги »; їх позначають відповідно літерами Z ^ .Z ' (мал. 4.1). З е н і т — це верхня точка перетину прямовисної л ін ії з небесною рою, н а д и р — ниж ня точка (протилеж на зеніту).

22

НЕБЕСНА СФЕРА. РУХ СВІТИЛ НА НЕБЕСНІЙ СФЕРІ

Велике коло, яке проходить через світило, точку зеніту і точку на­ диру, називається в е р т и к а л ь н и м к о л о м або в е р т и к а л о м . Через центр небесної сфери перпендикулярно до прямовисної л ін ії проведемо горизонтальну площ ину. Велике коло, по якому горизонтальна площина перетинається з не­ бесною сферою, називається м а т е м а т и ч н и м або с п р а в ж н і м горизонтом. Справжній горизонт слід відрізняти від в и д и м о г о г о р и з о н т у , який на суш і є неправильною лін ією з точками, що леж ать вище або нижче справжнього горизонту, а на морі завжди є колом, площ ина якого паралельна площ ині справжнього горизонту. Небесна сфера обертається навколо л ін ії, яка називається в і с с ю с в і т у ; точки перетину осі світу з небесною сферою називаються п о л ю с а м и с в і т у . П олю с, відносно якого небесна сфера обертається проти годинникової стрілки (д ля спостерігача, який перебуває у центрі сфери), називають П і в н і ч н и м полюсом світу, протилежний йому П і в д е н н и м полюсом світу. У наш час П івнічний полю с світу перебуває поблизу зорі а М алої Ведмедиці, як у називають П о л я р н о ю з о р е ю . Велике коло, площ ина якого перпендикулярна до осі світу, назива­ ють н е б е с н и м е к в а т о р о м . Небесний екватор ділить небесну сферу на північну і південну півкулі. З горизонтом небесний екватор перетинається у двох точках: у точці сходу £ і в точці заходу IV. В елике коло, що проходить через полюси світу і зеніт, називають н е б е с н и м м е р и д і а н о м . Небесний ме­ ридіан перетинається з горизонтом у двох точках: у т о ч ц і п і в н о ч і N (вона ближ ча до П івнічного полюса світу) і в т о ч ц і п і в д н я 5 (вона ближ ча до Південного полюса світу). П рям у лін ію , що з ’ єднує точки півдня і півночі, називають п о л у ­ д е н н о ю л і н і є ю . Небесний меридіан д іли ть небесну сферу на дві п ів к улі - східну і західну В елике коло, що проходить через полюси світу і через світило М , називають к о л о м с х и л е н ь . С лідкую чи за тим, як упродовж року приекваторіальні сузір ’ я одне за одним зміщ ую ться на вечірньому небі до т ієї д ілянк и горизонту, за як у зайш ло Сонце, можна зробити висновок, що Сонце здійснює види­ мий річний р ух назустріч обертанню небесної сфери. Велике коло, по якому центр диска Сонця здійснює свій видимий річний рух на небесній сфері, називається еклі птикою. Слово «е к ліп т и к а » походить від грецького «е к л іп т о » - «затем н ю ю », бо як тільк и М ісяць у своєму русі навколо З ем лі перетне екліпти­ к у в повню, настає затемнення М ісяця. Я к щ о він перетинає екліптику у фазі нового М ісяця, відбувається затемнення Сонця. П лощ и н а ек ліп т и к и н а хи лен а до п лощ и н и небесного екватора під кутом є = 23 2 6 ,5 '. Е к л іп т и к а перетинається з небесним еквато­ ром у двох точках рівнодень: весняного і осін нього, щ о позначаю ть­ ся відповідно знаками гу° і. —• Т оч к а весняного рівнодення Т _ це точ­ ка небесного екватора, через я к у центр диска Сонця 2 0 -2 1 березня

ходить з південної п івк улі неба в північну. Через точку осіннього -одення £і центр диска Сонця 2 2 -23 вересня переходить з північної у л і неба в південну. 2. К у л ь м ін а ц ії с в іт и л . Внаслідок добового обертання небесної ери кожне світило, описуючи на небі к оло (тим менше, чим ближ че тило до полюса світу), двічі перетинає небесний меридіан. Явище проходження світила через небесний меридіан називається льмінацією. У верхній к ульм ін ац ії світило буває найвище над горизонтом, у ж '--.ній к ульм ін а ц ії світило буває найнижче над горизонтом чи під го. ііо н то м . Д еяк і зорі в момент верхньої к уль м ін а ц ії проходять через -ніт. В залеж ності від кутових відстаней, на як и х світила знаходять­ ся від полю сів світу, у кож ній певній точці земної к у л і вони можуть ходити і заходити, або н ік оли не заходити, або н ік о ли не сходити. Д л я св іти л , я к і в даній м ісц ев ості не заход ять,*’ми бачим о і верхню, і ниж ню к у л ь м ін а ц ії; д л я с в іт и л , я к і схо д я ть і зах од ять, '.л ь к и верхню к у л ь м ін а ц ію ; д л я с в іт и л , я к і не схо д ять, обидві у л ь м ін а ц ії відбуваю ться під л ін іє ю го р и зо н ту. Д л я спостерігача Ні п ів н іч н о м у п о лю сі З е м л і всі зо р і п ів н іч н о ї н ебесн ої п ів к у л і не . і ходять, а зорі півден ної небесн ої п ів к у л і не схо д я ть і навпаки. І ля сп остер ігача на екваторі всі зо р і обох небесн их п ів к у л ь схоять і зах од ять. К оли центр сонячного диска, перетинаючи небесний меридіан, знах іиться у верхній кульм інац ії, настає а с т р о н о м і ч н и й п о л у _ е н ь ; під час ниж ньої к ульм ін ац ії центра сонячного диска настає строномічна північ. 3. З о р я н и й ч ас. Періодичне обертання небесної сфери, повто" ння явищ сходу і заходу світил та їх н іх к ульм ін ац ій дали лю дям при­ пну одиницю лічби часу - добу. Залеж но від того, що взяте за рієнтир на небі, відрізняють сонячну і зоряну добу. З о р я н а д о б а — це проміж ок часу між двома послідовними Есрхніми кульм інаціям и точки весняного рівнодення. З о р я н и й ч а с — це час а, що минув від верхньої к ульм ін ац ії точ- и весняного рівнодення. Зоряну добу розділено на 24 зоряних години, у кож ній годині 50 зоряних хвилин, у кожній хви ли н і - 60 зоряних секунд. О скільки повний оберт З ем лі відносно точки *у> становить 3 6 0 , то маємо таке піввідношення: 1 год = 15°, 1° = 4 хв. Через те що Зем ля обертається навколо своєї осі, на різних гео­ графічних меридіанах кульм інац ія точки весняного рівнодення настає і різні моменти. Я кщ о позначити через .$0 зоряний час на нульовому гринвіцькому меридіані, то д ля спостерігача, який перебуває на схід від Гринвіча і географічна довгота якого X виражена в годинах і частках го­ дини, зоряний час буде більш им на величину X: .

і

5 = 50 + X .

(4.1)

24

НЕБЕСНА СФЕРА. РУХ СВІТИЛ НА НЕБЕСНІЙ СФЕРІ

Я к побачимо далі, знання зоряного часу значно полегш ує отриман­ ня відповіді на питання про те, що можна бачити на небі в кож ний зада­ ний момент часу. 1 Скільки основних точок небесної сфери Вам відомо? 2 . Які з цих точок займа­ ють постійне положення на небесній сфері, а які визначаються положенням спос­ терігача в кожному конкретному пункті земної поверхні? 3. Скільки основних ліній введено на небесній сфері? 4 . Щ о таке кульмінація світила? 5 . Що таке зоря­ на доба і зоряний час? 4 . 1. Доведіть, що для спостерігача, який перебуває в Києві (X = 30° = 2 го д), зоря­ на доба розпочинається на 2 години раніше, ніж у Гринвічі.

§ 5.

4

Системи небесних координат

П олож ення світила на небесній сфері (як і на поверхні З ем лі) визначається двома координатами. В астрономії розроблено декілька систем небесних координат, найвідоміші з них такі: горизонтальна та перша і друга екваторіальні системи координат. 1. Г о р и з о н т а л ь н а с и с т е м а к о о р д и н а т . В горизонтальній сис­ тем і координат використовують азимут А світила М і його висоту над горизонтом Н (м ал. 5.1). Основною площ иною у цій системі є площ ина горизонту 5ЛД а початком в ід лік у - точка півдня 5. А з и м у т А світила М відлічують від точки півдня Б уздовж горизонту в бік заходу до вертикала світила. В и с о т у Л світила М відлічують від горизонту вздовж вертикала до світила. * Я к азимут А, так і висоту Н світила вимірюють у градусах: азимут від 0 до 360, висоту - від 0 до +90° (над горизон­ том) і від 0 до -9 0 (під горизонтом). Недоліком цієї дуже простої систе­ ми координат є те, що кожна з коорди­ нат світила безперервно змінюється Мал. 51 Горизонтальна система координат в н а с л і д о к обертання небесної сфери. 2. П ерш а ек в а тор іа льн а система координат, у цій системі ко­ ординат використовують годинний кут світила Г і його схилення б (мал. 5.2). Основною площ иною в цій системі є площ ина екватора Я Я ', а почат­ ком відліку - найвища точка небесного екватора 0 . Г о д и н н и й к у т £ світила М вимірюється від точки Сі уздовж небесного екватора в бік зах од у до к ола схи лен н я світи ла. Інакш е каж учи, годинний кут світила £ — це час, що минув від верхньої к уль м ін а ц ії світила. С х и л е н н я б с в іт и л а М відлічую ть від небесного екватора уздовж кола схилень до світила.

Годинний кут / світила вимірюється в годинах, хвилинах, секундах (світило у верхній к ульм ін ац ії) до 24Л (знову у верхній кульм іЯ кщ о годинний кут світила і = 12'', то світило перебуває в Кній к ульм ін ац ії. Схилення світила 6 вимірюють від 0° (світи ло на йом у екваторі) до +90° у п івн ічн ій п ів к у л і небесної сфери 0 до - 9 0 у південній півкулі. У цій системі одна з координат сі/.лення св іти ла б - зали ш ається ■е*мінною під час обертання небесної я:*ерн. Друга координата - годинний * т і - безперервно зростає, бо її відлік ■едуть від м ом енту верхньої * льм ін а ц ії св іти ла в конкретном у гункті Землі. Отже, координата і у першій еквач рїальній системі, як і горизонтальні с эрдинати А і Н світила, мають своє :е 5не значення тільк и д ля деякого мо■ -ету часу. Том у, використовуючи ці координати, не можна побудувати зоряні варти або скласти каталог зір д ля постійного користування. Ц я обста1 є недоліком зазначеної системи координат, але ї ї перевагою є рівняно легк е вимірювання. Д л я побудови зоряних карт і каталогів небесних о б ’ єктів з метою •остійного користування необхідно мати координати, як і не зміню ю ть­ ся внаслідок обертання небесної сфери. Д л я цього було введено щ е одну систему екватор іальн и хЦоординат. Щ 3. Д р уга ек в атор іальн а систем а координат. За основну точку X" я відліку однієї з координат у другій екваторіальній системі беруть точку *?> пяного рівнодення Т (або - для аналогії з нульовим меридіаном на Землі —коло схилень, яке проходить через точку Т )- У цій системі використовують -х-а координати: пряме піднесення а світила М і його схилення б (мал. 5.2). П р я м е п і д н е с е н н я а світила М відлічую ть від точки весняа го рівнодення вздовж небесного екватора назустріч видимому обер~ інню небесної сфери до к ола схилення світила. Вимірюють а в годих, хвилинах, секундах. С х и л е н н я б світила вимірюється так само, як і в першій екваріальній системі небесних координат. З мал. 5.2 бачимо, що д ля кожного світила виконується рівність а + ї = 5.

(5.1)

Отже, робимо висновок, що зоряний час в - це годинний кут точки вес­ няного рівнодення: в = їсу>. В астрономічних календарях і каталогах наведено координати і і б світил у другій екваторіальній системі координат. Обчисливши зоря­ ний час в на момент спостереження, можна знайти за співвідношенням (5.1)

26

НЕБЕСНА СФЕРА. РУХ СВІТИЛ НА НЕБЕСНІЙ СФЕРІ

годинний кут світила і = в - а, який визначає його положення відносно не­ бесного меридіана. 4. У м о в и в и д и м о с т і с в іт и л . Використовуючи разом елементи горизонтальної та екваторіальних систем небесних координат» можна з’ясу­ вати важливе питання: які зорі спостерігаються над горизонтом у кожний заданий момент часу; зокрема, які зорі перебувають над горизонтом цілодо­ бово, а які на даній географічній широті взагалі не спостерігаються. Я к відомо, добовий рух небесної сфери - це відображення реального обертання Зем лі навколо її осі. От­ же, д ля спостерігача, що перебуває на географ ічном у п олю сі, полю с світу збігається із зенітом. Д л я спос­ терігача, який перебуває на земному екваторі, П івн ічн и й полю с світу збігається з точкою півночі, П івден­ ний - з точкою півдня. Загалом висота полюса світу над горизонтом дорівнює географ ічній широті спостерігача ф = НР. Легко визначити, що найвища точка не­ бесного екватора С$ знаходиться над Мал. 5.3. Умови видимості світил горизонтом на висоті Лд = 90° - ф. М и вже знаємо, що, перетинаючи небесний меридіан у верхній к у л ь ­ мінації, світило займає найвище положення над горизонтом. Якщ о його схилення б дорівнює широті ф, то під час верхньої кульм інації воно про­ ходить через зеніт. Я кщ о б < ф, то воно кульм інує на південь від зеніту (М і на мал. 5.3), при б > ф - на північ від нього ( М 2 на мал. 5.3). Маємо відповідні співвідношення для висоти світила у верхній к ульм інац ії ( В К ): Ь5БК = (9 0 ° - ф ) + б ;

= (90° + ф) - 5 .

(5.2)

Звідси випливаю ть умови перебування світи ла над горизонтом (мал. 5.3). ” Я к щ о схилення світила 6 > 90° - ф, то воно перебуває над горизонтом цілодобово. Я кщ о 6 < - (90° - ф), то світило над горизонтом взагалі не з ’ являється (його верхня к ульм ін ац ія відбувається під горизонтом). Наприклад, д ля широти ф = 50' маємо: над горизонтом цілодобово знаходяться світила, д ля яких схилення 5 > +40°, і не з’ являю ться вза­ га лі світила зі схиленням б < -40°. 5. К а р т и з о р я н о г о н еба. Навчальні карти зоряного неба, з якими найчастіше доводиться працювати, виконані у формі прямокут­ ника або круга. На карті, яка має вигляд прямокутника, по горизонталі відкладено пряме піднесення а , по вертикалі - схилення 5 світил. На карті, яка має вигляд круга, в центрі знаходиться Північний полюс світу. Пряме піднесення а зір проставлено на обводі карти. Радіальні

що сходяться до центру карти - це проекції к іл схилень. Прип вздовж чотирьох із них проставляють схилення світил 6. Дати на обводі карти-круга вказують положення Сонця на екліптиці. А г с положення на екліптиці на кожну дату знаходимо, пересуваючись ■ ■ пієї дати до центра карти уздовж радіальної прямої, на її перетині з готикою . Ш кала зоряних величин розміщена за краєм карти-круга. На обводі круга вказано, які зорі о певній годині вечора (ранку) 5 і 20 ого чи іншого місяця перебувають на півдні, тобто поблизу півден•: містини небесного меридіана. І це робить карту зручною д ля кориетутреба стати лицем на південь, поглянути на небо і тут же, ввімкнувна мить ліхтарик, знайти на карті відповідний «візерунок зір ». Д і я спостерігача, як и й перебуває на географ ічній ш ироті • = +50°, через зеніт проходитимуть світила зі схиленням 5 = +50°, л ила, д ля яких схилення 6 = 90е - <р = +40°, у ниж ній к ульм ін ац ії і ; щгь буквально «к овзати » по горизонту. Така методика користування наведеною картою ком пенсує сутність накладного круга і згаданого овалу-горизонту. 1. Чому дорівнюють азимут А точки заходу і точки сходу? 2 . В якому напрямку відлічується годинний кут ґ і в якому — пряме піднесення світила а? 5.1 Початкові координати штучного супутника Зем лі: а = 10^ 20т, 5 = +15°, кінцеві: а = 14^ 30т , б = +30°. Користуючись картою зоряного неба, визначте, через які сузір'я пролетів цей супутник.

в 6.

Сонячний час. Співвідношення між зоряним і сонячним часом

1. С п р а в ж н ій і с е р е д н ій с о н я ч н и й ч а с . Вимірювати час, ко: юстуючись зоряною добою, найпростіше, а тому дуже зручно при :* зв’язанні багатьох астрономічних задач. Проте повсякденний розпорядок т-іп т я людини пов’ язаний з видимим положенням Сонця, його сходом, - льмінацією і заходом. Інакше кажучи, ми живемо за сонячним часом. П ром іж ок часу м іж двома послідовними однойменними к ульм і- і діями центра диска Сонця на одному і тому ж географічному мери­ діані називається с п р а в ж н ь о ю с о н я ч н о ю д о б о ю . За початок справжньої сонячної доби на певному меридіані прий­ мається момент ниж ньої к ульм ін ац ії Сонця (справжня північ). А л е тривалість справжньої сонячної доби не є постійною величиною. Ц е пов’ язано з двома причинами: по-перше, З ем ля впродовж :ок у рухається навколо Сонця по еліптичній орбіті, тобто нерівномірно, отже, нерівномірним виявляється і видимий річний рух Сонця серед зір; по-друге, Сонце рухається не вздовж небесного екватора, а по кліптиці, нахиленій до небесного екватора під значним кутом. Ч ерез непостійність тривалості справжньої сонячної доби користу­ ватися справжнім сонячним часом Т @ у побуті дуж е незручно. А д ж е

28

НЕБЕСНА СФЕРА. РУХ СВІТИЛ НА НЕБЕСНІЙ СФЕРІ

неможливо безперервно регулювати всі годинники «н а догоду п р и м хли­ вому Сонцю ». Т ом у було введено поняття середнього сонця. С е р е д н є с о н ц е - це фіктивна точка, яка рівномірно рухається вздовж небесного екватора, і за той же проміж ок часу (р ік ), що і Сонце, повертається до точки весняного рівнодення Т - Час, який визначається за середнім сонцем і за яким ми живемо, називається середнім соняч­ ним часом і вимірюється середньою сонячною добою. С е р е д н я с о н я ч н а д о б а — це проміж ок часу між двома п о с л і­ довними нижніми кульм інаціям и середнього сонця. С ер едній с о н я ч н и й час це час, що минув від ниж ньої к ульм ін ац ії середнього сонця. 2. М іс ц е в и й , п о я с н и й і в с е с в іт н ій ч ас. З цього визначен випливає, що середній сонячний час має різне значення д ля кожного конкретного меридіана на поверхні Зем лі. Наприклад, географічні дов­ готи Уж города, Києва і Луганська відповідно рівні 22,3°, 30° і 39,4°, або в годинній м ір і l h29m, 2h00m, 2*38". Отже, в Л у га н с ь к у Сонце як у ниж ній, так і у верхній к ульм ін ац ії буде на 38 хв раніше, а в У ж го ­ роді - на 31 хв пізніш е, ніж у Києві. Ч ас, виміряний на певному географ ічному меридіані, називаєтьс м і с ц е в и м ч а с о м і позначається Т х . Д ля всіх пунктів, розташованих на одному меридіані, місцевий час буде однаковим. Д л я пунктів, розташованих на різних меридіанах, він буде різним. Це викликає певні незручності. Я к щ о в м инулом у можна б у ло користуватись місцевим часом, то сьогодні у зв ’ я зк у з не­ обхідністю складати графіки р уху поїздів, літаків тощо виникла потре­ ба впорядкування лічби часу. У 1884 р. Міжнародна конференція представників 26 держав прий­ няла систему поясного часу. Земну к улю умовно було поділено ме­ ридіанами на 24 годинних пояси з нумерацією від 0-го до 23-го, так що ширина поясу по довготі дорівнює 15°. Через середину кожного годин­ ного поясу проходить центральний меридіан цього поясу. М ісцевий час центрального меридіана поясу Т п називається п о я с ­ ним часом. Гринвіцький меридіан, який проходить через Гринвіч (передмістя Лондона), є центральним для нульового годинного поясу. Центральний меридіан першого годинного поясу лежить східніше від Гринвіча на 15° або на 1 годину за часом, (проходить він в 45 км на схід від Праги). Централь­ ний меридіан другого годинного поясу знаходиться на схід від Гринвіча на ЗО’ або на 2 години за часом (західні передмістя Києва) і т.д. М ісцевий середній час гр и н віц ьк ого м еридіана Т 0 називають в с е с в і т н і м ч а с о м і позначають U T (від ан гл. «U n iversal T im e »). К ульм ін ац ії світил на географічному меридіані східної довготи /. відбуваються на X годин раніше, ніж на гринвіцькому. Т ом у місцевий середній сонячний час Т х пов’ язаний з Т 0 так:

Тх - Т 0+Х .

(6.1)

Т ;эю чергу, поясний час Тп = Т0 + r f , (6.2) . - - - номер поясу, що збігається з вираженою в годинах довготою цен"т ’ ьного меридіана поясу. Н априклад, для Києва X к ЗО' = 2\ і ш л довідно п = 2. Вся Європа живе за часом першого годинного поясу. Ц ей час на* .= о с е р е д и во є в р о и е й с ь к и м . В У країн і годинники у ж овтні-березні показують середній соняч- : : час другого годинного поясу. У квітні-вересні - літн ій час цього ж т ісу. С трілки годинників переводяться в останню неділю березня на лину вперед, а в останню неділю жовтня - на 1 годину назад. 3 .* П о р ів н я н н я с е р е д н ь о го і с п р а в ж н ь о го с о н я ч н о го ч а с у , а'язок між справжнім сонячним часом Т @ і середнім сонячним часом , виміряним на тому ж меридіані, задається співвідношенням Л = Т> —7@.

(6.3) к.

В еличина Т), щ о входить у це співвіднош ення, називається внянням часу. О скільки Сонце кульм інує то раніше, то пізніше за середнє сонце, няння часу може бути як додатною, так і від’ ємною величиною, .зняння часу обертається в н уль чотири рази за рік - 15 квітня, 14 черв•. 1 вересня і 24 грудня. Чотири рази за рік воно набирає екстремаль- х значень, і найбільш ими ці значення бувають близько 12 лю того (г) = - 14,3 хв) і 4 листопада (Г| = -1 6 ,5 хв). Рівняння часу обчислюють наг-ред і подають на кожний день в астрономічних щ орічниках. 4. * П о р ів н я н н я с о н я ч н о го і з о р я н о г о часу. Сонячна доба е злічує рівно 24 години сонячного часу. А л е тривалість сонячної доби довша, _-к зоряної. Довести це можна за допомогою такого міркування (мал. 6.1).

:

Напрям обертання небесно ї сфери

Напрям обертання небесної сфери

Мал. 6.1. З'ясування різниці тривалості сонячної (ліворуч) і зоряної доби

У день весняного рівнодення, 21 березня, центр диска Сонця гається з точкою весняного рівнодення саме в момент ї ї верхньої ■у льм інації. Впродовж наступної доби, до полудня 22 березня, Сонце

НЕБЕСНА СФЕРА. РУХ СВІТИЛ НА НЕБЕСНІЙ СФЕРІ

зміститься в бік сходу майже на 1\ тому центр його диска пройде через небесний меридіан на 3 хв 56 с пізніш е, ніж точка *у\ і сонячна доба ви­ явиться довшою від зоряної на 3 хв 56,55 с. Ц я різниця складає за рік ц іл у добу - у простому році налічується 365 сонячних діб і 366 зоряних. Я к щ о ми будемо вимірювати зоряну добу одиницями сонячної до­ би, то нарахуємо в зоряній добі 23 год 56 хв 4 с сонячного часу. Я кщ о со­ нячну добу будемо вимірювати зоряними одиницями, то нарахуємо 24 год 3 хв 56 с зоряного часу. 5 .* Зоряний час — надійний п ом ічн и к при вивченні зо р я н ого неба. Згадаймо співвіднош ення (5 .1 ), згід н о з як и м в = а + С Н ехай годинний к ут світила І дорівнює н улю (св іти ло знаходиться у верхній к у л ь м ін а ц ії). Т о д і зоряний час з дорівнює його прям ом у піднесенню а , тобто в = а. К ористую чись А стр он ом ічн и м календарем і знаючи довготу своєї місцевості, обчислим о за ф ормулою (4 .1 ) зо р я ­ ний час в на момент спостережень, а на зоряній карті знайдемо зорі з відповідним прямим піднесенням а. Саме ці зорі будуть знаходитись у південній частині неба, перетинаючи небесний меридіан. З а ли ­ ш ається порівняти ви гляд зоряного неба із зоряним и візерункам и на карті. Отже, вм іння обчислю вати зоряний час допомагає при вив­ ченні зоряного неба.

©

1. Що таке середнє сонце і чому виникла потреба вводити це поняття? 2 . За яким принципом здійснений поділ земної кулі на годинні пояси? 3. Коли сонячний і зоряний годинники показують однаковий час, і коли різниця їхніх показань дорівнює 12 год? 4 . Як знання зоряного часу полегшує вивчення зоряного неба? 6.1.* Обчисл ть зоряний час на 20 год поясного часу 31 грудня поточного року і визначте, які сузір'я перетинають у цей момент південну частину меридіана. 6.2.* Зробіть такі ж розрахунки на б год ранку 1 січня наступного року.

§ 7.

Видимий річний рух Сонця. Тропічний і зоряний рік -»

1. З м ін а вигляду зоряного н е б а впродовж р о к у . В ж е здав­ на було виявлено, що полож ення зір на н ебосхи лі невпинно, від вечо­ ра до вечора, зміню ються. Зокрема, зорі, я к і навесні безпосередньо п ісля заходу Сонця підіймаю ться над горизонтом на сході, через три м ісяц і на цю ж пору доби проходять через небесний меридіан у його південній частині. Щ е через три м ісяц і вони зникаю ть у вечірній за­ граві на заході. Зміна вигляду зоряного неба у різні пори року свідчить про те, що Сонце зм іщ ується на т л і зір. Й ого видимий річний рух відбувається на­ зустріч обертанню небесної сфери приблизно на 1° (4 хв) за добу, так що за рік воно проходить ш лях довжиною у 360° (24 год), тобто здійснює повний оберт серед зір на небі. Д л я унаочнення швидкості, з якою

. *_зпо€ться вигляд зоряного неба, візьмемо такий приклад1. С узір’ я С на красується над точкою півдня 1 січня о 23 год, 1 лю того о 21 год, : резня - о 19 год. Гарним показником зм ін и в и гля д у зорянеба на певний момент доби і р ок у є Ківш икоі Ведмедиці (м а л . 7.1). Л ін ія , проведевід П о ля р н о ї зорі через середину відстані ?: «п ередн ім и к оле с а м и » В оза - зорям и у і 6, зує п олож ен н я точки осін н ього рівноденот _ а точн іш е - ї ї к утову відстань від небесмеридіана. Ц е дає зм о гу побудувати зоМал. 7.1. Положення •кий годинник, за яким м ож на визначати як Великої Ведмедиці ► тцевий сонячний час 2\, так і зоряний час з відносно горизонту з. Додаток 1). 2. З о д іа к а л ь н і с у з ір ’ я і зн а к и З о д іа к а . Ш л я х Сонця на небі і -овж ек ліптики пролягає серед певних с узір ’ їв, я к і здавна мають назодіакальних (від грец. «з о о н » - «тварина» і похідного від цього за «зо д іа к о с », тобто «тв ар и н н и й »), оск ільк и серед назв цих с у зір ’ їв ; іто назв тварин, як-от: Овен, Телець, Рак, Лев тощо. Слово «з о д іа к » ічає «к о л о із зображеннями тварин» або «п ояс тварин». В зодіаку І лічується 12 сузір ’ їв. Ч ер гов ість проходж ення Сонця р ’ ям и Зодіака відображ ено на * -л. 7.2. Зауважимо: з 20 листопада по грудня Сонце перебуває у 13-му р’ ї - Змієносця, проте воно до числа д а к а ль н и х не зараховане. Д л я зручності в ід л ік у полож ення < нця на екліптиц і (а також для визна' ння полож ень М ісяця і планет) астроліи Давнього В авілон у понад 2 700 :• ків том у розділили ек ліп ти к у на 12 : -зних відрізків по 30°. К ож ний із цих • лрізків отримав назву того зодіакальМал. 7.2. Видимий рух Сонця го сузір ’ я, в межах якого він знахосузір'ями Зодіаку : вся. Таким чином, З н а к З о д і а к а — це дуга екліптики протяжністю в 30°, позначеназвою відповідного зодікального сузір’ я. Знаки Зодіака відлічую ть уздовж екліптики на схід від точки весня! ”0 рівнодення Т так, що перш им є знак Овна; понад - 000 років тому Сонце проходило цей відрізок екліптики з 21 березня 21 квітня. Другим знаком Зодіака є знак Тельц я, Сонце проходило го з 22 квітня по 21 травня, і так далі. В кож ном у знаку Зодіака Сон. т перебуває місяць. 3. * П р е ц е с ія . В наш час знаки Зодіака не вкладаються в ті діакальні сузір ’ я, як і, власне, і дали їм назви. Кож ний із знаків д ака розташ овується в с у с ід н ьо м у с у з ір ’ ї, так щ о, перебуваю чи

32

НЕБЕСНА СФЕРА. РУХ СВІТИЛ НА НЕБЕСНІЙ СФЕРІ

в знаку Овен, Сонце рухається по сузір ’ ю Риб, знаходячись у знаку Т е ­ лець, Сонце рухається по сузір ’ ю Овна тощо. Така невідповідність знаків Зодіака зодіакальним сузір’ ям пояс­ нюється тим, що точка Т » Д° якої «п рив’ язан і» знаки Зодіака, не займає постійного положення на небі, а весь час рухається назустріч видимому річному рухові Сонця. За рік вона зміщ ується вздовж екліптики на незначну величи­ ну в 50,26” . Я к наслідок, Сонце кожно­ го року приходить в точку весняного рівнодення трохи раніше (на 24 хв 24 с), ніж у попередньому році Таким чином, точка весняного рівнодення поступово зміщ ується вздовж усього зодіакально­ го сузір’ я (чи знаку), проходячи весь Зодіак за 25 800 років. Такий зворотний рух точки весня Мал. 7.3. Рух осі обертання ного рівнодення називається п р е ­ Землі внаслідок прецесії ц е с і є ю рівнодення (з лат. - «випере­ д ж ен н я»). Явищ е прецесії було відкрите щ е давньогрецьким астроно­ мом Гіппархом (I I ст. до н. е.), а пояснив причину прецесії І. Ньютон. О скільки Земля не має правильної сферичної форми, а вісь її добово­ го обертання нахилена до площ ини екліптики під кутом 66,5 , то М ісяць і Сонце, притягаючи найближ чі до них приекваторіальні маси Землі сильніш е, ніж найвіддаленіші, створюють обертальний момент, який намагається сумістити площ ину земного екватора з площ иною земної орбіти, а вісь обертання Зем лі встано­ вити перпендикулярно до площ ин и екліптики. Т а швидке обертання Зем лі перешкоджає цьому. Як наслідок, вісь Зем лі, наче вісь велетенської дзиги, описує в просторі навколо середнього полож ення конус розхилом 23 26,5’ з періодом у 25 800 років (мал. 7.3). При цьому у просторі змінюється полож ення площ ини екватора, а отже і точок рівнодень, у яких екватор пере­ тинається з екліптикою . Змінюється також і полож ення полюсів світу серед зір. Кож ний з них за 25 800 років опи­ Мал. 7.4. Рух Північного полюса сує на небі мале коло радіусом 23 26,5' світу внаслідок прецесії (м ал. 7.4) навколо полюса екліптики. І якщ о в наш час Полярною зорею є а М алої Ведмедиці, то 4 500 років м у П олярною зорею була а Дракона ( Тубан ), а через 12 000 років небуде найяскравіша зоря літнього неба а Л ір и ( Вега ). Внаслідок прецесії сітка небесних координат безперервно, хоч і лу ж е повільно, зм іщ ується відносно зір, том у й умови їх н ь о ї видимос

33 г е н о м у пункті зміню ються з часом. Так, через 12 000 років більш ої ч- ■тини сузір’ я Оріона на території України не буде видно. і Ефекти, обум овлені видимим річним рухом Сонця, льк и Сонце, рухаючись по небесній сфері вздовж екліптики, то .діаляється від л ін ії небесного екватора, то наближається до неї, г;.*вається безперервна зміна його екваторіальних небесних коордиі ? - прямого піднесення а© і схилення 5©. 21 березня Сонце перетинає небесний екватор у точці весняного нодення, переходячи з південної п ів к у л і неба у північну (м а л. 7.5). . -й момент схилення Сонця 5® і пряме піднесення а© дорівнюють 0°, північній п ів к улі З ем лі починається астрономічна весна.

23.03

1В.03

Мал. 7.5. Перехід Сонця через точку весняного рівнодення

К оли Сонце знаходиться в точці весняного рівнодення, то воно на : їх широтах сходить у точці сходу Е, а заходить у точці заходу \У. Повина його добового ш л я х у на небі знаходиться над горизонтом, поло­ за - під горизонтом. Отже, на всій земній к у л і (окрім приполярних б іастей) день та ніч стають рівними м іж собою. Цей день називається нем в е с н я н о г о р і в н о д е н н я . 22 червня, у д е н ь л і т н ь о г о с о н ц е с т о я н н я , Сонце найіі відходить від л ін ії небесного екватора у північну небесну півкулю ; півн ічній п ів к у л і З ем лі починається астрономічне літо. £ пей час а© = 6\ а 5© = +23 26'. Протягом д ек ільк ох днів схилення Сон_ . а отже, і його висота над горизонтом у верхній к ульм ін ац ії не інюється (звідси і назва явища - « сонцестояння» ). При цьому у чгзнічній п ів к улі тривалість дня найбільш а, а ночі — найменша. 23 вересня Сонце знову перетинає небесний екватор у точці осіннього іівнодення, переходячи з північної у південну небесну півкулю ; у північній півкулі Землі настає астрономічна осінь. В цей момент схилен­ ня Сонця 5© знову, я к і в день весняного рівнодення, дорівнює 0°, а пряме піднесення а© = 12*. Знову на земній к у л і день та ніч стають рівними м іж дбою. Цей день називається д н е м о с і н н ь о г о р і в н о д е н н я . 22 грудня, у д е н ь з и м о в о г о с о н ц е с т о я н н я , Сонце знову -ай д алі відходить від л ін ії небесного екватора, а ле вже у південну _ ^тгюномія, 11 кл.

34

НЕБЕСНА СФЕРА. РУХ СВІТИЛ НА НЕБЕСНІЙ СФЕРІ

небесну півкулю . Ц е - початок астрономічної зими у північній півк улі. В цей день схи лен ня Сонця 6© = -2 3 26', а пряме піднесення а© = 18л. В північній п івк улі З ем лі тривалість дня стає найменшою, а ночі найбільш ою в році. Така зміна схилення Сонця 6© упродовж року обумовлена тим, що вісь добового обертання Зем лі не змінює свого напрямку в просторі під час орбітального р ух у навколо Сонця. В якій би точці своєї орбіти не знаходилась Зем ля, кут н ахи лу її осі обертання до площ ини екліптики

Мал. 7 6. Положення Землі відносно екл птики у червні грудн

завжди становить 90 - є = 66 34'. Я к наслідок, промені Сонця впродовж року падають на земну поверхню в одних і тих же широтах під різними кутами (м ал. 7.6). Саме цим обумовлена зміна пір року. Т а подивившись у календар, ми побачимо, що ні 21 березня, ні 23 вересня день та ніч не рівні м іж собою. 21 березня на широті ф = 50° день триває 12 год 10 хв, а не 12 год 00 хв, рівнодення ж настає 17-18 березня. Восени згідно з календарем рівнодення настає 26, а не 23 вересня. Н а це є дві причини. По-перше, ми вважаємо, що момент рівнодення настав, к оли центр сонячного диска потрапить у точку весняного рівнодення. А л е ж ми визначаємо початок дня не за центром со­ нячного диска, а за тим моментом, коли верхній край Сонця торкнеться л ін ії горизонту. Відповідно кінець дня визна­ чається моментом, к оли верхній край Сонця зникне під горизонтом. Таким чи­ ном, Сонце в ц ілом у проводить на небі трохи більш е часу, ніж центр його диска. По-друге, є таке явище, як атмо­ сферна рефракція - відхилення світлово­ го променя від прям олінійного напрямку при його проходженні через неоднорідну атмосферу Землі (м ал. 7.7). Н а горизонті мал. 7.7. Атмосферна рефракц? рефракція досягає найбільш ого значення 35', тобто, навіть перевищує кутові розміри Сонця і М ісяця ( в о е близькі до З І ’ ). За рахунок рефракції верхній край Сонця з ’ явиться нг горизонтом раніше, а зайде пізніш е, ніж Сонце зійде і зайде насправді

в с яки цьому явищ у тривалість дня на Зем лі завжди довша, ніж це бупланеті, позбавленій атмосфери. Відповідно точки сходу і захо­ ді сі тил при ф = 50° зміщ ую ться у бік півночі приблизно на 1°. Іноді, внаслідок особливо хаотичних рухів атмосферних мас, кут рел ж ції може, різко змінюючись, сягати 2' і більш е. Т од і спостерігачеві ^ ■ В 'ься, що Сонце то «визирає» з-під горизонту, то ховається за ним. ж *:я в и ш цей факт, наші предки ск лали повір’ я, ніби «н а Великдень ' яае тричі к уп а єт ься ». Разом із зміною екваторіальних координат Сонця, спричинених йоігд и м и м рухом по небесній сфері, безперервно змінюються упродовж Я в у також азимути А Е і А ш точок сходу і заходу Сонця, висота Сонця е а над горизонтом у верхній к ульм ін ац ії і тривалість його перебування і д горизонтом (м ал. 7.8). Завдяки явищ у прецесії з ’ явиа поняття тропічного і зоряного року. З о р я н и й р і к Т* - це проміжок часу, за який центр диска Соні здійснює повний оберт по екліптиці :носно зір. Т * = 365,25636і' = 365 діб д 9 хв 10 с. Фактично зоряний рік -г проміж ок часу, за як и й Зем ля нює повний оберт навколо Сонця тзосно далеких зір. Тропічний рік Ту “ ЦЄ Пм щроміжок часу між двома послідов• -»> н проходженнями центра дисьа їйч через точку весняного рівноденТропічний рік є основною кален­ Мал. 7.8. Зміна впродовж року азимутів точок сходу і заходу Сонця ною одиницею часу. Через прецесію, яка змуш ує точку весняного рівнодення рухатися і ^зустріч Сонцю на 50,26" щороку, тропічний рік Т,у> виявляється котшим від зоряного Г* на 20 хв 24 с. В результаті багаторічних спостер жень встановлено, що тривалість тропічного року Т<^ = 365,24220е' = 365 діб 5 год 48 хв 46 с. Отже

шШ

Т* — Тг + 20 хв 24 с. 1 . Через які зодіакальні сузір'я Сонце проходить навесні? А в о с е н и ? 2 . У ч о м у полягає різниця між поняттями «зодіакальне сузір’я » і « з н а к З о д і а к а » ? 3 . Ч о м у день рівний ночі не 20-21 березня, на які випадає рівнодення, а н а т р и д н і раніше, а у вересні відповідно пізніше? 4 .* Що таке прецесія і д о яких наслідків вона призводить?

Знаючи дати настання астрономічної весни, літа і т . д., о б ч и с л і т ь т р и в а л і с т ь (у добах) відповідно весняно-літнього та осінньо-зимового п р о м іж к ів р о к у . Які висновки випливають із порівняння отриманих результатів? 7 .2 .* К о р и с т у ю ч и с ь картою зоряного неба, оцініть, через скільки років з а в д я к и п р е ц е с ії т о ч к а весняного рівнодення зміститься в сузір’я Водолія 7 .1 .

НЕБЕСНА СФЕРА. РУХ СВІТИЛ НА НЕБЕСНІЙ СФЕРІ

36

§ 8.

Видимий рух Місяця. Сонячні та місячні затемнення

рух М М ісяць - найближче до нас небесне тіло, природний супутник Зем лі. Зміною свого зовніш нього вигляду він привертав до себе увагу людей з найдавніших часів. П омітити рух М іся ­ ця на небі можна вже за 10-15 хв, бо його зміщ ення серед зір відбу­ вається дуж е швидко: за 1 годину він проходить з заходу на схід майже 0,5°, Кутова ш видкість М ісяця за добу становить від 11е до 15е. Проміжок часу, за який М ісяць, описуючи повне коло на небесній сфері, повертається до тієї самої точки, називається с и д е р и ч н и м або з о р я н и м м і с я ц е м (від лат. «с ід у с » - «з о р я »). Сидеричний місяць дорівнює 2 7 х/з доби. Ретельне вивчення видимого р уху М ісяця серед зір з нанесенням йо­ го ш ля х у на зоряну карту (м ал. 8.1) приводить до висновку, що М ісяць рухається на небесній сфері по великом у к олу, нахиленом у до ек ліп ти ­ ки приблизно на 5°, що майж е дорівнює 10 його кутовим діаметрам. Ц е к оло перетинає ек ліп ти к у у двох діаметрально протилеж них точках, що називаються вузлами місячної орбіти. В узол, у яком у М ісяць, ру­ хаючись небом, опускається під ек ліп ти к у і відхиляється на південь, називається низхідним, а той, у яком у через 13,6 доби він піднімається над екліптикою і відхиляється на північ, називається висхідним.

зо'

*

20

10

о

- іо 12Ь

11Ь

Ю Ь

9Ь

8Ь

Мал. 8.1. Положення Місяця на небі у моменти двох послідовних фаз першої чверті

Л е г к о п ом іти ти , що ум ови ви ди м ості М іс я ц я в р із н і пори року

т о м у л іт н ь о м у небі л е ж и т ь під небесним екватором , а взи м к у =-Д ним. Н ай м енш а висота М іс я ц я в л іт к у д л я ш ироти ср = 50 мостановити 11 , н а й б ільш а його висота в зи м к у д л я ш ироти ср = 50" ■кгг е становити 68 . Поверхня М ісяц я світиться відбитим соняч■ 2 М світлом, тому його зовніш ній вигляд зміню ється залеж но від того, вш полож ення він займає відносно Сонця. Така зм іна зовніш нього

•

Ф

1

С

2

О

3

О

4

О

5

О

6

®

7

8

Мал. 8.2. Фази Місяця

"ляд у М ісяця д ля спостерігача на З ем лі називається ф а з а м и і с я ц я . Розрізняю ть чотири найголовніш і фази (м ал. 8.2): новий сяць - 1, перша чверть - 3, повня ( повний М ісяць) - 5, третя ( ос­ ін н я ) чверть - 7. Дослідж ую чи полож ення М ісяця серед зір у моменти повторення днієї й тієї ж фази, можна зробити висновок: однакові фази М ісяця по­ вторюються приблизно через кож ні 5 = 29,5 доби, але настають вони в тізних точках м ісячної орбіти - у кож ному Сонце = :ступному м ісяці на ЗО східніш е порівняв. н з попереднім. Проміж ок часу 5 між двома одноймен­ ними фазами М ісяця називається с и н о ­ дичним місяцем (від грец. « синоz~с » - «зб л и ж е н н я », мається на увазі зб л и ­ ження нового М ісяця з Сонцем). Я к бачим о, т р и в а лість синодичного місяця більш а від сидеричного. Неваж ко з'ясувати, чом у це так. Н ехай у початко­ вий момент М ісяц ь у повні перебуває б іл я якоїсь зорі. Ч ер ез 27,3 доби він знову близиться з нею. Однак, Зем ля за цей час зміститься по своїй орбіті (а відповідно і Мал. 8.3. Сидеричний Сонце на небесній сфері) на кут бли зько і синодичний місяці _7,3". Том у, щоб зайняти те ж саме п о л о ­ ження відносно Сонця і знову бути у повні, М ісяць повинен рухатися ше 2Н4 доби. Ц я величина якраз і складає різницю м іж сидеричним і синодичним м ісяцям и (м а л. 8.3).

38

НЕБЕСНА СФЕРА. РУХ СВІТИЛ НА НЕБЕСНІЙ СФЕРІ

я та М сяі Зем ля і М ісяць, освітлю ю ­ чись Сонцем, відкидають т ін і у в и гля д і конусів у бік , протилеж ний від Сонця. К онус зем ної т ін і довш ий за м ісячний, а його діаметр на відстані М ісяц я перевершує діаметр М ісяц я б іл ь ш н іж у 2,5 рази. Р у ­ хаючись навколо Зем лі, М ісяць двічі на м ісяць опиняється на л ін ії З ем ля-С онц е. У такі моменти і може настати сонячне чи місячне за­ темнення (м ал. 8.4). Сонячне затемнення відбувається тоді, к о л и т ін ь від М іся ц я потрапляє на поверхню З е м лі. Воно спостер ігається пор ізн ом у в р ізн и х точк ах зем н ої повер хні. Д и ск С онця буде повністю закри ти м т іл ь к и д л я сп остер ігача, як и й зн аход и ться всередині м ісяч н ої т ін і, середнє значення діам етра я к о ї на поверхні З е м лі 100 км. У ц ій в у зьк ій зон і буде сп остер ігати сь повне сон ячне затем ­ нення (м а л . 8 .5 ).

^

Міфць

• Орбіт бііеяци

Мал. 8.4. Умови настання сонячного (вгорі) і місячного затемнень

На ділянках земної поверхні, куди падає півтінь від М ісяця, всере­ дині так званого конуса м ісячної півтіні, буде спостерігатись часткове сонячне затемнення. О с к ільк и відстань М іся ц я від З е м л і вн аслід ок е ліп т и ч н о с т і його орбіти зм ін ю ється від 405 500 км до 363 300 км, а довж ина кон уса його повної т ін і становить 374 000 км, то ін о д і верш ина ц ього к о н у ­ са не досягає поверхні З ем лі. У так ом у випадку краї сон ячного дис­ ка зали ш аться відкритим и і буд уть утворю вати тон ке бли ск уче к іл ь ц е н а в к оло тем н ого д и ск а М іс я ц я . Т а к е затем н ен н я н а зи ­ вається кільцевим. У р ізн и х точк ах З е м л і сон ячне затем н енн я настає в р ізн и й час. В н а слід ок р у х у М іся ц я н а в к оло З е м л і та обертання З е м л і н авк оло осі т ін ь від М іс я ц я п ер ем іщ ується по зем н ій п ов ер хн і п р и бли зн о з за х од у на с хід , утворю ю чи с м у гу довж иною к іл ь к а тисяч к іл о ­ м етрів і м ак си м альн ою ш ириною 270 км. Повна фаза затем нення, к о л и С онце повністю за к р и в а ється д и ск ом М іс я ц я , три ває не б іл ь ш е 7,5 хв.

М к - іІ.

Разом з частковими фазами, коли М ісяць тільк и насувається на • - _<? або сходить з його диска, сонячне затемнення може тривати 5єл-ше двох годин. Очевидно, що затемнення Сонця м ож уть відбува■■Га тільк и у фазі нового місяця. М і с я ч н е з а т е м н е н н я (м ал. 8.6 на стор. 40) відбувається • т . коли М ісяць потрапляє в конус тіні, відкинутої Землею . О скільки час затемнення М ісяць насправді позбавляється сонячного світла, ж місячне затемнення видно на всій нічній п івк улі Зем лі і д ля всіх то* ? цієї півкулі починається і закінчується водночас. Повна фаза затемнення може тривати до 1 год 40 хв, а все місячне затемі - - н триває більш е трьох годин. Очевидно, що місячні затемнення можуть ■збуватись тільки під час повні. Я кби площ ина м ісячної -■••'чти збігалась із площ иною '^ а -.*— **-ТШТИКИ, то сонячні й місячні »ітем н ен н я спостерігалися б - -н о го синодичного місяця. А л е вона нахилена до площ ини - • тштики під кутом у 5е, тому яць може пройти або вище, нижче диска Сонця чи конутіні Землі. Щ об відбулося сонячне або с;сячне затемнення, необю, щоб М ісяць у фазі ново-■ місяця або ж у повні знахо__К ьііяві ■ м гомнепчл вся поблизу одного з вузлів >єї орбіти, тобто недалеко від Мал. 8.7. Смуги шести сонячних затемнень тіптики. Кож ного року обов’ язково буває два сонячних затемнення; за добго зб ігу обставин їх може відбутись навіть п ’ ять. Щ о стосується місячних затемнень, то, згідно з розрахунками, їх мож е бути на рік два три, а може і зовсім не бути. Отже, м інім альна к іл ьк іс т ь затемнень рік - два (обидва сонячні), максимальна - сім (п ’ ять сонячних і два місячних, або чотири сонячних і три м ісячних). П ослідовність затемнень повторюється майже точно у тому ж по­ рядку через деякий проміж ок часу, що називається саросом (з єгипет­ ської - «п ов тор ен н я»). Сарос, відомий задовго до початку наш ої ери, складає 18 років і 10,3 чи 11,3 доби (залеж но від того, ск ільк и висо­ косних років було в періоді). П овторен н я п о с л ід о в н о с т і сон яч н и х та м іс я ч н и х затем н ен ь відбувається через повторення взаємного полож ення Сонця, М ісяц я і вузлів м ісячн ої орбіти на небесній сфері. Впродовж кож ного сароса буває 43 сонячних затемнення і 2 5 -2 9 м ісячн их. Н а певній гео ­ графічній довготі те ж затемнення повторюється через три сароси (м а л. 8.7). А в конкретном у п ун кті З ем лі повне сонячне затемнення трапляється в середньому раз на 300 років.

41

42

НЕБЕСНА СФЕРА. РУХ СВІТИЛ НА НЕБЕСНІЙ СФЕРІ

1. З якою середньою кутовою швидкістю Місяць рухається по небесній сфері відносно Сонця? 2 . Чому на картах зоряного неба не вказують ш лях Місяця серед зір, а лиш е Сонця? 3. Чому сонячні затемнення відбуваються не в кожну фазу нового місяця? Намалюйте вигляд Місяця у фазі першої чверті. У який час доби він спостерігається у такій фазі? 8 . 2 . Поясніть з допомогою креслення, чому у повні найменша висота Місяця під час верхньої кульмінації влітку для широти <р = 50° становить 11°, а найбільша висота взимку - 68°. Якими будуть відповідні висоти для широти Вашого населеного пункту? 8 .1 .

§ 9.

Видимі рухи планет. Закони Кеплера

1 Ні к н і га в е р х н і За особливостями свого видимого руху на небесній сфері планети поділяються на дві групи: нижні (Меркурій, Венера) і верхні (Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун і Плутон). Рух верхніх і нижніх планет небесною сферою відбувається по-різному. М еркурій і Венера перебувають на небі або в тих же сузір ’ ях, що й Сонце, або в сусідніх. При цьому вони м ож уть знаходитись я к на захід, так і на схід від нього, але не д алі 28° (М ерк ур ій) і 48° (Венера). Н айбільш е кутове відхилення планети від Сонця на схід нази­ вається н а й б і л ь ш о ю с х і д н о ю е л о н г а ц і є ю (з л а т . - «відда­ л я ю с я »), на зах ід - н а й більшою західною елонгацією. П ри с хід н ій елон га ц ії план ету видно на заход і у променях вечірньої заграви незабаром п ісля заходу Сон­ ця (м ал. 9.1, полож ення Р 4), через деякий час вона також заходить. П отім , переміщ ую ­ чись зворотним р ухом (з? сходу на захід, проти видимо­ го р у х у С онц я), спочатку повільно, а потім все швидше планета починає наближати­ ся до Сонця, ховається в його променях і стає невидимою Мал. 9.1. Конфігурації планет В цей час планета проходить між Землею та Сонцем і настає її н и ж н є с п о л у ч е н н я із Сонцем (м ал. 9.1, полож ення Уг). Через деякий час після нижнього сполучення планета знову стає ви­ димою, але вже на сході, в променях ранкової зорі, незадовго перед

к

:

І

; -зою Сонця (м ал. 9.1, полож ення У2). Д а лі, продовжуючи переміщ ен­ ій :зоротним рухом, планета досягає найбільш ої західної елонгації, зутгляється на деякий час і знову продовжує рух, але вже прямий, у на­ їз н и к у до Сонця. Повернувшись до Сонця, планета незабаром зникає в його промеі знову стає невидимою. В цей час вона проходить за Сонцем, і »ш :увається її в е р х н є с п о л у ч е н н я (м ал. 9.1, полож ення У3), і . :.тя якого через деякий час вона знову стає видимою на заході в про­ р із я х вечірньої заграви. Д а лі цикл х . зторюється. Таким чином, нижні планети, тш ібно до маятника, «коливаю ть:• * відносно Сонця. Інакш е відбувається видимий •-тх верхніх планет. К оли верхню п ла н ету видно п іс л я за х од у Сон_я на за х ід н о м у н е б о с х и л і, вона переміщ ується серед зір прямим рухом, тобто з заходу на схід, як і ?:нце. А л е швидкість її р уху мен­ ша, ніж у Сонця, тому Сонце наздо­ ганяє планету, і вона на деякий час т рестає бути видимою. П отім , к оли Сонце обж ене п л а ­ нету, вона стає видимою на сході перед появою Сонця. Ш ви дкість її прям ого р у х у поступово зм е н ­ ш ується, п ла н ета зу п и н я єт ься , потім починає переміщ ення зво: отним рухом зі сходу на захід, Мал- 9-2- Петлеподібний рух планет причому її траєкторія нагадує петлю (м а л. 9.2). В середині дуги свого зворотного р у х у планета знаходиться в сузір’ ї, протилеж ном у Сонцю, таке її полож ення називається п р о ­ т и с т о я н н я м (м ал. 9.1, полож ення М х). Через деякий час планета знову зупиняється, змінює напрямок сво“о руху на прямий, знову з заходу на схід. Згодом її наздоганяє Сонце, зэна перестає бути видимою - і цикл р ух у починається спочатку. В середині дуги свого прямого р уху, під час періоду невидимості, планета знаходиться в одному с у зір ’ ї з Сонцем, і таке її полож ення на­ зивається с п о л у ч е н н я м із Сонцем (мал. 9.1, положення М 3). Розташ ування планети на 90 на схід від Сонця називається с х і д н о ю к в а д р а т у р о ю , на 90 на захід - з а х і д н о ю к в а д ­ р а т у р о ю (м ал. 9.1, полож ення М 4 і М 2). Всі вищеописані особливі полож ення планет відносно Сонця нази­ ваються к о н ф і г у р а ц і я м и . Проміж ок часу й між двома послідовними однаковими конфігу­ раціями планети називається її с и н о д и ч н и м п е р іо д о м о б е р т а н н я .

43

НЕБЕСНА СФЕРА. РУХ СВІТИЛ НА НЕБЕСНІЙ СФЕРІ

Д л я М еркурія він становить 116 діб, для Венери - 584 доби, д ля Марса, Юпітера і Сатурна відповідно - 780, 399 і 378 діб. Особливості р уху планет пов’ язані з тим, що ми спостерігаємо їхн ій рух із Зем лі, яка також обертається навколо Сонця. Отже, петля в русі верхньої планети - це відображення р уху Зем лі по орбіті, і чим далі планета, тим менший розмір петлі. Ш ирина петлі зворотного р уху М ар­ са дорівнює 15°, Юпітера - 10 , Сатурна - 7°. Використовуючи дані П толем ея, М. Коперник визначив відносні відстані (в радіусах орбіти З ем лі) кож ної з планет від Сонця, а також їх н і сидеричні (відносно зір) періоди обертан­ ня навколо Сонця. Ц е дало зм огу Й огану К еплеру (1 6 18-1621) встано­ вити три закони руху планет. І. Кожна з планет рухається навколо Сонця по еліпсу, в од­ ному з фокусів якого знаходиться Сонце Еліпс (м ал. 9.3) - це замкнена крива, сума відстаней до кож ної точ­ ки якої від фокусів F x і F -2 рівна його великій осі, тобто 2а, де а - велика піввісь еліпса. Я кщ о Сонце перебуває у фокусі F x, а планета у точці Р , то відрізок п р я м о ї F ХР називається р а д і у с о м - в е к т о р о м планети. В іднош ення е = с/а, де с - відстань від фокуса е ліп с а до його центра, називається е к с ц е н т р и с и т е т о м еліпса. Ексцентриси­ тет визначає відхи лення еліпса (ступ ін ь його ви тягнутості) від кола, д ля якого е = 0. Орбіти планет у Сонячній системі дуже мало відрізняються від к оло­ вих. Так, найменший ексцентриситет має орбіта Венери: е = 0,007; найбільш ий - орбіта П лутона: е = 0,249; ексцентриситет земної орбіти становить е = 0,0167.

JP

Мал. 9.3. Еліпс як орбіта планети

Мал. 9.4. Другий закон Кеплера

Найближ ча до Сонця точка планетної орбіти П називається п е р и ­ г е л і є м , найдальша точка орбіти А - а ф е л і є м . II. Радіус-вектор планети за однакові інтервали часу описує рівновеликі площі. З цього закону випливає важливий висновок: оск ільк и площ і і і (м а л. 9 .4 ) р івн і, то по д узі Р ХР 2 планета р ухається з більшою:

кістю, ніж по дузі Р 3Р 4, тобто швидкість планети найбільш а в пел і ї П і найменша в аф елії А . III Квадрати сидеричних періодів обертання планет відноН і як куби великих півосей їх н іх орбіт. Якщ о сидеричні періоди обертання двох планет позначити Т х і Т 2, а :ікі півосі еліпсів - відповідно ах і а2, то третій закон Кеплера має ви--

(9.1)

Закони Кеплера справедливі не лиш е д ля планет, а й для їх н іх су­ путників, як природних, так і ш тучних. У 1687 р. І. Нью тон, розглядаю чи задачу взаємного притягання * т'есн их т іл , точніш е сформулював третій закон К еплера д л я випад­ ів т, коли планета з масою М має суп утн ик з масою т. Н априклад, д ля р гху Зем лі навколо Сонця (сидеричний період Т в, піввісь орбіти ав) і ІМтсяця навколо Зем лі (відповідно Т с і а с) третій закон К еплера запи! гється так: (М 0 + пг&) Т е2_

сіє

(ше + пгс) Г с2

at

(9.2)

_ М®, т в і т с - відповідно маси Сонця, Зем лі і М ісяця. Н ехтую чи другими доданками в дуж ках (малим и порівняно з пер­ шими), можна визначити масу Сонця в одиницях маси Землі. Таким же шном можна визначити маси й інш их небесних т іл, якщ о вони мають природні чи ш тучні супутники. 3 .* Р у х штучних супутників Землі. Наведемо деякі особли?зсті р уху ш тучних супутників Зем лі. У найпростіш ому випадку колоїо ї орбіти, якщ о висота Н супутника над поверхнею Зем лі і радіус Д Землі виражені в кілометрах, його період обертання Т у хвилинах п зрівнює

Т = 1,66 • 10 Ч

( R + НУ .

Н априклад, д л я висот Н = 220, 562 і 1674 км маємо період обер­ тання Т = 89, 96 і 120 хв. Д у ж е ц ік ав и м є випадок, к о л и Н = 35 800 км: тоді Т — 23 год 56 хв 04 с. А це час, за який Зем ля здійснює оберт навколо власної осі. Т ом у, як щ о орбіта такого с уп ут­ ника леж и ть у площ ин і зем ного екватора, і він рухається в напрям ­ ну обертання З ем лі, то суп утн ик увесь час перебуватиме «н е р у х о м о »

НЕБЕСНА СФЕРА. РУХ СВІТИЛ НА НЕБЕСНІЙ СФЕРІ

46

над певною точкою земного екватора. Така орбіта називається г е о стаціонарною. Н ай більш а відстань,на я к ій супутник все щ е буде обертатись на­ вколо З ем лі, - 1,5 м лн км, Я к щ о ж суп утн ик опиниться на б ільш ій відстані, то тяж ін н я з боку Сонця збурю ватиме його р ух, або поверта­ ючи супутник на менш і висоти, або ж перетворюючи його в ш тучну планету. і ог мічних апаратів у просторі. Р у х космічних апа­ ратів (К А ) у просторі описується тими ж законами, що і рух природних небесних тіл. М інім альні енергетичні зуси лля потрібні для запуску К А по напівеліптичній траєкторії, яка називається гоманівською (за ім ’ ям німецького вченого В. Романа). У цьому випадку значення великої півосі орбіти К А дорівнює ака = 1/2(аь + ар), де ае і ар - півосі орбіти Землі та пла­ нети (мал. 9.5).

Мал. 9.5. Гоманівські траєкторії польоту КА до Венери і Марса

Тривалість польоту К А #ка можна визначити за третім законом К еп ­ лера. О ск ільк и сидеричний період обертання К А Т ка навколо Сонця по цій орбіті дорівнював би Т х ка = '[’ а ка3 (де а ка = 1/2(а® + а р) - в астрономічних одиницях), то 1 1 т — 1 ,------------------^ка = — Тш = — V акл' = — У (а& + а р /8 років.

2

2

2

Т ак , знаходим о, щ о п о л іт К А до Венери триває 146 діб, до М ар­ са - 259 діб. Враховую чи, щ о кутові ш видкості р у х у Венери, З ем лі та Марса по орбітах відповідно рівні 1,6", 1 і 0,52 за добу, можемо отримати

il

47

■ fe ü H i на мал. 9.5 взаємні полож ення планет на момент старту К А з іг м т і: Венера на кутовій відстані 54 позаду, а Марс - на 44" попереду 1est-:. К оли К А опиниться б іл я Венери, Зем ля перебуватиме на 36° понеї, а в момент зустрічі К А з Марсом Зем ля перебуватиме на 75° : : переду нього. Ц і два останні числа використовують д ля розв’ язання задачі триваочікування К А б іл я Венери чи Марса. Й ого повернення на Землю *. - е розпочатися лиш е за таких умов: від Венери - к оли Зем ля перебу­ ватиме на кутовій відстані 36 попереду неї; від Марса - к оли Зем ля пеуватиме на 75° позаду нього. Обчислення приводять до висновку, що •«.кування сприятливого розташування планет Венери і Зем лі триває ■ 0 діб, Марса і З ем лі - 438 діб. Загальна тривалість експедиції до Ве■'егн триватиме 770 діб, до Марса - 956 діб. 1. За якими особливостями видимого руху планети поділяються на верхні та нижні? 2. Що таке конфігурації планет? 3. Що таке синодичний і сидеричний періоди обертання планети? 4. Що таке радіус-вектор планети? 5. Як «зважують» небесні тіла, зокрема, як визначили масу Сонця? 6.* За скільки діб обертався б штучний супутник навколо Землі, якби він перебував на відстані 1.5 млн км? 7.* Що таке гоманівська траєкторія? 9.1. Використовуючи «Астрономічний календар» (не обов’язково на поточний рік), простежте зміну положення на небі однієї-двох планет упродовж року, виявіть дати їхніх певних конфігурацій, якщо такі в цьому році траплялися. 9.2. * Перевірте правильність даних про тривалість очікування КА біля Венери і Марса д л я успішного повернення на Землю.

* ♦ ! О. Калек дар і його типи К а л е н д а р е м прийнято наїиБнги неви; Проміжків часу • роді н окремі періоди ’ >•жиі, дні.

>игтему лічби пн міс яці.

Слово «к ален д ар » походить від латинських слів «к а л е о » - «прогоіо ш у ю » і «к ален д ар іум » - «боргова кн и га». Перш е нагадує про те, що в Давньому Р и м і (звідки до нас прийшов наш календар) початок кожного місяця проголошувався окремо, а друге - що там першого числа кож но­ го місяця сплачували проценти за борги. Астрономічними прообразами календарних одиниць - м ісяця і року - стали відповідно тривалості синодичного місяця S = 29,53059 доби і тропічного року Т<у> 365,24220 доби. Залеж но від своїх традицій, способу ж иття і р елігій н и х уявлен ь ію д и в давнину розробили різні типи календарів: м ісячні, місячно-со­ нячні та сонячні.

1.

Місячний, місячно-сонячний

сонячний календарі.

У м і с я ч н о м у к а л е н д а р і рік складається з 12 календарних місяців. В давнину л іч б у днів у новому м іся ц і почин али від перш ої

НЕБЕСНА СФЕРА. Р У Х СВІТИЛ НА НЕБЕСНІЙ СФЕРІ

появи вузького серпа М ісяця на вечірньому небі; тривалість місяця порівнювалась зі зміною фаз М ісяця. В ідп овідн а цьом у тр и в алість астр он ом ічн ого м ісячного року дорівнює 12 • 29,53059 доби = 354,367 доби. Ч и сло 354 можна подати так: 6 ■ ЗО + 6 • 29. Тобто мож на ввести календарний рік тривалістю 354 доби, в яком у загалом буде налічуватись 6 місяців по ЗО діб і 6 м ісяців по 29 діб. А щоб початок календарного м ісяця яком ога точніш е збігався з новомісяччям, ці м ісяц і повинні чергуватися. В се­ редньому за кож ні три роки із зали ш к у в 0,367 доби накопичується трохи більш е однієї доби. Щ об урахувати це, потрібно впродовж к ож ­ них тридцяти років 11 разів рівномірно додавати по одному дню. Р ік , який містить 354 діб, прийнято називати простим, а рік у 355 діб подовженим або високосним. М ісячний календар використовується в країнах, де сповідується іслам. Д л я узгодж еня тривалості сонячного та місячного року використо­ вують м і с я ч н о - с о н я ч н і к а л е н д а р і . У так и х к ален д ар ях м енш і пром іж ки часу (м іс я ц і) вим ірю ю ть за зм інам и фаз М ісяц я (к ален д ар н і м ісяц і н а ліч ую ть ЗО і 29 д іб ). А л е о с к іл ь к и 12 таких м ісяц ів - це 354 доби, тоді як тропічн ий рік на 11 діб довш ий, в л іч б у м ісяц ів у році найчастіш е 7 разів за к ож н і 19 років вставляли додатковий 13-й м ісяц ь. Бо 19 троп ічн и х років практично р івн і 235 синодичним м ісяц ям - це так званий метонів ц и к л. Т ож , як це видно з Т а б ли ц і "Д ати нового м іс я ц я ” (див. Д одатки), через кож ні 19 років т і ж самі фази М іся ц я приходяться на т і самі календарні ч и с л а . Однак через к о ж н і 216 р ок ів к он к р етн а фаза М іс я ц я зм іщ ується по датах наш ого календаря на одну добу вперед (від, ск аж ім о, 21 березня до 22 і т .д .). М іся ч н о -со н я ч н и й к ален д ар оф іц ій н о ви к о р и стов ується лиш е в Із р а їл і. Н а п ід ставі м іся ч н о -со н я ч н о го к ален д ар я проводять об­ ч и сл е н н я дат х р и с ти я н с ь к о ї П а с х и і п ов’ язан и х з нею ін ш и х свят (В озн есен н я , Т р ій ц і). В м и н у л о м у ж він повсю дно був н а й б ільш уж и ван и м . У с о н я ' ч н и х к а л е н д а р я х за основу о б л ік у часу беруть зм ін у п ір року, тод і як на зм ін у фаз М іс я ц я не зваж аю ть. П ер ш оос­ новою наш ого сонячного календаря був юліанський календар, за­ провадж ений 1 січня 45 р. до н. е. рим ськи м п о літи ч н и м д іячем і верховним ж ерцем Ю лієм Ц езарем . О с к іл ьк и тоді вже б у л о відомо, що сонячний рік м істить б л и зь к о 365,25 доби, у цьом у к алендарі три з к ож н и х чоти рьох років б у л и простими і м али по 365 діб, а ч е т ­ вертий — високосний - 366 діб. У пор івнян ні з тропічн им роком се­ редній р ік ю ліан ського календаря був довш им ли ш е на 0,0078 доби. Р ізн и ц я невелика, але за к ож н і 128 років з ци х частинок нагром ад­ ж у в а л а с я ц іл а доба. О тж е, я к щ о у 300 р. н. е. в есн ян е р ів н о д ен ­ ня припадало на 21 березня, то через 128 років - на 20, щ е через 128 років - на 19 і т. д. До середини X V I ст. дата весняного рівнодення зм іст и л а с я вже на 10 діб і припадала на 11 бер езн я. З датою весняного рівноден ня

49 В ане н а й б ільш е хр и сти ян ське свято - П асха. Н а Н ік е й с ь к о м у р.) церковном у соборі б у л о п ри йн ято святкувати ї ї в н айближ д іл ю п іс л я повні, як а наставала п іс л я веснян ого рівнодення. і л о с я , м абуть, що дата дня веснян ого р івноден ня збер ігається ж д и ». Т а о с к іл ь к и справж нє весняне рівноден ня поступово ватося в б ік 1 березн я, то створ и лася така си т у а ц ія : я к щ о, •слад, у X V I ст. повня випадала на 18 бер езн я, весняною вване її, а наступ н у - 17 к вітн я. О тж е, свято П а сх и зсув алося в жіта. _____________ ______________ ____________________________ 1582 р. р им ськи й папа Г р и го р ій X I I I зд ій сн и в реф орм у к а ­ ря. Щ о б повернути весняне р івн од ен н я з 11 на 21 бер езн я, з ін ів б у л о в и лу ч ен о 10 д іб: п іс л я 4 ж о в тн я 1582 р. н а ста ло не 5 ж овтн я. І щ об н ад алі така п о м и л к а не в и н и к а ла , б у л о прий-» з к ож н и х 400 років в и лу ч а ти три доби: с т о л іт н і р ок й , ч и сло гкь я к и х не д іл и т ь с я без остачі на 4, вваж аю ть п р ости м и - п о л іб (так и м и б у л и рок и 1700, 1800, 1900 і буде 2100-й). Ц е й ви.- лен и й к ален д ар отримав назву григоріанського або нового сти-

§

*Е .С Т .).

“І

II

Щ

Середня тр и в алість р ок у гр и го р іа н ськ о го к ален д ар я (за 400 ] ф - : з ) становить 365,2425 доби, щ о ли ш е на 26 с перевищ ує три^ л і с т ь троп ічн ого року. Т о м у і п охи бк а на одну добу н а к оп и ­ чу- гься в цьом у к ален д ар і п р и бли зно за 3 300 років. О тж е, гриШ анський календар загалом точно відображ ає астроном ічн і п од ії, а упродовж 400 років весняне рівноден ня у н ьом у припадає на 1-ти 19, 20 і 21 березня. 2. П р о н аш у ер у. У своїй практичній діяльності людина потре­ бу'- певної системи облік у років. При цьому немає істотного значення, і- <*й рік у цій системі було названо першим. Та чи інша система лічби років має назву ера. Інакше, ерою названо * с » сукупність років, відлічених від певної початкової точки, що зветьі епохою (з грец. «еп охе» - зупинка). Історія показує, що початковим моментом може бути подія реальна чаток царювання якогось імператора, війна, стихійне лихо тощ о) або -іжгадана, легендарна, часто пов’ язана з релігійним и віруваннями. Взаті кажучи, для лічби років не має ніякого значення навіть те, чи дата д ії вказана правильно, чи помилково. Головне, щоб рахунок років від раного моменту проводився неперервно, без пропусків і повторень, чбу років «в ід Різдва Христового» (насправді - «від втілення Госпотобто від свята Б лаговіщ ен н я), я к у ми називаємо н а ш о ю р о ю , запровадив у 525 р. римський монах Діонисій М алий, який - ладав у той час нові таблиці дат П асхи. 1 1. Що таке календар? Які типи календарів розроблено в минулому, де і які вико­ ристовуються в наш нас? 2. Що було причиною проведення григоріанської ре­ форми календаря? 3. Що таке наша ера?

НЕБЕСНА СФЕРА. Р У Х СВІТИЛ Н А НЕБЕСНІЙ СФЕРІ

Вивчивши перший і другий параграфи та тему «Небесна сфера. Рух світил на небесній сфері» н е о б хідн о знати : Астрономія - наука, яка вивчає небесні тіла, окремі явища і процеси у Всесвіті та Всесвіт в цілому. Астрономія ~ одна з фундаментальних наук, тісно пов'язана з фізикою, хімією, науками про Землю, космонавтикою і має прикладне значення. Астрономія відіграє велику роль у формуванні світогляду. Небесна сфера - уявна сфера довільного радіуса, на яку проектуються всі небесні світила і в центрі якої знаходиться спостерігач. Це поняття значно полегшує вивчення небесних об'єктів. Сузір'я - це певна ділянка зоряного неба з чітко окресленими межами, що включає всі астрономічні об'єкти, які знаходяться на ній постійно. Добове обертання небесної сфери - наслідок обертання Землі навколо власної осі Рух Сонця по екліптиці і зміна вигляду зоряного неба впродовж року - наслідок обертання Землі навколо Сонця. Місячні та сонячні затемнення відбуваються при відповідних взаємних положеннях Сонця, Землі й Місяця в космічному просторі. Існування різних систем лічби часу (місцевий час, поясний час, всесвітній час тощо) обумовлене практичними потребами ' людини. Календар - це система лічби великих проміжків часу. В Україні використовується григоріанський календар (новий стиль).

н е о б хідн о вм іти: Знаходити на неб: Ківш Великої Ведмедиці, Полярну зорю, сузір‘= Кассіопеї, Оріона, сузір'я Зодіаку та інші. Знаходити за допомогою Полярної зорі сторони горизонту. Користуватися картами зоряного неба, знаходити світила за допомогою їхніх координат

II. М Е Т О Д И Т А З А С О Б И АСТРОНОМІЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ

52

МЕТОДИ ТА ЗАСОБИ АСТРОНОМІЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ

Упродовж двох чи й трьох тисяч років спостереження астрономів зво­ дилися до вимірювання кутових відстаней між світилами та визначення їхніх координат. Ця наполеглива, дуже копітка і здебільшого непомітна праця вчених-астрометристів триває і в наш час. Та після того, як 1609 р. Галілео Галілей вперше поглянув на небо в те­ лескоп, можливості астрономічних спостережень зросли у багато разів. Цей рік вважається початком нової ери в астрономії - ери телескопічних досліджень. І нехай з нашої точки збру телебкой Галіяея був недоскона­ лим, він перевернув світ в уяві його сучасників. Поглянувши в телескоп, можна було переконатися* хцо ландшафт Місяця в чомусь подібний до зем­ ного, що Венера, як і Місяць, змінює свої фази, що навколо Юпітера обер­ таються чотири супутники, у Сатурна є кільця, на Сонці є плями, а сяйво Молочного Ш ляху розпадається на міріади крихітних зір. Все це збуджувало уяву, змушувало замислитись над питаннями про складність Всесвіту, його матеріальність, про множинність населених світів. Від початку телескопічної ери астрономи зосередились на з ’ясу­ ванні питань про фізичну природу небесних тіл, про джерела енергії та життєвий шлях зір, про будову і розвиток Всесвіту в цілому. Зараз аст­ рофізика як один із найважливіших розділів астрономії має конкретні відповіді на багато питань, поставлених людським розумом. Отримано їх завдяки новим потужним телескопам, що працюють як в наземних астро­ номічних обсерваторіях, так і на косийчних орбітальних та міжпланетних станціях, а також завдяки вмілому застосуванню законів та ідей сучасної фізики при осмисленні отриманих результатів.

§11. Сучасні наземні та орбітальні телескопи1

1. А с т р о н о м ія — н а у к а в с е х в и л ь о в а . Г а лу зь астрономії, яка вивчає Всесвіт у видимому світлі, називається о п т и ч н о ю . А л е видиме світло займає лиш е маленьку д ілян к у електромагнітно­ го спектра, куди входять також радіохвилі, інфрачервоне, ультраф іоле­ тове, рентгенівське та гамма-випромінювання - різні за довжиною (чи частотою) електромагнітні хви лі. К р ізь товщ у атмосфери до поверхні Землі доходить лиш е видиме світло з довжиною хви ль від 390 до 760 нм, радіохвилі з довжиною від 0,01 см до ЗО м (мал. 11.1) та інфрачервоні промені довжиною 0,75 5,2 мкм і вибірково в довжинах хви ль 8,2 - 22 мкм. В інш их діапазонах електромагнітних хвиль земна атмосфера непрозора. З X IX ст. астрономи почали вивчати космічні об’ єкти в доступних інфрачервоних променях. А в 30-х роках X X ст. зародилася нова галузь астрономії - радіоастрономія, справжній розвиток як ої почався після другої світової війни. Та оск ільки небесні тіла випромінюють у всьому діапазоні електромагнітного спектра, перед астрономами постала зада­ ча проведення дослідж ень поза межами атмосфери.

іП.

53

Порівняно просто ця задача виріш ується для інфрачервоного та .ліметрового випромінювання з довжинами хви ль від 0,013 мм до Основна речовина, що погли н ає інф рачервону радіацію , дяна пара, концентрація як ої швидко зменш ується з висотою, висотах 25-30 км земна атмосфера стає прозорою д ля інфрачервоно:ромінювання. В аж ливі спостереження в цьому діапазоні прово­ дься з аеростатів і з борту ш тучних супутників Землі.

Мал. 11.1. Проходження електромагнітних хвиль через земну атмосферу

В короткохвильовій частині спектра виділяю ть окремо діапазони , іьтрафіолетової астроном ії (довж ина х в и л і 3 9 0 -3 0 нм ), рентївської астрономії (30—0,01 нм) і гамма-астрономії (довжина хви лі • гнша за 0,01 нм), кожна з я к и х має свої методи дослідж ень (§ 12). Важливу інформацію про те, що діється далеко за межами Зем лі, _ .носять до нас потоки космічних променів і нейтрино. Косм ічні про­ мені складаються головним чином з протонів - ядер водню, а також з глектронів, ядер гелію і ядер важ чих хім ічни х елементів. Нейтрино - це частинка, яка має неймовірну проникну здатність, бо айже не взаємодіє з речовиною. Н е маючи електричного заряду, з ма­ тою спокою, ще й досі достовірно не встановленою, нейтрино здатне гроходити крізь тверде тіло навіть легш е, ніж світло крізь скло. Наприлад, шар свинцю товщиною в 50 світлових років воно перетне так, не:ов це порожній простір. Утворюючись під час термоядерних реакцій, нейтрино негайно вилітає назовні, несучи інформацію про події у над? х зорі в поточний момент, тоді як електромагнітне випромінювання андрує до поверхні зорі сотні тисяч чи м ільйони років. А тому методи нейтринної астрономії дуже важ ливі д ля вивчення процесів, що відбу­ ваються у надрах Сонця і зір.

54

МЕТО И ТА ЗАСОБИ АСТРОНОМІЧНИХ

ОСЛІ ЖЕНЬ

Таким чином, з другої половини X X ст. астрономія стала всехвильовою наукою, яка вивчає Всесвіт практично в усьом у діапазоні електро­ магнітних хвиль. 2. Н а з е м н і о п т и ч н і т е л е с к о п и . Т елеск оп має три основ­ них призначення: збирати випроміню вання від небесних світи л на прийм альний пристрій (око, фотопластинка, спектрограф тощ о); б у ­ дувати у своїй ф окальній п лощ и н і зображ ення об’ єкта чи певної д іл я н к и неба; збільш увати кут зору, під яким спостерігаю ться не­ бесні т іл а , тобто р озд іляти об’ єкти, розташ овані на бли зьк ій кутовій відстані й том у н ер озд ільн і неозброєним оком. Оптичні телескопи (мал. 1 1 .2 ) об ов ’ язковим и складовим и частинами своєї к о н стр у к ц ії ма­ ють: об’єкт ив, який збирає світло і буд ує у ф ок усі зображ ення об’ єкта чи д іл я н к и неба; трубу (т у б у с ), я к а з ’ єднує об’ єктив з п р и йм альни м пристроєм; монту­ вання - м ехан ічн у кострукцію , що тримає тр убу і забезпечує ї ї наве­ дення на небо; у разі в ізуальн и х сп остер еж ен ь, к о л и прийм ачем світла є око, обов’ язково — окуляр. Ч ер ез нього р озглядається зобра­ ж ен н я , побудован е о б ’ єктивом . П р и ф отогр аф ічн и х, ф отоелек т­ р и ч н и х , с п е к т р а л ь н и х сп остер е­ ж ен нях о к у л я р не потрібний, тому що від п овід н і прийм ачі встанов­ л ю ю т ьс я безп осер едн ьо у фо­ к а льн ій п лощ и н і. П ерш и м и б у л о збудовано л ін з о в і телескопи-рефрактори (від ла т . «р еф р а к т о» - «з а л о м л ю ю », м ал. 11.3). П р оте с в іт л о в і пром ені р ізн и х довж ин х в и л ь зало м лю ю ться п о-р ізн ом у, і окрема лін за дає

Мал. 113. Оптична схема телескопа-рефрактора

забарвлене зображ ення. Д л я усун ен н я ц ього н е д о л ік у з часом поча­ л и будувати об’ єктиви з к іл ь к о м а л ін за м и з і ск ла з різн и м и коеф і­ цієнтам и за ло м лен н я .

розміри телескопів-рефракторів накладаються певні обмеження, найбільш ий лінзовий об’ єктив має діаметр лиш е 102 см. ефрактори, як правило, використовують в астрометрії, а от астроз користуються дзеркальними телескопами-рефлекторами (від «р е ф л е к т о » - «в ід б и в а ю », м ал. 1 1,4). П ер ш и й так и й телеск оп этром дзеркала 2,5 см побудував І. Н ью тон. Го лов н і дзеркала реторів спочатку мали сферичну форму, згодом - параболічну.

Система Ньютона

Мал 114 Оптичні схеми телескопів-рефлекторів

еркала виготовляли із бронзи. З середини X I X ст. почали робити яні дзеркала і розробили метод зовніш нього сріблення ск ляни х : еркал, а з 1930 р. їх почали алю мініювати. Д уж е зручною, а том у і найчастіше вживаною, була система Кассегрена, в якій головне дзердо - увігнуте параболічне, а допоміж не - оп укле гіперболічне; проте -ілє с ко п и і павільйони, в я к и х їх встановлювали, були надзвичайно -роміздкими. Наприклад, з 1948 по 1975 р. найбільш им у світі був 5-метровий регектор П алом ар ськ ої обсерваторії (С ІЛ А ). Вага його дзеркала З т, маса труби (точніш е, гратчастої конструкції) довжиною 17 м 40 т, телескоп було встановлено у башті діаметром 41,5 м з вагою купола 1 000 т. У 1975 р. на П ів н іч н ом у К ав к азі було введено в дію метровий телескоп; за товщини дзеркала 65 см його вага становить 40 т, л звжина «труби» - 24 м, діаметр башти - 44 м. С правж ня р ев олю ц ія в тел е с к о п о б у д у в а н н і в ід б у л а с ь у 70-х р о­ сах X X ст. На з м ін у си стем і К ассегр ен а п р и й ш ла т ел е с к о п іч н а си­ стема Р і ч і - Кретьена, у я к ій го лов н е д зе р к а л о за формою дещ о в ід р ізн я ється від п ар аболоїд а, а д оп ом іж н е - від гіп е р б о л о їд а . Т о ­ му і довж ина тр уби , і д іам етр и п а в іл ь й о н ів у два - чотири рази м енш і, н іж у п о п ер ед н іх т ел е с к о п ів . Н а 2000 р ік введено в д ію

56

МЕТОДИ Т А ЗАСОБИ АСТРОНОМІЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ

б ли зь к о десяти телескоп ів системи Р іч і-К р е т ь є н а з діам етром дзер­ к ал 3 ,6 -4 ,2 м. З 1996 р. працює багатодзеркальний (діам етр сегмента становить 1,8 м ) телескоп « К е к - І» з сум арним .діам етром дзеркала 10 м, а з 1998 р. - такий ж е « К е к - ІІ » (м ал. 11.5). Введено в дію «Д ж е м ін і» з діаметром дзеркала 8,1 м та японський «С у б а р у » з діаметром дзеркала 8,3 м. З 1998 р. почергово вводяться в дію одне із ш ести (діам етром 8,2 м ) дзеркал «Д у ж е великого телескопа» («V e r y Large Teleskope» - V L T ).

Мал. 11.5. Телескопи «Кек-І» та «Кек-ІІ»

П ри побудові таких телескопів використовуються найновітніпп досягнення техніки, і працюють вони, керовані на відстані зі спеціаль­ них приміщ ень, без присутності людей поблизу телескопа. З А с т р о н о м іч н і об с ер в с Упродовж три валого часу заняття астрономією було лед ь не приватною справою окремих ен­ тузіастів. А л е в X V II ст. було усвідомлено її значення д ля потреб гео­ графії та мореплавання. Розпочалось будівництво перш их державних астрономічних обсерваторій (А О ): Паризької (1671 р.), Гринвіцько; (1675 р .) тощо. В наш час у світі налічую ть бли зьк о 400 АО,/ В У к р а їн і проШдними є Головна астрономічна обсерваторія Н А Н Україн и (1944 р .), Інститут радіоастрономії з його унік альни м декаметровим телескопом У Т Р -_ л ід Харковом, К рим ська астрофізична обсерваторія (1950 р .). П евю традиції дослідж ень і спостережень зберігають А О університетів Львівського (1769 р .), Х арківського (1898 р.), К иївського (1845 р.; Одеського (1871 р.). Довгий час АО будувались побли зу чи навіть у населених пунктах. X I X ст. їх почали розташ овувати на гір ськ и х верш инах. Серєі н а й більш и х А О світу найвідом іш им и сьогодні є: введена в д 1990 р. А О на вершині древньої вулканічної гори М ауна-Кеа (4215 ч

МЕТОДИ Т А ЗАСОБИ АСТРОНОМІЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ

Мал. 11.7. Радіотелескоп РТ-22 у Криму

*к Г і г . л і), оголош еної науковим заповідником за свій унікальний аст: ч . : тут встановлено кілька 4-метрових телескопів, а також телезвк »К о к •>, «Д ж е м ін і», «С убар у» (м ал. 11.6); англійська А О на о. ЛаІ х : -ш (2327 м, 1986 р .), американська А О Лас-К ам панас _ Х ) м. 1976 р .) у Ч и л і і там же європейська А О Л а -С ілла (2347 м, Я~Ь р.), де встановлено «Д уж е великий телескоп ». Ь останні роки не менше половини наукових п ублік ац ій з астрош-».- грунтуються на спостереженнях небесних об’ єктів із страто: л-дв, ш тучних супутників Зем лі, орбітальних косм ічних станцій та «я- матичних м іж планетних станцій (А М С ). В космосі працює ц іла а. інфрачервоних, ультраф іолетових, рентгенівських, гамма-обіг-дшторій, які дослідж ую ть небо у всіх діапазонах електром агнітних М .г ь . наприклад рентгенівська обсерваторія «Ч а н д р а ». Важливою Щ.І? астрономів подією був запуск 25 квітня 1990 р. на орбіту висотою • _ км «К осм ічного телескопа ім. Габбла» (мал. на стор. 51) з діамет­ ра < дзеркала 2,4 м, який виріш ує велику к ільк іст ь астрофізичних зад. Загалом з 1962 р. д ля астрономічних дослідж ень запущено блиЬ е о 50 Ш С З та АМ С . і Р а д іо т е л е с к о п и і р а д іо ін т е р ф е РадіовипроміШ ання від космічних об’ єктів приймається спеціальними установка■Ш- які називаються р а д і о т е л е с к о п а м и (Р Т ). Сучасні радіотеле- ли дослідж ують космічні радіохвилі в довжинах від одного міліметра декількох десятків метрів. Основними складовими частинами типового радіотелескопа є анте. дуж е чутливий приймач. Антени Р Т , я к і приймають м іліметрові, ■і иметрові, декаметрові та метрові хви лі - це найчастіше параболічні : гбивачі, подібні до дзеркал звичайних оптичних рефлекторів. У фо* :і параболоїда встановлюється опромінювач - пристрій, який збирає ліовипромінювання, направлене на нього дзеркалом. Опромінювач -дедає прийняту енергію на вхід приймача, і після підсилення та - лення заданої частоти сигнал реєструється на стрічці самописного -ктричного приладу. Сучасні підсилювачі дають зм огу виявляти лрізняти) радіосигнали, що виникають при зм інах температури всьона 0,001 К. Р ад іоа стр он ом іч н і д зер к а ла не вим агаю ть т а к о ї точн ості виго• влення, як оп ти чн і. Щ о б д зер к ало не спотворю вало зображ ень, ;: г о в ід х и л е н н я від заданої п а р а бо ліч н ої ф орми не повинно пере: лщ увати 1/8 довж ини х в и л і, я к у він прийм ає. Н а п р и к ла д , д л я доіж и н и х в и л і 10 см досить мати точ н ість д зер к ала б л и зь к о 1 см. Б ільш е того , д зер к ало Р Т м ож на робити не с у ц іл ь н и м : доси ть на­ дягнути м еталев у с іт к у на каркас, як и й надає й ом у п а р а б о ліч н о ї горми. Н ар еш ті, Р Т м ож на зробити н ер ухо м и м , я к щ о зам ін и ти поі.р о т д зер к ала зм іщ ен н я м опром іню вана. Завдяки таким о с о б л и ­ ві стям Р Т м ож уть набагато перевищ увати оп ти ч н і телеск оп и у дозм ірах. Н ай більш а у світі радіоастрономічна антена, встановлена у краері згаслого вулкана А р есібо на острові П уер то-Р ік о, має діаметр

60

МЕТОДИ Т А ЗАСОБИ АСТРОНОМІЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ

305 м (м а л. 11.8). Н ер ухом а антена, спрямована в зеніт, не дозволяє приймати рад іохви лі з будь-якої точки неба, але завдяки добовому обертанню З ем лі і м ож ли вості зм іщ увати опроміню вач більш а части­ на небесної сфери доступна д ля спостережень. Ін ш і н ай більш і радіотелескопи з параболічною антеною встанов­ лено: в Радіоастроном ічном у ін сти туті ім. М. П ла н к а (Еффельсберг. Ф Р Н ) - діаметр антени 100 м, в обсерваторії Грін Бенк у штаті В ір д ж и н ія (С ІЛ А ) - ан­ тена 110x100 м, а та­ кож 76-метровий Р Т в об с ер в а т о р ії Д ж од р ел Бенк (А н г л ія ), 64-метровий Р Т в обсерва­ т о р ії П арке (А в с т ­ р а л ія ), 22-метровий РТ недалеко від Євпаторії в К р и м у (м а л . 11.7, на стор. 58). У с і вони л е г­ ко спрям овую ться в за­ дану точк у неба пово­ ротом н а в к о л о двох осей - в ер ти к а льн о ї (встановлюється азимут о б ’ є к т а ) і го р и зо н т а ­ л ь н о ї (установка висо­ ти о б ’ є к т а ). В под аль­ ш ом у ЕОМ безперерв­ но подає си гн али к ер ую чи м при строям , я к і ведуть Р Т у с л ід о б ’ єк том при його зм іщ е н н і, зу м о в лен о м у добовим обертан ням не­ бесн ої сфери. Рад іотелеск оп и д уж е вели к и х розм ірів м ож уть бути побудовані в ели к ої к іл ь к о с т і окрем их дзер к ал, що ф окусую ть випромінюванню на один опром іню вач. П р и к лад о м є Р А Т А Н -6 0 0 («р а д іо т е л е с к о г А к а д е м ії наук, діам етр 600 м » ), встановлений п о б ли зу станиці Зе­ лен ч у к на П ів н іч н ом у К авк азі н еп од алік від 6-метрового о п т и ч н о :« телескопа. Він я в ля є собою замкнене к іл ь ц е діам етром 600 м і скг дається з 900 п ло ск и х дзер к ал розмірами 2x7,4 м, щ о утворю ю ть сег мент параболоїда. В так ом у Р Т м ож е працювати як усе к іл ь ц е , так . його частина. Н а довж ин ах х в и л ь від к іл ь к о х м етрів і б іл ь ш е параболічн а аттена не застосовується, зам ість неї використовую ть систем и з вел. кої к іл ь к о с т і п л о с к и х д и п о ль н и х антен, елек тр и ч н и й зв ’ язок м ія як и м и забезпечує н еобхід н у д л я Р Т спрям ован ість при йом у. Са:- • за таким принципом побудовано н а й б ільш и й у св іті радіотелесю у декам етрового д іап азон у У Т Р -2 (м а л . 11.9), розташ ований під Х .і:ковом.

■ till

61

В икористовую чи відом е у ф ізи ц і я в и щ е ін тер ф ер ен ц ії, Д О С Л І Д ­ ИШ л р о зр о б и л и м етод и р а д іо ін те р ф ер о м е т р и ч н и х сп о стер еж ен ь » fez користанням двох р ізн и х приймачів. О б’ єдную чи д е к іл ь к а Р Т , ч е г . х іт ь так звані радіоінтерферометри (Р І ). па сьогодні найвідомішим Р І є введений у дію 1980 р. Р Т V L A («V e ry A rra y» - «Д уж е велика гратка»), який встановлено в пустельній

Мал 11 9. Радіотелескоп УТР-2

•. певостї штату Нью-Мексико, Ç IIIA (мал. 11.10). Цей Р Т складається з _7 повноповоротних 25-метрових параболічних антен, розміщених у формі чтери Y з довжиною двох плечей по 21 км, а третього - 19 км. У цьому і і на логічних випадках антени ■: з ’язані між собою електричнил лініями. Розроблено також методи аддалекої радіоінтерферометри, ли використовують попарно ве­ ликі антени, розташ овані на дстанях до 12 000 км. З допомо­ го таких систем в радіоастро­ номії вдалось отримати кутове тозділення дуже тісних об’ єктів порядку 0 ,0001", щ о набагато“ краще, ніж дають оптичні теле­ скопи (д ля порівняння: кутова Мал. 11.10. Радіотелескоп VLA здільна здатність людського ока - 2'). З 1979 р. однією з антен інтерфем етр аєР Т, виведений супутником на орбіту Землі. Завдяки радіоінтеррометрам вдається вивчати структуру далеких радіоджерел.

ч

62

МЕТОДИ Т А ЗАСОБИ АСТРОНОМІЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ

5. Т е л е с к о п и д л я с п о с т е р е ж е н ь у в и с о к о е н е р г е т и ч н и х д іа п а з о н а х е л е к т р о м а г н іт н и х х в и л ь . О скільки земна атмосфера затримує електромагнітні хви лі, коротші за 300 нм, всі приймачі ультрафіолетових, рентгенівських та гамма-променів доводиться виносити за ї ї межі. Значну частину дослідж ень в ультраф іолеті від 300 нм до 120 нм здійснено за допомогою звичайних телескопів з дзеркалами, покритими алю мінієм, для ще коротш их хвиль використовують дзеркала, покриті тонким шаром фтористого магнію, та добре відомі лічи льн и к и Гейгера-М ю ллера. Особливі труднощі виникають при спостереженнях рентгенівського випромінювання з довжиною хви ль від 0,01 нм до 1 нм. Сучасні методи полірування та шліфування матеріалів не дозволяють виготовити дзеркало з такою високою точністю. Однак виявляється, що при падінні і відбиванні променя під дуж е малим кутом до дзеркала вимоги до точності його виготовлення значно послаблюються. Такий телескоп є поєднанням двох дзеркал - параболоїда обертання і гіперболоїда обертання, відбивні поверхні як и х покриті шаром хрому і нікелю. Промінь відбивається від першого дзеркала під кутом лиш е 1° до відбивної поверхні, потрапляє на друге дзеркало, а після цього - у фокальну площ ину, де й будується зображення, скажімо, Сонця. У с і ж інші промені, щ о йдуть ближ че до головної осі дзеркала, затримуються діафрагмою (непрозорим екраном). В гамма-діапазоні пристроєм для реєстрації квантів слугують детектори (з лат. - «той, що ви яв ляє»). Які спектральні діапазони традиційно виділяють в астрономії? Яку назву отри мали відповідні розділи астрономії? 2 Щ о таке космічні промені? З Які типи те­ лескопів використовують в астрономії і хто першим сконструював кожен із них? 4 Де розташовано найбільші телескопи ’ 5 Що таке радіоінтерферометр і за як.« принципом він збудований? 1

?

11.1 Знайдіть на картах «Атласу світу» розташування найголовніших астро­ номічних обсерваторій Мауна Кеа (>. = ~155°29', <р = 19'50'), Лас Кампанас (X = -7СГ42', ф = -2 9 00’), Ла-Сілла (X. = -7СГ44', ф = -2 9 1 5 '), гора Пастухова а = 4 Г2 6 ', ф = 43 39') Маунт Паломар (X = ~118°04\ ф = 34°13’)

§ 12. Випромінювання: приймання та аналіз 1 1. В ели ч и н и потоків ви пром іню ванн я. Інформацію про яві щ а і процеси, що відбуваються у навколиш ньому Всесвіті, астроно> отримують ш ляхом реєстрації електромагнітного випромінювання, приходить від космічних об’ єктів. Досі ми розглядали його як елекі магнітні хви лі певної довжини (або частоти), але можна уявити йог як частинки, як і називаються фотонами.

63

І щ Сонця на к ож ни й квадратний метр зем н ої повер хні, перпенЛ * 7 -іярної до сон ячни х пром енів, в середньом у надходи ть ен ер гія 70 В т/ м 2. С ередня ч астота ц ь о го ви п р ом ін ю в ан н я 10і4 Гц. Таким чином , середня ен ер гія одного кванта стано— 4 • 10 19 Д ж . За одну сек ун ду на п л о щ у 1 м 2 від Сонця надаи Г-'Ь 1370 / (4 • 10 ’9) = 3,4 • 102 квантів елек тр ом а гн ітн ого винювання. Я - відомо, потік енергії через вибрану площ у змінюється обернено ^ рційно квадрату відстані до джерела. Відстані до найближ чих зір дньому майже у 300 000 разів перевищують відстань до Сонця, і Сонце знаходилося на такій відстані, ми б отримували від нього 4,1 ■ 10е квант/см2 за секунду. Н айвідоміш а галакти ка Туя - - - сть Андромеди знаходиться від нас на відстані 2,3 млн/св.р., це «■ і ке в 1,5 • 10і0 разів далі, ніж Сонце. Н ехай у ній знаходиться Я В млрд. таких сонць, як наше. Отже, від неї маємо потік квантів 106 квант/см2 за секунду. Від такої ж галактики з відстані в в*гтрд/св.р. отримаємо лиш е 3 квант/см2 за секунду, а з відстані в Ж млрд/св.р. - 1 квант/см2за 10 секунд. Ось чому д ля вивчення явищ і процесів, що відбуваються в таких да­ леких об’ єктах, потрібні потуж ні телескопи і надчутливі реєструючі І трої. М и вже знаємо (§ 3), що освітленості від небесних світил я- нюють у зоряних величинах. Отже, якщ о діаметр об’ єктива телеско­ па Б [см ], то гранична зоряна величина, як у щ е побачить спостерігач г -елескоп, така:

Щ р* 7,0"' + 5 ІВ Г>.

(12.1)

Зокрема, у телескоп з діаметром дзеркала 6 м можна бачити зорі до Світловий потік від таких зір у 2,5 млн. разів менший, ніж від слабкіш ої зорі, як у ми ще бачимо неозброєним оком. іін ю в а н н я . з 1880 р. в астрономії систе~ично використовують фотографію. У наш час понад 50% усіх астро«іч н и х спостережень здійснюють саме ш ляхом фотографування не-:н и х об’ єктів. Фотографічна ем ульсія, на відміну від ока, здатна на. пичувати кванти світла, на ній водночас утворюються зображення сотнь і тисяч світил. Т акі зображення певної д ілян к и неба чи об’ єкта мо­ жуть зберігатися багато років. У наш час небо фотографують на кольо: ву емульсію , що дає змогу, зокрема, виявляти особливості структури ових туманностей тощо. Якщ о £ - тривалість експозиції у хвилинах, то гранична зоряна ве­ ршина зафіксованого об’ єкта оцінюється формулою

тф « 14,8"' + 2,5 \^И + 1,25 \% г,

(12.2)

як і раніше, Б - в см. При Б = 250 см і і = 100 хв гранична фото­ графічна зоряна величина дорівнює 24т .

64

МЕТОДИ Т А ЗАСОБИ АСТРОНОМІЧНИХ ДОСЛІДЖЕНІ

А л е за межами земної атмосфери такий же телескоп здатний влов­ лювати сигнали від об’ єктів, у 40 разів слабкіш их (до 28 і). З 40-х років X X ст. усп іш н о використовую ть фотоелектронні по­ множувачі, в як и х потік ф отонів, щ о надходить від небесного світи­ ла, перетворюється в електр и чн и й струм. Ф отоелек тр он н и й помно­ ж увач (Ф Е П ) - це ск лян и й прозорий балон, у яком у створено вакуум і в який вмонтовані ф отокатод, ем ітери або диноди - загальною к ія ьк істю до двох десятків - і анод. У с і вони мають виводи, на які подаються все зростаю чі е лек тр и ч н і потен ціали . Е лектр он , вирва­ ний внаслідок фотоефекту з фотокатода, прискорю ється в елек тр и ч ­ ному п о лі, вдаряється об поверхню перш ого ем ітера і вибиває з ньо­ го д е к іл ь к а електронів, я к і, у свою чергу, рухаю ться в напрям ку другого емітера, вдаряються об нього і вибивають щ е б іль ш е елек ­ тронів і т.д. У підсумку кількість електронів, що потрапляють на анод, булу 10в-1 0 9 разів більш ою від початкової к ільк ості, вирваної з катода. З початку 70-х років в астр он ом ії застосовую ть при йм ачі, д і : я к и х гр ун тується на притам анном у всім напівпровідникам яви._ в н утріш н ього фотоефекту. Д л я зниж ення ш ум ів прилад о х о л о д ж у ­ ють до температури р ід кого азоту (77 К ). Одним із варіантів таких ф отоприймачів є прилади із зарядовим з в ’язком (П З З , англомовна абревіатура CCD). Т у т елек тр он и , щ о в и в іль н и ли с я при поглинанк речовиною ф отонів, зб ер ігаю ться в ок р е м и х е лем ен т а х кремнієве к р и с т а л іч н о ї п ласти н к и - в п ік с е л а х , а зч и ту в а ль н и й пристрій п ід р а х о в у є і реєструє в е ли ч и н у н агр ом ад ж ен ого р е а л ь н о го зар яд у Завдяки застосуванню ПЗЗ гранична зоряна величина, яку, зокре­ ма, можна зареєструвати на 5-метровому рефлекторі зросла з 25т щ 28т, тобто стало можливим реєструвати потоки в 16 разів слабкіш і, н';л раніше. Щ об досягти такого прогресу зі старими (фотографічними» приймачами, довелося б побудувати оптичний телескоп з діаметро:дзеркала 31 м . 3 .* Д о п о м іж н і п р и л а д и . Саме по собі зображ ення о б ’ є к т м отримане у ф окусі телескоп а, особли во я к щ о це д алек а зоря, не нсе в аж ли вої інф орм ації, яка б р озк р и вала його природу. Д л я т о : » щ об отр и м ати цю ін ф о р м а ц ію , астр он ом и в и к о р и с т о в у ю -* н а й р ізн ом ан ітн іш і д оп ом іж н і п ри лади. Н ай від ом іш и м и серед них t спектрограф и. Вивчаючи спектри к осм іч н и х т іл , мож на д ізн а т и -» про х ім іч н и й склад, тем пературу, наявність і величи ни електрич­ них та м агн ітн их п олів цих о б ’ єк тів , ш видкість їх н ь о го р у х у в пр-> сторі тощ о. Д уж е часто спостереження проводять із застосуванням світ.*> ф ільтрів, за допомогою я к и х ви діляю ть випромінювання об’ єк- • в окремих діапазонах спектра. Сконструйовано електронно-оптичні перетворювачі (ЕО П ), завг ки яким інфрачервоне зображення трансформується у видиме. Най­ простіший ЕОП нагадує однокаскадний фотопомножувач, у якому aad| виготовлено у вигляді циліндричної трубки, що виконує ф ункції ф: ї- f

- ї системи. Ф отоелектрони вільно проходять крізь неї і, потрапляна екран, покритий люмінофором (сульф ідом цинку чи кадмію ), гальмую ться. При цьому екран починає світитися (флуоресціюваі. В такий спосіб електронне зображення перетворюється у світлове, ■ лотім фотографують. З 1950-х років в астрономії використовують телевізійний метод : ::ер еж ен ь слабк и х об’ єк тів, щ о дає великий виграш у часі. •І метод дозволяє значно посилювати слабкі за яскравістю об’ єкти, реікавати їх н і зображення від телескопа в лабораторне приміщ ення, льшувати масштаб зображення, його контрастність і яскравість, розїт и це зображення або фотографувати його. Завдяки телевізійном у методу з’ явилася спекл-інтерферометрія ад отримування моментального зображення об’ єкта (за декіл ька сочасток секунди), діаметр якого бли зьк и й до дифракційного. Тим « 4 --.їм усувається ефект розсіювання світлових променів на яеод* тідностях зем ної атмосфери, а том у мож на не ли ш е ви являти ївій н ість окремих астрономічних об’ єктів, а й оцінювати головні пагетри таких систем. Найрізноманітніш і допоміж ні пристрої та методи реєстрації енергії :• »роблено для позаоптичних діапазонів спектра. Опишемо коротко глинцип роботи нейтринного телескопа, тобто детектора нейтрино, * - : приходять до Зем лі від Сонця та інш их зір. Я к щ о в надрах зорі терм оядерні р еа к ц ії відбуваю ться за схем ою т званого протон-протонного ц и к л у (4 ’Н -> 4Н е), то при ц ьом у ви­ лл зміню ється нейтрино (р — > п + е ’ + V ) . Одна з м ож ли ви х реакцій , дає зм огу реєструвати сон ячн і нейтрино на З ем лі, така: при єм одії нейтрино з ізотопом х л о р у 37С1 утворю ється радіоактивний топ аргону 37А г ( 37С1 + V ->■ 37А г + е ); цей ізотоп невдовзі, з періодом -розпаду Т х/2 = 34 доби, розпадається за схем ою 37А г 18 -> 37С117 -І- е+ - V. П ри цьом у випром іню ю ться р ен тген івськ і промені з енергією _.8 кеВ, я к і мож на реєструвати. Д л я ци х експерим ентів використоють рідки й п ер хлор ети лен - С2С14, де один із чотирьох атомів хло : у є ізотопом 37С1. У 1967 р. в С Ш А на глибині 1 490 м було змонтовано установку (гозонтальний циліндричний бак довжиною близько 14 м і діаметром м), що містить 400 000 л (615 т) С2СІ4. П ісля кож них 100 днів роботи ерез нього пропускають 20 000 л газоподібного гелію , який захоплю є з :*бою ізотопи 37А г. Д а лі у вугільни х ф ільтрах атоми аргону поглина­ ються, їхн ій розпад і реєструється лічильникам и. Ін ш і нейтринні детектори зм онтовано, зокрема, у ш ахтах з видо­ бування золота на гл и б и н і 3 км у П івд ен н о-А ф р и к ан ськ ій Р е с ­ п уб ліц і та на гл и б и н і 2 км у П івд ен н ій Ін д ії. Н ейтрин ну обсерва­ торію збудовано у надрах гори А н д и р ч і н еп од алік від Е льбр уса в Каардино-Б алкарії. Слід також відзначити найбільш і японські нейтринні детектори, встановлені за 200 км від Токіо: «ІСаміоканде» та «С уперкаміоканде» з чутливістю, у 100 разів вищою від попереднього. Останній можна по Слрономія, 11 кл

МЕТОДИ Т А ЗАСОБИ АСТРОНОМІЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ

праву назвати нейтринним телескопом, адже з його допомогою одержа­ но перше нейтринне зображення Сонця. ----------------------------------------------------- .---------------------------------------------------------------------------------------- ------ т і 1. Яку роль відіграють телескопи в астрономії? 2. У чому принципова різниця між фотографічними і фотоелектричним методами спостережень? 3.* Як працює електронно-оптичний перетворювач? 4.* Щ о таке детектор нейтрино?

і

11.1. За даними курсу фізики накресліть схему призмового спектрографа, з'ясовуючи роль кожного з його складових елементів. 11.2.* З'ясуйте, що отримає спостерігач, встановивши тригранну призму перед об'єктивом рефрактора.

Вивчивши розділ II «Інструменти і методи астрофізичних досліджень»

необхідно знати: Астрономія сьогодні - це всехвильова наука, яка досліджує небесні світила не лише за допомогою видимого людським оком світла Основне призначення телескопа - зібрати більше світла ; збільшити кут зору, під яким спостерігається те чи інше світило. Оптичні телескопи бувають лінзові (рефрактори) і дзеркальні (рефлектори). В сучасній астрономії використовують, окрім оптичних, також інші телескопи радіотелескопи, інфрачервоні тощо, -*■ як наземні, так і орбітальні Астрономічна обсерваторія - це науковий центр, де за допомогою телескопів спостерігають небесні об'єкти.

бажано в м ітт Проводити спостереження небесних світил за допомогою телескопа

67

III. Н А Ш А П Л А Н Е Т Н А СИСТЕМА

68

Н А Ш А П ЛАН ЕТН А СИСТЕМА

Всі тіла, що рухаються навколо Сонця, утворюють в сукупності планетну систему, яка називається Сонячною. Сонячна система - це розмаїта і густонаселена сім’я. До її складу входять: дев’ять великих планет; понад вісімдесят їхніх супутників; напевне, кілька десятків тисяч малих тіл або астероїдів розмірами від 10 до 1 000 км; комети; безліч метеорних тіл з розмірами мен­ шими за 1 км - так званих метеороїдів; міжпланетні пил та газ. За своїми характеристиками великі планети поділяються на дві групи: планети земної групи - Меркурій, Венера, Земля та Марс, планети-гіганти Юпітер, Сатурн, Уран і Нептун. Щодо планети Плутон, то вона не належить до жодної з цих груп, а швидше нагадує деякі з супутників планет-гігантів. Відмінності між планетами обох груп обумовлені їхніми масами, хімічним складом та віддаленістю від Сонця. Якщо планети земної групи мають порівняно невеликі розміри, велику густину і складаються в основному зі щільних речовин, то планети-гіганти, навпаки, мають великі розміри, малл густину1і складаються в основному з газів. Маса планет-гігантів складає 98 % сумарної маси всіх планет Сонячної системи. Великою силою тяжіння вони утримують потужні метаново-аміачЕ: атмосфери, системи кілець та супутників і швидко обертаються. І нарешті, в окрему групу виділяють сьогодні супутники планет. У вивченні Сонячної системи за останні 40 років досягнуто значних успіхів. А л е й сформульовано нові питання, відповідей на які все ще немає.

§ 13. Земля і Місяць

- п л а н е т і Зем ля (мал. 13.1) бере участь у двох ру­ хах у просторі: обертається навколо осі та рухається навколо Сонця з се­ редньою швидкістю 30 км/с на середній віддалі 149,6 м лн км. Завдяки р ухові З ем лі по орбіті періодом 365 діб 5 год 48 хв 46 с Сонце відображаючи цей рух, переміщується небом серед зір з тим же періодом у на­ прямку, протилеж ному добовому обер­ танню неба, із заходу на схід. У першому наближ енні Землю мо'-ь на вважати кулею . А л е через обертання яке спричиняє появу відцентрової сил: вона дещ о сплю снута б іл я полюсів опукла біля екватора. Том у ближчим справжньої форми Зем лі буде еліпс« обертання, одерж аний обертан ня* еліпса навколо м алої осі. При цьом\ л и к у піввісь е л іп соїд а приймаю рівною а = 6 378 160 м, а м алу Ь = 6 376 778 м. Земля обертається навколо осі, причому швидкість р уху точок зє ної поверхні різна у різних ш иротах: максимальна на екватор - ^

І

Щр у. с - і нульова на полюсах. Відповідно і прискорення сили земного 1 ^ - н н я в різних широтах різне: м інімальне на екваторі - 9,78 м/с2, № гимальне на полюсах - 9,83 м/с2. Вивчаючи нашу планету, вчені вже давно виділи ли ряд притаманШ їй оболонок. Най віддаленішою і найпротяжнішою оболонкою Зем лі Щіг^тітосфери - ділянка навколоземного простору, фізичні власти­ в е * я к о ї визначаються магнітним з і тем Зем лі та його взаємодією з по|№ і ч и заряджених частинок. М аг­ і ї 'н е поле З ем лі б ли зьк е до поля •а тн ітн ого д и п оля, і його напрук-~.сть становить біля 40 А/м. Через дію потоку частинок з боку С: нпя (сонячного вітру) на денному І с і магнітні силові лінії дещо притисг до Землі. З протилежного, нічного іск у вони відхиляються СОНЯЧНИМ Маг. 13.2. Радіаційні ПОЯСИ Землі г ттом, утворюючи «ш лейф » протяжністю до 5 млн км. В області замкнут ліній геомагнітного поля існує пастка для заряджених частинок. Гео* агнітне поле захоплює і утримує всередині магнітосфери величезну іькість протонів і електронів, які утворюють радіаційні пояси (мал. 13.2). зяють внутрішній і зовнішній радіаційні пояси на середній відстані ї й поверхні Землі відповідно 1 000-1 100 км і 35 000-50 000 км. Земля оточена повітряною оболонкою — атмосферою (м ал. 13.3) і - а не має чітких меж і за своїми фізичними властивостями на різних сотах поділяється на тропосферу асота 9 -1 7 км від полюса до еквато, температура зменш ується з висо­ кі д о -55°), стратосферу (до 55 км, мпература зростає до 0 ), мезосфе (до 85 км, температура зм ен ­ шується до -8 5 ) і термосферу (від -0 км і вище, температура знову зро­ стає). З урахуванням електричн их астивостей атмосфери на висоті "0 -4 0 0 км виділяю ть іоносферу, де ювітря сильно іонізоване. Голов н і ск ладові (за масою ) зовітря: азот - 78 % , кисень - 21 % , аргон - 0,93 % , вуглекислий газ 0.03 % , озон і водяна пара. Інш і гази наявні в кількості, меншій 0,01 % . П ід атмосферою леж ать гідросфе­ ра і літосфера - оболонки, на яких існує практично все живе на Землі. П ід г і д р о с ф е р о ю розуміють сукупність у сіє ї води на З ем лі в твердому, рідкому і газоподібному стані. Н айбільш е води у рідкому

70

Н А Ш А П ЛАН ЕТН А СИСТЕМА

стані. Вона утворює Світовий океан, що вміщ ує 97 % усієї поверхневої води і покриває 71 % земної поверхні. 2,5 % води припадає на лід , а на озера, річки і атмосферну в ологу - лиш е 0,5 % . Л і т о с ф е р а - ц е верхня тверда оболонка Землі. Вона повністю по­ криває надра планети. Проте за допомогою сейсмічних хвиль, що поши­ рюються в т іл і планети під час землетрусів, було з ’ ясовано внутрішню бу­ дову Землі (мал. 13.4). Виходячи зі швидкості поширення сейсмічних хвиль, земні надра поділяють на такі шари: кора (зона А ) товщиною від 5 км під океанами до 70-80 км під найвищими горами; мантії верхня і нижня (зони С і D) загальною товщиною до 2 900 км; зовнішнє ядро (зона Е) до 2 100 км завтовшки; внутрішнє ядро (зо­ на F) радіусом до 1 300 км. Є думка, що на відміну від кори і мантії, як і загалом перебувають у твердому стані, зовнішнє ядро рідке. З ним пов’ язують на­ явність геомагнітного поля. Вважається, що у рідкому зовнішньому ядрі Землі можуть відбу­ ватися досить складні інтенсивні рухи речови­ ни, яка має високу електропровідність. При цьому виникають сильні електричні струми, які і генерують магнітне поле нашої планети. Тверде внутрішнє ядро за температури до 7 000 К і тиску до 3,5 млн атмосфер перебу­ ває у незвичайному стані. За таких фізичних Мал. 13 4, Внутрішня будова Землі умов електрон ні оболонк и атомів руй ную ­ ться і утворюється щ ільна плазма, насичена вільними електронами. При цьому речовина, як і метал, починає добре проводити струм, отже, за аналогією, такий її стан називається металічною фазою. Земля має багатий хімічний склад. 90 % п маси припадає на залізо, ки­ сень, магній і кремній. Земна кора майже наполовину складається з кисню, що входить до складу різних окислів, і на чверть - з кремнію. Значний відсо­ ток припадає також на алюміній. Кисень, кремній і алюміній утворюють найпоширеніші у природі сполуки - кремнезем (SiOz) та глинозем (А120 3). Найпоширенішим компонентом мантії є кремнезем у складі с и л і­ катів. Щ одо ядра, то воно, імовірно, складається із заліза з домішками нікелю і сірки чи нікелю і кремнію. 2. Р у х и та зм ін и в з е м н и х о б о л о н к а х . В сі оболонки З ем лі — і зовнішні, і внутрішні - постійно рухаю ться і змінюються. М агнітосфе­ ра Землі залежно від активності Сонця змінює форму, змінюється кількість частинок у радіаційних поясах і їхн я висота над Землею. М агнітне поле планети змінює свою напрямленість і напруженість, а магнітні полюси «сповзаю ть» зі своїх місць. З ’ ясовано, що в давнину напрямленість геомагнітного поля була іншою, ніж тепер, що магнітні полюси дрейфують по поверхні, і північний магнітний полюс колись знаходився поблизу екватора. А час від часу взагалі відбувається пере­ орієнтація ( інверсія ) геомагнітного поля: північний магнітний полюс стає південним і навпаки.

Розділ III.

Атмосфера З ем лі постійно розсіюється у космічному просторі, але вона поповнюється за рахунок вулканічної діяльності та випаровуван­ ня води з поверхні морів і океанів. Час від часу зміню ється співвідно­ шення кількості газів в атмосфері (передусім водяної пари, озону 0 3 та двоокису вуглецю С 02). Істотно змінює свій вигляд і тверда поверхня Зем лі через дію Сонця, вітру та води на гірські породи, а також через тектонічні процеси, що відбуваються в надрах. Та зміни, пов’ язані з планетою Земля, відбуваються не т ільк и в її оболонках. Змінюються в астрономічних масштабах геометричні зв’ яз­ ки між Землею і Сонцем. Через вплив притягання з боку планет, М іся­ ця та Сонця відбувається збурення поступального р уху З ем лі навколо Сонця та обертального р уху наколо осі. З періодом у 100 тис. років, пересуваючись уздовж ек ліп ти к и , але в том у ж напрямку, щ о і З ем ля по орбіті, повертається-до попередньо­ го п о ло ж ен н я серед зір точ к а п е р и ге л ію зем н ої ор біти . З п еріодом у 90-100 тис. років у межах 0,0163-0,066 змінюється ексцентриситет земної орбіти. З періодом у 41 тис. років у межах 22=-24,5" змінюється кут н ахи лу площ ини екватора до площ ини екліптики. 3. В п ли в р ух ів і зм ін в о б о л о н к а х З е м л і на ї ї к л ім а т . Відомо, що впродовж геологічної історії Землі її клімат неодноразово змінювався (хоча в цілому ці зміни не виходили за межі умов, при яких можливе існу­ вання життя). Геологічні дані вказують на чергування холодних періодів, коли великі ділянки суші вкривалися льодовиками, а рівень Світового оке­ ану знижувавсь, з періодами значного потепління, коли за північним полярним колом буяла рослинність. Такі зміни пов’ язують з певними змінами та рухами в земних оболонках, а також з астрономічними факто­ рами, які визначають кількість сонячної енергії, що надходить на Землю. Зараз достовірно встановлено, що р ізк і зм іни орієнтації гео­ магнітного поля пов’ язані з різкими коливаннями клім ату - появою ве­ лики х льодових масивів (заледенінь) і їхнього наступного танення, та по­ холоданнями і потепліннями, які охоплювали Землю в цілому. Проте механізм цього взаємозв’ язку поки що не розкрито. Активне горотворення і переміщення земної кори внаслідок глоба­ льних тектонічних процесів, як і відбувалися впродовж геологічн ої історії Землі, впливають на перерозподіл морських течій та на загальну атмосферну циркуляцію , що, у свою чергу, також призводить до к лім а­ тичних змін на планеті. Великий вплив на клімат має стан атмосфери, зокрема к ільк ість во­ дяної пари та вуглекислого газу, які в ній містяться. Значне підвищення вмісту водяної пари викликає збільш ення хмарності, а отж е зменш ен­ ня к ільк ості сонячного тепла, що надходить на поверхню. А зміна вмісту вуглекислого газу С 0 2 спричиняє послаблення чи посилення пар­ никового ефекту, при якому вуглекислий газ частково поглинає тепло, випромінюване Землею в космос, затримує його в атмосфері й підвищує тим самим температуру поверхні та нижніх шарів атмосфери. Відомо, що явище парникового ефекту відіграє вирішальну роль у пом’якшенні

71

Н А Ш А П ЛАН ЕТН А СИСТЕМА

клім ату Зем лі. За його відсутності середня температура планети була б на 30-40 нижчою, ніж є насправді, і становила б не +15°С, а - 1 5 С, а то і -2 5 С . За таких середніх значень температури океани дуж е швидко вкри­ лися б льодом, перетворившись у величезні морозильники, і життя на планеті стало б неможливим. Отже, зменшення у повітрі вмісту С 02 по­ слаблю є парниковий ефект і сприяє похолоданню. Впливаю ть на кількість вуглекислого газу багато причин, серед них найголовнішими є вулканічна діяльність і життєдіяльність земних організмів. Та найбільш ий вплив на стан атмосфери, а отже і на клім ат З е м М у всепланетйому масштабі, мають зовнішні, астрономічні фактори, такі як «міна потоків сонячної радіації внаслідок непостійності сЬнНчної діяльності та зміни параметрів земної орбіти. Астрономічну теорію коливань клімат ту було створено щ е у 20-ті роки X X ст. В цій теорії показано, щ о зміна ек­ сцентриситету орбіти З ем лі від мож ливого мінімального 0,0163 до м ож ­ ливого максимального 0,066 може призвести до різниці кількості соняч­ ної енергії, що падає на поверхню Зем лі в афелії і перигелії, на 25% за рік. Залежно від того, влітку чи взимку (д л я північної п ів к у лі) Земля проходить свій перигелій, така величина зміни потоку сонячної радіації може призвести до загального похолодання чи потепління на планеті. ^ Теорія дала зм огу обчислити час льодовикових періодів у м инуло­ му. З точністю до похибок визначення геологічних дат, вік десятка по­ передніх заледенінь збігся з передбаченнями теорії. Вона ж дозволяє відповісти на питання, к оли повинне настати наступне найближ че зале­ деніння: сьогодні ми живемо у між льодовикову епоху, і в найближ чі 5 000-10 000 років воно нам не загрожує. 4. С упутник З е м л і — М ісяц ь. Місяць - найближче до Землі небес­ не тіло (мал. 13.6), яке знаходиться від неї на середній віддалі 384 400 км і має радіус 1 738 км. Маса Місяця значно поступається масі Землі, а сила тяжіння на його поверхні приблизно у 6 разів менша, ніж на Землі. Віднош ення маси М ісяц я до маси З ем лі у порівнянні з подібною величи­ ною Для супутників інш их планет* д у ­ же в ели к е і становить 1:81. Д р уге місце (як щ о не враховувати систему П лутон-Х арон, 7:1) посідає супутник Нептуна Тритон, але його маса вж е у 700 разів менша за масу планети. Т ом у є всі підстави вважати систему Зем­ л я М ісяць подвійною планетою. П еріод обертання М ісяця навколо осі дорівнює періоду його обертання навколо З ем лі. І через це М ісяц ь завжди повернутий до Зем лі одним боком. Обертання такого типу нази­ вається синхронним. Однак, хоча в кож ний даний момент спостерігач на Зем лі бачить рівно половину поверхні М ісяця, через особливості йо­ го р уху по орбіті насправді можна бачити не 50 % , а 60 % поверхні.

Найкрупніші деталі поверхні М ісяця можна бачити з Зем лі навіть не•сроеним оком. До них належать світлі й темні ділянки. Першим спосі -. .гав М ісяць у телескоп Галілей, він і назвав темні ділянки морями. Ц я за традицією збереглася, хоча відомо, що у місячних морях немає ■ і . Світлі ділянки - материки - займають близько 60% видимої з ■ іі місячної поверхні. Ц е нерівні, гористі райони, пересічені гірськи| хребтами. Більш ість із них мають земні назви: Карпати, Кавказ, и тощо. Моря являють собою рівнинні ділянки місячної поверхні. Х-1 у X V II сторіччі деяким з них було присвоєно екзотичні назви: Море >гості, Море Достатку, Море Криз тощо. Н айбільш а різниця у висо-

Мал. 13.6 Кратери на Місяці

-ах на М ісяці 11 км, а по регіонах вона коливається в межах 4 -6 км. На .-.ремих ділянках місячної поверхні є також тріщ ини та рови, довгі й гоуті урвища, загадкові форми, що нагадують русла висохлих річок. Проте найефектнішими деталями м ісячн ої поверхні є кратери чал. 13.6), які носять імена видатних учених. Серед них одинадцять чен належ ать укр аїн ц ям . Кратерів на видимому із З ем лі боці - тічується близько ЗО 000. Н айбільш і серед них - кратер Клавій з г. -.метром 235 км і Гримальді - 200 км. На фотографіях з космічних апаратів кратерів з діаметром від 60 см налічується більш е 200 000. Біля деяких кратерів добре видно яскраві промені, де речовина відбиває - 20 % падаючого на неї світла. Найвідоміш і серед таких кратерів 7іхо і Коперник. У деяких кратерах є центральні гірки. Б ільш ість кра­ терів на М ісяці мають метеоритне походження. Відповідні вимірювання показали, що в полудень на екваторі темпе­ ратура поверхні М ісяця сягає 390 К, а вночі 120 К. Близько 40 % невидимої з Землі місячної поверхні залиш алися недо­ сяжними для досліджень доти, доки радянська міжпланетна станція «Л уна-3» (1959 р.) не здійснила обліт навколо М ісяця. З’ясувалося, що на зворотному боці М ісяця є такі ж деталі рельефа, що й на видимому, але в меншій кількості. Найбільш ий кратер - Ціолковський (діаметр 789 км). Від початку космічної ери досліджень в астрономії до Місяця було зідправлено понад 60 космічних апаратів. Два з них доставили на Місяць

74

Н А Ш А П ЛАН ЕТН А СИСТЕМА

самоходи «Л ун оход-1» і «Л ун оход -2 », а дев'ять були пілотовані амери­ канськими астронавтами (з них шість апаратів здійснили м ’ яку посадку) Першою людиною, яка 20 лип ня 1969 р. ступила на М ісяц ь був ам ериканський астронавт Н е й л А р м стр он г (м а л. 13.7). Р азом з Едвіном Олдріном вони здійснили м 'я к у посадку у місячному модулі корабля «А п о л л о н -11» на західній ок оли ц і М оря Спокою, тод і як третій астронавт, М айкл К од лін з, Залишався на орбіті М ісяця. Відтоді і до грудня 1972 р. 12 дослідників С ІН А провели На поверхні М ісяця зага­ лом близько 300 годин, встановили там різноманітні наукові прилади, зібрали і доставили на Землю 400 к г зразків місячного грунту. Зразки м ісячн и х порід маю ть магматичне походж енн я, їхн ій хім ічний склад загалом такий же, як і склад земних порід, але з неста­ чею н ік елю і кобальту і перевагою заліза, титану, цирконію та ітрію. В м іс я ч н и х породах особливо багато кремнезему, глинозем у, окислів заліза та к а л ь ц ію . В ік м іс я ч н и х порід становить 3 -4 ,6 м лрд років. М ісяц ь - спокійне в тектонічному відношенні небесне тіло. Найбурхливіша епоха у його формуванні закінчилася це 3,16 м лр д р ок ів том у. У наш час повна енергія місяцетрусів, зареєстро­ вана с е й с м о м е т р а м и , м ен ш а, ніж енергія зем летрусів, н 1 млрд разів. З основному це м ісяцетруеи, викликані п а д ін н я м м етеор и тів . А л е у 1958 р. І співробітники Крим ської астрофізичн обсерватори М. Козирєв та В. Єзерський Мал. 137. Перша висадка людини с п о стер іга ли в телеск оп виверж ене Е на Місяці газів з кратера Альфонс. А в листопад* 1971 р. група ам ериканських д ослід н и к ів виявила в районі Океану Бур дію чий гейзер. Стале магнітне поле М ісяця принаймні у 1 000 разів менше, ніж гео­ магнітне. Це свідчить про відсутність у М ісяця рідкого ядра. М ісяць от чений надзвичайно розрідженою газовою оболонкою з водню, гелію н ону та аргону, а також протяжною пиловою хмарою. 5. Гір Перебуваючи на невеликій відст від Зем лі, М ісяць спричиняє на її поверхні явищ а припливів і відплив П рипливи і відпливи виникають через те, щ о розміри Зем ті порівняй відстанню до М ісяця не безмежно м алі, тому дія сили місячного тяжіня на різні її точки неоднакова (м ал. 13.8). Уявимо собі, що вся повер: Зем лі вкрита океаном. Тоді частинки води, найближ чі до М ісяця у пев момент (у т. А ), притягаються сильніш е, а частинки найвіддаленіш нього (у т. В ) - слабкіш е, ніж частинки в центрі Землі. Я к наслідок, во. оболон к а, створю ю чи при пли вни й горб, набирає форми еліп се. витягнутого в напрямку до М ісяця. На відверненому від М ісяця б М Зем лі також спостерігається припливний горб, але менших розмірів

Земля обертається навколо осі, а тому припливні виступи пересува-

Ж'- г вздовж поверхні морів та океанів услід за Місяцем зі сходу на захід * шзидкістю 1 800 км/год. Над кожним пунктом припливна хвиля цр. .одить двічі на добу. У відкритому морі рівень води піднімається на _ м, а біля узбережжя, особливо у вузьких затоках чи бухтах, рівень піднімається значно вище - на 4 -5 м. Н ай більш і припливи ®гл:.ько 18 м - спостерігаються на узбереж ж і Канади, де берег поріза­ вші вузькими глибокими фіордами. Т яж ін ня М ісяця створює прині деформації не тільк и у гідро­ не ері, але і в атмосфері, викликаючи £-• ч на добу зм іну тиску повітря на Ма; 13.8. Схема виникнення припливів ь л ь к а мм рт ст., і в літосфері, вик­ аючи підйом поверхні Зем лі у середньому на 40 см. Сонячне тяж іння також спричиняє припливи і відпливи, але через - чно більш у віддаленість Зем лі від Сонця вони у 2,2 рази менші, ніж .ячні. Ч ерез систематичну дію припливного тертя Земля поступово Вільнюс своє обертання на 0,001 секунди за 100 років. Вивчення -н и х кілец ь у коралів дозволило встановити, що близько 500 млн ків тому тривалість земної доби становила приблизно 21 год. 1. Які оболонки Землі вам відом 7 2. Що ви знаєте про внутрішню будову Землі? 3. Що таке парниковий ефект і як він проявляється у встановленні температури поверхні нашої планети? 4. Які ефекти, пов'язані з особливостями руху Землі навколо Сонця, можуть обумовлювати коливання клімату на ній? 5. З яких причин поверхня Місяця густо вкрита кратерами і не схожа на поверхню Землі? 13.1. За даними курсу біології порівняйте вміст хімічних елементів в організмі людини з їхньою середньою поширеністю в речовині Землі. 13.2. Поясніть з допомогою малюнка схему виникнення припливів і відпливів.

♦ 14. Планети земної групи і Ьодібність і несхожісті . Планетам земної групи властиві порівняно невеликі розміри і маси, велика середня густина (д ля М ер­ курія, Венери і З ем лі відповідно 5,4, 5,2 і 5,5 г/см3, д ля Марса 3,97 г/см3) і тверда поверхня. Практично однакові значення густин свідчать про подібність співвідношень вмісту хім ічн и х елементів, з яких утворені надра планет. Зовсім інш ий вигляд має порівняння хім ічного складу атмосфер. Так, М еркурій має дуж е розрідж ену газову оболонку, основним к ом ­ понентом я к ої є гелій . Атмосфера Венери на 97 % складається з в у гле ­ кислого газу; азоту в ній менше 2 % , вміст водяної пари п обли зу поверхні планети - всього 0,002 % . А н а логіч н о в атмосфері М арса в у г­ лекислого газу 95 % , азоту 2,7 % , водяної пари 0,1 % . Щ оправда, ма­ си цих двох атмосфер різні. Атмосфера Марса дуж е розрідж ена, і тиск

76

Н А Ш А ПЛАН ЕТН А СИСТЕМА

біля його поверхні з середньому в 160 разів менший, ніж на рівні моря д ля Зем лі. Атмосфера Венери, навпаки, дуж е густа, б іля поверхні її г у ­ стина лиш е у 15 разів менша від густини води і тиск - близько 90 атм. Отже, порівняно з іншими планетами земної групи Земля має унікальний склад атмосфери, де переважають азот і кисень. Згідно з сучасними теоріями колись у земній атмосфері також було багато вуглекислого газу, який посідав у ній друге місце за вмістом. Од­ нак за наявності на Зем лі води, яка дуж е добре розчиняє вуглекислий газ, при формуванні осадкових порід на дні океану він досить швидко був зв’ язаний у вигляді карбонату в крейді та вапняку. Ж и в і організми сприяють цьому процесу впродовж мільярдів років, тому практично весь вуглекислий газ зник з атмосфери планети. Якби зараз цей газ рап­ тово виділився, тиск біля поверхні Зем лі збільш ився б до 40 атм. Щ е одна особливість планет земної групи: вони повільно оберта­ ються навколо своїх осей. Зоряна доба на М еркурії триває близько 59 земних діб, а на Венері, як було виявлено у 1966 р. радіолокаційним ме­ тодом, - 243,2 земної доби, причому обертається вона навколо осі у зво­ ротному напрямку, тобто за годинниковою стрілкою , якщ о дивитися на неї з боку північного полюса, а не проти, як більш ість планет Сонячної системи. Земля і Марс обертаються навколо осей значно швидше, відповідно за 23 год 56 хв і 24 год 37 хв. А л е це все одно набагато повільніш е, ніж планети-гіганти. 2. М е р к у р ії М ер к ур ій - н а йближ ча до Сонця пл (м ал. 14.1). За розмірами вона не набагато більш а від М ісяця: її еква­ торіальний радіус становить 2439 км, а сила тяж іння у 2,6 рази менша від зем ної. П лан ета рухається навколо Сонця з періодом 87,97 зем­ них діб по ви тягнутій еліптичній орбіті з ексцентриситетом 0,21. То­ м у в пери гелії М еркурій перебуває від Сонця на відстані 45,9 млн. км, аф елії - 69,7 м лн км. Вісь обертанн М еркурія нахилена до площ ини йс орбіти на 83°, тобто лиш е на 7° відхи­ ляється від перпендикуляра О скільки період осьового обе тання М еркурія становить 2/3 п ріоду обертання навколо Сонця, за кож ні свої два роки він робить тр | оберти відносно зір і один обб відносно Сонця. Тобто, одна соня^ доба на цій планеті триває май Мал. 14,1 Меркурій два її роки. Ч ерез вели к у витягнутість орбіти М ерк ур ія здається, що С о е „ дивним чином рухається його небосхилом . У своєму русі воно мо прискорюватися чи сповільню ватися, зупинятися і навіть рухатися зворотному напрямку.

Ьиш .

77

У деяких районах М еркурія можна спостерігати щ е більш вражаю• « зище: через деякий час після сходу, піднявшись на невелику висонад обрієм, Сонце, наче «забув ш и » щ ось важ ливе під обрієм, ■ в т іш а є назад, заходить там, де зійш ло і знову сходить. Така ж картиШ і збув ається і на заході: Сонце заходить, потім знову сходить на неі, підіймається на невелику висоту і знову заходить.

Мал. 14 2 Поверхня Меркурія

Через відсутність атмосфери і бли зкість до Сонця ф ізичні умови на : : верхні М ерк ур ія дуж е суворі. Д ля нього властиві р ізк і перепади мператури впродовж доби В полудень на екваторі м аксимальна -мпература сягає 700 К , вночі вона зниж ується до 100 К і нижче. З допомогою К А з ’ ясовано, щ о М еркурій має дуж е розрідж ен у га:ву оболонку, яка в основному складається з гелію , а також водню іш представлен и й у набагато м ен ш ій к іл ь к о с т і), є незн ачн а іль к іст ь аргону, неону, ксенону. Концентрація частинок така, як у мній атмосфері на висоті 700 км. Ц я газова оболонка не є власного гмосферою планети: си лою свого тяж іння М ерк ур ій захоп лю є час*инки сонячного вітру, я к і в середньому через 200 діб покидаю ть п л а ­ нету, а на їхн є м ісце надходять нові. Ч ер ез зн ачну б л и з к іс т ь до Сонця сп остер ігати подр оби ц і на позер хн і М е р к у р ія з З е м л і б у л о нем ож ли во. І л и ш е у 1 9 7 4 -1 9 7 5 рр. А.МС «М а р и н е р -1 0 » (С Ш А ) передала на З ем лю б л и зь к о 10 000 зн ім к ів М е р к у р ія . Н а ц и х зн ім к а х добре видно, щ о п овер хн я М ер ­ к ур ія с у ц іл ь н о покрита кратерам и (м а л . 1 4.2), чим він д уж е с х о ­ жий на М іся ц ь . От т іл ь к и кратери розташ овані гу с т іш е і вони п ло с к іш і, н іж на М іс я ц і: м аю ть м енш у гл и б и н у і м ен ш у ви соту

78

Н А Ш А ПЛАН ЕТН А СИСТЕМА

к іл ь ц е в и х валів , щ о їх оточ ую ть. Н а М е р к у р ії немає ха рактер н и х д л я М іся ц я м орів, а л е є ц іл к о м нові д е т а л і - в ели ч езн і, довж иною в к іл ь к а сотень (часом до т и с я ч і) к іл о м е т р ів схо д и н к о п о д іб н і скиди висотою до 2 -3 км. Несподівано було виявлено магнітне поле М еркурія, напруженість якого становить близько 1% напруженості магнітного поля біля по­ верхні Землі. Наявність магнітного поля дозволяє припустити, що М ер­ курій має досить велике металеве ядро, розміри якого можуть досягати 2/з діаметра планети. Вважається, що в ядрі зосереджено до 80% усієї маси М еркурія, і цим визначається його найбільш а середня густина се­ ред усіх планет Сонячної системи. 3. В ен ер а . Венера - друга в Сонячній системі й найближ ч Зем лі планета (м ал. 14.3). З періодом 224,7 земних діб вона рухається навколо Сонця на середній відстані 108,2 м лн км по майже коловій орбіті. Радіус і маса планети м ало відрізняються від земних, відповідно 6051 км і 0,82т®. Сила тяж іння на Венері становить 0,9 сили тяжіння на Землі. Вісь обертання планети л и ­ ше на 3' відхиляється від перпенди­ к уляра до площ ини ї ї орбіти. Венера д уж е п овільн о обер­ тається навколо осі у зворотному на­ прямку з періодом 243 земних доби. О скільки періоди обертання навколо осі та навколо Сонця виявилися бли зьк и м и , і обертання відбу­ ваються в протилеж них напрямках, то за один свій рік Венера тільки двічі встигає здійснити оберт навко­ ло осі по відношенню до Сонця. В ре­ зультаті сонячна доба на Венері три­ ває 117 земних діб. Щ е в 1761 р. під час проходжен­ ня Венери по диску Сонця М . Л ом о­ носов з ’ ясував, щ о ця планета має ат­ мосферу. Вона виявилася такою щ ільною , що через неї поверхню плане­ ти побачити неможливо. Потуж ний хмаровий шар відбиває у космос 75 % сонячного с в і т л і (д ля порівняння: Земля відбиває 36 % сонячного світла). А тому :.і своєю яскравістю на земному небосхилі Венера посідає третє місдп ісля Сонця і М ісяця. Ц е єдина планета, від світла я к ої земні п р ед м ет мож уть відкидати тінь. З ’ я с у в а л о с я , що т ем п ер а т у р а на п о в е р х н і п л а н е т и д о с я г і 780 К , а тиск - порядка 8 0 -1 0 0 атм. Головна складова атмосфери в у гл е к и с л и й газ, 96 % за об’ ємом. О крім того, до ск лад у атмосфер* входить багато ін ш и х газів, не ти п ови х д л я зем ного повітря: чадн;-| газ, метан, ам іак, двоокис сір к и , соля н а та плавикова к и слоти , ап і т и л є н ,е т а н .

ш.

79

вність в атмосфері Венери великої к ільк ості вуглекислого газу иняє явищ е парникового ефекту , яке п р оявляється значно н:ше, ніж на Землі. Через високий коефіцієнт відбиття сонячного хмаровим шаром поверхня Венери отримує менше сонячної -:тії, ніж земна. А л е через інтенсивне п огли н ан н я великою -Кістю вуглекислого газу теплової радіації у ниж ніх шарах атмосфе­ ра мільярди років існування планети поверхня розігрілась так, що иння буквально світиться.

Мал. 14.4. Поверхня Венери

Денна температура атмосфери нижча, ніж температура поверхні, уночі вона стає щ е нижчою - до 420 К. У зв’ язку з високою темперарою на В енері немає води. Б іль ш е того, конденсовані на вели к ій юті краплі дощ у випаровуються, не досягаючи поверхні. Від початку 1970-х років цю планету дослідж ували понад 20 АМ С . -окрема, А М С «В ен ер а-9 » (С Р С Р , 1975 р .) передала на Зем лю г-р ш і зображення поверхні Венери (мал. 14.4). Надзвичайно цікаву інформацію було отримано за допомогою радіолокаторів А М С «М а ге л ­ лан» (С ІЛ А , 1990 р.). Б уло виявлено велетенські кратери, сотні згаслих зулканів з діаметрами до 50 км, просторі низовини і плато, високі "ірські масиви. Отримані дані свідчать про те, що у м инулом у Венера пережила період високої тектонічної активності, але у наш час не має жодної ознаки ї ї продовження. Деталям поверхні Венери за традицією надають лиш е ж ін очі імена. Кратери Аксентьєва і Федорець названі на честь астрономів України. 4 М а р с . М арс - четверта п ла н ета С о н я ч н о ї си стем и (м ал. 14.5), як а з періодом 687 зем них діб р ухається навколо Сонця на середній відстані 228 м лн км. За розмірами М арс м айж е уд в іч і, а за масою - в дев’ ять разів м енш ий від З ем лі, си ла тя ж ін н я на М арсі

НАШ А ПЛАНЕТНА СИСТЕМА

становить 0,39 зем ної. В ісь його обертання нахилена до площ ини орбіти під кутом 25 , завдяки чом у на М арсі відбувається зм іна пір року, а три валість доби лиш е на 20 хв менша за зем ну. Н апрям ок на точку п ер и гелію Марса бли зьк и й до напрям ку на точк у аф елію Зем лі. Т о м у к о л и обидві планети у своєм у р усі навколо С онц я опиняю ться п о бли зу цих точок водночас, тобто М арс перебуває у проти стоянн і до З е м л і, від д аль м іж ним и стає найм енш ою - 56 м лн км . Т аке взаємне п о лож ен н я З е м л і та М арса називається в е л и к и м п р о ­ тистоянням . В е л и к і протистояння повторю ю ться через к ож н і 15 років і трап­ ля ю ться у серпні - на початку вересня. У цей час М арс повернутий до З е м л і південним полю сом , і том у його південна п ів к у л я вивчена кращ е, ніж північна. Марс має розріджену атмосферу. Ц е дозволяє вивчати його поверх­ ню безпосередньо з Зем лі. Д ві третини поверхні Марса займають світлі ділянки , які отримали назву материків, близько третини - темні ділянки, названі морями. Вони зберігають свою форму в часі, що дозво­ ли л о скласти точні карти поверхні. П обли зу полюсів восени утворю­ ються б іл і плям и - полярні шапки, як і зникають повністю або значно зменш уються в розмірах на початку літа. П ід час великого протистояння 1877 р. іта лій ськ и й астроно Дж , С кіапареллі повідомив про відкриття ним на поверхні Марса чітких лін ій , як і ніби перетинають марсіанські пустелі, і дав їм назву канали. Б уло навіть висловлено припущення, що це споруди, створені І розум ним и істотами д л я транспортування води від п олю сів планети І у зневоднені приекваторіальні райони. З початку 1960 р. до Марса було спрямовано б іл я трьох десяти: s і АМ С . Високоякісні зображення поверхні планети відкрили д ля зем ля * І новий образ Марса. Виявилося, що Марс, як і М ісяць, укритий крате- І рами. (Д о речі, п’ ять кратерів мають імена астрономів, я к і народились або працювали в У к р аїн і - Барабашов, Фесенков, Герасимович, Струве І Сімеикін ; є також кратери Євпаторія, та Фастів). А л е , наприклад, т а в 1 ділянка, як Еллада - величезна чаша діаметром 1 700 км, що леж и : = І нижче навколиш нього ландшафту на 5,5 км, - практично позбавле кратерів. Є на М арсі також безладно розташовані пагорби і провали різного роду утворення, схож і на русла висохлих річок, системи вуз: ких тріщ ин, гірські райони і окремі гори вулканічного походжев (м ал. 14.6, на стор. 82). Б іл я екватора планети розташ ована головна ге о ло гіч н а ос ли в ість М арса - вулкано-тек тонічн ий регіон Фарсіда, який , о к р .» того, є найваж ливіш им погодотворчим фактором на п лан еті. Ц е вуг * канічне плато, яке здій м ається над навколиш ньою територією на в»-1 соту до 4 - 5 км, а третина його п л о щ і - навіть на 8 -9 км, є лиш и п ’ єдесталом д л я в елетен ськ и х і давно зга с л и х вулк а н ів 19-27 ■ш заввиш ки. Три з ни х розташ овані в одну л ін ію , як а перетинає е к ь * -! тор. А четвертий, ф еном енальний у своїй гран діозн ості, знаходить осторонь від них.

Мал. 14.6. Поверхня Марса

83

ПІ.

Цей найбільш ий у Сонячній системі вулкан носить назву Олімп ~ 14.7). Діаметр основи щита, на яком у він розташований, станоШГ а 600 км. Щ и т обривається прямовисним скелястим уступом висот о 6 км. Вивершує щит вулканічна вершина з кратером розмірами ; э0 км і висотою 27,4 км над середнім рівнем поверхні.

Г

Мал 14 7 Вулкан Олімп

На особливу увагу заслуговує рифтова долина Маринер (м а л. 14.8) а гад 4 000 км завдовжки і до 200 км завширшки. Основою цієї рифто* долини є величезний (2 500 км завдовжки, 75-150 км завширшки і 6 км завглибш ки) каньйон Титоніус Часма, що означає «величезна одня». Н а крутих схи лах каньйону - зсуви та осипи, гли бокі яруги, го дно несе на собі сліди бурхли вої діяльн ості потоків води. О скільки лраз рідкої води на Марсі немає, то існує припущ ення, щ о у м инулом у • -ім ат п ла н ети був значно т е п л іш и м , так щ о на н ій існ у в а ли м оря протікали річки.

Мал 14.8. Долина Маринер

М ар сіан ськ и й грунт - це др ібн одисп ер сн ий м атер іал (р е г о л іт ), якому міститься 15-20 % кремнію, 12-16 % заліза, близько 10 % фос: >ру, 7 % марганцю та кобальту, а також кальцій, хром, нікель, ва­ надій, титан, м олібден, цирконій та ін. Ж одна з відомих земних "р с ь к и х порід не збігається за складом з марсіанськими.

84

НАШ А ПЛАНЕТНА СИСТЕМА

Червонуватий к олір марсіанської поверхні обумовлений великою кількістю окислів заліза, тобто звичайнісінької ірж і. Том у панорами м арсіанської рівнини, передані в р ізн і р оки ам ериканським и станціями, - це оранжево-червона пустеля, вкрита численними каме­ нями з різкими краями (м ал. 14.9). Температурні умови на Марсі визначаються його відстанню від Сон­ ця, густиною та складом атмосфери, а також оптичними властивостями грунту. Найвища температура, зареєстрована на поверхні Марса, стано­ вить 300 К , але вона різна для світли х і темних ділянок, щ о леж ать поряд. Тому і ому потрюно гово­ рити про середню темпе­ ратуру 230 К. Н а екваторі вона встановлюється при­ близно через годину після ’«1 'С І- . “ полудня. Вночі температу­ f i* А * - #2* * ра навіть в екваторіаль­ а К них районах знижується до 170 К, а в полярних - де 140 К. Такий великий пере­ пад температур пояснюєть­ w ся малою теплопровідністю І V .* . У грунту. А тм осф ера на Марс: Мал. 14.9. Марсіанська рівнина дуж е розріджена, ї ї тис:б іл я поверхні становить в середньому 0,006 ти ск у зем ної атмосфери За складом вона нагадує атмосферу Венери: 95 % належ ить вуглекисло­ му газу, близько 4 % - азоту і аргону. Кисню і водяної пари в атмосфер Марса менше 1 % , проте в ній є хмари з кристаликів льоду, так що во:-. рідко буває цілком прозорою. Ш видкість вітру, як правило, невелик але часом досягає значення 40-50 м/с, і тоді вітер піднімає м арсіанська пил високо догори, утворюючи пилову бурю (м ал. 14.10).

Мал. 14.10. Розвиток пилової бурі в атмосфері Марса

Н ай си льн іш і пи лові бур і м ож уть тривати по д ек ільк а міся__ш і повністю закривати поверхню. Через невелику си лу тяж іння нав.*» після закінчення пилової бурі в повітрі зависає значна к ільк ість пе -т * нок, забарвлюючи небо у рожевий колір.

І П олярні шапки (м ал. 14.11), я к і зміню ю ть свої розміри в залежвід марсіанської пори року, складаються з твердої вуглекислоти. |Нггку вона випаровується, залиш аючи невелику д ілян к у водяного Я Ь д у завтовшки в к ільк а сот метрів Вважається, що вся вода на Марсі лдиться у зв’ язаному стаполярних шапках і в Лі вічної мерзлоти. Багато цінної інформації ц~.: '.мали астрономи від мар■ К .:а а «С о д ж о р н ер », який ^=.ііював на поверхні Марса | другій половині 1997 р. Зо­ в у ч а , він передав на Землю §.: ■ іько 40 стереоскопічних а? жків поверхні планети. Та найголовніш ий і не•г шний д ля землян р езуль­ тат експедиції «Содж орнер» і тягає у негативній відя і їді на сакраментальне пиг-я - чи є ж иття на Марсі? Мал. 14 11. Полярна шапка Марса не виявлено. С у п у т н и к и М а р с а . В існуван ні двох суп утн иків Марса не нівався свого часу К еп лер , як це видно з його листа до Г а л іл е я : ї ... ш алено хочу мати телескоп, щоб, якщ о зможу, випередити вас у дхри тті двох суп утн иків, я к і обертаю ться навколо М а р са ». А письменник Дж. Свіфт у «М андрах Г у л л ів е р а » (1726 р .) написав: •З -:ені Л ап ути відкрили два супутники, що обертаються навколо Мар— л- ... з яких внутрішній віддалений від центра планети точно на три її . метри, а зовніш ній - на п ’ ять, перший обертається в просторі за 10 лин, а другий - за 21 1/2 »П ід час протистояння Марса у серпні 1877 р. американець А . Х о л л . '•29-1907), архітектор за фахом, випробовуючи новий 66-сантиметрокп рефрактор, узявся відкрити ц і супутники. Ось його спогади: «Ш анвиявити супутник здавалися дуж е малими, так що я міг би відмови•4*сь від пош уку, якби не моя дружина, яка наполегливо вселяла мені ,ру в у с п іх ». Проте трапилось неймовірне: 2 серпня Х о л л уперше поба.тв супутник, згодом названий Деймосом, а 17 серпня він відкрив Фо ’ . Імена супутників - Фобос і Деймос - в перекладі з давньогрецької начають відповідно «с т р а х » і «ж а х ». Ц е, за легендою, - сини бога ини Ареса (М арса), вічні супутники свого батька. Відстань Фобоса і Деймоса від центра Марса відповідно 2,76 і ,9 радіуса планети (Ф обос у 40 разів бли ж чи й до поверхні Марса, ж М іся ц ь до З е м л і), період обертання відповідно 7 год 39 хв і ЗО год ö хв. Супутники Марса дуж е «о р и гін а л ь н о » поводять себе на його небі: Ф обос за одну м арсіанську добу встигає зробити три оберти авколо планети, сходячи на заход і і заходячи на сході, а Деймос,

86

Н А Ш А П ЛАН ЕТН А СИСТЕМА

зій ш овш и на сх о д і, перебуває над горизонтом б л и зь к о 65 год, тобто понад 2,5 м ар сіа н ськ ої доби. С уп утн и к и р ух аю ться в п л о щ и н і ек­ ватора і по к о л о в и х ор бітах. С упутники М арса - д р ібн і небес н: тіла, як і за формою нагадують картопли­ ни. Р о зм ір и Ф обоса становлять 28x20x18 км, Деймоса - 16x12x10 км. По­ верхні супутників поцятковані кратерами набагато сильніш е, н іж поверхня Марса. Н а знімках Фобоса (мал. 14.12) добре вид­ но найбільш ий кратер на його поверхні Стікні діаметром 10 км. Відстані» м іж бо­ рознам и гли би ною до ЗО м становите 200-300 м. Природа цих утворень досі за­ лиш ається нез’ ясованрю. . Мал. 14.12. Фобос 1. У чому полягає подібність і в чому - несхожість планет земної групи? 2. Чому дорівнює сонячна доба на Меркурії? на Венері? 3. Чому на Венері парниксє ефект проявляє себе значно сильніше, ніж на Землі? 4. Чи справді на поверхні Марса є канали в тому розумінні, як це уявляли собі астрономи сто років тому? 14.1. Покпадаючи, що Меркурій рухається навколо Сонця рівномірно по коловій орбіті, доведіть графічно, що за одну його сонячну добу він здійснює два оберти навколо Сонця і три - навколо своєї осі відносно зір. 14.2 Для гіпотетичного спостерігача на Венері запропонуйте метод визначення тривалості доби враховуючи неможливість візуально спостерігати небесні світила (зокрема Сонце і зорі).

§ 15. Планети-гіганти та їхні супутники Основна відмінність планет-гігантів від планет земної груп р їх н і істотно більш і маси і розміри. Водночас густини планет цієї гр> значно мецші, ніж у планет земної групи, що свідчить про різн хім ічного складу. В сі планети-гіганти мають потуж ні воднево-гелій. і атмосфери з домішками аміаку і метану (до 0 ,1 % ), а також великі с г : теми супутників і кілець. Планети цієї групи обертаються навколо набагато швидш е, ніж планети зем ної групи. П ри ц ьом у ко/із ни х має помітно менш ий період обертання екваторіальни х мі у порівнянні з приполюсними. Такий закон обертання, типовий д ля всіх газоподібних тіл, сг терігається і в Сонця. При цьому Ю пітер і Сатурн та Уран і Нептун кож досить чітко поділяю ться м іж собою на дві пари. Ю пітер і Са. мають більш і розміри, менш і густини і менші періоди обертання, Уран і Нептун. Ч іткий поділ планет-гігантів на дві групи - це дуж е важливий иериментальний факт, який вимагає обов’ язкового пояснення сучною теорією походження і еволю ції Сонячної системи.

ПІ.

1 Ю п ітер . Ю пітер - найбільш а планета Сонячної системи . 15.1), яка з періодом 11,86 земного року обертається навколо я на відстані бли зько 5,2 а. о. Ю пітер швидше за всі ін ш і планети »^гається навколо своєї осі - зоряна доба на Ю пітері триває 9 год хв. Через швидке обертання його з-зторіальний радіус (71 400 км) чно перевищ ує п о ляр н и й і 900 к м ) планета пом ітно існута б іл я п олю сів. М аса :тера і сила тяж іння на його пош і відповідно у 318 і 2,5 рази ьші за земні показники. Середня гина становить 1,3 г/см3. Навіть у невеликий телескоп на ітері добре помітні світлі та темні сшугн, що простягаються паралельно * ■з -тору. Вони порівняно стій кі прот?- їм днів та тижнів, але поступово і * нюються впродовж років. Ц е вкаі •: на їхн ю хмарову природу та на Мал. 15.1 Юпітер і зносно стійкий тип атмосферної ; з к у л я ц ії. С муги маю ть р ізном анітне забарвлення, щ о зм іню ється і -асом. Період обертання Юпітера, визначений за рухом деталей, роз­ орюваних на різних ш иротах, виявляється різним: він зб ільш ується : ростом ш ироти. Отже, см уги в середніх ш иротах рухаю ться вільніш е, ніж на екваторі.. У 1831 р. в південній п ів к у л і Ю пітера б у л о ви явлен о славзвісну Велику Червону Пляму (В Ч П ). П ро неї б у л о відомо й ніш е, бо є свідчення спостере* -нь Гук а, на м алю н ках я к о го , виі наних щ е 1 664-1672 рр., теж є ’•яма. В Ч П (м а л . 15.2) орієнтовавздовж п а р а лелі й має р озм іри .5 000x30 000 км, а сто років том у ни б у л и у д в іч і б іл ь ш и м и . Ц я -т я м а - це потуж н ий ан ти ц и к лон , п о обертається проти годинникозої стр іл к и . О бертання всередині т л я м и в ід був ається за 6 зем н и х :іб. В иникнення та існування В Ч П ю в ’ язане з різною ш видкістю р у х у тмосф ерних мас, м іж як и м и вона Мал. 15 2 Велика Червона Пляма н а х о д и т ься : м аси, р озт а ш о в а н і ище, рухаю ться проти год и н н и кової с т р іл к и п о в ільн іш е, н іж т і, що ниж че. Ч ер ез тертя верхня частина В Ч П трохи га л ьм у є т ьс я , а нижня - прискорю ється, щ о і призводить до утворення цього на д и ­ во стій к ого вихора.

87

88

НАШ А ПЛАНЕТНА СИСТЕМА

В атмосфері Ю пітера міститься близько 86 % водню, 14 % гелію 0,07 % метану, 0,06 % аміаку, а також вода, ацетилен, фосфін. Хмари складаються в основному з аміаку. В розрахунку на одиницю п лощ і Юпітер отримує у 27 разів менше тепла від Сонця, ніж Земля. Й ого верхні шари, відбиваючи 50 % соняч­ ної енергії, повинні були б мати температуру бли зьк о 210 К , проте прям і вимірю вання як наземними засобами, так і за д оп ом огокосмічних апаратів вказують на більш у температуру: вона на 17 К ви­ ща. Тобто надра планети дають свій власний потік енергії, в середньо:-' удвічі більш ий, ніж вона отримує від Сонця. Ц ей додатковий потік те­ ла приводить до появи в атмосфері Юпітера бурхливих вертикальнії! течій з виносом догори гарячих мас газу, як і після охолодж ення пор: нають назад. Причиною переважання випромінюваної енергії над отриманою в_і Сонця мож уть бути процеси гравітаційного стискування первинної : човини, з як ої сформувався Ю пітер. За своїми характеристиках Ю пітер займає проміжне полож ення між планетними і зоряними уть реннями, і його остаточне формування ще й досі не завершилось. Ю пітер не має твердої поверхні. За п ід : . хунками вже на глибині к ільк о х тисяч кіл метрів речовина атмосфери плавно переходи*, у газорідкий стан, ще глибш е під ним заляч зона рідкого водню з ге л іє м , а щ е г л и б —рідкий водень переходить у металічну фазу - в* ретворюється на метал, у якому протони і ел?-» трони існують окремо. Останній перехід відб> вається стрибком; речовина, змінюючи с ю * фазу, стискається, при цьому і виділяється : і» даткова енергія. У 1955 р. виявлено, що Юпітер є потуж - 1 * дж ерелом радіовипромінювання. Планета - • магнітне поле, напруженість якого у 50 : ■ більш а, ніж у земного. Ц е поле формує н а в к о » планети протяжну магнітосферу з декільї радіаційними поясами. Електрони, прискс > Мал. 15.4. Іо в магнітосфері планети, тут же гальмуються В магнітним полем, випромінюючи головним чином у радіодіапазоні. Чотири із 28 супутників Юпітера - Іо , Європа, Ганімед і Калліс щ е у 1610 р. були відкриті Галілеєм , він же дав їм назви, а тому їх ■ * то називають галілеєвити. В 1979 р. поблизу планети пройш ли . «В оядж ер-1» і «В оядж ер-2» (С ІЛ А ). Вони передали на Землю зобрг ня планети і супутників з бли зьк и х відстаней (м ал. 15.3). Особливо : жають поверхні галілеєви х супутників. П оверхня Іо (м а л. 15.4) має ж овтувато-червоний к о лір . Н а су: ни к у зареєстровано 7 д ію чи х вулкан ів. В у л к а н іч н і процеси е пр оходять досить б у р х ли в о : продукти ви киду (в основном у це л у к и с ір к и ) під н ім аю ться на висоту до 300 км.

Мал. 15.3, Галілеєві супутники Юпітера

90

Н АШ / П ЛАН ЕТН А СИСТЕМА

;

Ч Д ІЛ

III.

^ Практично вся поверхня Європи вкрита мережею тріщ ид, довжина в окр ем и х випадках сягає 1 500 км (м а л . 15.5). Напевно, івнішня оболонка Європи до глибин від 10 до 100 км складається з во­ єнного льоду. Вона відбиває до 70% сонячного світла, а тому середня '■температура поверхні Європи нижча, ніж у Іо, і становить 120 К. Гйнімед т* найбільш ий серед супутників Ю пітера і взагалі у Со­ нячній системі (м ал. 15.6) Існує припущ ення; щ о він значною мірою кладається з води або льоду. Й ого поверхня відбиває до 40% сонячнр-о світла і має температуру 140 К . К а л л іс т о - четвертий га л іле є в и й суп утн и к , цікавий тим , щ о йоо відвернена від Ю пітера сторона вкрита кратерами. Вважають, що хній вік становить 4 м лрд років, і зиникли вони внаслідок потуж ного «етеоритного бомбардування на ран­ ній стадії існування Сонячної систе­ ми. К а ллісто - темний супутник, бо його поверхня - лід , забруднений пи­ лом, - відбиває лиш е 20 % сонячного світла. Ч ерез це і температура на його поверхні найвища серед галілевих супутників - 150 К. Всі галілеєв і супутники за своїми розмірами наближаються до п ла­ нет, їх н і середні густини більш і, ніж у Юпітера, а періоди їхнього осьо­ вого обертання і обертання навколо Ю пітера майже збігаються. У березні 1979 р. «В оядж ер-2» відкрив навколо Юпітера кільце. Воно подібне до кілец ь Сатурна, але значно менше за розмірами і дуж е тонке. Доречно згадати, що дум ку про існування у Юпітера к ільц я , а та ож існування на суп утн и к ах в ели к и х планет інтенси вни х в у л ­ канічних процесів щ е 1955 р. сміливо висловив київський астроном Сергій Костянтинович Всехсвятський (1905-1984). 2. С атур и . Сатурн - друга планета-велетень і шоста числом планета в С онячній системі (м а л. 15.7). М айж е у всьому подібна до Юпітера, вона обертається навко­ ло Сонця з періодом 29,5 земних років на відстані близько 9,5 а. о. Зоряна доба на Сатурні триває 10 год 14 хв. Через швидке обер­ тання він також сплюснутий б іля полюсів: полярний радіус плане­ ти менший від екваторіального. Мал. 15.7. Сатурн Я к і в Юпітера, періоди його обер­ тання у різних широтах не однакові. Маса Сатурна в 95 разів більш а за масу Зем лі, а сила тяж іння в 1,12 рази більш а за земну. Сатурн має на диво низьку густину, ниж чу за густину води - лиш е 0,7 г/ем3.1 якби знайшовся такий велетенський океан з води, куди м ож ­ на було б занурити Сатурн, він би не потонув. Така маленька густина свідчить про те, що, як і решта планєт-гігантів, Сатурн переважно ск ла­ дається з водню і гелію . їк и х

91

НАШ А ПЛАНЕТНА СИСТЕМ.

О скільки Сатурн знаходиться в 9,5 разів далі від Сонця, ніж Земля, то на одиницю п лощ і він отримує в 90 разів менше тепла, ніж вона. Згідно з розрахунками температура зовніш нього шару хмарового по­ криву повинна становити 80 К , насправді ж температура атмосфері' планети дорівнює 90 К . Отже, Сатурн, як і Юпітер, перебуває у стан повільного стискання. На диску жовтуватого кольору окремі деталі верхніх шарів атмо­ сфери Сатурна проявляються значно слабкіш е, ніж на Ю пітері. Та все ж приекваторіальні темні смуги видно досить добре. П ом ітно та­ кож , щ о п р и п оляр н і зони здаються злегк а зеленуватим и. Окрім того, час від часу з ’ являю ться с в іт л і й темні п лям и, завдяки яким і б у ло визначено період обертання Сатурна. У верхніх шарах хмарового покриву спостеріга­ ються си ль н і вітри, ш видкість як и х в екваторіальній зоні досягає 110 м/с. Я к і Юпітер, Сатурн має магнітне поле, радіаційні пояси, і є джерелом радіовипромінювання. Серед планет-гігантів Сатурн най­ більш е вражає уяву величною систе мою кілець, я к і добре видно в най­ простіший телескоп. Вони були відкриті X . Гюйгенсом ще у X V II ст. їх н я площ ина леж ить точно у площ ині екватора планети, нахиленій де площ ини екліптики під кутом 28,5е. Том у залеж но від того, як зорієнто­ ваний Сатурн по відношенню до Зем лі, к ільц я видно максимально роз­ критими під тим же кутом, або, к оли Зем ля знаходиться в площині кілець, їх взагалі не видно (м ал. 15.8). К ільц я Сатурна мають складну структуру. «В оядж ер-1» і «Вояджер2 », які пролетіли повз Сатурн у 1980-1981 рр., передали на Землю зоб­ раження к ілец ь з бли зької відстані (мал. 15.9). Н а фотографії видно, щ о к ільц я Са­ турна складаю ться з сотень окремих вузьких к ілец ь, розділених такими я: вузькими проміжками. Самі ж кільця складаються з окремих часток водяного крихкого снігу розмірами від дрібних пи­ линок до брил у 10-15 м завбільш ки, як: добре відбивають сонячне світло. Ш ири­ на кілець разом із найвіддаленішим дуже слабким кільцем , відкритим «В оядж е­ р ом », становить 65 000 км, а товщина не Мал. 15.9. Кільце Сатурна перевищує 1 К М . Окрім кілець, Сатурн має ЗО відомих на сьогодні супутників. «Во ядж ери» передали на Землю зображення деяких із них. Я к і всі інші

л а в Сонячній системі, що не мають атмосфери, вони вкриті безліччю ю атер ів . Н а й б іл ь ш и й суп утн и к С атур на, Тит ан, має п о т у ж н у нетрозору атмосф еру товщ и ною до 200 км . В она ск лад ається з азоту домішками метану і водню. 3. У р а н і Н е п т у н . Уран (м а л . 15.10) був відкритий індійським астрономом В. Герш елем 1781 р., а Н ептун (м ал. 15.11) — ім ецьким астрономом Г а л л е І ^46 р. п ісля теоретичних розра1хунків француза Л ев ер ’ є і а н глій ­ ц я Адамса. Д о п оч атк у к о с м іч н о ї ери лдом остей про ці планети було <ало. Так б у ло відомо, щ о Уран де п ла н ета, м айж е у- 4 рази Т льш а за Зем лю . Вона рухається -:авколо Сонця з періодом 84 зем ­ них роки на відстані 19,2 а. о. і <ає екваторіальний період обер-ання навколо осі 17 год 14 хв. Іа х и л ї ї осі обертання до п л о щ и ­ ни орбіти становить 98е, тобто М ал. 15.10. Уран Уран рухається навколо Сонця «леж а ч и на б о ц і» та щ е й обертається, як і Венера, у зворотному на­ прямку. Маса Урана у 14,6 рази б іль ш а за зем ну, а екваторіальний радіус становить 25 600 км. Середня густина Урана - 1 , 1 9 г/см3. Н еп тун у 4 рази б іл ь ш и й за З ем лю . В ін р ухається навколо С он­ ця з періодом 164,8 земних років на відстані ЗО а. о. і має екваторіальний період обертання 17 год 42 хв. Н а х и л його осі обертання до площ ин и орбіти становить 29°, маса у 17 разів більш а за земну, а еква­ торіальни й радіус становить 24 800 км. Середня густина Н еп­ туна найбільш а серед у сіх планет велетнів - 1,66 г/см3. В и м ір ян і тем ператури зов­ ніш нього хмарового покриву для обох планет на 10-20 К переви­ щують розрахункові. Отже, у обох планет є додаткове джерело тепла з надр. М ож ливо, це тепло має та­ ку ж природу, як і в Юпітера чи Сатурна. В атмосферах обох п ла­ нет є м олек у ли водню, метану, М ал. 15 11. Нептун ацетилену. Д етальну інформацію про ці д алек і планети вдалось отримати тільк и після проходження АМ С «В оядж ер-2» поблизу Урана в січні 1986 р. і Нептуна в серпні 1989 р.

и

НАШ А ПЛАНЕТНА СИСТЕМА

Виходячи з останніх даних, робляться припущ ення, щ о Уран на 50 % складається з водяного льоду, на 40 % - з різних кам ’ янистих порід і на 10 % - з водню та інш их газів. У 1977 р. при покритті Ураном зорі у нього було відкрито 5 вузьких кілець. Згодом з ’ ясувалося, що їх 9. А при прольоті А М С «Воядж ер-2* б у ло виявлено слабке десяте к ільц е . К іл ь ц я Уран а д уж е вузькі, 1-10 км завширшки, і тільк и зовнішнє к ільц е в найш ирш ій частині досягає 96 км. М абуть, вони складаються з дрібного темного пилового матеріалу, бо погано відбивають сонячне світло. Товщ ина кілец ь к ільк а десятків метрів.

Мал 15 12. Супутники Урана

П іс л я прольоту А М С стала відомою геологічна будова п ’ яти вели­ ких супутників Урана: Аріеля, Умбріеля, Титанії., Оберона і Міранди (мал. 15.12). Б уло відкрито ще 12 супутників, які мають вигляд безформ­ них брил невеликих розмірів від 10 до 100 км. Щ одо планети Нептун, то у неї виявлено досить динамічну блакит­ ного кольору атмосферу, на т л і як ої видно б іл і метанові хмари і дві темні п лям и - велику і м алу. їх н я природа, мабуть, така ж , як і приро­ да В ели кої Червоної П лям и на Ю пітері. У Нептуна, окрім двох відомих раніше, відкрито щ е 6 супутників Н ай більш и й із них, Тритон, має дуж е розрідж ену азотну атмосферу і поверхню, яка нагадує М ісяц ь. Р ух а ється Тритон навколо Нептуна у зворотному напрямку. А М С «В оядж ер-2» відкрила навколо Нептуна к ільц я , щ о склада­ ються з дрібних пилових частинок. 1. С и стем а П л у т о н —Х а Н айдальш у, дев’ яту числом пла­ нету Сонячної системи - П лутон - було відкрито у 1930 році. П лутон ру­ хається навколо Сонця з періодом 248,4 земних років по еліптичній

? ТЗДІЛ III.

рбіті з великою піввіссю 39,4 а. о., ви тягнутій н а стільк и , щ о він ,яоді опиняється навіть бли ж ч е до Сонця, ніж Н ептун. До того ж лощ ина його орбіти нахи лен а до площ и н и ек ліп т и к и під значним кутом у 17', так щ о, р ухаю чись небесною сферою, П л у т о н виходить за м еж і зо д іа к а л ь н и х с у зір ’ їв . В и зн ач ен о, щ о П лу то н обертається назк оло осі, як і Ур ан чи Венера, у зв о р о тн ом у на лрям ку, а к ут н а х и л у осі обертання до п л о щ и н и орбіти становить 32 . У 1978 р. під час фото­ графічного спостереження Плутона було виявлено аси­ метрію його зображення. Це дало підставу стверджу Мал. 15.13. Система Плутон-Харон вати, що П лутон має супут ник, який здійснює оберт навколо нього за 6,4 доби. Радіус орбіти Харо на (таку назву отримав супутник) дорівнює 19 640 км. Я к с ла бк и й о б ’ єк т 14т, П л у т о н б у л о вивчено п огано (м а л . 15.13). Т а п іс л я в и н я тк ов о у с п іш н и х сп остер еж ен ь П л у т о н а за допомогою К о см іч н ого т елеск о п а ім . Г аб бла (1991 р .) отрим ано акі дан і: радіус і маса П л у т о н а дорівню ю ть відповідно 1 162 км і 0,0022 т е , радіус і маса Х ар он а - відповідно 606 км і 0,0003 т е . Таким чином, П л у т о н виявився у д в іч і менш им від М е р к у р ія і н а й ­ меншою планетою С он я чн ої системи. О ск ільк и віднош ення мас П лутон -Х ар он дорівню є 7:1, то ан а логіч н о систем і З е м л я -М іс я ц ь , ле воно становить 81:1, так ож м ови ться про п одвійн у п л а н е т у . С у ­ дячи з р озм ір ів , П л у т о н , м абуть, л и ш е один із н а й б ли ж ч и х пред­ ставників гр уп и астероїдів із поясу Койпера (§ 16), серед я к и х є безліч претендентів на «д е с я т у п л а н е т у ». За спостер еж ни м и д ан и­ ми Х ар он значно тем н іш и й , ніж П л у т о н , очевидно том у, щ о П л у ­ тон, маючи б іл ь ш у м асу, зб ер іг м етан, тод і як з п овер хн і с у п у т н и ­ ка в ін р о зс ія в с я в к о с м іч н и й п р о с т ір . В и х о д я ч и з м із е р н о ї к іл ь к о ст і сон яч н ої е н е р гії, я к у отр им ую ть П л у т о н -Х а р о н , планета мусить бути вкрита льод ом із м етану і мати червонуватий в ід тін ок , годі як суп утн и к повинен бути вкритий водяним л ь од ом і м атч сіруватий к о л ір . 1 2

За якими характерними ознаками планети-гігзнти виділено в окрему групу? 2. Щ о собою являє Велика Червона Пляма на Юпітері? 3. Чим пояснюється виділення додаткової енергії з надр планет-гігантів? 4. Який український астроном і коли висловив дум ку, що на супутниках великих планет м ожуть відбуватись інтенсивні вулканічні процеси? 5. Чому систему Плутон-Хароь можна назвати подвійною планетою? 1.

?

95

Н А Ш А ПЛАН ЕТН А СИСТЕМА

96

15.1. З'ясуйте, скільки разом супутників налічується в Сонячній системі. Які з них мають розміри, сумірні з розмірами Місяця? 15.2. У серпні 1995 р. астрономи Землі спостерігали кільця Сатурна «з ребра», тобто вони були невидимі на диску планети. За допомогою мал. 15.8, знаючи, що сидеричний період обертання Сатурна навколо Сонця рівний 29,4577 року, спробуйте оцінити, якими були умови видимості кілець Сатурна у липні 1610 р., коли Галілей зафіксував їх відкриття словами «найвищ у планету спостерігав потрійною». 15.3. Знаючи, що прискорення вільного падіння на Урані становить 9,50 м/с2, і використовуючи другий закон Ньютона, підрахуйте, якою буде Ваша вага на цій планеті. Спробуйте пояснити результат.

§ 16. М алі тіла у Сонячній системі У Сонячній системі, окрім Сонця і дев’ яти великих планет, є ще так звані малі тіла. Ц е м алі планети або астероїди, комети, метеорні т іла або метеороїди і між планетний пил. У наш час доводиться говори­ ти і про космічне сміття - сукупність ш тучних об’ єктів та їх н іх фраг­ ментів у космосі, як і не функціонують, але здатні пошкодити або навіть зруйнувати ш тучний супутник чи між планетну станцію. 1. М а л і п л а н е т и (а е т е р о їд и ї. З 1766 року відоме правилс Тиціуса-Боде, за яким можна було наближено визначити відстані пла­ нет від Сонця за допомогою простої залеж ності:

(16.1)

г = (0,3 - 2" + 0,4) а. о.,

де п = - оо д ля М еркурія, п = 0 для Венери, п = 1 д ля Зем лі, п = 2 дл Марса і т.д., а г - середня відстань планети від Сонця в астрономічних одиницях. Порівняємо справжні відстані планет гд з обчисленими г0 за ци: правилом:

Меркурій Венера Земля Марс

п

г0

г д

— ОО

0,4 0,7 1 1,6

0,39 0,72 1,0 1,52

0 1 2

???

Юпітер Сатурн Уран

п

г о

г д

3 4 5 6

2,8 5,2 10 19,6

? 5,20 9,54 19,19

З ц іє ї т а б л и ц і видно, щ о середні в ід ста н і п ла н ет аж до Уран задовільно представлені правилом Тиціуса-Боде. От тільк и м іж Марсо і Юпітером на той час ніякої планети відомо не було. П іс л я появи правила група астрономів у 1796 р. розпочала пошук небесного т іла , яке мало б знаходитися на відстані 2,8 а. о. Аль відкриття цього т іл а ц ілк ом випадково зробив італій ськ и й астроноД ж узеппе П іац ц і (1 7 4 6 -1 8 2 6 ). 1 січня 1801 р., займаючись складай ням каталогу зір, він знайшов зореподібний об’ єкт 7т, який за доб

Розділ III.

змістився на 6'. Ц ю перш у з м алих планет або астероїдів назвали ім е­ нем античної богині плодю чості - Церера. Вона найбільш а серед відо­ мих м алих планет, її діаметр оціню ють у 1 000 км. Зразу ж було відкрито ще три м али х планети: Паллада (діаметр бли зьк о 600 к м ), Веста (540 к м ) і Юнона (245 км). Впродовж Х Ї Х ст. к іл ь к іс т ь м али х планет поступово зб ільш ув а ­ лась, а з кінц я століття їх стали відш укувати фотографічним методом: під час тривалих експозицій зображення астероїда внаслідок ш видко­ го р ух у має вигляд рисочки, а тому його неважко відрізнити від зір. Згодом на відстані від 2,2 а. о. до 3,2 а. о., у так званому поясі асте­ роїдів, до к ін ц я X X ст. б у л о ви явлен о і надійно встановлен о параметри орбіт понад 9 000 м али х планет. Н айяскравіш а серед них Веста - має бли ск 6,5т, всі ін ш і - слабкіш і. А стер о їд а м з добре ви значен им и орбітам и п р и власн ю ю ть н ом е­ ри (в п ор яд к у в ід к р и т тя ) і назви. П ерш а сотня, за-деяким и в и н я т ­ ками, названа ім енам и боги нь гр ец ьк ої і р и м ськ ої м іф о ло гії. Згодом астрономи зв ер н ули ся до міф ів ін ш и х народів, потім - до епосу. З а­ раз астероїди маю ть н а й р ізн ом ан ітн іш і назви, де є ім ен а видатних вчених: Коперник (1 8 2 2 ), Ейнш т ейн (2 0 0 1 ); геогр аф ічн і назви: А м азонка (1 0 4 2 ), У кра їн а (1 7 0 9 ); ім ен а п ер сон а ж ів х у д о ж н іх творів та гер оїн ь опер: Кармен (5 5 8 ), Aida (8 6 1 ); назви н аук: Гео­ метрія (8 7 6 ), Аст роном ія (1 1 5 4 ); к в іт ів : М а л ьва (1 0 7 2 ). С еред а с ­ тер оїдів є т а к і, назви я к и х п о в ’ я за н і з У к р аїн ою , як-от: Ялт а (1475), Одеса (2 6 0 6 ), К и їв (2 1 71 ), є також Кобзар (2 4 2 7 ), Каменяр (2428), астероїди Всехсвят ський (2 7 2 1 ), Амосов (2 9 4 8 ), Філат ов (5316) тощ о. Загалом право надати ім ’ я астероїдові має вчений, який його відкрив, після чого пропозиція розглядається Ком ісією М іжнародного Астрономічного Союзу і затверджується Конгресом М АС. Б ільш ість астероїдів з відомими орбітами мають розміри до к ільк о х десятків кілом етрів; це - тверді кам’ янисті тіла. К ільк іст ь астероїдів з розмірами понад 1 км, можливо, сягає 50 тис., а менших від 1 к м - сотні тисяч. Однак повна маса м алих тіл, очевидно, не перевищує 1/2д маси Місяця, і з усіх астероїдів, разом узятих, скомпонувалася б планета не більш а 1 500 км в діаметрі. Рухаю ться астероїди навколо Сонця в той же бік, що й планети, і мають витягнуті еліптичні орбіти. Д еякі виходять далеко за межі поясу астероїдів. Одні з них в аф елії віддаляються за орбіту Сатурна, інш і в перигелії навіть проникають усередину орбіти М еркурія. Н априклад, Ікар, відкритий 1949 р., має пери гелій 28 м лн км і кож ні 19 років на­ ближається до Землі. Останній раз це відбулося 1987 р., коли відстань до астероїда становила к ільк а м ільйонів кілометрів. Подорожуючи до Ю пітера, А М С «Г а л іл е й » (С Ш А ) у 1993 р. переда­ ла на Землю зображення двох астероїдів - Гаспри та Іди. Зокрема на їд і (мал. 16.1 настор. 99) поперечником 56 км вдалося розгледіти величез­ ну к ільк ість дрібних кратерів, і на віддалі до 100 км від неї - маленький супутник розміром лиш е 1,5 км. ■4 Астрономія. 11 кл.

97

98

Н А Ш А П ЛАН ЕТН А СИСТЕМА

З 1992 р. розпочалось відкриття нових о б ’ єктів - астероїдів з поясу Койпера або планетоїдів ( « планетогіодібних» ) . В клю чаю чи П лу то н , п о я с К о й п е р а починається за орбітою Н ептуна і т я г­ неться, як гадають, на відстань до 150 а.о. Н а початок 2000 р. було відо­ мо близько 120 планетоїдів з розмірами до 400 кілометрів. А найбільш ий серед них, відкритий 1996 р., має розмір близько 800 км, що становить третину поперечника Плутона. За попередніми оцінками, окрім великих планетоїдів, у поясі Койпера мусять знаходитись біля 200 млн невеликих тіл розмірами 5-10 км і менше. Н а відміну від м алих планет із поясу ас­ тероїдів, ц і тіла в основному складаються з льоду. 2. К о ї Певно, найефектніш ими м алим и тілам и Сонячної системи є комети. У перекладі з грецької слово «к о м е т а » означає «д ов­ говолоса» (м ал. 16.2 на стор. 100). Довгий час, услід за Арістотелем дотримувалися думки, нібито комети - це згущ ення газів у земній ат­ мосфері. Л и ш е датський астроном Т іх о Браге переконливо довів: ці об’ єкти знаходяться д алі від М ісяця. А сподвижник Ньютона Едмонд Га ллей (1656-1742) визначив, що ці світила належ ать до Сонячної сис­ теми. Дотепер зареєстровано бли зько 1 100 комет. Н а відм ін у від астероїдів, щ о # а ю т ь орбіти з м алим ексцентрисите­ том,, орбіти комет - цедужеиитяі^щщ'і еліпси. Ч астіш е за все еліп си ви­ тягн уті так, щ о д ілян к и орбіт, я к і пролягаю ть усередині Сонячної сис теми, мають вигляд параболи ч и гіперболи. Від ступеню витягну тості еліпса залеж ить і період обертання комети навколо С оїщ я. Наприклад, ком ета Енке має період обертання навколо С онця 3,31 роки. Найвідоміш а серед комет - комета Галлея - повертається до Сонця кож ні 75,6 років. Ї ї появу у бли зьк их до Сонця ок оли ц ях зареєстровано вже ЗО разів, із них двічі - у X X ст. (1910 і 1986 рр.). Комети, відомі за їхн ім и попередніми появами, астрономи назива­ ють періодичними. А л е таких комет небагато, близько 330. Основна маса комет, а їх відкривають щ ороку к ільк а десятків, влітають в Соняч­ ну систему з величезною швидкістю і точнісінько так само, обігнувш и Сонце, покидають її. їх н і періоди обертання становлять від тисяч до де­ сятків м ільйонів років. П рилітаю ть вони до Сонця з величезної комет­ ної хмари, так званої хмари Оорта. Згідно з теорією, розробленою у 1950 р. нідерландським астроно­ мом Я. Оортом, на відстані приблизно 100-150 тис. а. о. від Сонця зна­ хо д и ться величезна к іл ь к іс т ь сотні м іл ь й о н ів чи м ож е й м ільярди окремих комет. За припущ енням, хмара Оорта - це зали ш ­ ки м атеріалу, як і не піш ли на утворення планет Уран і Нептун. Щ е на ранніх стадіях розвитку Сонячної системи під дією збурюючих си л з бо­ ку планет-гігантів вони були викинуті на велику відстань за м еж і пла­ нетних орбіт. В середньому раз на 20 років з ’ являється комета, яку добре видно неозброєним оком, усі ж інш і спостерігаються лиш е в телескоп. Відомий астроном Ф . У їп п л із Кембридж а припустив, щ о к о м е т н і я д р а - це величезні грудки зі снігу, куди вкраплені т уго­ плавкі частинки. Безпосередня зустріч косм ічних апаратів «В е га -1 »,

Розділ III.

Вега-2» і «Д ж о тт о » в 1985-1986 рр. з кометою Г а ллея підтвердила цю здогадку. До складу ядер комет входять в основному водяний л ід та інші льоди - метановий, аміачний, з вуглекислого газу. Т угоп лавк і ча­ стинки складаються з металів та силікатів. Н а великих відстанях від Сонця кометне ядро побачити неможливо. Адж е розміри його, як правило, не перевищують 10-20 км, і світла воно відбиває дуж е мало. Наприклад, у комети Г а ллея ядро має неправильну форму і розміри 16x8x8 км (м ал. 16.3). Та з наближенням до Сонця, по­ чинаючи з відстані 6 а. о., кометний лід починає випаровуватись. Газ, що випаровується, тягне за собою пилинки. П родукти випаровування і пилинки навколо ядра утворюють к о м у або г о л о в у комети, яск ­ равість як ої швидко зменш ується в напрямку до краю. П ід дією тиску сонячного світла і сонячного вітру (потоків заряд­ ж ених частинок з боку С онця) речовина голови комети відкидається у бік, протилеж ний від Сонця, утворюючи протяж ний х в і с т коме­ ти. От тоді, власне кажучи, комета і стає «ком етою » -'«д ов гов о лосою ». Через дію тих же сил тиску, віддаляючись від Сонця, комета р у­ хається вже хвостом уперед. Ч и м ближ ча комета до Сонця, тим довшим стає її хвіст, збільш ується і голова комети. В момент проходж ення ком ети б іл я Сонця діаметр ї ї голови може перевищувати відстань від Зем лі до М ісяця. А хвіст комети іноді про­ стягається на відстань до 150 млн км. Залеж но від того, яка сила має переважну дію на комету - сила відштовхування за рахунок тиску соняч­ ного вітру і сонячного світла чи сила притяган­ ня з боку Сонця, - кометні хвости набувають різної форми. За рахунок випаровування речовина комети безперервно розсіюється у просторі, і ї ї маса Мал. 16.3. Ядро комети зменшується, так само як і вміст летки х скла­ дових у зовніш ніх шарах ядра. П ри проходженні перигелію поблизу земної орбіти комета може втратити поверхневий шар товщиною до к ільк ох метрів. Тривале існування таких комет, як комета Г а ллея , по­ яснюють утворенням пористого теплоізоляційного шару, який пере­ шкоджає занадто інтенсивному випаровуванню. Густина речовини в голові (окрім центральної ї ї частини) та хвості комеуи дуж е мала. А тому, якщ о навіть Зем ля пройде крізь хвіст ком е­ ти, це ще буде загрозою д л я біосфери З е м л и Однак, відбиваючи, сонячне світло, ком ети яскраво світя ться на т л і щ е б іл ь ш р озр ід ж ен ого космічного простору. А л е при зіткненні Зем лі безпосередньо з ядром комети може статися катастрофа. Ї ї масштаби залеж ать від розмірів яд­ ра, За однією з гіпотез, Тунгуська катастрофа 1908 року б у ла виклика­ на падінням на Землю невеликої комети, щ о мала ядро діаметром близько 500 м. А в ли п н і 1994 р. астрономи спостерігали явищ е падіння на Юпітер комети Ш умейкера-Леві 9, яка перед тим завдяки притягань ню планети розділилась на понад фрагментів. ...... л,; .=-,

101

102

Н А Ш А ПЛАН ЕТН А СИСТЕМА

За традицією кометам присвою ють ім ’ я перш овідкривача. Ц е заохочує багатьох аматорів до пош уків. У X X ст. з кож них чотирьох комет лиш е одну відкривали астрономи-фахівці. В наш час у космічних просторах мандрують комети, -названі іменами таких українських астрономів, як Г. Н еуймін, Г. Ш айн, М . Ч ерних, К . Чурюмов, С. Гера­ сименко, та аматора астрономії В. Скоритченка. 3. М е т е о р и і м е т е о р н і п о т о к и . П и ло в і частинки, щ о в и д іля ­ ються із хвоста й голови комети, розсію ються вздовж її орбіти. Я к щ о ця орбіта перетинається з орбітою З ем лі, то час від часу потік пилових ча­ стинок буде зустрічатися з земною атмосферою. П и лові частинки, як і рухаються параболічними орбітами, мають швидкість 42 км/с. З іншого боку, швидкість р уху Зем лі по орбіті - май­ ж е ЗО км/с. Т ом у залеж но від того, наздоганяють частинки Землю чи

Мал. 16.4. Метеор

рухаються їй назустріч, швидкість входження в атмосферу Зем лі може становити 12-72 км/о. П ри рухові крізь атмосферу на висоті 110-80 км маломасивна час­ тинка повністю руйнується. Світлове явищ е, яке спостерігається при цьому, називається м е т е о р о м (м а л. 16.4). Я к щ о ж падає одразу багато метеорів, спостерігається незвичайне небесне явище - м е т е о р н и й д о щ (м а л. 16.5). Здається, що всі ме­ теори падають з однієї точки неба. Ц я точка називається р а д і а н ­ т о м метеорного потоку. Назва метеорного потоку пов’ язується з тим сузір ’ ям, у яком у знаходиться радіант. Н априклад, з 12 по 14 серпня спостерігається метеорний потік Персеїди з радіантом у с у з ір ’ ї П ер сея. Ц ей потік пов’ язаний з періодичною кометою С віф та-Т уттля, яка спостерігалась востаннє 1992 р. Щ о р о к у 1 8 -19 листопада сп остерігається м етеорний потік Л еоніди з радіантом у с у з ір ’ ї Л ева, пов’ язаний з періодичною кометою Т е м п ел я -Т у т тл я , відкритою 1865 р. Метеорний потік Оріоніди з 16 по 26 жовтня породжений кометою Г аллея .

Розділ III.

103

I ■_

Серед метеорів, я к і спостерігаю ться на нічном у небі, є й такі, щ о не пов’ язані з метеорними потоками. М етеорні т іл а або метеороїди, що X спричиняють, мають інди відуальн і орбіти. Ц е - випадкові, спора­ дичні метеори. Я к правило, це пилинки неве­ лик и х розмірів і мас. Загалом за добу сп а ла хує приблизно 100 м лн метеорів, яскравіш их за 5П1. Щ е більш е - т елескопічних м етеорів. Так и м чином, щорічно на Землю випадає до 500 000 тонн космічної речовини. А л е порівняно з масою Землі це - мізерна величина, яка не відіграє істотної р олі у збільш енні її маси. Я кщ о в атмосферу Зем лі вривається метеороїд, маса якого становить десятки чи сотні грам, то він породжує явище боліда. Яскраві боліди видно навіть удень. Мал-1б 5- Мете°Рний дощ Метеорне тіло, яке впало на Землю, називається метеоритом (м ал. 16.6). Ч ерез роздроблення в атмосфері падіння на поверхню Зем лі ц ілої о метеорита - велика рідкість. У 1947 р. в горах Сіхоте-Аліня (Росія) впали залишки дуже великого ме­ теорита загальною масою 23 тонни, що склало третину його початкової маси. Якщ о маса метеорита становить сотні тонн, то при ударі об поверхню Землі утворюється кратер із розмірами, які дорівнюють поперечнику мете­ орита. Якщ о маса метеорита становить десятки і сотні тисяч тонн, космічне

Мал. 16.6. Метеорит

Мал. 16.7. Аризонський метеоритний кратер

тіло вдаряється об Землю з виділенням значної кількості теплової енергії, що породжує вибух. Такий вибух може призвести до дуже великих руйну­ вань, а від метеорного тіла залишаться лиш е незначні уламки. Яскравим прикладом подібного є Аризонський кратер діаметром 1 200 м і глибиною 180 м (мал. 16.7). Розрахунки показують, що метеорит, який утворив цей кратер, мусив мати масу від 60 до 200 тис. тонн і розміри не менше 100 м. На «о б л и ч ч і» нашої планети зараз відомо не менше 150 кратерів, які отримали назву астроблем («зор ян и х р а н »), їхн ій вік сягає десятків та сотень м ільй он ів років. Є астроблеми і на тер и тор ії Україні®: це кільцеві структури діаметром у к ільк а сотень кілом етрів на півночі та на півдні країни. Найдавніша з них Іллін ец ьк а (Вінницька область), вік якої близько 400 м лн років, кратер має діаметр 7 км і глибину 700 м.

104

Н А Ш А П Л А Н Е ТН А СИСТЕМА

Щ ороку на поверхню Зем лі випадає близько 500 метеоритів масою від 1 кг і більш е, проте знаходять їх лиш е приблизно 20. К о ле к ц ії цих об’ єктів налічую ть майже 700 метеоритів, падіння як и х спостерігали, і близько 900, знайдених випадково. Найбільш ий метеорит Гоба, знайде­ ний у Південно-Західній Аф риці, має масу майже 60 тонн. У наш час найбільш е метеоритів збирають в Антарктиді. У м ісцях, де сильні вітри зривають льодові шапки, метеорит, який упав сотні ти­ сяч років тому, опиняється на поверхні. Знаходять їх багато і в сухих кам ’ янистих пустелях Західної А встр алії та Н ам ібії. З а л еж н о від х ім іч н о г о с к л а д у м етеор и ти п о д іл я ю т ь на к а м ’ я н і х о н д р и т и - б ли зь к о 8 5 % , і к а м ’ я н і а х о н д р и т и (від грец. «х о н д р о с » - «з е р н о ») - 7 % . Т а к у назву м етеорити от­ р им али через наявність або, в ід сутн ість у їх н ь о м у с к ла д і м а лен ьк и х к у л я с т и х залізо-м агн ієви х силік атни х вклю чень у в и гля д і зерен. Серед них трап ляю ться так і, що містять вуглецеві хондри (1 % ). Окрему групу метеоритів склада­ ю ть з а л із н і м етеорити з високим вмістом нікелистого заліза (5 % ) і залізо-кам ’ яні (2 % ) з невеликими кам’ яними включеннями. Вважається, що метеорити гене­ тично пов’ язані з астероїдами. За ви­ нятком зразків м ісячного грунту, це єдині к осм ічн і т іл а , я к і можна д ослід ж увати в зем них лабора­ торіях. Припускається, що речовина Мал. 16.8. Зодіакальне світло метеоритів являє собою первинну ре­ 4« човину з часів утворення Сонячної системи, а тому за їхньою допомогою визначається ї ї вік - приблизно 4,6 млрд років. Весь між планетний простір заповнено пилом з частинок розмірами в к ільк а мікронів і газом у вигляді електронів і протонів. Сонячне світло, яке відбивається пилом і розсіюється на вільни х електронах, ут­ ворює явище зодіакального світла (м ал. 16.8). Зодіакальне світло спо­ стерігається або на вечірньому небосхилі на заході, або вранці на сході перед появою Сонця. Воно має вигляд слабкого сяйва у формі конуса, вісь якого леж и ть вздовж екліптики. Серед усього розмаїття ас­ тероїдів і метеороїдів астрономи виділили понад сотню тіл, як і через мож ливість зіткнення з Землею несуть із собою потенційну небезпеку для її мешканців. І хоча досі не зареєстровано жодного випадку заги­ белі людей від метеоритів, небезпека існує цілком реально. Так, у штаті Індіана (С Ш А ) метеорит упав не далі ніж за 4 м від хлопчиків, я к і гралися. Інш им разом, також у С Ш А , великий метеорит влучив у поштову скриньку б іл я сільського будинку і залиш ився там. У 1992 р. в Нью-Йорку метеорит вагою 12,4 кг влучив у автомобіль. Зро­ зуміло, що це не єдині випадки і не виключено, що за довгу історію Землі

Розділ III.

відбувалися зіткнення планети не тільки з метеороїдами невеликої маси, але і з астероїдами, що призводило до катастрофічних наслідків. З подібною катастрофою пов’язують загибель динозаврів 65 млн років тому. Окрім тіл природного походження, в навколоземному просторі налічу­ ють понад 7 500 штучних об’ єктів. Серед них лиш е 6 % функціонують, а решта - залишки ракет-носіїв, фрагменти зруйнованих К А , тіла супут­ ників, як і виробили свій ресурс тощо - це так зване космічне сміття. Во­ но може випадати на Землю, створюючи космічну загрозу. Том у не дивно, що вчені розробляють методи своєчасного виявлення, а при потребі - і знищення небезпечних «п р и б у л ь ц ів ». Спеціальні с л у ж ­ би контролю, створені в провідних космічних державах, з допомогою ра­ дарних, оптичних та інш их методів слідкую ть за навколоземним просто­ ром. Сучасні методики дозволяють на висотах 40 -50 тис. км виявляти об’ єкти до 100 см, а на висотах 200-500 км - навіть щ 10 см. Розробля­ ються також проекти «косм ічних сміттєвозів». Таким чином людство намагається захистити себе від мож ливої метеоритної небезпеки. Сформулюйте правило Тиціуса ~Боде. Як у в і д п о в і д н о с т і з н и м зростає відстань кожної наступної планети від Сонця? 2 . Які складові виділяють у будові комети, коли вона проходить поблизу Сонця? 3. У чому полягає різниця між метеором, метеорним тілом (метеоро дом ) і метеоритом? 4 . Що таке «космічне сміття»?

1.

Кільце астероїдів (К. а.) поділило планети на внутрішні (орбіти яких всередині К а.) і зовнішні ('хні орбіти охоплюють К. а.). З'ясуйте, які з планет віднесено до одної і які до іншої групи і зіставте це з поняттями нижні і верхні планети. Визначте, у чому принципова різниця між поняттями нижня і верхня планета внутрішня і зовнішня планета.

16.1

§ 17. Формування планетної системи Теорія, яка роз­ глядає походження Сонячної системи, повинна пояснювати такі факти: ♦ орбіти всіх планет леж ать практично у площ ині сонячного екватора; ♦ планети рухаються навколо Сонця по орбітах, бли зьких до кола; ♦ напрямок обертання планет навколо Сонця однаковий д ля всіх планет і збігається з напрямком обертання Сонця і власним обертанням планет (окрім Венери, Урана і Плутона); у тому ж напрямку, що і планети на­ вколо Сонця, обертається навколо них більш ість їхн іх супутників; ♦ середня відстань планет від Сонця (за винятком Нептуна і П лутона) підлягає правилу Тиціуса-Б оде; ♦ 99,86 % маси Сонячної системи припадає на Сонце і лиш е 0,14 % на планети, тоді як планетам н а леж и ть 98 % м ом ен ту загальн о ї к ільк ості р уху Сонячної системи; ♦ планети п од іляю ться на дві гр уп и , різко від м ін н і м іж собою за середньою густиною, хім ічним складом, розмірами і внутріш ­ ньою будовою.

105

106

Н А Ш А П Л А Н Е ТН А СИСТЕМА

с т о ] і Впродовж останніх 300 років, починаючи з Декарта (1596 -1 6 5 0 ), було висловлено к ільк а десятків космогонічних гіпотез і розглянуто найрізноманітніш і варіанти ранньої історії Соняч­ ної системи. Серед мислителів м инулого, я к і намагалися пояснити її походження, були Ж . Бюффо (1 707-1788), І. Кант (1 724-1804), П . Лаплас (1749-1827), Дж . Дж інс (1 8 77 -1 9 4 6 ) та інш і. А л е всі гіпотези ма­ л и один недолік - добре пояснюючи одну частину спостережних фактів, вони виявлялися безпорадними перед іншою. Наприклад, гіпотеза Лапласа, що припускала виникнення планет із розжареної туманності, не зм огла пояснити особливості розп оділу моменту к ільк о сті р уху між планетами і Сонцем. При розробці космогонічної гіпотези перш за все необхідно виріш и­ ти питання: звідки взялася матерія, з якої утворились планети? На сьогодні найбільш імовірним видається варіант, за яким плане­ ти утворились із того ж газовбщ илового диска, що й Сонце. Велика роль у розробці цього варіанту належ ить О. Ю. Ш м ідту (видатний матема­ тик і астроном, 1891-1956), котрий першим висунув гіпотезу про те, що Зем ля та інш і планети сформувалися з холодн их допланетних т іл - пла-

нетезималей. С постереж ні дані, отримані за допомогою косм ічн и х і найпо­ туж ніш их земних телескопів, підтверджують, що б іл я багатьох м оло­ дих зір головної послідовності (§ 21) справді є навколозоряні пилові обо­ лон ки дисковидної форми, як і утворилися разом із зорею під час ї ї фор­ мування з протозоряної туманності (§ 23). Розглянемо можливий сценарій утворення планетної системи, уточне­ ний сучасними теоретиками. Найважливіше в цьому сценарії те, що він спирається не тільки на єдиний ще до недавнього часу приклад Сонячної системи, але і на приклади інш их планетних систем, відкритих за останні роки. Теорія походження планетних систем б іля зір, хоча і не сформульо­ вана ще остаточно, має тепер під собою надійну спостережну основу. Я. Е тапи ф орм рвання п р о то п тане го го ди< ка. Маса газово-пи­ лового диска, який оточує протозорю, становить к ільк а відсотків від ма­ си Сонця і спочатку може мати розміри, порівнянні з її розмірами. Х ім ічн ий склад такого диска відповідає складу між зоряних туманнос­ тей - 99 % газу і 1 % пилових частинок розмірами від 0,1 мкм до 1 мм. П ри підвищенні температури протозорі нагрівається і диск, частин­ ки п и лу випаровуються, м олекули газу розпадаються на атоми, атоми іонізую ться, а розміри диска за рахунок сильної турбуленц ії - різнонаправленого хаотичного р уху частинок - збільш ую ться до к ількох де­ сятків астрономічних одиниць. Д ля подолання класичних труднощів з перерозподілом моменту к ільк ості р уху між Сонцем і планетами припускається, що Протосонце мало відчутне магнітне поле, яке, взаємодіючи з іонізованим газом, гальмувало його власне обертання і прискорювало обертальний рух протопланетної речовини. Д а лі диск охолодж ується, турбулентність стихає. У ньом у знову утворюю ться тверді п и лові частинки - відбувається конденсація. При цьому основні косм ічні елементи - водень і гелій -

Розділ III.

залиш аються у вигляді газу. А просторовий розподіл пилинок за їхн ім хім іч н и м складом за леж и ть від р озп од ілу тем ператури, яка зменш ується по м ірі віддалення від Протосонця. Такий перший етап еволю ції протопланетного диска (П П Д ), який триває близько 1 000 років. Н а другому етапі формування П П Д частинки збільш ую ться у розмірах, зіштовхуються одна з одною, злипаються. І коли густина пилу стає вищою за густину газу в десятки разів, пиловий диск переходить у стан гравітаційної нестійкості, за якої навіть дуже маленькі згустки, що виник­ ли випадково, не розсіюються, а навпаки, з часом стають ще більшими. Я к наслідок, на третьому етапі еволю ції П П Д розпадається на безліч окремих м алих згустків, я к і д алі, зіш товхуючись і злипаю чись, утворюють рій доплянетних т іл різного розм іру - планетезималі. 4: А к у му л яц і я п л а н е т . Утворення планетезималей тривало десятки тисяч років. П одальш е об’ єднання їх у планети - набагато довший процес, який тривав сотні м ільйонів років. Допланетний рій був складною системою великої к ільк ості планете­ зималей. Всі вони, окрім однакової швидкості для т іл на однаковій відстані від Сонця, мали ще й власні швидкості з випадковим роз­ поділом напрямків. П л а н е те зи м а л і зіш товхували сь, д р оби ли сь, і тільк и найбільш і серед них поступово збільш ували свої маси за умови, що швидкість зіткнення не перевищувала 1 м/с. Внутріш ню частину Сонячної системи утворили планети зем ної гр у ­ пи. їх н ій ріст відбувався за відсутності л е т к и х газів за рахунок к а м ен и с т и х частинок і т іл , іцр м істи ли в собі залізо та інш і метали- Ос­ новна маса газів розсіялась із зони планет зем ної групи через видуван­ ня їх сонячним вітром, який очистив від них ^віддаленіш і простори Со­ нячної системи. Проте плалети-гіганти Ю пітер і Сатурн встигли увібра­ ти в себе достатню к ільк ість газів, як і взагалі переважну частину речо­ вини всієї планетної системи. П ричом у спочатку, як і »х и іт ф щ зем ної групи, у нйх утворилися ядра і кам ’ янистих і льодових плаистевямалей, а потім поверх них нарощ увались воднево-гелійові оболонки Д Така схема утворення планет-гігантів підтверджується фактами. Поперше, з ’ ясувалося, що їхн і ядра мають приблизно однакову масу - 14-20 мас Землі, тоді як частка водню і гелію закономірно зменшується. Подруге, існують такі «речові докази» ранньої історії планет-гігантів, як їх н і упутники та кільця. Адж е випадання газу на планети також супровод­ жується утворенням навколо них газово-пилових дисків. Із цих дисків і утворилися супутники, причому розподіл їхн іх густин, розмірів і мас по­ вторює розподіл планет на земну групу і планети-гіганти. Щ од о найдальш ої планети П л у то н з його супутником Х ароном , то, очевидно, ці два т іла - найближ чі та найбільш і серед понад стоти­ сячн ої с ім ’ї транснеп тунових о б ’ єк тів п о я су К ой пера. Ф о р м ув а н н я з них ще більш масивної планети через дуж е повільний рух і низьку гу ­ стину речовини йш ло так повільно, що не завершилось і досі. І вже нік оли не завершиться, бо взаємні зіткнення, а також збурю юча дія Урана і Нептуна значно зменш ила їхню кільк ість.

107

108

Н А Ш А П ЛАН ЕТН А СИСТЕМА

Особливості обертання навколо своїх осей Венери і Урана поясню­ ються тим, що в період «бурхливої» юності Сонячної системи ці планети пе­ режили зустріч з дуже масивними планетезималями, такими, що енергії зіткнення виявилося достатньо для того, щоб Уран «покласти на б ік », а у Венери змінити напрямок обертання навколо осі на протилежний. 5. У т в о р е н н я а с т е р о їд ів і к о м е т . О скільки загальн всіх астероїдів не перевищує і/го маси М ісяця, то пояс астероїдів, подібно до к ілец ь Сатурна, - це речовина, що не спромоглася стати п л а ­ нетою. Таке визначення дав свого часу О. Ю. Ш м ідт, який припустив, що процесові а к у м у л я ц ії завадило сусідство м асивного Ю пітера. А л е чом у ж тоді сам Ю пітер сформувався не на м ісці поясу астероїдів, на відстані 3 -4 а.о., а далі - на відстані 6 а. о.? Я к вказують розрахунки, на відстані 3 -4 а. о. ще є летк і речовини у газоподібному стані, тоді як на відстані Ю пітера пролягає межа конден­ сації водяної пари. Том у в його зоні гравітаційна нестійкість виявилась раніше, тверді згущ ення росли набагато стрімкіш е, ніж у зоні асте­ роїдів. А далі Протоюпітер, набравши масу, своїм гравітаційним збу­ ренням не дав сформуватися планеті у поясі астероїдів. Б ільш е того, він змінив орбіти деяких із астероїдів так, що т і стали рухатися по витягнутих, а не колових орбітах, перетинаючи орбіти Марса, З ем лі і навіть Венери та М еркурія. Два таких невеликих асте­ роїди свого часу були захоплені Марсом, перетворившись на його супут­ ники. Д еяк і астероїди перетворилися з часом на супутники планет-велетнів і рухаю ться тепер навколо них не в прямому, а у зворотному на­ прямку (проти обертання планети навколо осі). Астероїди продовжують зіш товхуватися, дробитись на менші улам ­ ки, даючи початок метеорним тілам - метеороїдам, які й у наш час ви­ падають на Землю та на інш і небесні т іл а у вигляді метеоритів. Щ одо комет, то за сучасними уявленням и періодичні комети прихо­ дять до Сонця із поясу Койпера. Всі ін ш і комети - це льод ян і планетезй м алі, закинуті цланетами-велетнями в період формування планетної системи на відстань 100-150 тисяч а. о., де вони утворюють уж е згада­ ну велетенську і дуж е розріджену кометну хм ару Оорта. Кометна речо­ вина під час р у х у комет побли зу Сонця поповнює між планетний простір пилом та газом, який вимітається сонячним вітром за ї ї м еж і. в. З е м л я на п о ч а т к у іс т о р ії. Початок геологічної історії Зем лі тісно пов’ язаний з її утворенням. Розрахунки показують, що ріст Землі до сучасних розмірів і маси тривав не менше 100 м лн років. При цьому температура її поверхні не перевищувала 350-400 К. Її надра під дією гравітаційного стискання були дещо тепліш ими, але не набагато. Земля прогрілася завдяки тому, що в ак ум уляц ії брали участь дуж е великі тіла радіусом до сотень кілометрів. Падіння таких т іл спричиняло утворення величезних кратерів, під якими до глибини 1-2 тис. км формувались зо­ ни високої температури, до 1 500-2 500 К. Іноді температура сягала точки плавлення гірських порід, і тоді во­ ни розділялися за складом: важ кі хім іч н і елементи (м етали ) опускали­ ся до центра, а л е г к і спли вали . Д одатковий р озігр ів надр відбувався

Розділ III.

і за рахунок стиснення порід шарами, що леж али вище. А л е основним джерелом розігріву планети був розпад радіоактивних елементів - урану, торію і калію, які в невеликих кількостях були в к ам ен и стій речовині.

Мал. 17.1 Схема формування Сонячної системи

Атмосфера і гідросфера поступово виділилися з твердої речовини планети, оскільки гази і вода входять як складові у гірські породи. А н алізую ч и хім ічний склад Сонячної системи, ми знаходимо в п ла­ нетах високий вміст тих хім ічни х елементів, я к і синтезуються під час термоядерних реакцій у надрах зір. Я к вони потрапили у протопланетний диск? Відповідь одна - під час появи наднових (§ 24), я к і ш аленою силою вибуху розкидають їх у навколиш ній простір. Отже, слід припустити, що перш ніж з’ явилася Сонячна система, речовина, з якої вона формувалась, безперервно по­ повнювалась важкими хім ічними елементами внаслідок спалахів над­ нових у Галактиці. Ось такі основні риси сценарію, згідно з яким утворилась Сонячна планетна сім ’ я (м ал. 17.1). А л е цей сценарій дає відповіді не на всі запи­ тання. Наприклад, не зовсім ясно, як утворився М ісяць - супутник Зем лі; незрозум іло, чом у у Венери і М ер к ур ія супутники взагалі відсутні, тоді як навіть у деяких астероїдів і супутників планет, не ка­ жучи вже про всі інш і великі планети, супутники є? А зараз, коли відкрито інш і планетні системи, ми знаходимо, щ о вони не зовсім схож і на Сонячну. Це свідчить про те, що в питанні походження та розвитку планет ще рано ставити крапку. 1

л -

1. Які закономірності будови нашої планетної системи слід пояснити теоретично? 2. У чому полягають основні етапи формування протопланетного диска? 3. Як пояснюється несхожість хімічного складу, розмірів і густин між планетами земної групи і планетами-гігантами? 4. Довгий час існувала гіпотеза про утворення поясу астероїдів внаслідок розпаду гіпотетичної планети Фаетон між орбітою Марса і Юпітера. Подумайте, чи могло так бути насправді? 5. Скільки часу пішло на зростання Землі до її сучасних розмірів?

Н А Ш А П ЛАН ЕТН А СИСТЕМА

110

Вивчивши тему III Наша планетна система»

необхідно зн а ти .

*

Місяць - найближче до Землі небесне тіло, природний супутник нашої планети.

*

Сонячна система в наш час нараховує дев'ять великих планет, які поділяються на дві групи - планети земного типу і планети-гіганти.

★

Астероїди - малі планети Сонячної системи, розташовані у поясі астероїдів між Марсом і Юпітером. Суть питання «Астероїдна небезпека» Всі планети Сонячної системи (окрім Меркурія і Венери) мають супутники, а планети-гіганти - ще й кільця.

*

«Падаюча зірка» - це явище метеора, яке до справжніх зір жодного відношення не має Астрономи відкрили масивні планети біля інших Зір і розглядають можливість пошуку планет земного типу

4 -

. нео' <іднп еміті 1

і-

,

.

N

,

Розрізняти основні (чотири) фази Місяця Відрізняти на зоряному небі планети від зір

111

Розділ IV.

IV. СОНЦЕ Н А Й Б Л И Ж Ч А ЗОРЯ

СОНЦЕ - Н А Й Б ЛИ Ж Ч А ЗОРЯ

С онце -

ц е н т р а л ь н е с в іт и л о у

в ід б у в а ю т ь с я н а н ь о м у , з н а ч н о ю

С о н я ч н ій

м ір о ю

с и с т е м і. П о д ії т а

явищ а, щ о

в и з н а ч а ю т ь п р о ц е с и , я к і в ід б у в а ­

ю ться на п лан етах, зокрем а і на п ла н еті З ем ля .

Водночас Сонце - типова жовта зоря серед багатьох мільярдів інших, що населяють нашу Галактику. Завдяки винятковій близькості до Землі Сонце - єдина зоря, на поверхні якої ми бачимо окремі деталі і чиї власти­ вості порівняно з іншими О т ж е , в и в ч а ю ч и С о н ц е , м и п о ч и н а є м о к р а щ е р о з у м іт и п р и р о д у ін ш и х з ір ,

н едосяж н и х

д ля

безп осер ед н ього

д о с л ід ж е н н я

через

їх н ю

л е н іс т ь . В а ж л и в о д о с л ід ж у в а т и С о н ц е і з о г л я д у н а т е , щ о в о н о -

в ід д а ­

дж ерело

ж и т т я н а З е м л і.

§ 18. Основні відомості про Сонце 1. А т м о с ф е р а і « п о в е р х н я » С о н ц я . С постерігачеві Сонце (м а л . 18.1) здається ід еа льн о к р у гл и м диском , яскравість як ого де­ щ о зм ен ш ується від центра до ч іт к о ок р еслен ого краю. Ц ей факт д озв оля є ввести п он яття «п о в е р х н і» С онця, хоча насправді, як у буд ь -я к о ї газової к у л і - п овер хн і у зви чн ом у д л я нас р о зу м ін н і у н ього немає. Є плавне зм енш ення густи н и з висотою від стану у м о в ­ но щ іл ь н о го до д уж е р озрідж ен ого. Сонце має складну будову як внутріш ніх, так і зовніш ніх шарів. Зовнішні шари Сонця - це його ат­ мосфера, я к у умовно поділяю ть на три концентричні оболонки. Ф о т о с ф е р а (згр е ц . - «сф е­ ра с в іт л а ») - це найнижчий і найщ іл ь н іш и й ш ар атмосфери, 300 км завтовшки, від якого ми отримуємо основний потік соняч­ ного випром іню вання. О ск ільк и товщина фотосфери становить не більш е однієї тритисячної частки радіуса Сонця, саме її умовно на­ зивають поверхнею Сонця. Фотосфера має ж овто-білий к олір і густину, в сотні разів меншу від густини атмосфери при поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується з висотою, і той її шар, ви­ промінювання якого сприймає лю дське око, має температуру біля 6 000 К. За таких умов майже всі м олекули розпадаються на окремі ато­ ми і лиш е у верхніх шарах зберігається відносно небагато найпростіших м олекул, таких як Н 2, ОН, СН. Розглядаючи фотографії Сонця, можна на його поверхні побачити тонкі деталі фотосфери: здається, що всю її засіяно дрібними яскравими

Розділ IV.

зернятками, розділеними вузькими темними доріжками (мал. 18.2). Ц і зер­ нятка називаються гранулами. Температура гранул у середньому на 500 К вища, ніж у проміжках між ними, розміри - близько 700 км Гранули з’явіяються та існують пересічно близько 7 хв, після чого розпадаються, і на хньому місці виникають нові. Дослідження показали, що гранули - це потоки гарячого газу, які підіймаються догори, тоді як у тем­ них, дещо прохолодніших місцях, газ опус­ кається вниз. Гранули свідчать про те, що під фотосферою у глибших шарах Сонця пе­ ренесення енергії до поверхні здійснюється шляхом конвекції. Мал. 18 2 Фотосфера Сонця Над фотосферою леж и ть наступний шар атмосфери Сонця - х р о м о с ф е р а (з грец. - «забарвлена сфера», мал. 18.3). Ї ї мож на побачити під час повного сонячного затемнення у вигляді вузького жовто-червоного к ільц я. Товщина хромосфери становить 12-15 тис. км, а температура зростає від 4 500 К на межі з фотосферою до 100 000 К у її верхніх шарах. Сонячна хромосфера дуж е неоднорідна: в ній є довгасті, схож і на язики полум ’ я утворення - так звані спікули. Т ом у хромосфера нагадує траву, що горить. Ч ас ж и ття окрем ої спікули - до 5 хв, діаметр б іл я основи - від 500 до 3 000 км, температура у 2 -3 рази вища, а густина менша, ніж у фотосфері. Речовина спікул піднімається із хромо­ сфери в корону і розчиняється в ній. Т а ­ ким чином, через сп ік ули відбувається обмін речовини хромосфери з короною, яка леж ить вище. Над хромосферою знаходиться найпротяжніший шар сонячної атмосфери - с о ­ н я ч н а к о р о н а (мал. 8.5 на стор. 39). Вона має сріблясто-білий колір і простя­ Мал. 18.3. Хромофера Сонця гається на висоту в кілька сонячних ра­ діусів, поступово переходячи у міжпланетний простір. Температура її і межі з хромосферою становить 100 000 К , а далі зростає до 2 000 000 К. Корона у мільйон разів менш яскрава, ніж фотосфера, і не перевищує яскравості М ісяця у повні, а тому спостерігається лиш е під час повної ф зи сонячного затемнення чи за допомогою спеціальних телескопів. К ог на не має чітких обрисів, її неправильна форма змінюється з часом, Найвіддаленіш і частини корони не утримую ться сонячним тя ж ін ­ ням, і тому речовина корони неперервно витікає в між планетне середо­ вище, формуючи явище сонячного вітру. Речовина сонячного вітру складається в основному з ядер водню (протонів) і гелію (а-частинок). Б іля основи корони ш видкості частинок не перевищують 0,3 км/с. А л е на відстані орбіти Зем лі їх н і швидкості досягають 500 км/с за концент­ рації частинок 1-10 в 1 см3.

СОНЦЕ - Н АЙ БЛИ Ж Ч А ЗОРЯ

Поширюючись на величезну відстань, аж за орбіту Сатурна, соняч­ ний вітер утворює велетенську г е л і о с ф е р у , яка межує зі ще більш розрідженим міжзоряним середовищем. 2 Р адіус, м аса і св ітн ість Сонця, явлення про фотосферу, мосферу і корону Сонця складались безпосередньо зі спостережень, зокрем; під час повних сонячних затемнень. А л е про такі параметри Сонця як радіус, маса чи світність, можна було отримати певні дані лиш е після того як вдалося встановити відстань до нього, тобто з другої половини X V II ст. Знаючи відстань Земля-Сонце (1 а. о. = 150 млн км) і кутовий радіус Сонця г© = 16 , можна знайти його лінійний радіус R © = 700 000 км = 10іШе . Маса Сонця визначається за третім узагальненим законом Кеплера (3.2): М © = 330 000М@ = 2 • 1030 кг. Відповідно середня густина Сонця р© = 1,4 г/см3, що в 4 рази менше від середньої густини Зем лі. Вимірявши сонячну сталу - енергію, що надходить від Сонця на оди­ ницю поверхні Землі за одиницю часу (з урахуванням поглинання в земній атмосфері), q = 1,9 кал/см2• хв = 1,37 кВт/м2, можна знайти повну енергію, яка проходить через сферу радіуса а, тобто світність Сонця L &: І© = 4тia2q = 3,85 • 10Ї6 Вт,

де а - відстань від Зем лі до Сонця. Розрахунки показують, що Земля отримує лиш е одну двохмільярдну частку ц ієї енергії. 3. Т е м п е р а т у р а і сп ек тр С он ц я. Я к щ о радіус Сонця R @ і світність L© відомі, то можна знайти к ільк ість енергії, я к у Сонце ви­ промінює з одиниці своєї поверхні за секунду: £© = ---- —— = 6,3 • 107Вт/м2. 4k JR©2 Знаючи к ільк ість енергії, яку випромінює тіло, і враховуючи відомі залеж ності м іж температурою і енергією, можна знайти температуру сонячної поверхні. Вона виявилася рівною 5 770 К . Проте ця темпера­ тура має нерівномірний розподіл по поверхні Сонця. Встановлено, що в окремих спектральних діапазонах температура сонячної поверхні до­ сягає 6 500 К , але в середньому її можна приймати рівною 6 000 К . Неперервний спектр Сонця містить понад 10 000 ліній поглинання, які називаються фраунгоферовими (Й . Фраунгофер, німецький фізик, першим описав ці л ін ії 1814 р.). Як виявилося, фраунгоферові лінії відповідають вузьким ділянкам спектра, які сильно поглинаються атома­ ми різних речовин. Загальна кількість лін ій становить близько 30 000. А л е значна їх частина, особливо в інфрачервоній ділянці спектра, - це лін ії телуричні (від лат. «т е лус » - «зем н и й »). Вони утворюються внаслі­ док поглинання світла Сонця молекулами газів земної атмосфери. ш й с к л а д С он ц я . Й, Фраунгофер описав у спектрі Сонця понад 570 окремих темних л ін ій . Найвиразніш і з них він позна­ чив великими літерами латинського алфавіту (від червоного до ф іолето­ вого діапазону спектра) - А, В, С, D, Е, F ,G ,H .

Розділ IV.

115

У 1857 р. нім ецькі ф ізики Г. К ірхгоф і Р . Бунзен порівняли довж и­ ни хви ль фраунгоферових л ін ій з дослідж уваним и в зем них лабора­ торіях довж инами х в и ль , щ о їх випром іню ю ть (і п огли н аю ть) відом і х ім іч н і елем ен ти . Т ак б у л о ототож н ен о б ли зь к о д есяти е лем ен т ів . А справжнім тріумфом астрофізики стало відкриття нового хім ічного елемента - гелію . Спостерігаючи 1868 р. спектр Сонця, англійський ас­ троном Джозеф Л о к ’ єр виявив у ньому яскраву ж овту лін ію поблизу лін ії натрію Б. Невідомий елемент, яком у належ ала ця л ін ія , отримав назву гелій , тобто «сон ячн и й ». І ли ш е у 1895 р. гелій було знайдено на Землі при дослідж еннях спектрів окремих мінералів. Загалом у спектрі Сонця виявлено л ін ії 72 хім ічних елементів, виз­ начено їхню відносну к ільк ість. Н айбільш е у речовині Сонця водню, друге місце посідає гелій . Разом вони складають 98% маси Сонця. К ільк ість усіх інш их елементів (за масою) не перевищує 2 % . 5. О б е р т а н н я С он ц я . Р егу ля р н і спостереження поверхні Сон­ ця, зокрема за полож енням на ній окремих деталей, привели до виснов­ ку, що Сонце обертається навколо своєї осі в тому ж напрямку, що і п ла­ нети навколо нього, тобто проти годинникової стрілки, якщ о розгляда­ ти цей рух з боку Північного полюса світу. Б уло визначено і кут н ахи лу осі обертання Сонця до площ ини екліптики: 82с45'. В иявилося також , що Сонце обертається не я к тверде т іл о : його кутова ш видкість зм енш ується з віддаленням від екватора. Так, сидеричний період обертання Сонця на екваторі становить 25 діб, а біля полюсів -З О діб. Д л я спостерігача, який разом із Землею ру­ хається навколо Сонця, ЦІ періоди відповідно дорівнюють 27 і 33 доби. Як розуміти поняття «поверхня Сонця»? 2 Що таке гранули? Що таке спікули? З, Як змінюється температура в атмосфері Сонця? 4 . Що на сьогодні відомо про х і м і ч н и й склад Сонця? 5 . На якій підставі зроблений висновок про те, що Сонце обертається не як тверде тіло?

1

Перевірте твердження проте, що Земля отримує одну двохмільярдну частку енергії, яка випромінюється Сонцем у навколишній простір. 1 8 . 2 . Встановть, чому дорівнює період обертання Сонця, якщо із спостережень визначено, що пляма, розміщена поблизу екватора, змістилась за 3 доби на 40°? 18.1.

§ 19. Будова Сонця. Джерела його енергії

1. У м о в а р ів н о в а г и і т е м п е р а т у р а в ц е н т р і С о н ц я . Сонц - велетенська газова к у л я . К ож ен елем ент її маси М , що знаходиться на відстані г від центра, при тягається у напрям ку до центра. Здавало­ ся б, під дією си ли тя ж ін н я повинен настати к олап с - ш видке падіння речовини у центр Сонця. Т и м часом Сонце існує бли зьк о 5 м лрд років, і астрономи «в іщ у ю т ь » йому щ е с тіл ь к и ж у м айбут­ ньому. Ч о м у це мож ливо?

116

СОНЦЕ - Н А Й Б ЛИ Ж Ч А ЗОРЯ

Й . С. Ш кловський , відомий астроном радянських часів, дуж е об­ разно висловився з цього приводу: « ...Істор ія існування будь-якої зорі - це справді титанічна боротьба м іж силою гравітації, яка намагається ї ї необмежено стиснути, і силою газового тиску, хцо намагається її «розпорош ити», розсіяти у навколиш ньому м іж зорян ом у просторі. М іл ьй о н и і м ільй он и років триває ця «б о р о т ь б а ». Упродовж ци х ди­ вовижно вели к и х строків си ли рівні. Т а вреш ті-рещ т перемога буде за гравітацією . Така драма еволю ції кож ної з о р і». Справді, якби сила тяж іння нічим не зрівноважувалась, то речовина зовнішніх шарів під дією гравітації вже за 5 хвилин вільно упала б у центр Сонця. Протидіє силам гравітації сила газового тиску, спрямована від центра Сонця назовні. Стан зорі (в даному разі Сонця), в якому внутрішній тиск газу і випромінювання зрівноважує вагу речовини, розміщеної вище, називається с т а н о м г р а в і т а ц і й н о ї р і в н о в а г и . В умовах гравітаційної рівноваги температура Т всередині зорі радіусом R і масою М пропорційна відношенню М /R. Теоретичні розрахун­ ки дають для Сонця температуру в центрі близько Т ц« 15 000 000 К. За та­ кої температури всередині тиск протистоїть силі тяжіння. Густина речови­ ни в центрі Сонця р w 100 г/см3, тиск - близько 220 млрд атмосфер. За останні 150 років б у л о вис лов лен о багато гіпотез щодо природи д ж ерел ен ер гії Сонця і зір. Зре­ ш тою б у ло з ’ ясовано, що реальне значення мають ли ш е так і джерела як гравітаційне стискання і термоядерний синтез. За сучасними уявленнями, зорі формуються з фрагментів газово-пило­ вих хмар, У центрі такої хмари виникає зародок зорі, на який «нама­ гається» впасти вся навколишня речовина. У процесі падіння потенціальна енергія перетворюється в кінетичну, а та, у свою чергу, внаслідок зіткнень окремих частинок перетворюється в теплову енергію. І якщ о спочатку тем­ пература у згаданому фрагменті була низькою, то зі зменшенням радіуса Майбутньої зорі температура в її центрі починає зростати. З теорії випливає, що під час гравітаційного стискання протозоря в промінює практично половину звільненої потенціальної енергії в навко­ лиш ній простір. Друга її половина іде на нагрівання речовини самої зорі. Підрахуймо, як довго вона буде світитися за рахунок своєї по­ тенціальної енергії. Отже, зоря з масою М і радіусом R характеризується потенціальною енергією W : З GM2

W = --------2R

(19.1)

Я кщ о прийняти, що світність зорі (протозорі) з часом не змінюється і рівна спостережуваній тепер, то час стискання зорі або час, на який ви­ стачить її потенціальної енергії, дорівнює З GM2 t = --------2 RL

(19.2)

За сучасної світності Сонця Ь & = 3,85 • 1026 Вт/с і значенні його по­ тенціальної енергії 1Е© = 5,9 ■10" Д ж неважко підрахувати, що Сонце висвітило б половину ц ієї енергії за 24 м лн років, і якби не існувало інших дж ерел енергії, то воно вже давно припинило б своє існування. Тому гравітаційне стискання може бути дж ерелом енергії зір ли ш е на відносно коротких етапах їхн ього розвитку. У процесі стискання протозорі зростає температура в ї ї центрі, і через деякий час вона м ож е досягти величини 10 000 000 К. За такої температури починаються термоядерні реакції перетворення водню на гелій . Першою і найефективнішою з реакцій термоядерного синтезу в умовах Сонця є утворення з чотирьох протонів ядра атома гелію за схемою 4]Н -> "Не. Винятково важливою обставиною є те, що маса ядра гелію майже на 1% менша за масу чотирьох протонів. Ц я втрата маси, що називається дефектом маси, і є причиною виділення внаслідок ядерних реакцій ветикої кільк ості енергії. Її величина, згідно з формулою Ейнштейна, дорівнює АЕ = А т с2. Енергія, що виділяється під час утворення одного ядра гелію , дорівнює 4,3 • 10 11Дж . Р е а к ц ії си н тезу ге л ію і ен ер го в и д ілен н я , як е їх суп р оводж ує, найбільш інтенсивно відбуваю ться в ц ен тр і С онця, де тем пература і тиск найвищі. Вони загалом мож уть перебігати двома ш ляхами. Найістотнішою в надрах Сонця є реакція протон протонного ( р - р ) циклу. Ц и к л починається з украй рідкісної події - перетворення прото­ на на нейтрон при його особливо тісному зближенні з інш им протоном; ця подія називається р-розпадом протона, бо під час розпаду утво­ рюється позитивна р-частинка - позитрон. Схема цього ц и к лу така: р + р - » Б + е+ + V +1,44 МеВ, Б + р —> 3Н е + у, 3Н е + 3Н е —> 4Н е + 2 р + у. Виникає питання: якщ о у надрах Сонця відбуваються ядерні ре­ акції, то щ о регулю є їхн ю швидкість, чом у Сонце не вибухає, як термо­ ядерна бомба? Відповідь приховується у першій із трьох реакцій циклу. Ймовірність того, щ о при збли ж ен н і двох протонів один із н и х пере­ твориться в нейтрон (р —> п + е' + V ) , надзвичайно м ала. Ц я подія мо­ же відбутись один раз на 14 м лр д років. За такий час ч и сло протонів у певному об’ єм і зм енш ується удвічі. І т іл ь к и том у, щ о ч и сло протонів у Сонці надзвичайно велике, цих реакцій відбувається достатньо д ля то­ го, щоб підтримувати необхідну д ля їхнього перебігу температуру. У другому, вуглецево-азотному циклі, також із чотирьох ядер вод­ ню (протонів) утворюється одне ядро гелію , але при цьому вуглець і азот відіграють роль каталізаторів. Ц я реакція значно менш істотна в умо­ вах Сонця, бо потребує як більш ого вмісту вуглецю , так і вищ ої темпе­ ратури в його надрах. Маючи таке джерело енергії як термоядерний синтез, Сонце може світити близько 10 мільярдів років.

СОНЦЕ - Н А Й Б Л И Ж Ч А ЗОРЯ

3. В нутріш ня будова С онця. Від центра Сонця і до віддаш (0,2-0,3)/?© знаходиться його я д р о - зона, де зосереджена половина со­ нячної маси і виділяється практично вся енергія, що змушує його світи­ тись. Оскільки перенос енергії в ядрі відбувається не конвекцією, а перевипромінюванням квантів, такий стан ядра називають п р о м е н и с т и м . На віддалі понад 0,3/?© від центра температура і тиск стають менши­ ми ніж 5 млн К і 10 м лрд атмосфер. За таких умов ядерні реакції відбу­ ватися не можуть. Енергія, утворена в ядрі, лиш е передається д а лі ш ля­ хом поглинання у-квантів із більш их глибин і наступного їх перевипромінювання. При цьому замість одного поглинутого у-кванта великої енергії атоми, як правило, послідовно випромінюють к ільк а квантів з меншою енергією. Я к наслідок, ж орсткі у-кванти дробляться на менш енергійні, і врешті решт до фотосфери дістаються кванти видимого і теплового випромінювання, я к і остаточно і вивільняю ться назовні. Зона, в якій енергія переноситься ш ляхом поглинання випроміню­ вання і наступного його перевипромінювання, називається з о н о ю п р о м е н и с т о ї р і в н о в а г и . Практично усі надра Сонця перебува­ ють у стані променистої рівноваги. Вище цього рівня зростає непрозорість речовини, і випромінювання, за­ мкнуте під її товщею, не встигає відводити все вироблене «т е п л о ». Тому в пе­ ренесенні енергії починає брати участь сама речовина, і безпосередньо під фотосферою вздовж останніх 0,2/?© утворюється к о н в е к т и в н а з о н а , де енергія переноситься ш ляхом конвекції. Інакше кажучи, приповерхне­ вий шар Сонця «к и п и т ь », тобто перебуває у стані конвективної рівнова­ ги. Одним із проявів конвекції у фотосфері Сонця є грануляція (§ 18). За розрахункам и б ли зь к о 5 % ен ер гії, як а в и в ільн я ється в над­ рах Сонця, виносять нейтрино. З 1967 р. (§ 12) д ослід н и к и намага­ ю ться зареєструвати теоретично обч и слен у к іл ь к іс т ь нейтрино з до­ помогою нейтринних детекторів. А л е і в наш час, к о ли вже отрим а­ но нейтринні зображ ення С онц я, та к ої їх н ь о ї к іл ь к о с т і, яка б відпо­ відала теоретичним розрахункам , не виявлено. М ож ли во, це пов’ яза­ но з недосконалістю методик реєстрації нейтрино, а, може, найближ ­ чим часом доведеться переглядати наш і уявлен ня про т і процеси, які відбуваються в надрах Сонця та про природу нейтрино. В ц ілом у процес передачі енергії від центральних областей до фото­ сфери дуж е повільний і триває м ільйони років.

'

1. Що таке гравітаційна рівновага? 2. Що таке потенціальна енергія зорі? 3. За рахунок яких джерел енергії Сонце випромінює? Які зміни при цьому відбуваються з його речовиною? Д.Чому Сонце не вибухає як термоядерна бомба'

§ 20. Сонячна активність та її вплив на Землю Н а сонячній поверхні часто спостерігаються особливі утворен­ ня: ділянки з підвищеною яскравістю - факели, д ілян к и із зниженою яскравістю - плями, інколи з ’являю ться короткож ивучі дуж е яскраві

119

Розділ IV.

сп а ла хи , а н а к р аю и

у т в о р а м и

н я ч н о ї М іс ц я ,

д е

їх н я

В сі вон и є

п оя в а і р о зв и ток -

с п о с т е р іг а ю т ь с я

я к і в и х о д я т ь

1.

н а

С о н я ч н і

п ов ер х н ю

ц е

а к т и в н и п р о я в

с о ­

п л я м и .

п л я м и

речови н и л и ш н іх

С он ц я

в

актив

н а зв у

і є н а багато

с и л ь н іш и м и

в ід

й ого

А к т и в н і зон и З а

у

ф отосф ер і п р о я в ля ю т ь

к о н тр а стом

із

себе

ф отосф ер ою

с о -

м а ю ть в и гля д тем н и х утв о р ен ь, т о м у щ о тем п ер атур а

н и х

м ен ш а ,

д іл я н к а х

п ля м а х

о т р и м а ли

ц е с и л ь н і л о к а л ь н і м а г н іт н і п о ­

п о ля .

сонячними плямами.

п е р е д о в с ім н я ч н і

а к ти в н і утв о р и ,

го л о в н а х а р а к т ер и ст и к а -

Р е г у л я р н о г о м а г н іт н о г о

ких

протуберанці.

а к т и в н о с т і .

их зон. ля ,

д и с к а п о м іт н і

н а С о н ц і, а їх н я

н іж

у

ф отосф ер и :

вон а

ся га є

ли ш е

н а в к о ­ у

в е л и ­

4

50 0

К .

Т р а п ля ю т ь ся я к п о о д и н о к і п л я м и , так їх н і г р у п и . Р о з м ір и м у р ів н і 4 0

м и д іа м е т р о м У

до

в е л и к ій

ядро

т е м н іш е ж и ття

п л я м

в сер ед н ьо ­

0 0 0 к м , п р о те був а ю ть п л я ­ 180

0 0 0 к м .

п л я м і в и д іл я ю т ь

півтінь

і

п оод и н ок и х

зн ач н о

(м а л . 2 0 .1 ). Ч а с

п ля м

д ося гає

к о х м іс я ц ів , д л я г р у п п л я м

к іл ь ­

в ін ін о д і о б ­

м е ж е н и й к іл ь к о м а г о д и н а м и . Щ е

1908

р.

б у л о

д ов ед ен о,

щ о

в

п л я м а х є с и л ь н і м а г н іт н і п о л я , я к і в и ­ н и к а ю ть

п р и

ч о в и н и

у

к о н в ек т и в н и х

р у х а х

п ід ф о т о с ф е р н и х

р е­

ш а р а х .

Ін д у к ц ія м а г н іт н о г о п о л я в п л я м а х д о ­ ся га є

0 ,5

Т л .

р еч о в и н и

С и л ь н е

з й о го

м а г н іт н е

п о л е

га л ь м у є

в и х ід

га р я ч о ї

с о н я ч н о ї

н а д р , і сам е т о м у тем п ер а тур а п о в ер х н і С о н ц я у ц ь о м у

м іс ц і з н и ж у є т ь с я . П ля м а , ви ход ять

в я к ій

з - п ід

п о л я р н іс т ь п оверхн ю

-

N,

м а г н іт н і с и л о в і л ін ії

п о в е р х н і,

я к щ о ж

м ає

п ів н іч н у

ц і л і н і ї й д у т ь п ід

п ів д е н н у S . М а г н іт н і с и л о в і

л ін ії, я к і в и х о д я т ь із п л я м , ін о д і п р о с т я ­ га ю ться

д а лек о

за

п оверхн ю

С он ц я ,

у

хр ом осф еру і к ор он у. Н а

с о н я ч н о м у

ю т ь с я с в іт л і у т в о р и 2 0 .2 ),

вон и

є

к е л -

р ів н о м ір н и й

Є

с п о с т е р іг а ­

ф а к е л и

(м а л .

Мал. 20.2. Факели

су п у т н и к а ­

в с а м ій п л я м і п о т ік е н е р г ії м е н ш и й (а з г л и б и н и С о н ­ у в с іх н а п р я м к а х ), т о д іл я н к а

п о р уч з п ля м о ю

-

ф а­

X IX

ст.

ц е м іс ц е , д е ї ї н а д х о д и т ь б іл ь ш е .

2. б у л о

-

п ов сю д н и м и

м и п л я м . О с к іл ь к и ц я в ін

д и с к у

Ц и к л іч н іс т ь

в и я в л е н о ,

р о к и , к о л и

їх

щ о

ба га то

був а ю ть р о к и , к о л и

с о н я ч н о ї

в р із н і р о к и

їх

-

ц е

а к т и в н о с т і.

к іл ь к іс т ь

м а к с и м у м

н а С о н ц і д у ж е м а ло -

п л я м

В

с е р е д и н і

н а С о н ц і н ео д н а к о в а .

а к т и в н о с т і . І ц е

м і н і м у м

н а в п ак и ,

а к т и в н о с т і .

120

СОНЦЕ - Н А Й Б ЛИ Ж Ч А ЗОРЯ

-------------------------------------9 ------------------------------За м іру плямотворної діяльності Сонця прийнято число Вольфа (20 . 1) де £ - к ільк ість груп плям, / - загальна к ільк ість усіх плям, я к і є в цей момент на диску Сонця. Обчислення чисел Вольфа проводять на кожний день. П ісля чого, зна­ ходять середнє за місяць і середнє за рік значення числа Вольфа. Зреш­ тою, можна скласти графік зміни цього статистичного параметра від року до року (мал. 20.3). Я к видно, к ільк ість плям на Сонці в наш час змінюється в середньому з періодом 11,1 року, тобто існує 11-річний цикл активності Сонця. Проте проміжки часу між двома максимумами можуть коливатись від 7,5 до 16 років, тому передбачити настання конкретного максимуму нелегко. по

Ш£

1920

1980

1990

Мал. 20.3. Графік чисел Вольфа

2000

Мал. 20.4. Графік чисел Вольфа за останні 250 рок з

Введено умовну нумерацію циклів, починаючи від того, що мав по­ чаток у 1755 р. У 1996 р. розпочався 23-й цикл. М аксимуми числа IV від ц и к лу до ц и к лу неоднакові (м ал. 20.4) Імовірно, існує й віковий цикл сонячної активності - певна повторю­ ваність найбільш их максимумів через 8 0 -9 0 років. Є припущ ення, щ існує тисячолітній цикл, з періодом близько 1 100 років. П р о т у б е р а н ц і П ри спостереженнях Сонця через густочервоний світлофільтр, на краю диска видно своєрідні світлі виступи нал поверхнею, його, як і м ож уть простягатися далеко за меж і хромосфер: аж у корону (мал. 20.5). Т а к і викиди речовини називаються п р о т у б е р а н ц я м и (віл лат. «п р отубер о» - «зд у в а ю с я »). П ротуберанці - це речовина, як; підіймається над сонячною поверхнею утрим ується над нею завдяки м агн ітн ом у полю. Протуберанці - найграндіозніші утво рення в атмосфері Сонця. Довжина деяких з них сягає 200 000 км, товщина - кільк. тисяч к ілом етр ів. О ск ільк и найчастіше Мал. 20.5. Протуберанці протуберанці - це дуже п ло ск і й довгі щ іл ь н іш і й хо лод н іш і від корони хмари газу, розташ овані своєю пл щ иною майж е перпендикулярно до поверхні Сонця, то в проекції : сонячний диск вони мають вигляд вигнутих темних волокон, часто витяг нутих у напрямку схід-захід уздовж паралелі.

зділ IV.

Д о си ть часто над сон ячни м и п лям аи у хром осф ері відбуваю ться хромосферні спалахи (м а л . 2 0 .6 ) :айбільш вражаючий*прояв сонячної активності. В роки максимумів нячної активності може трапитись до десяти спалахів за добу, тоді як м інім ум і впродовж багатьох місяців може не бути жодного. Я к правило, спалах починається зі швидкого зростання температури орони до 40 м лн К , що призводить до сплеску м ’ якого рентгенівського опром іню вання. Потім під зоною зростання температури в короні шдвигцується температура хромосфери. Найпотуж ніш і спалахи видно -\=з допомоги фільтра. Яскравість спалахів може бути на 50% більш ою за :скравість фотосфери. За сучасними уявленнями, спалах - це раптове виділення енергії, акопиченої у магнітному полі активної зони. На певній висоті над по-рхнею Сонця виникає зона, де магнітне поле на невеликому відрізку :зко змінюється за величиною і напрямком. Ц е супроводжується при­ скоренням заряджених частинок і пере­ творенням їх на високоенергійні. При цьому речовина нагрівається, з ’ явтяється потуж не електр ом агн ітн е ви-ромінювання у рентгенівському, ультаф іолетовом у та радіодіапазоні, а акож у міжпланетний простір у радіальому напрям ку викидається вузький Мал. 20.6. Хромосферний спалах тр у м ін ь частинок високої ен ер гії зі швидкостями 3 000-30 000 км/с. У деяких найпотуж ніш их спалахах чавіть народжуються сонячні космічні промені - електрони, протони, ■нейтрони, а-частинки та інш і, що рухаю ться зі швидкостями до 0 ,2 -0 ,8 швидкості світла. Процес розвитку невеликих спалахів триває 5-10 хв, найпотуж ні­ ших - до семи годин. За цей час у ділянц і сонячної поверхні протяжністю тише 1 000 км виділяється енергія близько 1021-1 0 25 Д ж , сумірна з нергією , що ї ї випроміню є Сонце з у с іє ї своєї п овер хн і за 1 с, або з алькістю тепла, що його отримує Земля від Сонця за цілий рік. З усіх активних утворень спалахи вирізняються своєю особливою латністю впливати на геофізичний стан Зем лі. І хоча принцип утворен­ ня спалахів вчені зрозум іли, детальної теорії поки щ о немає. Вплив сон ячної активності на м агнітосф еру і атмосферу О ск ільк и під час сп а ла ху потік рентгенівськ их квантів зросає у 1 0 0 -4 0 0 разів, то вж е чер ез 8 хв 20 с вони д осягаю ть ор біти е м лі й проникають в іоносферу. Ж ор стк е випроміню вання спричи'я є додаткову іонізац ію повітря. Я к наслідок, зм іню ється щ іль н іс ть оносферних шарів і їхн я відбивна здатність, а том у одразу ж п ор у­ ш ується зв ’ язок на к ор отк и х р а д іо х в и л я х . П очасти також р у й ­ нується озоновий шар, і до поверхні З ем лі проникає підвищ ена - ільк ість ультраф іолету. Ч ерез декілька годин після спалаху З ем лі досягає потік високозергій ни х частинок. Завдяки наявності геомагнітного п оля вони не

121

122

СОНЦЕ - Н А Й Б Л И Ж Ч А ЗОРН

п отрап ляю ть на зем н у поверхню , а л е в районах магнітних полюсів, де силові м агнітні л ін ії виходять з поверхні або входять у неї, частинки проникають до висот 100 км, іонізую ть і збудж ую ть атоми повітря. П ри поверненні атомів до нейтрального стану відбувається висвічування, яке спостерігається у вигляді полярних сяйв - дивовижних Мал. 20.7. Полярне сяйво за красою явищ (м ал. 20.7). 6. * М а г н іт н і б у р і. Щ е через 1 -2 доби З ем лі досягає під ний потік сонячного вітру. П ід його дією земна магнітосфера стис­ кається. А л е , як відомо з § 13, навколо З ем лі у пастці силових гео­ м агнітних л ін ій є багато зарядж ених частинок (радіаційні пояси). На висоті 3 -5 і? 0 вони утворюють в екваторіальній п лощ ин і електричний струм, що тече зі сходу на захід. Ц ей струм, у свою чергу, створює власне магнітне поле, яке додається до геомагнітного. П ри посиленні сон ячного в ітр у зб іл ь ш у є т ь с я к іл ь к іс т ь зар ядж ен и х частинок в радіаційних поясах, том у збільш ується і екваторіальний електричний струм. Зростає при цьом у і його м агнітне поле, яке переш коджає по­ дальшому стисненню магнітосфери; більш е того, вона розширюється. П р и стисненні магнітосфери напруженість магнітного п оля збільш у­ ється, при розширенні, навпаки, зменш ується. Так виникає окремий сплеск геомагнітного збурення тривалістю бли зьк о години. Потуж ні сонячні збурення обум овлю ю ть тривале підсилення сонячного вітру. В магнітосферу надходить один ім п ульс за інш им. Виникає послідовна серія збурень геомагнітного поля, к оли його напруженість швидко і різко зміню ється -- настає м а г н і т н а б у р я . П ід час магнітних бур збурення геомагнітного поля можуть досяга­ ти такої сили, що в земній корі, у металевих предметах, у провідниках тощо індукую ться досить сильні хаотичні електричні струми. Вони здатні спричиняти1навіть аварії в телеграфно-телефонному зв’ язк у і ви­ водити з лад у електричні прилади. Так, під час сильної магнітної бурі 11 лютого 1958 р. у Ш веції був за­ реєстрований вихід з ладу електричної лін ії, на кабелях горіла ізоляція, горіли запобіжники і трансформатори. А електричні збурення в зем ні*] корі можуть спровокувати землетруси в сейсмічно активних районах. 7. * Вплив активності Сонця на погоду. Активність Сонця в на погоду. Цей зв’язок можна прослідкувати таким чином. Встановлено, і крім екваторіального кільцевого струму, в районах геомагнітних полюсів і віддалі 20 вночі та 10 удень на висоті близько 100 км приблизно вздої магнітних паралелей також тече електричний струм. П ісля надходжен:від Сонця посиленого потоку заряджених частинок деяка їхня к ільк ість; тримується у високих широтах і підсилює цю течію. Збільшення струм призводить до додаткового розігріву атмосфери. Від місця розігріву вниз. тропосфери проникає хвилеподібний імпульс, який далі вздовж повер> Землі поширюється впродовж кількох годин до низьких широт. Ц і хвилі

хм енергетичним мостом між іоносферою і тропосферою, який передає ргію корпускулярних сонячних потоків погодному шару повітря. Вони підсилюють меридіональну циркуляцію повітря і зменшують зональну. ам, де тиск був низьким, він стає ще нижчим, а де був високим - ще вищим. За таких умов у тропічній зоні народжуються тайфуни, а у місцях з .зко вираженим континентальним кліматом - засухи. 8. С о н я ч н а а к т и в н іс т ь і к о л и в а н н я к л ім а т у З е м л і. У ритмі циклами сонячної активності настають певні коливання к лім ату -емлі, У тисячолітньом у ц и к лі істотно коливається рівень води в озерах морях, що видно на наступному прикладі. У V ст. н. е. на березі Каспійського моря були збудовані порт Дер;ент і фортеця. Тепер залиш ки ЇЇ стін перебувають на гли би ні близько м, а в Х І - Х І У ст. ця глибина сягала 8 м. Ц ікава також історія к олон ізац ії Ісландії. У 860 р. клім ат цього ос­ трова був значно м ’ якш им, ніж тепер. Родю чі зем лі й багаті на росиш ність пасовиська були і в Гренландії, де в I X ст. існували два посе­ лення із числом меш канців бли зько 5 000. А л е з X IV ст. у північній півкулі, зокрема в Європі, різко похолодало, к ільк ість опадів зросла. Заледеніння Арктики досягло значних розмірів, Гренландія була блоована льодом, і на 200 років зв’ язок з нею перервався. А к оли до неї пробилися через криги, там не було знайдено жодного мешканця. 9. С он яч н а а к ти в н ість і б іо сф ер а З е м л і. Впливаючи на погоду клімат, сонячна активність не може не впливати на рослинний світ. Буо зібрано багато зрізів дерев з чітко вираженими річними кільцями. Сеед них були зрізи секвойї віком 3 200 років і дев’ ятнадцяти 500-річних :-?рев. У всіх дерев визначали товщину річних кілець з точністю до ,01 мм. Виявилося, що в роки максимумів сонячної активності приріст п-'1рев був більшим, ніж у роки мінімумів. А те, що врожайність сільсько­ господарських к ультур і відповідно ціни на них співвідносяться з ■-лькістю сонячних плям, стало вже класичним прикладом. До сонячної активності небайдужий і тваринний світ. Тісно пов’ язаз 11-річним циклом періоди підвищеного розмноження каракуртів, ; ііх , пустельної саранчі тощ о. Останню в періоди м іж піками сонячної -ливності взагалі не можна виявити. До тваринного світу належ ать бактерії та віруси, що спричиняють ізноманітні захворювання у лю дей і тварин. Ч ерез зм ін у їх н ь о ї чи-льності та поведінки сонячна активність впливає на поширення -підемій і пандемій (розповсюдження хвороби на ц іл і країни та матенки), а також на поширення епізоотій (масових захворювань тварин). Ік показав О. Чиж евський, у роки високої сонячної активності вини-ають пандемії холери, грипу, дизентерії, дифтерії тощо. 10. В п л и в с о н я ч н о ї а к т и в н о с т і на л ю д и н у . Ч и с л е н н і слідження показали, щ о найчутливіш ими до змін напруженості геоагнітного поля, обумовлених сонячною активністю, є нервова і серце: -судинна системи людини. Вплив виявляється по-різному: через зміну електричних властивосей тканин людського організму; через вільні радикали у клітинах; через

СОНЦЕ - Н А Й Б Л И Ж Ч А ЗОРЯ

індукційні струми, що виникають в організмі під впливом геомагнітних полів; через зміну проникності клітинних мембран тощо. Я к наслідок, у людей з хворобами серцево-судинної системи під час геомагнітних бур погіршується стан, збільш ується число інфарктів та інсультів. У здорових людей змінюється сприйняття часу, сповільнюється рухова реакція, різко знижується короткочасна пам’ять, об’ єм та інтенсивність уваги. Навіть у спеціально тренованих людей - спортсменів вищого класу та льотчиків - зафіксовано підвищену кількість помилок при виконанні кон­ трольних завдань. Різкі й часті збільшення збуреності геомагнітного поля, впливаючи на візерунок біопотенціалів мозку, погіршують сон. Все це відбивається на виконанні робіт, як і вимагають точності та уваги, спричиняє збільш ення травматизму на виробництві та кількості автотранспортних пригод. А лю ди з порушеннями функцій головного мозку в такі дні часто потрапляють на лікарняне ліж к о. Сонячна активність впливає на систему крові людини. Під час гео­ магнітних бур швидкість згортання крові зменшується на 8% . А кількість білих кров’яних тілець - лейкоцитів, від яких, як відомо, залежить опір­ ність організму різним інфекційним захворюванням, у роки активного Сон­ ця знижується в 1,5-1,7 раза. Так що поширеність епідемій у цей час може залежати не лиш е від посилення діяльності патогенних мікроорганізмів. Отже, можна з упевненістю сказати, що ізо ля ц ія біосфери від ді. космічних чинників відносна. Біосфера дуж е чуйно реагує на зм іну па­ раметрів зовнішнього середовища. У зв’ язк у з цим дуж е важливо вести р егулярн і спостереження за Сонцем і вміти аналізувати різні явищ а на ньому. Саме цим і займа­ ються багато обсерваторій світу.

ґ

1. Що спричиняє появу плям на поверхні Сонця? 2. Що таке число Вольфа7 3. Що таке протуберанці7 4. Звідки береться енергія сонячних спалах в? 5. Що відомо про вплив окремих проявів сонячної активності на організм лю дини'

Вивчивши тему IV «СОНЦЕ - НАЙБЛИЖЧА ЗОРЯ» необхідно гн а ти : Сонце - найближча до нас зоря, джерело життя на Землі. Сонце як газова куля не має твердої поверхні. Сонце обертається навколо своєї осі не як тверде тіло. Сонце, як і інші зорі, існує завдяки протидії двох сил _ гравітації та газового тиску. Джерелом енергії Сонця є термоядерні реакції в його ядрі. Активність Сонця проявляється, зокрема, у кількості плям і спалахів на ньому. Існує тісний зв'язок між сонячною активністю і біосферою Землі.

V. ЗОРІ. Е В О Л Ю Ц І Я ЗІР

[l26

ЗОРІ. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

Уявлення, за яким зорі - це далекі сонця, зародилося вже у давній Греції. Однак, як здавалось, природа і цих далеких світил, і близького Сон­ ця назавжди залишиться нев’ясованою. Так і повчав своїх учнів філософ Сократ (469-399 рр. до н, є.): «Усе це назавжди залишиться таємницею для смертного, і певно, самим богам сумно бачити намагання людини роз­ гадати те, що вони назавжди приховали від неї...» А тому' «все що вище від нас, те наене стосується». Через 2000 років те саме твердив французький філософ О. Конт (1798-1857): «Ми нічого не можемо дізнатися про зорі, крім того, що вони існують». Тому заняття астрономією — «це марна трата часу, яка не може дати ні корисних, ні цікавих результатів». Проте за останні сто років астрономам, всупереч песимістичним про­ гнозам Конта, вдалося з’ ясувати основні питання, що стосуються природи зір і фізики процесів, які відбуваються в їхніх надрах.

§ 21. Звичайні зорі 1. В ід ста н і до зір . Я к уж е було сказано в § 3, прямі вимірюван­ ня відстані до тієї чи інш ої зорі можна проводити, визначаючи річний па­ ралакс п - кут, під яким із зорі було б видно радіус земної орбіти. Загалом ця операція зводиться до фотографування зір за допомогою телескопа че­ рез кож ні 6 місяців, тобто із двох протилежних точок земної орбіти. На фотографіях близька зоря дещо змінить своє положення на фоні інших, більш далеких зір. Якщ о це переміщення достатнє для вимірювання, то можна обчислити відповідний кут, а отже, і відстань до зорі (мал. 3.4): г-

а

------- , sin

(21.1)

п

де а - середній радіус земної орбіти, г - відстань до зорі, тс - ї ї річний па­ ралакс. О скільки річні паралакси зір менш і за 1", то можна записати інакш е, поклавши

%"

а

sin 7С= %" ■sin 1 " —------------ , тобто г = 206265 " — .(21.2) 206 265 ” ті" Відстань г у цих ф ормулах виражена в астрономічних одиниця Відстань до небесних т іл за межами Сонячної системи, як прави. вимірюють у парсеках чи світлових роках, і тоді 1 3,26 г = ------ пк = ------ —

и

и

св.р.

(21.3)

Н айближ ча до нас зоря Проксима Кентавра має річний паралакс = 0,762” і знаходиться від нас на відстані 1,3 пк або 4,26 св. р.

Знаючи відстань до зорі, її видиму зоряну величину та використову­ ючи формули (3 .3) і (3 .4 ), можна обчислити два інш их її параметри: абголютну зоряну величину М і світність Ь . Від середини X I X ст. до кінця X X ст. було визначено паралакси більш ніж 100 000 об’ єктів, тобто встановлено характеристики кож ної мільйонної зорі з усіх , що населяють нашу Галактику. На основі мето­ ду річного паралаксу астрономи розробили близько десяти інш их ме­ тодів визначення відстаней, а отже, і основних фізичних параметрів .зір. Серед них - широковживаний метод типового представника, суть ■кого ось у чому. Якщ о для об’ єкта з певним набором характеристик (температура Т, колір, маса М тощ о) ми знаємо відстань г і його видиму зоряну величину ті, то визначивши за (3.3) і (3.4) його абсолютну зоряну величину М і сзітність Ь, вважаємо його надалі «стандартом». Дослідж ую чи навко■шнній зоряний світ, виявляємо в ньому об’ єкт з таким же набором ха­ рактеристик (Т , М тощо). Приймаючи, що обидва об’ єкти мають однакоу абсолютну зоряну величину М , і визначивши видиму величину т _осліджуваного об’ єкта, за формулою (3.3) знаходимо відстань до нього. 2. С в ітн ості, р ад іуси і т ем п е р а т у р и зір . Дослідж ення багатьох пісяч об’ єктів зоряного неба привели до висновку, що за своєю світністю зорі істотно відрізняються між собою. Одні з них мають світності у сотні, гасячі чи навіть мільйони разів більш і від світності Сонця, а інші, навпа­ ки, у сотні, тисячі й навіть сотні тисяч разів менші за неї. Найбільш у світність у Галактиці має зоря НВ93129А з комплексу ц в сузір’ї К іл я - во­ на світиться як мільйон наших Сонць. З іншого боку, світність найближ­ чої до Сонця зорі Проксими Кентавра становить лиш е 0,0000561.®. Тільк и 18 000 таких Проксим, разом узятих, будуть світити як наше Сонце. Я к виявляється, у Галактиці зір з малими і дуж е м алим и світностями в десятки разів більш е, ніж таких, як Сонце, і в тисячі разів більш е, ніж потуж них зір, світності яких перевищують сонячну. Із 40 найближ­ чих до нас зір лиш е три мають світність більш у за сонячну. Т е ж саме можна сказати і про розміри зір. Є зорї-ш ант и і надгіганти, радіуси яких у сотні й тисячі разів перевершують сонячні.1 навпаки, є зорікарлики, радіуси яких у десятки і сотні разів менші від К®. А радіуси ней­ тронних зір становлять лиш е 10-30 км (мат. 21.1 на стор. 129). Температура більш ості зір знаходиться в межах від 2 500 К до 30 000 К , хоча відомі й такі зорі, д ля яких вона менша або більш а вка­ заних меж. 3. С п ек тр и і с п е к т р а л ь н а к л а с и ф ік а ц ія з ір . В ж е при пер шому знайомстві з зоряним небом привертає увагу відмінність зір за їхніми кольорами. Набагато сильніш е ця відмінність проявляється при розгляданні спектрів. Я к правило, зорі мають неперервний спектр, на який накладаються спектральні л ін ії, частіше за все поглинання, але в спектрах деяких зір видно і яскраві л ін ії випромінювання. Н айваж ливіш і відмінності спектрів зір полягаю ть у кільк ості та інтенсивності спектральних лін ій , а також у розподілі енергії в непе­ рервному спектрі.

128

ЗОРІ. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

Я к виявилося, серед сотень тисяч зір важко знайти хоча б дві, спек­ три яких були б однаковими. І все ж, якщ о нехтувати дрібнішими відмінностями, ці спектри можна поділити на д ек ільк а спектральних класів. Загальновживаною є Гарвардська класифікація, створена в Гар­ вардському університеті в С Ш А . Спектральні класи в цій класиф ікації позначено літерами латинського алфавіту в такому порядку:

Д-АГ O-B-A-F-G-K-M

Причому всередині кожного класу введено поділ на 10 підкласів, які по­ значаються цифрами від 0 до 9, цифри ставляться після букви (наприклад, А 0,А 1...,А 9, F0...). Так утворюється плавна послідовність підкласів. К ласи О , В , А названо гарячими, або ранніми, класи F і G - соняч­ ними, К , М - холодними або пізніми. Д л я запам ’ ятовування послідовності спектральних к ласів приду­ мано д ек ільк а ж артівливих фраз, як ось ан глійською мовою: «O h Be A F in e G ir l K is s M e » , або українською : «О Б и д в А Ф азан и Ж овтим К ольором М азані Р ядком Н адуті С и д я т ь ». Основним критерієм спектральної класиф ікації є інтенсивність атомних спектральних л ін ій і м олекуляр ни х смуг. Фізичне обгрунтування спектральної класиф ікації полягає в тому, що вона фактично є температурною класифікацією. Тобто зовнішній ви­ гляд спектра залеж ить від температури на поверхні зорі, і при переході від пізніх спектральних класів до ранніх температури збільш ую ться. Водночас спектральна послідовність є і послідовністю кольору, ад­ же різний к олір зір також залеж ить від температури. За р ізни х темпе­ ратур максимум інтенсивності неперервного спектра припадає на різні його ділянки. Я кщ о максимум випромінювання зорі знаходиться у чер­ воній частині спектра, то ї ї к олір буде червоним, якщ о у блакитній блакитним. А якщ о зоря випромінює з однаковою інтенсивністю весї неперервний спектр, то її к олір буде білим. Т ом у навіть без фотометрич­ них вимірів, тільк и за зовніш нім виглядом спектрограми зорі, як ка­ ж уть, «н а о к о », можна оцінити її температуру. 4. Д іа гр а м а сп ек тр —св ітн ість. Датський астроном Е. ш прунг і дещ о п ізн іш е ам ериканський астроф ізик Г . Р ессел 1905-1918 рр. виявили існування залеж ності м іж виглядом спектр (тобто температурою) і світністю зір. Ц я залеж н ість ілю стр ується графіком, по одній осі якрго від к лі дають спектральний клас, а по другій - абсолю тну зоряну величин . Такий граф ік названо д і а г р а м о ю с п е к т р ^ с в і т н і с т ь аС д і а г р а м о ю Г е р ц ш п р у н г а - Р е с с е л а ( Г Р ) (м а л. 21.2 на сто; 180). Замість абсолютної зоряної величини можна відкладати світніс: а замість спектральних класів - температуру. Я к виявилося, зорі не заповнюють поле діаграми рівномірно, а уі ворюють на ній д ек ільк а послідовностей. Б лизько 90% зір із околи:

? я Д ІЛ V . ■ ■

Мал. 21.1. Порівняльні розміри зір 5 Астрономія, 11 кл.

Зоря Барнарда о; о о

о

а» о (і = еї нс;>і ізінішз

О: °

онця зосереджені вздовж вузької смуги, яка перетинає поле діаграми ід її лівого верхнього кута до правого нижнього. Ц я смуга називається головною послідовністю. У правому ниж ньому куті знаходяться зорі пізніх спектральних ласів К , М з малою світністю - ч е р в о н і к а р л и к и . У лівом у верхньому куті знаходяться зорі ранніх спектральних класів О ,Б - б л а к и т н і г і г а н т и . Над головною послідовністю розташ овується група г і г а н т і в ~ізніх класів Є - М з великою світністю. їхн ій типовий представник зоря Р Близнят ( Поллукс ). У верхньому7правому к уті знаходяться н а д г і г а н т и . їх н ій типо­ вий представник - зоря а Оріона (Бетельгейзе). На 1 000 зір головної послідовності припадає один гігант, а на 1 000 гігантів - один надгігант. Паралельно головній послідовності, але дещо нижче від неї, розта­ шована п о с л і д о в н і с т ь с у б к а р л и к і в . Від зір головної п ослі­ довності вони відрізняються значно меншим вмістом металів. І нарешті, в лівом у нижньому куті діаграми розташовані б і л і к а р л и к и - група зір, світності яких у сотні разів менші від сонячної. Тут перебуває близько 10 % загальної кількості зір із околиць Сонця. К лю ч до розуміння діаграми Г Р було знайдено тоді, к оли з ’ ясувало­ ся, що місце, яке займає зоря на головній послідовності, залеж ить від її маси. Середня маса зір головної послідовності (у масах Сонця) стано­ вить: класу М 0 - 0,5М®, К 0 - 0,8М®, С 0 - 1,2М®, БО - 1,8М®, А 0 4М®, БО - 14М®, класу 0 5 - близько 35М®. Звернімо увагу на цікаву обставину: зорі однакового спектрального класу, і отже й температури, на діаграмі Г Р розташовуються в різних її точках. Є зорі класу М , які знаходяться на діаграмі високо, тобто мають великі маси, і є зорі того ж класу, але розташовані в самому низу головної послідовності, тобто ма­ ють маленькі маси. Перші з них належать до надгігантів, а другі до карликів. Яким же чином можна відрізнити перші від других, якщ о вони мають однакову температуру поверхні та схож і спектри? Належність зорі до гігантів чи карликів визначається за зовнішнім виглядом одних і тих же спектральних ліній, адже у гігантів і карликів вони дещо різняться за інтенсивністю і шириною. Порівнюючи інтенсивності ліній певних еле­ ментів, досить просто виявити, яка ця зоря - карлик чи гігант. За допомогою діаграми Г Р можна визначати відстані до зір, адже зорі однакових спектральних класів, розташовані в однакових д іл я н ­ ках діаграми, мають однакові світності та абсолютні зоряні величини. Якщ о ми маємо спектр зорі, то з діаграми Г Р дізнаємося про її світність Ь і абсолютну зоряну величину М . А далі, використовуючи співвідно­ шення (3.3), обчислимо відстань до неї. Такий метод визначення відста­ ней називається методом спектральних паралаксів. В ін дозволяє виз­ начити відстані практично до всіх зір, спектри яких відомі. О скільки можна одержати спектри дуж е далеких зір, метод спектральних пара­ лаксів виявляється дійовим д ля значної частини Галактики і д ля най­ яскравіших зір, які можна спостерігати в інш их галактиках.

132

ЗОРІ. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

Про внутріш ню будову зір мож на дізнатись тільк и ш ляхом розрахунків і подальш им порівнянням їх зі спостереж­ ними даними. Я кщ о для будь-якої зорі відомі маса і радіус, то можна отримати уявлен ня про ф ізичні умови в її надрах тим ж е ш ляхом , як це б у ло зроблено для Сонця. З’ ясувалося, щ о при переміщ енні вгору вздовж головної послідовності радіуси й температури в надрах зір зро­ стають. Залеж но від того зміню ється й характер термоядерних реакцій у їх н іх надрах. У зорях пізних спектральних класів <3, К , М , як і в Сонці, виділен­ ня ядерної енергії відбувається внаслідок реакції протон-протонного ц и к лу. В гарячих зорях ранніх спектральних класів О , В , А температу­ ра в надрах яких вищ а і становить десятки м ільйонів К, головну роль у перетворенні водню на ге л ій -7 Т відіграє вуглецево-азотний цикл, , •0***Р- що дає значно більш е енергії. Ц им і •’роміню пояснюється їхн я велика світність. Таким чином, слід чекати, що ^ ^ / 1 \ І Пфенос зорі на різних ділянках діаграми Г Р , мають різну будову, що підтвер­ ^і ^Іф джується розрахунками (мал. 21.3). •/ 'Ч-’&Чф Згідно з розрахунками у зорях Мал. 21.3. Моделі зір верхньої частини головної послідо­ вності внаслідок дуже інтенсивного виділення енергії випромінювання не здатне винести з надр усю енергію, яка утворилась. А тому в зорях, маса яких становить більш е ніж 1,2М®, енергію переносить сама речовина, яка починає перемішуватись у центральних районах. На відміну від Сонця, де існує променисте ядро, в таких зорях виникає центральна конвективна зона , розміри якої становлять близько чверті її радіуса. Ш ари, що оточу­ ють центральну конвективну зону, аж до фотосфери, перебувають у стан: променистої рівноваги, як це має місце на Сонці у відповідній зоні. Зорі нижньої частини головної послідовності за своєю будовою подібш до Сонця, тобто мають променисте ядро, зону променистої рівноваги і кон­ вективну зону. Щ о холодніша зоря, то протяжніша у неї конвективна зона. Вкрай неоднорідну структуру мають червоні гіганти. З вигораннях водню в центральних зонах зорі область енерговиділення поступово зміщ ується на периферію. Внаслідок цього утворюється тонкий шар, де тільк и і може відбуватись воднева реакція. Цей шар ділить зорю на дта істотно різні частини: внутрішню («ге ліє в е я д р о »), де реакції не відбува ються з причини відсутності водню, і зовнішню потужну конвективну зо ну, де водень є, але реакції не відбуваються через низьку температуру.1

І

1. Наскільки переконливим для Вас є знаходження відстаней д о об’єктів Галактики «методом типового представника»? 2. Чим пояснюються відмінност спектрів зір? 3. Як будується діаграма спектр-світність? 4 . У чому суть методу спектральних паралаксів? 5. У чому полягає несхожість внутрішньої будови зір з масою 2М® і О,5М 0 ?

22. Подйійні зорі їк и Вивчаючи зоряне небо, можна -омітити, що є багато зір, розташованих близько одна від одної. Направді більш ість із них рознесені в просторі на великі відстані і лиш е проектуються на бли зькі точки небесної сфери. Т ак і зорі називають птично подвійними. Н а відміну від них ф і з и ч н и м и п о д в і й н и м и або к р а т н и і і и називаються системи зір, як і під дією сил взаємного тяж іння обер­ таються навколо спільного центра мас. К р атні системи н а ліч ую ть від двох до десяти ком понентів. За їхн ьої більш ої кількості говорять про зоряне скупчення. У Галактиці близько половини зір об’ єднані в кратні системи. Я кщ о компоненти кратної зорі видно в телескоп нарізно, то її називають зізуальною кратною зорею. Компоненти подвійних зір рухаю ться відповідно до законів Кеплера і§ 9): обидві зорі описують у просторі подібні (тобто з однаковим ексцен­ триситетом) еліптичні орбіти навколо спільного центра мас. А тому визачення періоду обертання візуально-подвійних зір за відомої відстані до них дозволяє визначити їх н і маси. Іноді різниця зоряних величин компонентів така велика, що побачи­ ти близький супутник поряд з яскравою зорею дуж е важко, а то й немож­ ливо. Т а все ж і в цьому випадку можна виявити подвійність. Замість рівномірного прямолінійного р уху небосхилом яскравий компонент буде періодично відхилятись від прямолінійної траєкторії то в один, то в інший бік, бо по прямій рухається тільк и центр маси системи. Т акі відхи­ лення будуть тим більш ими, чим більш а маса невидимого супутника. У наш час відомі десятки тисяч візуально-подвійних зір. Г о лов н у зорю у кратній систем і позначаю ть літер ою А , супутник - літерою В, якщ о є третій компонент - літерою С тощо. Типовою кратною зорею є а Кентавра ( Таліман ), яку з території У к ­ раїни не видно. У цій системі дві зорі спектрального класу А2 і # 5 оберта­ ються навколо спільного центра мас за 80,1 року на відстані 25 а. о., а третій компонент - холодний червоний карлик класу М - рухається навко­ ло них на відстані 50 000 а. о. з періодом у 10 000 років. В сучасну епоху ця маленька зоря - Проксима - знаходиться до нас найближче (§ 3). З а т е м н ю в а н о -п о д в « н і зо П лощ и ни , в як и х подвійні зорі обертаються навколо спільного центра мас, орієнтовані довільно відносно центра Галактики. Відомо понад 3 000 систем, д ля як и х Зем­ л я перебуває у п лощ и н і їхн ього взаємного р у х у або недалеко від неї. У цих випадках спостерігаються періодичні затемнення одного ком по­ нента інш им . Зорі, видима величи на я к и х ритм ічн о зм іню ється внаслідок затемнення одного компонента інш им, називаються з а т е м н ю в а н о - п о д в і й н и м и або з а т е м н ю в а н о - з м і н н и м и . Момент часу, коли система має найменшу видиму зоряну величину (найбільш у яскравість), названо е п о х о ю м а с и м у м у , а найбільшу е п о х о ю м і н і м у м у . Різниця зоряних величин у мінімумі та максимумі

121

ЗОРІ. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

блиску називається а м п л і т у д о ю , проміжок часу між двома послідовни­ ми максимумами чи мінімумами - п е р і о д о м затемнювано-змінної. З о­ ря, що має більш у світність - головна, слабкіша - її супутник. (ОЦИМИ Затемню вано зм ін н і зорі п о д іля ю ть на ї м 20 за ча лзю м декілька груп або типів. І% 20 Н ай в ід ом іш і серед ни х - з о р і т и п у 2,10 2,60 А л г о л я (Р П е р с ея ). їх н ій представник * Т.вО (м а л . 2 2 .1 ) - зоря Алголь (з арабської - «д и ­ Іт т ' ї ї я в о л ь с ь к а »), яка спочатку зберігає майже незм інн ий бли ск 2 ,2 т, потім за 5 годин по­ ступово слабш ає до 3 ,4 т, а згодом за такий ж е час зб іл ь ш у є свою яскравість до почат­ кового б л и с к у . Т р и в а л іс т ь п ер іод у А л г о л и Мал. 22.1. Зміна блиску Ал оля Т — 2 доби 20 год 49 хв. -подвійні зорі. У спектрах таких зір спос­ терігається періодичне роздвоєння спектральних ліній відносно середнього положення. Внаслідок ефекту Допплера-Фізо найбільшої величини розд­ воєння досягає за максимальної променевої швидкості компонентів: одного - у напрямку до спостерігача (л ін ії відхиляються у фіолетовий бік спектра), а іншого - від нього (лін ії відхиляються у червоний бік спектра) . П р о м е н е ­ ва ш в и д к і с т ь зорі - це складова її руху вздовж променя зору спостеріга­ ча. Зорі, подвійність яких можна встановити тільки за допомогою спект­ ральних спостережень, називаються с п е к т р а л ь н о - п о д в і й н и м и . За наявності дуж е слабкого компонента у спектрі будуть спостеріга -1 тись л ін ії тільк и головної зорі. Роздвоєння л ін ій не буде, але буде періодичне коливання їх відносно середнього полож ення. Таким мето­ дом, який називається методом променевих швидкостей, можна виз-І начати наявність у системі невидимих супутників, до яких належать .1 планети. Останніми роками, використовуючи цей метод, астроном ії відкрили близько п'яти десятків планет біля зір у радіусі 200 св. р. Пари зір, відстані між якими сумірн:! з їхніми розмірами, називають т іс н и м и п о д в ій н и м и с и с т е м а м и І При цьому істотну роль відіграють припливні взаємодії між компонента-І ми. Під дією припливних сил поверхні обох зір перестають бути сферични-І ми, зорі набувають еліпсоїдальної форми, утг І рюючи спрямовані один до одного приплив: _І горби на зразок місячних припливів в океане Землі. Іноді зорі у подвійній системі розташ -І вані так тісно, що можуть навіть дотикатися між собою. За тісного розташування зір п р и ск -І рення сили тяжіння на поверхні, поверненій д •! «сусідк и », значно зменшується і може впасти л я Мал. 22.2. Процес обміну речовиною між зорями нуля. Тоді частинки газу починають належ ати не окремому компоненту, а системі в цілому. Починається процес обміну новиною м іж зорями. Якщ о одна зоря розширюється, перетворюючись Щ червоного гіганта (§ 24), то її речовина починає вільно перетікати на д р у га я компонент, утворюючи навколо неї широкий диск (мал. 22.2). Речовина і

розділ V.

піску гальмується, нагрівається, починає світитись, і зрештою осідає з внутрішньої частини диска на поверхню «сусідки », збільш уючи її масу і температуру. 1. Щ о є критерієм для поділу зір на кратн системи і зоряні скупчення? 2. За якої умови подвійна зоря стає затемнювано-подвійною? 3. Яка природа спектральноподвійних зір7 4. Яким методом користуються для пошуків планет біля інших зір? 5. Про які особливості тісних подвійних систем Ви знаете?

* 23. Фізичні змінні зорі У 1596 р. німецький астроном Д. Фабриціус у сузір ’ ї Кита відкрив нову зорю 2"‘. Деякий час він слідкував за нею, а потім вона зникла. Та несподівано 1609 р. зоря з ’ явилась на небі знову. Так було в дкрито першу зм інну зорю, яка дуж е сильно змінювала*свій блиск: то ставала невидимою д ля ока, то спалахувала знову. У зоряні атласи вона потрапила під назвою М іра (з лат. - «дивовиж на»). Ц я зоря належ ить до сімейства ф і з и ч н и х змінних зір, з м ін а б л и с к у я к и х з у м о в л е н а п р о ц е с а м и , щ о в ід б у в а ю т ся у хніх надрах. Зараз достовірно виявлено к ільк а десятків тисяч ф ізич­ них змінних зір у нашій Галактиці й десятки тисяч в інш их га лак ти ­ ках. їх н я к ільк ість постійно зростає завдяки спостереженням з телеско­ пами, винесеними в космос. Ф ізи чні зм інні зорі поділяю ть на дві основні груп : пульсуючі та спалахуючі зм інні зорі. Окремим випадком спалахую чих змінних зір є нові та наднові зорі. 1. П у л ь с у ю ч і з м ін н і з о р і. Найвідоміш ими серед пульсую чих змінних зір є ц е ф е ї д и , як і отримали назву від однієї з найтиповіших їхн іх представниць —зорі 8 Цефея. Її зм інність було відкрито ще 1784 р. англійським астрономом Дж . Гудрайком. Класичні або д о в г о п е р і о д и ч н і цефеїди відзначаю ться ритм ічним и, з точністю доброго годинникового механізму, коливаннями блиску з амплітудою 0 ,5 -2 ". їхн і періоди, як правило, леж ать у межах від однєї до 70 діб (мал. 23.1). Поза межами на­ шої Галактики відомі цефеїди з періодом до 218 діб. Період - одна з найважливіших ха­ рактеристик цефеїд. Д л я кож ної зорі він Мал. 23.1. Зміна блиску цефеїди постійний з великим ступенем точності. Щ е 1908 р. було відкрито зележ н ість м іж світністю (а отже, і абсо­ лютною зоряною величиною) та періодом Цефеїд. Таким чином, якщ о відомо період цефеїди Р , т о за його величиною можна дізнатися про її світність Ь і абсолютну зоряну величину М . Ц я залеж ність дала мож­ ливість легко обчислювати відстань до будь-якої цефеїди, якщ о визна­ чено її середній блиск і період.

.36

ЗОРІ. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

Цефеїди належать до гігантів і надгігантів класів F і G з великими світностями. Ц я обставина дозволяє спостерігати їх з величезних відста­ ней, зокрема й далеко за межами нашої Галактики. А оскільки розміри галактик невеликі порівняно з відстанями до них, то за допомогою цефеїд визначаються відстані до всіх галактик, де можна знайти подібні зорі, і тому цефеїди називають «маяками В сесвіту». Окрім класичних довгоперіодичних, існує також клас к о р о т к о п е р і о д и ч н и х ц е ф е ї д , типова представниця яких - зоря RR Ліри. їх н і періоди становлять від 80 хв до однієї доби. Є ще д о в г о п е р і о д и ч н і з м і н н і з періодом від 70 до 1400 діб і амплітудою 3 -1 0 т. Ц е - червоні надгіганти класу М . М ож на провести спостереження за найвідомішим представником ц ієї групи - зорею М іра (о Кита). Ї ї блиск у середньому за кож ні 332 доби зміню ється від 2т до 10"1. А це означає, що в максимумі бли ску зоря випромінює у півтори тисячі разів більш е енергії, ніж у м інімум і. Я к пояснити п ульсац ії цих зір? Те, що цефеїди є пульсую чим и зоря­ ми, встановив американський астроном X . Ш е п л і 1914 р. Певні здогади щодо причини п ульсації - розширення і стискування зорі - висловив 1917 р. ан глієць А . Еддінгтон, вказавши два м ож ливі дж ерела попов­ нення їхн ьої енергії: періодичне посилення інтенсивності ядерних ре­ акцій у надрах зорі або ж зміна здатності зовніш ніх шарів пропускати потік енергії, що виходить на поверхню. Зараз відомо, що ц е ф е ї д и - це зорі, протяжні оболонки яких здатні нагромаджувати енергію, що йде з глибин, а потім віддавати її. Зо­ ря періодично стискається, розігріваючись, і розширюється, охолодж ую ­ чись. Том у енергія то поглинається зоряним газом, то знову виділяється. Внаслідок цього світність цефеїди змінюється в кілька разів з періодом у кілька діб. А н аліз показав, що пульсувати можуть лиш е зорі-гіганти і надгіганти, у яких є протяжні, розріджені оболонки. 2. Н оі зо Зорі, блиск яких раптово зростає в тисячі й навіть мільйони разів (у середньому на 12м), називаються н о в и м и зорями. Пр; цьому виділяється енергія, яку Сонце випромінює за 100 000 років. По- і чатковий період спалаху нової до досягнення максимуму блиску тривакілька діб, після чого він повільно, впродовж років чи десятків років змен- і шується до початкового значення (мал. 23.2). Згодом на місці нової зали-1 шається карликова зоря з оболонкою, яка розширюється зі швидкістю] понад 1000 км/с. Ц е свідчить про відргг від нової зорі її зовнішніх шарів. До середини 50-х років X X ст. при род* спалахів нових зір залишалась невідомо ззЛ Та от 1954 р. було виявлено, що відома h >J ва зоря DQ Геркулеса входить до скл.тдш

„

Мал. 23.2. Зміна блиску нової зорі

у

тісної подвійної системи з періодом обер*І .

тання у к ільк а годин. П ізніш е з ясуватоЛ

ся, що всі нові зорі - це компоненти таких подвійних систем, у ЯКИХ ОД2*| зоря, як правило, зоря головної послідовності типу Сонця і ПІЗНІШИХ спJ ктральних класів, а друга - у сто раз менший від Сонця білий карлик. |

Виникнення спалахів нових зір пов’ язане з особливостями обміну речовиною в тісних подвійних системах. Я к вже б уло сказано (§ 22/ коли одна із зір у тісній подвійній сис­ темі значно збільш ує свої розміри (розш ирю ється), ї ї речовина починає віль о перетікати а другий очпонент, утворюючи аві ода н еї так званий а к р е ц і й н и й д и с к Газ із внутріш ньої частини диска си і дає на поверхню компакт до ї «су сід к и * у щ о р а з більш ій кількості, збільш ую чи її масу ! температуру. У підсум ку за характерний час від •лькох до сотень років, температура й щ ільн ість ї ї поверхневого шару збільш ується до таких великих значень, щ о зіткнення швидких лротощв розпочинають термоядарйу реакцію синтезу гелію . А л е на відміну від Сонця та інш их зір, де ці реакції досить повільно відбуваються у центральних зонах, на поверхні білого карлика через висо­ ку щ ільність речовини вони перебігають надзвичайно стрімко. При цьому виділяється величезна кількість енергії, що й спостерігається як вибух но­ вої зорі зі швидким розширенням скинутої оболонки у навколишній простір. П ісля спалаху перетікання газу на білий карлик починається зно­ ву, і через деякий час (~103 років) спалах повторюється. Таким чином, у тісній подвійній системі спалахи нової повторюються багато разів. За підрахунками щороку в Галактиці спалахує близько 200 нових, од­ нак, виявляють тільки дві-три з них. Дотепер зареєстровано близько 180 палахів нових у нашій Галактиці та близько 250 - у галактиці Андромеди. Окрім нових, відомі також п о в т о р н і н о в і зорі, спалахи яких мають меншу потуж ність і повторюються через к ільк а десятків років. Вони також є подвійними системами. Спалах н а д н о в о ї зорі (позначається S N ) явище незрівнянно більш ого масштабу, ніж спалах нової. А дж е її блиск під час спалаху збільш ується на десятки зоряних величин упродовж к ількох діб. Поява наднової в інш ій галак­ тиці демонструє всю грандіозність цього явища, адже її блиск у масимумі стає порівнянним з яскравістю всієї зоряної системи, де вона спалахнула, а то й пере­ вершує її (мал, 23.3). Так, наднова 1885 р. у галактиці М31 лиш е в 4 рази поступала­ ся світловим потоком материнській галакМал 23 3 Наднова в далекій галактиці тиці. А наднова у галактиці NGC5253 приблизно у 13 разів перевершува­ ла загальну її світність. Назву д ля таких зір - «наднова» - запропонува­ ли американські астрономи Ф . Ц в ік к і та У . Бааде (1934 р.). У м аксим ум і бли ск у світність наднових перевищ ує сонячну у мільярди разів. Загальна к ільк ість енергії, я к у зоря висвічує під час спалаху, порядку ~1044Дж . П ід час вибуху наднова скидає свою оболонку, яка д алі розш и­ рюється зі швидкістю від 5 000 до 20 000 км/с і через деякий час спос­ терігається у вигляді туманності специфічної форми. Найвиразніш ою серед них є знаменита Крабоподібна туманність (м ал. 2 5 .7 ) у с у з ір ’ ї Т е л ь ц я . Вона р озш и рю ється зі ш видкістю б іл я

138

ЗОРІ. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

1 200 км/с і є одним із найпотужніших джерел радіовипромінювання у нашій Галактиці. Сучасні розміри туманності такі, що її розширення мог­ ло розпочатись не раніше як 900 років тому, тобто якраз тоді, коли спалах­ нула Наднова 1054 р., явище якої зафіксовано в китайських хроніках. У нашій Галактиці за останні 1000 років достовірно спостерігались три наднові зорі: 1054 р. - в Т ельц і, 1572 р. - в Кассіопеї, 1604 р. - в Змієносці. М ож ливо також, що надновою була зоря 1006 р. в сузір ’ ї Вовка. Загалом у Галактиці виявлено (в основному радіоастрономічни­ ми методами) понад 100 залиш ків спалахів наднових. В наш час відбувається інтенсивне відкриття наднових в інш их га­ лактиках (вели к у роль у цьому відіграють аматорські спостереження). У видимій частині нашої Галактики явище наднової трапляється один раз на 200-300 років. Про природу наднових зір йтиметься у § 24. 4. П у л ь с а р и . В л іт к у 1967 р. за допомогою радіотелеск К ем бри дж і (В ели к о б р и та н ія ) б у ло відкрито п у л ь с у ю ч і дж ерела радіовипромінювання або просто п у л ь с а р и (м ал. 23.4). Періоди їх н іх пульсацій становили трохи більш е однієї секунди, а дослідження змінності випромінювання вказували на дуже малий об’ єм випромінюю­ чих областей розмірами в кілька десятків кілометрів. Подальш е вивчення розподілу пульсарів на небесній сфері показало, що вони найчастіше зустрічаються поблизу площини Молочного Ш ля х у, а отже, є членами на­ ш ої Галактики. К оли ж було відкрито досить багато пульсарів, виявилося, що деякі з них спостерігаються в залишках спалахів наднових зір. Найвідоміш ий пульсар з періодом 0,033 с знаходиться в Крабоподібній туманності. У січні 1969 р. це дж ерело радіовипромінювання було ототожнене зі слабкою зорею 16ш, яка зміню є свій блиск із тим же періодом. З таким же періодом віл цього дж ерела йдуть рентгенівські та гам м а-ім пульси. У 1977 р. із зорею було ототожне­ но щ е один пульсар - залиш ок надно­ вої в сузір ’ ї В ітрила. Він також був дж ерелом рентгенівського і гаммавипромінювання. Ц е навело на дум­ ку про спорідненість пульсарів зі спалахами наднових. На початок 2000 р. було відомо понад 700 пульсарів. Переважно їхні періоди Т бли зьк і до 0,75 с. Від більш ості з них ніякого інш ого ви­ промінювання, крім радіоімпульсів, не надходить. Згідно з сучасними теоріями, пульсари - це об’ єкти, я к і виникають на заклю чних етапах еволю ції зір (див. § 24).1 1.

у

Чому пульсуючі змінні цефеїди отримали назву "маяків Всесвіту"?

2. Завдяки яким процесам підтримуються пульсації цефеїд і споріднених з ними змінних зір? 3. Поясніть механізм спалахів нових зір. 4 . У чому полягає явище наднової? 5. Що таке пульсар? ___________

і

озділ V.

139

24. Еволюція зір. Нейтронні зорі. Чорні діри

1. С т а д ія п р о т о з о р і та о ю ь н о ї п о с іід о в н о с ті Я к показу ють дослідження, в міжзоряному середовищі є протяжні г а з о в о тилові к о м п л е к с и з масами в тисячі й десятки тисяч мас і'онця, розмірами 10-100 пк (30-300 св.р.) і температурою кілька десятків кельвінів. Такі комплекси гравітаційно нестійкі і з часом дробляться на окремі фрагменти. Саме з таких фрагментів внаслідок -равітаційного стиснення утворюються п р о т о з о р і (мал. 24.1). На початку процесу формування протозорі пилові частинки і газові молекули падають до центра хмари, потенціальна енергія гравітації переходить у кінетичну, а кінетична, внаслідок зіткнень частинок, - у теплову. Таким чином, значна частина гравітаційної енергії стискання витра­ чається (§ 19) на нагрівання речовини. Газ і пилинки швидко трансформують цю енергію в інфрачервоне випромі­ нювання, яке вільно залишає газовопиловий комплекс. Тому протозорі є потужними джерелами інфрачервоного випромінювання. В процесі формування ядра зі знач­ но більшою густиною, ніж у навко­ ■Лзл 24.У Протозоря, що формується лишній хмарі, протозоря стає непрозо­ у газово-пиловій хмарі рою для власного інфрачервоного ви­ промінювання, і температура її надр починає стрімко зростати. Енергія від центральних до зовнішніх зон переноситься ш ляхом конвекції. К оли температура ядра досягає кількох мільйонів кельвінів, включаються перші термоядерні реакції «вигорання» літію , берилію, бору. А л е газового тиску, який існує при таких температурах, недостатньо для припинення стискання. І тільк и через к ільк а сотень тисяч років д ля майбутніх масивних зір і через сотні м ільйонів років для майбутніх карликових зір, к оли темпе­ ратура в центрі в троцесі подальш ого стискання досягає приблизно 10 млн К , починаються термоядерні реакції перетворення водню на гелій з виділенням величезної к ільк о сті енергії. Відтепер сила газового тиску щ о підтримуються високою температурою, зрівноважує сили гр авітац ії, і стискання при пи няється. ПротоВбря досягає стану гр авітац ійн ої рівноваги і перетворю ється на м олод у зорю , яка відповідно до своєї маси і світності займає певне місце на головній послідовності діаграми епектр-світш еть. Щ о більш а маса новонародженої зорі, то вища температура в її над­ рах (а отже, і на поверхні), більш а її світність і тим вище вона розташо­ вується на головній послідовності. Зоря перебуває на ній доти, доки весь водень у центральних її частинах не перетвориться на гелій і не у т­

140

ЗОРІ. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

вориться гелієве ядро. Д л я Сонця цей процес триває 10 млрд років, а д ля зорі масою М 10 0 1 = -----М3

років.

(24.1)

Наприклад, д ля блакитного гіганта з масою в 17 разів більш ою за со­ нячну і температурою на поверхні 28 000 К час перебування на головній послідовності дорівнює 8 млн років, а д ля червоного карлика з масою 0,5 сонячної і температурою поверхні 3 000 К - 80 млрд років. Таким чином, на Ш ловній послідовності зоря проводить основну ча­ стину свого «ж и т т я », строк якого визначається її початковою масою. М асивна блакитна зоря з великим и запасами водневого палива живе на­ багато менше часу, н іж маленький червоний карлик з його мізерними запасами. А д ж е інтенсивність термоядерних реакцій у надрах масивної зорі набагато вища, д ж у хрдодного черв^ нргр царенка. 2. В ід х ід з о р і від г о л о в н о ї п о с л ід о в н о с т і. Я к уж е (§ 21), після вигорання водню в центрі зорі навколо гелієвого ядра утво­ рюється тонкий сферичний енерговиділяючий шар. В ін поділяє зорю на дві зони - вигоріле ядро і зовнішню оболонку. Ф ізи ч н і процеси у двох зонах зорі розгортаються по-різному. У міру вичерпання водню цей прошарок щораз д а лі відсувається від центральної зони, збільш ую чи розміри і масу ядра. Ч е р в о н і г іга н т и . В дуж е товстій оболонці зорі енергія ш ляхом конвекції переноситься до поверхневих шарів. П отуж н і конвективні течії виносять в атмосферу продукти згорання (зокрем а вуглець та ін ш і), як і, переходячи в м олекулярний стан, інтенсивно поглинають випроміню вання з гли би н , через що атмосфера стає непрозорою. П ід дією значного тиску випромінювання зсередини оболонка починає розбухати, досягаючи сотень і навіть тисяч радіусів Сонця завтовшки. Д л я зорі з м асою Сонця такий процес починається, к оли маса гелієвого ядра досягає 0,4М©. Через велетенські розміри поверхні температура зорі поступово знижується, і вона, пересуваючись праворуч упоперек головної послідо­ вності, поступово зм іщ уєт ься у правий верхн ій к ут діаграми спектр-світність. П ри цьому зорі-гіганти к ласу Б 4 - 0 з масою понад 10М© перетворюю ться у надгігантів, зорі класів А 5 - Б 5 з масою 2 ,5-ІО М © стають гігантами, а зорі пізніш их спектральних класів і мен­ ш ої маси (наприклад, Сонце) стають субгігантами. Т а врешті-решт шар енерговиділення відсувається так далеко від ядра, що через низьку температуру водневі реакції значно зменшукп свою інтенсивність. Тепер температура і тиск у ядрі не м ож уть підтри муватись на рівні, необхідному д ля протидії си лі гравітації, воно по нає стискатись, а температура в ньому за рахунок енергії гравітаційн го стиснення зростає. У центрі утворюється дуж е щ ільн а гаряча облає із гелію з невеликими доміш ками важчих елементів. П одальш ий розв ток подій залеж ить від початкової маси зорі.

Маломасивні зорі (з масою < 1,4М ®), як наше Сонце і менші за нього, утворюють вуглецево-кисневе ядро, яке знаходиться всередині червоного гіганта. Протяжна оболонка гіганта гравітаційно дуже слабко пов’ язана з ядром. Під дією тиску випромінювання зсередини вона або поступово стікає у простір, або через 10-20 тис. років відділяється від ядра у вигляді плане­ тарної туманності, розширюючись зі швидкістю до 20 км/с. Гаряче гелійове ядро, що залишилося, стає б і л и м к а р л и к о м - компактним об’єктом із розмірами, які залежно від маси можуть бути навіть меншими від розмірів Землі в десятки разів. Його речовина перебуває в особливому стані, що має назву виродженого газу і має ц іл у низку цікавих властивос­ тей, однією з яких є незалежність тиску від температури. Тиск залишить­ ся високим, навіть якщо температура речовини впаде до абсолютного нуля. Білий карлик перебуває у стані гравітаційної рівноваги, оскільки тиск виро­ дженого газу зрівноважує сили гравітації. Густина речовини білих карликів може становити від 1 кг/см3до 100 т/см3. На діаграмі спектр— світність білі карлики займають лівий нижній кут, де розміщені зорі дуже малої світності та з високою температурою на поверхні. Таким чином, діаграма спектр-світність набуває глибокого ф ізич­ ного змісту, бо, демонструючи залеж ність зоряних характеристик (тем ­ пература на поверхні та в ядрі, світність, час ж и ття) від початкової ма­ си зорі, дає м ож ливість прослідкувати весь її життєвий ш лях від «н а ­ родження» до «с м ер т і». По-інш ому проходить заклю чний етап еволю ції масивних зір. В за­ леж ності від кінцевої маси ядра, яке утворюється після вичерпання всіх м ож ливих видів термоядерного палива, вони мож уть закінчити свій життєвий ш ля х або у в и гляді нейтронної зорі, або спалахом надно­ вої зорі, або у ви гляді чорної діри. Розглянемо коротко кож ний із варіант Н е й т р о н н і з о р і. Я к показали теоретичні розрахунки, ядро з ма­ сою, більш ою ніж 1,4М©, але меншою ніж 2М е , не може зупинитись на стадії білого карлика. Я к т ільк и у зорі утворилось ядро, що досягло та­ ких меж, тиск газу не може забезпечити протидію силам гравітації і, проминувши стадію білого карлика, ядро продовжує стрімко стискати­ ся практично зі швидкістю вільного падіння. Такий процес називається гравітаційним колапсом. Розрахунки показують, що для зорі, удвічі масивнішої за Сонце, через деякий час гравітаційний колапс дещо сповільнюється і починається ут­ ворення гарячої нейтронної зорі - наявні електрони об’ єднуються з прото­ нами, утворюючи нейтрони. При досягненні температури Т = 1012К і гус­ тини 1 млрд т/см3 гравітаційний колапс узагалі припиняється, бо сили гравітації зрівноважуються силою тиску нейтронного газу, і вся веле­ тенська маса зорі зосереджується в невеликому об’ ємі діаметром близько 10 кілометрів 3 охолодженням і перетворенням на холодну нейтронну зо­ рю на її поверхні утворюється надзвичайно тверда і міцна кора приблизно кілометрової товщини. Вона має кристалічну структуру, складену в ос­ новному з ядер заліза, і в м ільйон мільярдів разів міцніш а за сталь. П ід корою нейтрони утворюють рідину, яка без жодного опору може текти

142

ЗОРІ. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

вічно. Зауважимо, що в процесі катастрофічного стиснення зоряного ядра разом зі збільшенням густини і зменшенням радіуса, згідно з законом збе­ реження моменту кількості руху, збільшується швидкість його обертання. При колапсі від розмірів у тисячу кілометрів до десяти кілометрів період обертання зменшується до сотих і навіть тисячних часток секунди, а також дуже сильно ущільнюється магнітне поле. На поверхні нейтронної зорі, де ще є вільні електрони, потужне магнітне поле розганяє їх до швидкостей, близьких до швидкості світла, і викидає у навколишній простір. При цьо­ му електрони випромінюють у напрямку свого руху, утворюючи два вузьких пучки електромагнітних хвиль різних діапазонів. Я к правило, магнітні полюси не збігаються з полюсами обертання, і пучки обертаються навколо осі з періодом, що дорівнює періоду обер­ тання зорі. Якщ о конуси випромінювання, описуючи кола у просторі, пробігають по земній поверхні, ми спостерігаємо їх як пульсуюче радіо-, оптичне, рентгенівське або гамма-випромінювання. Так пояснюється явище пульсарів. Отже, назва «п уль са р и » не зовсім точна, адже ці об’ єкти не пульсую ть, а обертаються. Спалахи наднових. Не всі масивні зорі з наведеними раніше масами ядер перетворюються на нейтронні зорі. За розрахунками, при кри­ тичній масі ядра, бли зькій до значення 1 ,4 4 М 0 , в момент припинення гравітаційного колапсу може утворитись дуж е стиснене ядро і порівня­ но мало стиснена оболонка. Я кщ о припинення гравітаційного колапсу відбулося досить різко (наприклад, через різке збільш ення відцентрової сили, здатної зрівноважити си лу гравітації), зовніш ні шари, продовжу­ ючи падати до центра, наштовхуються на щ ільн е ядро, різко га льм у­ ються, і вся кінетична енергія падіння перетворюється на тепло. Темпе­ ратура на поверхні ядра різко зростає до значень 7 -8 млрд К , виникає надпотужна ударна хвиля, яка «в ід ск ак ує» від поверхні ядра і ру­ хається тепер у зворотному напрямку - від центральних зон до пери­ ферії. Така хви ля розігріває речовину оболонки до значень, за яких ній починаються термоядерні реакції з утворенням усіх елементів таб­ ли ц і Менделєєва. Ланцюгова реакція може охопити і все ядро. При цьо­ м у практично миттєво виділяється величезна к ільк ість енергії, тобто відбувається колосальної потужності вибух, під час якого здирається б ільш а частина зовніш ніх ш арів зорі, речовина з величезно швидкістю (до 10-20 тис. км/с) викидається у простір, а із залиш ків формується нейтронна зоря. Через збільш ення випромінюючої поверхні блиск зорі збільш уєтьс у сотні мільйонів і навіть м ільярди разів, внаслідок чого ми спос­ терігаємо її як спалах наднової. П іс л я розширення і охолодж ення вики­ нутої речовини видимий блиск наднової спадає. А потім щ е сотні, а то Ц тисячі років на м ісці вибуху спостерігається волокниста туманність. Саме таке ми спостерігаємо у вже згадуваній Крабоподібній туманно тії - волокна, я к і стрім ко продовж ую ть р озлітати сь у всі боки віді крихітної нейтронної зорі-пульсара розміром близько 10 км. Проте наидивовижнішим виявляється кінцевий ш лях масивних з масами ядер, що удвічі б ільш і за масу Сонця.

143

Розділ V.

Ч о р н і д ір и . М ож ливість існування чорних дір випливає з теорії для кожного тіла з масою М існує таке граничне значення радіуса ї?д, так званого г р а в і т а ц і й н о г о р а д і у с а , 2ЄМ с2

>

(24.2)

де с - ш видкість світла, за якого гравітаційне поле на поверхні стає та­ ким великим, що друга космічна ш видкість дорівнює ш видкості світла. Це означає, що навіть електром агнітні хви лі не здатні покинути таке тіло, і воно стає невидимим д ля спостерігача, перетворюючись на чорну ДІРУП ри виведенні ц ієї формули скористаємось міркуваннями про дру­ гу космічну швидкість, коли одне тіло покидає поверхню інш ого тіла. Д ля цього порівняємо кінетичну енергію Е к тіла М, кинутого вгору з по­ чатковою швидкістю и, а саме: М и2

Ек =

2

з його потенціальною енергією Е п :

Є т, М

Еп= -----------, Я де т і і і? - маса і радіус «силового центру» (З ем лі чи будь-якого небес­ ного тіла). Отримуємо 2 ш, С и2 = --------- .

Я П оклавш и и = с, маємо ф ормулу (24.2). Д л я Сонця гравітаційний радіус дорівнює 2,95 км, д л я З ем лі 0 886 см. Сфера, яка описується гравітаційним радіусом, називається с ф е р о ю Ш в а р ц ш и л ь д а (1 8 73 -1 9 1 6 ) або г о р и з о н т о м п о д і й . Виявляється, що на заклю чних етапах життя зорі за маси ядра понад 2М © гравітаційний колапс може тривати необмежено. За такого колапсу навіть тиск нейтронного газу не здатний зупинити невпинне стискання, зоря може досягти свого гравітаційного радіуса 7?д < 10 км і перетворитись на такий дивовижний об’ єкт, як ч о р н а д і р а . П облизу чорних дір спостерігаються незвичайні фізичці процеси. Ве­ личезна сила тяжіння змінює геометрію простору і часу. Простір наче про­ гинається, як прогинається пружна плівка під важкою кулею, і прямі л ін ії перестають бути прямими. Ц е проявляється у викривленні світлових променів, як і проходять повз чорну діру. Ми звикли вважати промінь світла еталоном прямої, і ось цей еталон, підкоряючись велігчезному тяжінню, вигинається навколо чорної діри, а отже, прямою лінією тут бу­ де та, яка точно слідує за ходом променя. Зрозуміло, щ о геометрія такого Простору буде відрізнятись від евклідової. Наприклад, через викривлення простору промінь світла, обійшовши чорну діру, може повернутись назад, 1спостерігач без жодного дзеркала побачить предмети За своєю спиною.

144

ЗОРІ. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

Ближче до чорної діри промені закручуються вздовж спіралі, й світло наче засмоктується у гравітаційне провалля, з якого немає виходу. Окрім зміни траєкторій р уху т іл та світлових променів, змінюється сам ритм світлових коливань та інш их процесів. Уявім о собі фантастич­ ний зореліт, який, летю чи до чорної діри, щ осекунди посилає на Землю сигнал. З наближенням до мети ми помітимо, що сигнали починають приходити із все більш им запізненням, неначе передавач працює дедалі повільніш е. І ось вже м іж сигналами замість секундного інтервалу м и­ нають тижні, м ісяці, роки, тисячі й м ільйони років. Виявляється, сам час сповільнює свою течію б іля чорної діри, а на ї ї меж і він зупиняється взагалі, втім, як і світло. Ц е означає, що ми нік оли не сприймемо від зо­ рельоти останнього сигналу, який він пош ле перед тим, як потрапить у чорну діру, як н ік оли не побачимо самої ц ієї події. Я к побачити те, чого бачити не можна, що нічого не випромінює, а тільки поглинає? Виявити такий об’ єкт можна за побічними ознаками. Якщ о він є компонентом подвійної системи, то за відхиленням видимого компонента від прямолінійного руху, а за наявності його спектра - за коли­ ваннями спектральних ліній відносно середнього положення можна визна­ чити масу чорної діри і період обертання. А якщо речовина видимої зорі ще й перетікає на чорну діру, утворюючи акреційний диск, і газ перед падінням генерує потужне рентгенівське випромінювання, то можна за­ реєструвати і його. Такі рентгенівські джерела випромінювання вже за­ реєстровані на космічних обсерваторіях - наприклад, джерело Лебідь Х -1. А л е повернемося до нашого гіпотетичного зорельота. Й ого аж ніяк не стосується той факт, що д ля спостерігача його падіння у чорну діру н ік о ли не відбудеться. Сам він, підкоряю чись к о ло са льн ій с и л і тяж іння, неминуче і з наростаючою швидкістю перетне горизонт подій. За його годинником мине не вічність, а коротесенька мить. І якщ о для зовніш нього спостерігача події поблизу чорної діри завмирають, то для того, хто падає, навпаки, все, що відбувається в навколиш ньому світі, стрімко прискорює свою ходу. І перш ніж потрапити у чорну діру, він побачить весь подальший перебіг подій у Всесвіті. 3 .* «З орян ий попіл д л я н а с» (Утворен ня хім ічн и х елем ентів). І Уважно вивчивши хімічний склад живої речовини, звернімо увагу на те, що, окрім чотирьох основних хімічних елементів - водню, вуглецю, кисню та азоту, що становлять 95% складу живої речовини і споріднюють її з зо­ ряними світами, є ще кальцій, фосфор, хлор, сірка, натрій, йод, залізо, а також мікроелементи: марганець, молібден, кремній, фтор, цинк та мідь, тобто елементи, значно менш поширені у Всесвіті, ніж перші чотири. А л е без них б у л о б нем ож ливим існування ти х форм ж иття, я к і ми бачимо на Землі, як і самої планети Земля. Я к утворилися ці та важчі хім іч н і елементи? Ми вже знаємо, що на перших стадіях еволю ції у зорях в основному триває процес перетворення водню на гелій за схемою 4'Н -> 4Не. П іс л того як водень у надрах зорі вигорає, і вона покидає головну послідов­ ність, сформувавши гелієве ядро з температурою -150 м лн К , наступ ною стадією в утворенні елементів є так званий потрійний о. процес.

Розділ V.

коли три ядра гелію , об’ єднуючись, утворюють ядро вуглецю за схемою 3 4Не —» 12С. Д алі, за умови, що температура ще зростає, ш ляхом захоплення 4Не м ож ливі реакції з утворенням кисню, неону і магнію: 12С + 4Не - » 160 + у; 160 + 4Не -> 20Це + у; 20К е + 4Н е -> 24М& + у. До речі, реакції з утворенням названих елементів можуть відбуватись і в дуже масивних (з масою понад ЗОМ . ) зорях головної послідовності, але досить повільно, і ядер утворюється зовсім мало. Д а лі м ож ливі ядерні перетворення з утворенням 32в, 36А г. 40Са. Слід зазначити, що синтез кожного наступного важчого ядра за участю гелію вимагає дедалі більш и х енергій, тобто щораз вищих температур, оскільки зі збільш енням порядкового номера елемента зростають сили електричного відштовхування та енергетичний бар’єр, що його мусить подолати позитивно заряджена частинка, наближаючись до позитивно зарядженого ядра. А тому такі реакції м ож ливі тільк и у ядрах масивних зір, де виникають умови для створення потрібних тисків і температур. У сі ці реакції супро­ воджуються подальшим і остаточним вичерпанням гелію . Водночас у ядрі зорі формуються потуж ні потоки нейтрино і, зауважимо, такі реакції відбуваються з виділенням тепла, але вони закінчуються на утворенні ядер заліза с6Ре. Адж е д ля того, щоб із цього ядра утворилося ще важче ядро, треба затратити більш е енергії, ніж її виділиться в процесі реакції. Щ об процес утворення елементів тривав і далі, до ядра зорі треба підводити тепло, а не відводити його. Т ом у у всіх зорях як завгодно великої маси, доки вони перебувають на головній послідовності, утворення важчих хім ічних елементів, ніж залізо, немож ливе. Д л я синтезу всіх інш их елементів таблиці Менделєєва необхідні нейтрони і протони. Теоретичний розгляд таких реакцій виходить далеко за межі нашого підручника. А тому спробуймо зрозуміти хід подій, уявивши собі таку картину. Нехай ми маємо зорю з масою більш е 8М . , у ядрі якої вигоріло все термоядерне паливо і утворилися всі мож ливі елементи аж до заліза. Температура і тиск усередині падають, починається граві­ таційний колапс, який ущ ільню є речовину, і температура починає зростати. За досягнення нею значень 7 -8 млрд К ядра заліза починають розпадатись, і з кожного ядра заліза утворюється 13 ядер 4Не і 4 нейтрони. Ц я реакція забирає значну кількість енергії гравітаційного стиснення, і за умов, коли стиснення триває далі, різко збільш ую чи густину, температура все ж зростає набагато повільніше. У той же час в ядрі йде утворення нейтрино і антинейтрино, які, маючи величезну проникну здатність, інтенсивно відводять тепло. Температура і тиск внаслідок цього зменш уються, тому роз­ починається гравітаційний колапс — різке зменш ення розмірів зорі. Невдовзі, однак, ядро перестає бути прозорим. К оли температура ядра все ж досягає 40 млрд К , а густина 100 000 т/см3, виникає нова ситуація: ядро зорі перестає бути прозорим для нейтрино, і вони починають поглинатись нейтронами і протонами, тим самим різко

145

ЗОРІ. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

підвищуючи температуру ядра. Стиснення сповільнюється, і за густини 10 млн т/см3 припиняється зовсім, а температура вже перевищує 100 млрд К! Важливу роль у припиненні стиснення відіграє і відцентрова сила, яка стрімко збільш ується зі зменшенням розмірів ядра. У той же час оболонка, яка падає зверху, різко гальмується, розігрівається, і хім ічні елементи миттєво вступають в реакції з утворенням усього спектра елементів таблиці Менделєєва. Величезна енергія, що при цьому виділяється, спостерігається як спалах наднової. А утворені важкі елементи разом зі скинутою речовиною зорі потрапляють у міжзоряний простір. Таким чином, тільк и через вибухи наднових між зоряне середовище раніше у надрах зір важ кими елементами. Проникаючи у хмари газу та пи лу, вони входять потім до складу зір дру­ гого покоління, я к і утворюються із вторинної речовини Всесвіту, а ра­ зом з тим і до складу планет. М абуть, саме такий спалах наднової відбув­ ся КОЛИСЬ В ОКОЛИЦЯХ ТОГО газрво-пилового комплексу, ІЗ:ЯКОГО згодом утворилися Сонце - зоря другого покоління - і Сонячна система. Значен­ ня вибухів наднових д ля розвитку ж иття важко переоцінити, Отже, те, щ о ми створені з попелу давно згаслих зір - не просто красива фраза. Во­ на дуж е точко відображає події, щ о відбуваються у Всесвіті,

збагачується прихованими

^ *■

1 До якого спектрального класу належить Сонце? 2. У чому полягають відмінності між новими і надновими зорями? 3. Щ о спостерігають на місці спалаху наднової зорі? 4 3 яких теоретичних міркувань випливає існування чорних дір? 5.* Поясніть зміст фрази «Зоряний попіл для нас».

Вивчивши тему V «ЗОРІ. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР» необхідно зн а ти : Світ зір дуже різноманітний, їх розрізняють за масою, температурою, хімічним складом тощо. Діаграма спектр-свггність - це наочне відображення залежності зоряних характеристик і еволюційного шляху зорі від її маси Зорі часто утворюють подвійні та кратні системи. У Всесвіті існують зорі, які періодично ЗМІНЮЮТЬ свої фізичні параметри. За сучасними уявленнями зорі утворюються із газово-пилових хмар. Білі карлики, нейтронні зорі, чорні діри - це заключні стадії еволюції зір різної маси. Існування чорних дір передбачається теорією і підтверджується непрямими методами спостережень. Внаслідок спалахів наднових зір утворюються важливі для розвитку життя на Землі хімічні елементи.

Розділ VI.

VI . Н А Ш А Г А Л А К Т И К А

Н АШ А ГА Л А К ТИ К А

Перші дослідження нашої Галактики як зоряної системи розпочав В. Гершель. Російський учений В. Струве (1793-1864) писав: «Явище Мо­ лочного Ш ляху настільки загадкове з першого погляду, що ми повинні майже відмовитись від бажання його пояснити. Проте вчений ніколи не повинен відступати ні перед темрявою явища, ні перед труднощами дослідження». Однією з причин такого песимізму було те, що ми перебу­ ваємо всередині цієї велетенської зоряної системи. Її краї недосяжні для вивчення або з огляду на замалу потужність засобів досліджень, або ж то­ му, що у вирішальних напрямках далекі зорі екрануються густими ком­ плексами газово-пилових хмар. Тому задачу астронома порівнюють із зу­ силлям людини, яка повинна описати будову великого невідомого міста, опинившись на перехресті двох вулиць у його центрі. Справжнє відкриття Галактики як фізичного об’єкта відбулося 1924 р., коли Е. Габбл довів, що вона - лише один із багатьох подібних до неї зоряних світів. Збагачення уявлень про Галактику розпочалося з 60-х років X X ст. після створення потужних наземних і космічних телескопів.

§ 25. Молочний Ш лях. Зоряні скупчення та асоціації. 1у и.ншог . і М олочний Ш л я х - це відносно яскрава с р ібля сто -біла см уга на зорян ом у небі (м а л . 2 5 .1 ), я к у давні греки назвали «га л а к т и к о с » (в ід грец. « г а л а » - «м о л о к о »). У п івн ічн ій п ів к у л і неба М олочн и й Ш л я х проходи ть через с у з ір ’ я Б ли зн ят, Т е л ь ц я , В ізн и ч о го , К а с ­ сіоп еї, Ц еф ея, Л ебед я. У ц ь о м у с у з ір ’ ї він р о з­ двою ється і двома см уга­ ми п р о хо д и ть через с у з ір ’ я О р ла, а д а л і, в п ів д е н н ій п ів к у л і неба, Щ и та , С тр ільц я , Зм ієн ос­ ця і Скорпіона. Описавши д у г у на від стан і 25е від Мал 2Б.1. Молочний Шлях П івденн ого п олю су світу, в У к р а їн і він з ’ являється над горизонтом у с у з ір ’ ї В ели к ого П са і Од­ норога, переходячи в п ів н іч н у п ів к у лю неба через с у з ір ’ я Оріона. К ільц е М олочного Ш л я х у утворюють найближ чі до нас зорі Га ла к ­ тики, яка як зоряна система має вигляд диска чи двоопуклої лінзи. Д л я перш их ї ї дослідників це к ільц е створювало враження, нібито Сонце пе­ ребуває у центрі Галактики. Я к побачимо д алі, це зовсім не так. П ри обговоренні будови Галактики ще В. Герш ель через середину М олочного Ш л я х у провів уявну площ ину, згодом названу галактич­ ною. Підраховуючи к ільк ість зір, що їх видно в телескоп у кож ній із 1083 невеличких, але однакових д ілян ок неба, розташованих на різних

Н А Ш А ГА Л А К ТИ К А

150

Мал 25 3. Кулясте зоряне скупчення

Розділ VI.

кутових відстанях від згаданої площ ини, Герш ель побудував перш у мо­ дель Галактики. У цій м оделі Галактика мала вигляд диска діаметром 5 800 і товщиною 1 100 св.р. Тепер можна сказати, що він применшив розміри Галактики в 17 разів, бо не врахував поглинання світла зір міжзоряним газом, про яке тоді було невідомо. 2. Зоряні скупчення та асоціації. Д еяка частина зір Га ла к ­ тики об’ єднана в скупчення, тобто в групи, як і пов’ язані м іж собою взаємним тяж ін н ям і тбм у рухаю ться в просторі як єдине ц іле. Розрізняю ть два види зоряних скупчень: розсіяні та кулясті. Р о з с і я н і з о р я н і с к у п ч е н н я (мал. 25.2) складаються з декількох десятків, сотень, іноді тисяч зір і мають неправильну форму, їх н і діаметри становлять 10-20 св.р. Майже всі розсіяні зоряні скуп­ чення знаходяться в районі М олочного Ш л я х у або поблизу нього. їх ви­ явлено близько 1 200, а найвідоміш і з них - Плеяди та Пади. Зокрема, в П леядах неозброєним оком видно лиш е сім -десять зір, а при спостере­ женні у телескоп - понад дві сотні. К у л я с т і з о р я н і с к у п ч е н н я (мал. 25.3) мають сферичну або злегка сплю снуту форму діаметром до 300 св. р. Вони налічую ть сотні тисяч і навіть м ільйони зір, як і групуються до центра. Я к показали спостереження, більш ість кулястих зоряних скупчень знаходяться в одній частині неба в сузір ’ ї Стрільця. П равильний висно­ вок із цього щ е 1918 р. зробив американський астроном X . Ш еп лі. В из­ начивши відстані до 70 к улясти х скупчень, він довів, що вони згрупо­ вані навколо центра Галактики. Сам же центр Галактики знаходиться в сузір ’ ї Стрільця дещо нижче зорі х> майже на стику «к ор д он ів» сузір ’ їв Стрільця, Скорпіона і Змієносця. Н а відміну від розсіяних скупчень, усі к улясті скупчення розташо­ вуються сферично-симетрично відносно центра Галактики, помітно концентруючись навколо нього. Дуже показовою є різниця діаграм спектр-івітність для розсіяних і ку­ лястих скупчень. У розсіяних зоряних скупченнях багато масивних яскра­ вих зір, а також змінних, спалахуючих та зір з незвичайним хімічним скла­ дом. Всі вони вкладаються на головну послідовність, тоді як червоних гігантів і надгігантів там практично немає. Ц е свідчить про те, що вік розсіяних скупчень у середньому становить лиш е 1 млрд років. Кулясті скупчення, навпаки, в більшості складаються з зір маломасивних, на пізніх етапах еволюції. На діаграмі спектр-світність вони від спектрального класу Г0 широкою смугою простягаються практично вертикально вгору до зони червоних гігантів. Вік кулястих скупчень оцінюють у 10-12 млрд років. У 20-х роках X X ст. увагу астрономів привернули групи б іл о -го лу ­ бих зір, що згодом отримали назву ОВ-асоціацій. Д ослідж ую чи їх, у 1952 р. В. А . Ам барцум ян зробив висновок, що процес групового фор­ мування зір продовжується і в наш час. Тоді ж він відкрив групи змінних типу Т Тельця, як і отримали назву Т асоціацій. Ц е - молоді зорі. Н е л и ш е зо р і н а селя ю т ь н аш у Г а л а к т и к у . М іж зо р я н и й п р остір зап овн ено газом та п и лом . Ц і газ та п и л д уж е р о зр ід ж е н і - одна ч асти н к а на 10 см®. Т а часом вони утв о р ю ю ть

151

Н АША Г А Л А К ТИ К А

величезні за розмірами (1 0 -1 0 0 пк), досить щ іль н і (1 0 -10 0 частинок в 1 см3), неправильної форми хмари - д и ф у з н і т у м а н н о с т і . Д и ­ ф узні туманності поділяю ть на світлі й темні. У темні серпневі ночі, к оли сузір ’ я Лебедя майже в зеніті, можна ба­ чити, що М олочний Ш л я х , починаючи від Денеба - найяскравішої зорі у Л е б е д і, двома іскри сти м и стрічками тягнеться до горизонту і д алі під горизонт до сузір ’ я К ен ­ тавра. У багатьох його д ілянках є зони, де майже відсутні яскраві зорі. Так проявляють себе т е м н і т у м а н н о с т і , я к і погли наю ть св ітло зір, що зн аходяться д алі (м ал. 25.4). Маси окремих із них сягають 10 000М @ . Я кщ о поблизу туманності є до­ статньо яскрава зоря, то т у ­ манність відбиває її світло і завдя­ ки ц ьом у стає с в і т л о ю ту­ м а н н і с т ю (м ал. 25.5). Я кщ о ж зорі, що знаходяться побли зу або всередині туманності, дуж е гарячі Мал 25А. Темна туманність (спектрального класу О чи В0), то, іонізую чи своїм ультрафіолетовим випромінюванням газ, що входить до її складу, вони зм уш ую ть його світитися так само, як це відбу­ вається в п оляр н и х сяйвах на З ем лі. Т од і до відбитого пилом світла додається власне ви­ промінювання газів туманності. Н а й в ід ом іш ою серед с в іт л и х туманностей є знаменита туман­ ність Оріона, яку видно навіть не­ озброєним оком як слабен ьк у хмарку (м ал 25.6). Розм ір цієї ту­ м анності приблизно 20 св. р., відстань до неї - майже 1 000 св. р. Ц ікаво, що в цій туманності (як за­ Мал. 25 5. Світла туманність галом і в інш их), окрім м олекул і атомів водню, знайдено м олекули кисню, води, ціану, метану, окису вуглецю та складних органічних м олекул. Окрім дифузних, існують також компактні туманності правильної форми. Вони поділяю ться на волокнисті та планетарні. І якщ о саме з дифузними туманностями пов’ язують на сьогодніш ній день утворен­ ня зір , то волокни сті та планетарні тум анн ості ф ормуються на за­ клю чних стадіях розвитку зір зі скинутих ними оболонок.

Н А Ш А ГАЛАКТИ КА

Мал 25 8. Туманність Равлик

Розділ VI.

Принаймні частина в о л о к н и с т и х т у м а н н о с т е й - ц е залиш­ ки спалахів наднових (мал. 25.7). Одна з них - вже згадувана Крабоподібна туманність із сузір’ я Тельця, відстань до якої становить 5 500 св. р., а види­ ма зоряна величина 8,6"‘. П л а н е т а р н и м и названо ту­ манності кільцеподібної форми, які здалека мають вигляд слабких кілець або дисків. Серед них і планетарна ту­ манність Равлик із сузір’ я Водолія (мал. 25.8). Відстань до неї - всього 650 св. р. Такі туманності розш ирю­ ються зі швидкостями 20-40 км/с, так що через 10—20 тис. років після «народженМал. 25.7. Крабоподібна туманність ня» вони розсіюються в просторі і ста­ ють невидимими. Планетарні туманності світяться за рахуйок ультрафіоле­ тового випромінювання тих зір, чиїми оболонками вони колись були. Я к уж е було згадано, частина речовини у між зоряному середовищі перебуває в розпорошеному стані. Завдяки поглинанню нею світла від далеких зір у їх н іх спектрах виявлено л ін ії поглинання, що належать атомам і м олекулам між зоряного газу. 1. Які форму і розміри має наша Галактика? 2. Чим відрізняються між собою діаг рами спектр-світність для кулястих і розсіяних скупчень? З Розташування яких об єктв на неб дало поштовх д о пошуку положення центра Галактики? 4 . Чим в дрізняються між собою світлі та темні туманності? На карті зоряного неба знайдіть: а) положення центра Галактики, б) точку небесної сфери, у напрямку якої рухається Сонце (її координати а = 18'00', б = +-30° ї 25 .1

§ 26. Підсистеми Галактики та її спіральна структура 1. Т и п и н а с е л е н н я Г а л а к т и к и . У я в лен н я про населення Галактики увів ІУ44 р. німецький астроном В. Бааде (1893-1960). Спо­ чатку воно стосувалося Туманності Андромеди (галактика М 31). При її фотографуванні через синій і червоний світлоф ільтри він виявив, що плоский лінзоподібний диск ц ієї велетенської галактики занурений у більш розріджену зоряну хм ару сферичної форми - гало. О скільки т у ­ манність Андромеди дуж е схож а на нашу Галактику, Бааде припустив, що подібну структуру має і М олочний Ш л я х . Об’єкти спіральних рукавів галактичного диска було названо насе­ ленням І типу. А зорі гало, які концентруються симетрично щодо цент­ ра системи, - населенням I I типу. До н а с е л е н н я І т и п у н а леж ать, зокрем а, зорі р озсія н и х ск уп ч ен ь, до н а с е л е н н я I I т и п у - зо р і к у л я с т и х ск уп чен ь. У наш час зорі сп ір альн и х рукавів (н а селен н я І ти п у) ототож ню ю ть

156

Н А Ш А ГА Л А К ТИ К А

із п л о с к о ю с к л а д о в о ю , а зорі гало (населення I I типу) - зі с ф е ­ р и ч н о ю с к л а д о в о ю нашої Галакти ки (м ал. 26.1). Я к показали сучасні дослідження, два типи зоряного населення розрізняються не тільк и просторовим розподілом, але й хім ічним складом - зорі к у л я с ­ тих скупчень (населення I I типу) м істять приблизно у 100-300 разів менше металів, ніж зорі спіральних гіл о к (населення І типу). М абуть, к улясті скупчення зберегли хім ічний склад т ієї бідної на важ кі хім іч н і елементи догалактичної хмари (чи системи хм ар), з якої вони формувалися разом з Галактикою. У подальш ому розвитку догалактична хмара, яка займала сферичний об’ єм, стискалась, утворюючи диск, що обертався. Газ, який одразу не сконденсувався у зорі, при обертанні Галактики поступово осідав до її площ ини. Водночас у ньому йш ло форму­ вання зір, я к і також розташ овувались у площ ині Галактики. М асивні зорі галак ­ тичного диска швидко проходили всі ета­ пи свого еволю ційного ш ля ху, спалахува­ л и як наднові й поповнювали між зоряне газово-пилове середовище важкими хімічМал. 26.1. Будова Галактики ними елементами. З НЬОГО ф о р м у в а л и с я нові зорі. Отже, кож не наступне покоління зір у спіральних рукавах ставало багатшим на важ кі хім ічн і елементи, ніж попереднє. Водночас еволю ціонували і зорі к уля сти х скупчень. М асивні зорі вже давно припинили своє існування, але м олоді за відсутності ма­ теріалу не утворились. Т ом у там зали ш и лися тільк и старі маломасивні зорі, вік яких оцінюється у 10-12 млрд років, а також, напевно, б іл і карлики, нейтронні зорі, чорні діри. Таким чином, поділ на населення різних типів (підсистеми Галакти ­ к и ) має глибокий еволюційний зміст і відображає різне походження плоскої та сферичної складових. Гало, диск і ядро Г а л а к т и т Г а л о або к о р о н а Галак­ тики (І, мал. 26.1) складається в основному з газу, газових хмар і дуже старих неяскравих зір, як поодиноких, так і у вигляді кулястих скуп­ чень Концентруючись до центра Галактики, вони утворюють так званий б а л д ж (з англ. - «п отовщ ен ня») у межах к ільк ох тисяч світлових років від нього (II, мал. 26.1). Рухаю чись по витягнутих еліптичних орбітах, зорі гало дуже повільно обертаються навколо центра Галактики. Радіус гало, за останніми даними з Космічного телескопа ім. Габбла, сягає 300 000 св. р. Саме цим радіусом і окреслюються межі Галактики. Порівняно з гало д и с к (I II , мал. 26.1) обертається набагато швид­ ше. Ш видкість його обертання, яка визначається швидкістю р ух у зір, не однакова на різних відстанях від центра. Вивчаючи особливості обертання диска, можна визначити його масу. В иявилося, щ о диск має діаметр 100 000 св. р., товщ ину центральної зони 10 000 св р., ма­ су 150 млрд М © за загальної к ільк ості зір 400 млрд. П о бли зу площ ини диска знаходиться дуж е багато м олоди х зір і зоряних скупчень, не старіш их за 1 м лрд років. Газ у диску також

Розділ VI.

зосереджений б іля його площ ини. В середньому хім ічний склад насе­ лення в диску такий же, я к і в Сонця. Я д р о Галактики повністю приховане від нас товстим шаром по­ глинаю чої матерії. А л е певною мірою «н абли зи ти сь» до нього вдалося завдяки спостереженням в інфрачервоному діапазоні. А д ж е розраху­ нок показує, що на відстані від центра Галактики до Сонця інфрачерво­ не випромінювання послаблю ється всього у 10 разів, тоді як у видимо­ му діапазоні у 1012разів, тобто на 30т. Отже, тепер можна стверджувати, що діаметр ядра Галакти ки ся ­ гає 4 000 св. р. Д л я нього типова дуж е велика концентрація зір - бага­ то тисяч на кубічний світловий рік. Окрім цього, в центральних час­ тинах ядра спостерігається навколоядерний газовий диск радіусом у 1 000 св. р. Б лиж че до центра відмічено зони іонізованого водню і чис­ лен н і джерела рентгенівського та інфрачервоного випромінювання, що свідчить про інтенсивне зореутворення. __________________ За однією з гіпотез, у центрі Галакти ки є одинарна або подвійна чор­ на діра з масою близько 106М@, оточена щ ільн и м газово-пиловим дис­ ком. В центрі Галактики є також яскраве радіоджерело Стрілець А , по­ ходж ення якого пов’ язую ть з активністю ядра; В тім , дослідж енняндрц Гала к тц к й лш н §р озп очалося, :г||, ,.Л. _,л Н Я Н И Н І С п ір а л ь н а с т р у к т у р а Г а л а к т и к и . П рипущ ення, за яким наша Галактика є системою спіральних рукавів, було висловлено в се­ редині X I X ст. І лиш е через сто років під час дослідж ення розподілу в просторі розсіяних зоряних скупчень виявилося, що вони вкладаються у три вузькі смуги, як і можна вважати частинами спіральних рукавів. Наш а Галактика має дуж е добре виражену спіральну структуру (м ал. 26.2). Певний час складалася думка, нібито в Галактиці чотири спіралі, однак зараз надійно доведено, що їх дві Н а відміну від гало, де прояви зоряної активності надзвичайно рідкісні, в спіральних рукавах триває бурхливе ж иття: речовина безпе­ рервно переходить з м іж зор ян ого простору в зорі під час їхнього утво­ рення і у зворотному напрямку на за­ клю чних стадіях еволю ції. М агнітне поле Галактики також зосереджене головним чином у спіра лях. За сучасними уявленням и, спіральні рукави в Галактиці утворю­ ються завдяки наявності в центрі сис­ теми певного спотворення її форми, на­ приклад, через наявність перемички в ядрі, яка обертається як тверде тіло. Мал. 26 2. Спіральна структура Галактики С о н ц я в Г а л а к т и ц і. В о к о ли ц я х Сонця можна прослідкувати ділянки двох спіральних рукавів, віддалених приблизно на 3 000 св.р. За назвами сузір ’ їв, де вони спостерігаються, їх назива­ ють рукавом Стрільця і рукавом Персея. Сонце знаходиться майже точ­ но посередині м іж ними. Щ оправда, недалеко від Сонця, в сузір ’ ї

157

Н А Ш А ГА Л А К ТИ К А

Оріона, проходить ще один, не так явно виражений рукав, який вва­ жається розгалуж енням одного з основних спіральних рукавів. Відстань від Сонця до центру Галактики становить, за різними оцінками, 22-33 тис. св. р. (м а л .26.2). Відносно найближ чих зір Сонце рухається зі швидкістю 16 км/с в напрямку сузір ’ я Геркулеса. Разом з усім а близьким и зорями Сонце обертається навколо центра Галактики в напрямку на сузір’ я Лебедя зі швидкістю близько 250 км/с. Період обертання Сонця навколо центра Галактики становить при­ близно 200 млн. років і називається г а л а к т и ч н и м р о к о м . Спіральні рукави як ц іле і окремі зорі рухаються навколо центра Г а ла к ти к и з різни м и ш видкостям и. К ож на зоря то п отрап ляє у спіральний рукав, то виходить із нього. І тільк и Сонце знаходиться в таком у ї ї м ісц і, де його ш видкість навколо центра Г а ла к т и к и практично збігається зі швидкістю спірального рукава. Така ситуація загалом неординарна д л я Галактики. Саме на цій віддалі від центра за всю історію свого існування Сонце жодного разу не потрапило в спіральні рукави. Д л я З ем лі це вкрай сприятливо, бо якби ми потрапили в спіральний рукав, бур хли ві процеси, щ о породжують смертоносне випромінювання, знищ или б усе живе на З ем лі. Отже, на­ ша планета існує у відносно спокійному місці Галактики впродовж мільярдів років, не відчуваючи катастрофічного впливу косм ічних катаклізм ів. Т, можливо, саме том у аа З ем лі м огло зберегтися ж и ття. Д овгий час п олож ен н я Сонця серед зір вваж алося найзвичайнісіньким. Сьогодні ми знаємо, що це не так: у певному розумінні воно привілейоване. І це треба враховувати, обмірковуючи мож ливість ж иття в інш их частинах нашої Галактики. 1. У чому принципова різниця між об'єктами, що утворюють населення І і II типу? 2. Який еволюційний зміст мають окремі підсистеми в Галактиці? 3. Розкажіть про можливі причини формування спіральних рукавів Галактики. 4. Чому положення Сонця і Землі в Галактиці можна вважати привілейованим?

Вивчивши тему VI «НАША ГАЛАКТИКА» необхідно зн а ти : Молочний Шлях - це видима частина Галактики. Галактика складається із зір, зоряних скупчень, міжзоряного газу, різноманітних полів і випромінювання. Сонячна система належить Галактиці й знаходиться ближче до її периферії, ніж до центра. У Галактиці є зоряне населення І і II типів. Галактика має добре розвинену спіральну структуру.

VI I . Б У Д О В А І ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ

БУДОВА І ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ

Основоположниками космології як науки про Всесвіт, про закони його будови і розвитку, були давньогрецькі філософи. Але, запровадивши по­ няття нескінченного простору і некінченного часу, вони не змогли піти у своїх роздумах далі, ніж замінити уявлення про нескінченний простір сфе­ рою зір цілком визначеного радіуса. Успіхи сучасної астрономії у з’ ясуванні особливостей будови і розвит­ ку досяжнього для спостережень Всесвіту вражаючі. І все ж, як і для давніх греків та римлян, Всесвіт ще не розкрився перед нами всіма своїми гранями і всім розмаїттям буття. Римський філософ І ст. н. е. Сенека пи­ сав «Успіхи наші великі. Але нашим нащадкам залишиться більшість істин, іще не відкритих».

у 27. Галактики і квазари 1. К л а с и ф ік а ц ія г а л а ь Дослідж ення інш их велетенських зоряних систем - інш их галактик - розпочав В. Герш ель наприкінці X V III ст. Відкривши і склавши каталоги загалом понад 2 500 туманнос­ тей, він дослідив їх н і форми і значну частину з них виділив в окрему гру­ пу «м олочни х ш л я х ів », я к і мали б бути подібними до нашої Галактики. Відстані до цих об’ єктів Герш ель оцінював мільйонами світлових років. Насправді ж ні він сам, ні інш і астрономи впродовж усього X IX ст. не знали, як далеко знаходяться ці об’ єкти. Том у справжнє відкриття світу галактик настало у X X ст. завдяки працям Е. Габбла. І Світ галактик надзвичайно різноманітний. А л е вже 1925 р. Габбл здійснив першу і дуж е вдалу спробу класиф ікувати галактики за їхн ім зовніш нім виглядом, запропонувавши відносити їх до одного з таких трьох типів (м ал. 27.1): еліптичні Е , спіральні Б та неправильні Іг . Еліптичні галактики маю ть ви гляд к р угів чи еліпсів (м ал. 27.2), яскравість яких плавно зменш ується від центра до краю. їх д іля т ь на 8 підтипів від Е 0 Спіральні 5Ь ^ (коловий об’ єкт) до Е 7 (об’ єкт істотно сплю щ ений). /які а* Спіральні галактики ск ла­ даю ться з ядра і к іл ь к о х спіральних рукавів або гілок. ЕО ІЗ У звичайних спіраль­ н и х г а л а к т и к а х (тип в ) Спіральні з перемичкою гіл к и виходять безпосередньо Мал. 27.1. «Камертон» Габбла з ядра (м ал. 27.3). У спіральних галактиках з перемичкою (ти п в В ) ядро перетинається вздовж діам етра поперечною см угою із зір перемичкою або баром, від к ін ц ів як ого й починаю ться сп ір а л ь н і р у ­ кави (м а л . 27.4). Залежно від ступеня розвитку рукавів галактики 8 і 8 В д іляться на підкласи в а , 8 Ь та Йс (відповідно Б В а, в В Ь і Б В с ) . У галактик

т -т

Розділ VII.

підкласу 5 а спіралей майже не видно, тоді як у галактик підкласу 8 с майже вся речовина скупчена в спіральних рукавах. Проміж ними м іж галактиками £ і й є л і н з о п о д і б н і г а л а к ­ т и к и (підтип 8 0 ), яскравість яких від центра до краю зміню ється стрибками. До н е п р а в и л ь н и х г а л а к т и к (тип І г ) належать ті, що не мають чітко ви­ раженого ядра і симетричної структури. Н ай бли ж ч а до нас у п ів н іч н ій півкулі неба галактика Туманність А н д­ ромеды (галактика М 31, мал. 27.5) - це спіральна галак ти к а. У південній п івк улі спостерігаються дві неправильні галактики - Велика Магелланова Хм а­ ра (В М Х , мал. 27.6) і М ала М агеллано­ Мая. 27.2. Еліптична галактика ва Хмара (М М Х ). П риблизно 25 % вивчених галактик - еліптичні, 50 % - спіральні (з них по­ ловина Б В ), 20 % типу ЙО і лиш е 5 % галактики типу Іг. . П а р а м е т р и г а л а к т и к . Як уже неодноразово наголошувалось, одні­ єю з найважливіших проблем в астрономії є визначення відстаней до косм ічних об'єктів. Починаючи з 20-х років X X ст., цю проблему щодо галактик майже розв’ язано: дотепер розроблено більш е 10 методів визначення відстаней до них. Першим із цих методів - за спостере­ Мал. 27.3. Спіральна галактика женнями цефе'їд - скористався Е. Габбл у 1924 р. На околицях галактики М31 (а не­ вдовзі ще декількох) він виявив цефеїди, зумів визначити періоди зміни їхнього блиску, а потім встановити відстані до них. У далеких галактиках намагаються зареєструвати спалахи нових і особливо наднових зір у момент максимуму їхн ьо­ го блиску. Покладаючи, що потуж ності цих об’ єктів (яви щ ) однакові у всіх га­ лактиках, за їхн ім и видимими величи­ нами встановлюють відстані. П іс л я цьо­ го за кутовими розмірами визначають і л ін ій н і діаметри галактик. Мал. 27.4. Спіральна галактика Порівнюючи зміщення спектральних з перемичкою л ін ій у різних частинах галактики (або за розширенням лін ій у спектрі), встановлюють факт ї ї обертання на­ вколо своєї осі, а д ля зір, що перебувають на околиц ях галактик 6 Астрономія, 11 кл

161

162

БУДОВА І ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ

швидкості обертання навколо центра мас системи. Ц і дані використову­ ють д ля визначення мас галактик. Я к виявилося, і наша Галактика, і Туманність Андромеди входять до числа найбільш их за масою, світністю і к ільк істю зір. М ожна з упевненістю твердити, що в спіральних і неправильних га­ лактиках міститься багато біли х і блакитних зір, тоді як в еліптичних галактиках - більш е червоних. Ц е означає, що різні типи галактик ма­ ють різний вік р оне зміщень Спостереження показують, що л ін ії у спектрах усіх відомих галактик (за винятком д ек ільк ох, найближ чих до нас) зм іщ ені у червоний бік порівняно з тими ж лін ія м и у спектрі не­ рухомого об’ єкта. Ц е явище, яке отримало назву червоного зміщення галактик, пов’ яза­ но з їхнім рухом у просторі в напрямку від спостерігача (ефект Допплера-Ф ізо, мал. 27.7). Із спостережень було встановлено, що швидкість відда­ лення Уг, яка відповідає червоному зміщенню г АХ X, збільшується в се­ редньому лінійно зі збільшенням відстані г від галактики:

=

Уг = с ( А Х / Х ) = Н г ,

/

(27.1)

де відстань г виражена у мегапарсеках (1 М пк = 106пк). Ц я залеж ність називається з а к о н о м Г а б б л а , а коефіцієнт пропорційності Н має назву с т а л о ї Г а б б л а . У наш час прийнято значення Н % 75 км/(с-Мпк). Ц е питання надзвичайно важливе, адже якщ о стала Н відома, за формулою (27.1), знаючи червоне зміщ ення г галактики, можна знайти відстань до неї: и с АХ с г — ---- = --------- = — 2. Н Н X н

Мал 27.7 Ефект Допплера-Фізо

4.

(27.2)

Визначивши відстані та швидкості ЗО га­ лактик, Габбл виявив, що чим далі від нас зна­ ходиться галактика, тим з більш ою швидкістю вона від нас віддаляється. На підставі цього він зробив висновок, що Всесвіт не може бути ста­ тичним, як думали раніше, що насправді він не­ перервно розширюється, і відстані м іж галакти­ ками весь час зростають. У наш час червоні зм іщ ення виміряно для понад 10 000 галактик. І д ля кож ної як зав­ годно д а лек ої га лак ти к и співвіднош ення (2 7 .1 ) зберігається, а це означає, що Всесвіт розширюється.

Активні галактики, радіогалактики і квазари

галактиках, окрім найменших, виділяється яскрава центральна зона, яка називається я д р о м . У звичайних галактиках, таких як наша, ве-

164

БУДОВА І ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ

Мал 27 6 Галактика Велика Магелланова Хмара

Розділ VII.

лика яскравість ядра пояснюється високою концентрацією зір. Та все ж сумарна к ільк ість зір у ядрі становить лиш е к ільк а відсотків від їхн ьої загальної кільк ості в галактиці. А л е зустрічаються галактики, що ма­ ють особливо яскраві ядра, з як и х вири­ вається світний газ, що рухається з вели­ чезною швидкістю - тисячі кілом етрів за секунду. За деякими даними, так мож уть проявляти себе чорні діри {§ 24), оточені щ ільною хмарою звичайних зір і газу. П ід час падіння в гравітаційному п олі чорної діри речовина розганяється до швидкос­ тей, близьких до швидкості світла. П отім у разі зіткнень газових мас поблизу чорної діри енергія р уху перетворюється у ви­ промінювання електромагнітних хви ль. П одібні потуж ні процеси, що виявляю ть себе раптовими викидами велетенських струменів розжареного газу або потужним випромінюван­ ням в оптичному, рентгенівському чи радіодіапазоні, відбуваються в ядрах багатьох галактик. Часто ці струмені мають просторову симетрію - спостерігаються з обох боків галактики уздовж осі її обертання. Т ак і галактики називають г а л а к т и к а м и з а к т и в н и м и я д ­ р а м и або се й ф ер т ів с ьк и м и (м ал. 27.8) на честь американського ас­ тронома К . Сейферта, який 1943 р. спостерігав їх уперше. Впродовж 50 років вивчення галактик проводиться в радіодіапазоні. Я к і слід було очікувати, від звичайних галактик до Зем лі надходить радіовипромінювання, але у м ільйон разів слабкіш е, ніж в оптичному діапазоні. Проте серед них було виявлено так звані радігалактики, як і в радіодіапазоні яск­ равіші, ніж в оптичному. Так и х галактик відомо к ільк а сотень. Н айближ че до нас знаходиться радіоджерело Лебідь А. Його ототожнили з га­ лактикою , яка складається з двох ядер, оточених протяжною оболонкою (м ал. 27.9). Н ай ­ Мал. 27.9. Радіоджерело Лебідь X -1 цікавішою особливістю джерела Лебідь А є те, що зона радіовипромінювання не збігається з видимою га­ лактикою, а розташовується двома окремими приблизно еліптичними об­ ластям и обабіч зони оптичного випромінювання. Центри областей радіовипромінювання знаходяться від видимого подвійного ядра на віддалі близько 80 кпк (260 тис. св. р.). Спочатку було висловлено гіпоте­ зу, за якою спостерігається зіткнення двох галактик, що й викликає по­ тужне випромінювання. Невдовзі цю гіпотезу було відкинуто, бо у жодної взаємодіючої галактики, яких в оптичному діапазоні відомо досить багато,

165

БУ ОВАІЕВОЛЮ

ІЯ ВСЕСВІТУ

не було виявлено радіовипромінювання, аналогічне Лебедю А . Отже, це ще одна загадка, яку треба розгадати. Одними з найпотужніших джерел радіовипромінювання є к в а з а ­ р и - квазізоряні радіоджерела. На фотографіях, зроблених в оптичному діапазоні, ці об’ єкти мають вигляд звичайних галактик (м ал. 27.10). А л е спектральні дослідження вказують, що це — дуже віддалені об’ єкти. Се­ ред близько 5000 відомих сьогодні квазарів деякі мають червоне зміщ ен­ ня г « 5 (для найдальших потужних еліптичних галактик г * 1-1,2).

Мал. 27.10. Квазари

Враховуючи, що формула (27.1) справедлива д ля о с , за ш видкос­ тей, що наближаються до величини с, швидкості р уху квазарів із z = = 4 -5 , обчислені за точною формулою, становлять 0 ,9 2 -0 ,97с, а відста­ ні - З 68 0-3 880 М пк (1 2 -1 2 ,7 млрд св. р.). Світності квазарів у сотні разів б іл ь ш і від потуж ності найбільш ої галактики з її сотнями мільярдів зір. П обли зу деяких квазарів виявле­ но викиди - велетенські потоки речовини. Розглян увш и різноманітні гіпотези, астрономи дійш ли висновку, що квазари, найімовірніш е, недовговічні стадії розвитку ядер галактик. в. Р од и ОДІЛ Г d - 14 І > І И Іі П ровівш и ретг алгдослідж ення галактик до 20“ за допомогою 2,5-метрового телескопа, Габбл 1934 р. висловив думку, що таких об’ єктів на всій небесній сфері налічується близько 5 м лн. Зараз вва­ жається, що галактик з величиною до ЗО" близько 100 млрд. Галактики дуж е рідко бувають по­ одинокими (м ал. 27.11). Я к правило, во­ ни зустрічаються невеликими групами по к ільк а членів або входять до складу великих скупчень із сотень і тисяч гаМал. 27.11 Скупчення галактик Діви лактик. Наш а Галактика входить до складу так званої М ісцевої групи, яка містить ще дві великих спіральних галактики - Тум анність Андромеди і галактику в сузір ’ ї Трикутника, а також більш е 20 карликових і не­ правильних галактик, серед яких найбільш ими є М агелланові Хмари. Розм іри с к у п ч е н ь г а л а к т и к становлять к ільк а мегапарсек. На сьогодні відомо близько 4000 скупчень, в як и х налічую ться сотні й тисячі зоряних систем. З багатьма скупченнями пов’ язані потуж ні та

Розділ VII.

протяжні джерела рентгенівського випромінювання. М іж скупченнями є гарячий газ із надзвичайно м алою густиною. У просторовому розподілі галактик існують великі неоднорідності розмірами в десятки мегапарсек. Області з підвищеною густиною галактик чергуються з пустотами, де середня густина галактик значно менша. Най­ ближча до нас область підвищеної густини галактик та їхніх систем нази­ вається Н а д г а л а к т и к о ю , або М і с ц е в и м н а д с к у п ч е н н я м . У його центральній частині знаходиться скупчення Діви. Скупчення Волос­ ся Вероніки слугує центром іншого, сусіднього надскупчення. Цікаво те, що надскупчення фізично між собою не пов’ язані. В цілому галактики і скупчення га­ лактик розташовуються на певних по­ . н ,Шв Ліва Галактике ‘. І :• - <Волосся “ *. верхнях, схожих на стінки комірок, які : ^ Вероніки охоплюють порожнини. Тобто розподіл Піч речовини у Всесвіті має комірчасту структуру. Розм іри порожнин (ка­ т У.Чт верн) порівнянні з розмірами надскупчень (мал. 27.12) Мал. 27.12. Комірчаста структура Всесвіту Які типи галактик найчастіше виявляють п р и спостереженнях? 2. Як зміні ' зорі цефеїди виправдали свою назву «маяки Всесвіту»? 3. В чому суть червоного зміщення галактик? 4 . Як виявляють себе активні галактики? 5 . Щ о таке квазари? 1.

27.1 Червоне зміщення у спектрі галактики 2 = 1 Яку довжину має лінія і (/ (л = 121,6 нм), виявлена в спектрі цього об'єкта? ______

28. Проблеми космології . Космологічні моделі. К осм ологія - наука про Всесвіт у цілому, гір найзагальніш і закони його будови і розвитку. Ц е молода і водночас найпривабливіша галузь астрономи. Вона найповніше викори­ стовує такі поняття, як простір і час, як і є не тільк и фізичними, але й філософськими категоріями. На ї ї «п о л і» упродовж століть ведеться за­ пекла боротьба між матеріалістичним та ідеалістичним світоглядами. Загальні закономірності розвитку Всесвіту вивчаються за допомогою к о с м о л о г і ч н и х м о д е л е й . Інакше кажучи, виводяться рівняння, за якими визначається зміна з часом відстані між двома довільно взятими матеріальними об’ єктами у Всесвіті (двома галактиками), а також зміна з часом середньої температури і густини речовини. При цьому, як правило, виходять з так званого космологічного принципу, який проголошує, що Всесвіт є однорідним та ізотропним, тобто властивості Всесвіту для кожно­ го заданого моменту часу однакові в усіх його точках і в усіх напрямках. Сучасна космологія грунтується на створеній А . Ейнштейном (1916 р.) загальній теорії відносності (ЗТВ), в якій було встановлено, що розвиток і подальша доля Всесвіту значною мірою залежать від значення середньої густини речовини, яка його заповнює. При цьому особлива роль ві уводить­ ся так званому значенню ркр- к р и т и ч н о ї г у с т и н и речовини.

167

168

БУДОВА І ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ

Виявляється; якщ о р > ркр, то розширення Всесвіту рано чи пізно зу ­ пиниться і зміниться його стисненням. Т од і червоні зм іщ ення л ін ій у спектрах галактик зм іняться на фіолетові, оск ільк и віддалі м іж галак­ тиками почнуть зменшуватись. У такій м оделі Всесвіт пульсує: досяг­ нувши найбільш их розмірів, знову стискається. До того ж він замкне­ ний, і світловий промінь, відлетівш и у зоряні простори, має зрештою повернутись туди, звідки стартував. . . . і! Я кщ о р < ркр, то Всесвіт відкритий, нескінченний, і його розш ирен­ ня буде тривати вічно! Ч ом у ж дорівнює критична густина речовини Весвіту? Виявилося, що її значення визначається тільк и сучасним значенням сталої Габбла, яку точно знайти дуже непросто. Д л я її обчислення доводиться вимірю­ вати червоні зміщ ення дуж е далеких галактик, оскільки бли зьк і галак­ тики мають значні власні рухи, не зумовлені розширенням Всесвіту. Обчислена за середнім значенням сталої Габбла критична густина ркр становить мізерну величину - біля 10 29 г/см3, або 10"5 атомних оди­ ниць маси у кож ному кубічному сантиметрі. За такої густини грам ре­ човини міститься у кубі зі стороною 40 тис. км! Отже, для того щоб дізнатись, якій космологічній моделі відповідає Все­ світ, потрібно визначити середню густину його речовини і порівняти з кри­ тичною. Визначення середньої густини - це першочергова задача космології. Зауважимо, щ о при введенні поняття Всесвіту, що розширюється, зовсім не йдеться про якусь фізичну точку, від як ої відбувається розш и­ рення. Н іякого центра розширення не існує. Порівняємо Всесвіт із точ­ ками на поверхні повітряної кульки. К оли ми почнемо наповнювати її повітрям, відстані м іж точками будуть зростати, але жодну точку при цьому не можна вважати центром розширення. Так і при розширенні Всесвіту - сам простір наче розбухає, галакти­ ки віддаляються одна від одної, залиш аючи завдяки гравітації незм ін­ ними свої об’ єми. Т а як щ о світ га лак ти к розш ирю ється, то, м ож ли во, певне число років тому всі вони почали свій розліт з деякої так званої сингу­ лярної точки ? Тщсе уявлення дозволяє ввести поняття єдиного космо­ логічного часу І, відлічуваного від моменту, к оли розпочалося розш и­ рення світу галактик. 2. Проблема «прихованої маси». Якщ о ми візьмемо в околицях Сонця невеликий об’єм, наприклад куб із стороною 10 пк, то в ньому може виявитись кілька зір і міжзоряна плазма,, а в сусідніх 10 пк3 ми можемо не знайти жодної зорі. Ц е свідчить про нерівномірність заповнення речовиною найближчого до нас простору. Зорі об’єднуються в галактики, а галактики об’єднуються в скупчення, які теж розташовані нерівномірно. Середня відстань між скупченнями становить близько ЗО Мпк. Отже, і в таких об’ємах Всесвіт неоднорідний. А л е якщо ми візьмемо куб із стороною 100 Мпк, то побачимо іншу картину: в будь-якому місці Всесвіту всередині таких об’ємів кількість галактик та їхніх скупчень буде майже однаковою. «Розм азавш и» подумки всі галактики по цих об’ємах, ми отри­ маємо д л я кож ного з них однакову середню густи н у речовини.

Розділ VII.

Ц е приводить до дуж е важливого висновку: у великих масштабах Всесвіт однорідний, і значення середньої густини речовини у ньому - це один із найваж ливіш их параметрів , П роте визначити зі спостереж ень справж ню середню густи ну Всесвіту, виявляється, ще складніш е, ніж знайти сталу Габбла і обчис­ лити критичну густину. З астрономічних спостережень випливає, що середня густина усієї видимої речовини - зір, пи лу, газу, а також ви­ промінювання - не перевищує 10% критичної густини. Отже, окрім ре­ човини, яка спостерігається, у Всесвіті, безсумнівно, наявна загадкова «прихована» або темна речовина, яка нічим не проявляє себе, крім гравітації. Її маса у багато разів перевищує масу видимої речовини. Останніми роками астрономи отримали ціли й ряд прямих вказівок на те, що в основному саме ця темна речовина заповнює Всесвіт. Вона утворює протяж ні невидимі темні гало галактик і міститься в м іж га­ лактичному просторі, концентруючись біля скупчень галактик. Я к а природа «п р и х о в а н о ї» речовини? М ож ли во, це поки щ о не відкриті елементарні частинки, а м ож ливо, вакуум має такі власти­ вості, що робить свій внесок у повну густину матерії. Ц е мож уть бути і звичайні несамосвітні т іла невеликої маси, проміж ні м іж зорями і вели­ кими планетами. М ож е бути і «будівельне с м іт т я », що залиш илось після епохи утворення галактик. Та як би там не було, виміряти масу «п р и хован ої» речовини - зада­ ча надзвичайно складна. Ц е якнайваж ливіш е космологічне питання досі залиш ається відкритим. 3. П р о б л е м а го р и зо н т у. Я к щ о галактики розлітаються, то пе­ ренесімось подумки у м инуле і знайдімо момент, коли віддалі між галак­ тиками були такими малими, що вони «тор к али сь» одна одної. Продов­ ж уючи цю подорож у часі, ми неминуче прийдемо до такого моменту, к о­ ли вся доступна для спостережень область Всесвіту формально була стяг­ нута в точку, а густина її була нескінченно великою. Звісно, фізично це неможливо, але в рамках м оделі припустимо говорити про час життя Всесвіту як такий, що минув від моменту існування нескінченно великої (чи просто великої, але такої, яка ще має фізичний зміст) густини. Ц ей час, що називається в і к о м В с е с в і т у , залеж но від прийнятого значення сталої Габбла в иявляється бл изь ким до 12-15 млрд років. Я кщ о наші математичні моделі вірно описують реальний Всесвіт, то серед астрономічних об’єктів не повинно бути таких, вік яких переви­ щує вік Всесвіту. І дійсно, вік найстаріших зір як у нашій, так і в інш их галактиках, не більш ий за 15 млрд років. Будь-який сигнал, що несе інформацію, не може передаватися зі ш видкістю, більш ою за ш видкість світла. Т ом у «ск ін ч ен н и й » вік Всесвіту дозволяє умовно говорити і про розмір спостережуваного Всесвіту, або розмір області гв * с /Н, з як ої інформація може дійти до спостерігача за час, що минув від початку розширення. І ® О ск ільк и ш видкість с в ітла с має ск ін чен н е значення, то і розм ір спостереж уваного В сесвіту гв - так ож скінченна величина. Тобто

169

170

БУДОВА І ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ

спостережуваний Всесвіт має вигляд сфери скінченного радіуса гБ, з-за меж якої ніяка інформація не може дійти до нас у принципі. І ніяке вдо­ сконалення техніки не дозволить зазирнути щ е далі. Н а честь Габбла її називають г а б б л і в с ь к и м р а д і у с о м , а поверхня, як у він опи­ сує, називається а б с о л ю т н и м г о р и з о н т о м . Н а сьогодні за значення сталої Габбла Н = 7 5 км / (с ■ М пк) габблівський радіус становить 4 000 Мпк. А л е поняття радіуса Всесвіту досить умовне; реальний Всесвіт без­ меж ний і ніде не закінчується. Я к щ о спостерігач буде рухатись, то його спостережуваний «гор и зон т» буде відсуватися все далі й далі. Через скінченність швидкості світла величина червоного зміщ ення у спектрі д алек ої га лак ти к и є водночас і м ірою в ід д а лі до неї, і мірою часу, який минув відтоді, к оли вона випустила той сигнал, що ми зараз сприймаємо. Спостерігаючи все віддаленіш і галактики, ми зазираємо у їхнє ми­ нуле, бо бачимо їх такими, яким и вони були м ільй он и й м ільярди років тому. 1. Яка мета ставиться при побудові космологічної моделі? 2. Чому параметр гус­ тини речовини такий важливий для долі Всесвіту? 3. У чому суть проблеми «п р и ­ хованої» маси? 4. Як Ви розумієте поняття «абсолютний горизонт»?

§ 29. Походження і розвиток Всесвіту

1. З а га ль н а т ео р ія відносності — наріж ни й к ам ін ь м о В сесі Всі уявлення про будову та виникнення Всесвіту, що з ’ яви ли ­ ся у людства до 20-х років X X ст., можна вважати теоретичними м ірку­ ваннями, бо спостережні дані були вкрай обмежені. І все ж на основі цих даних повільно вимальовувалася картина «б у д ів л і» Всесвіту. На основі роздумів про світ фізичних явищ , критичного аналізу механіки Г а ліле я та Ньютона народилася теорія відносності Ейнштейна, якій було вготовано провести справжній переворот у фізиці. Теорія відносності виходить з того факту, щ о всі вимірювання і зміни у просторі і часі відносні і залежать від конкретного спостерігача. Вони втра­ чають абсолютне значення, а сама структура простору-часу визна чається тим чи іншим розподілом мас у Всесвіті. В різних частинах Всесвіту простір по-різному викривлений, і час протікає з різною швидкістю. У загальній теорії відносності (З Т В ) Ейнштейна гравітація - не сила (щ о дивовижно на перший погляд), а тільк и викривлення простору-часу. Т іл а рухаються по викривлених траєкторіях не тому, що на них діє сила гравітації, - вони рухаються найкоротшим, «найш видш им» ш ляхом у викривленому просторі-часі. А викривляють простір час матеріальні тіла, подібно до того, як масивна кулька прогинає натягнуту плівку. М атер ія за Е йн ш тейн ом не зан урен а у н еза леж н и й від неї п р о с т ір -ч а с , а н е р о зд іл ьн о п ов ’ язан а з ним і, б іл ь ш е т о го , ви зн а­ чає його парам етри. З вісн о, м ож е так стати ся, щ о через д еяк и й час п о лож ен н я З Т В б у д у ть в ід х и л е н і в р е з у л ь т а т і б іл ь ш д о с к о н а л и х

Розділ VII.

експериментів, але поки що на рубеж і ти сяч оліть вона є наріж ним ка­ менем м оделі Всесвіту. 2. Н і саіу У 1922 році німецький журнал «Цайтшрифт фюр ф ізік » надрукував статтю радянського вченого О. Фрідмана, в якій він аналізував космологічну теорію Ейнштейна. На відміну від Ейнштейна, який всупереч власним висновкам із ЗТВ відстоював стаціонарність Всесвіту, на основі уважного аналізу рішення рівнянь Ейнштейна Фрідману вдалося показати, що речовина у Всесвіті не може знаходитися в стаціонарному стані, і Всесвіт з часом змінюється. За теорією Фрідмана можливі три варіанти розвитку Всесвіту: Всесвіт закритий, відкритий і пульсуючий. Всі ці варіанти мають те спільне, що в якийсь момент час\ в минулому (10 чи 20 млрд років тому) відстань м іж сусідніми об’ єктами всесвіту мусила бути рівною нулю . В цей момент, який називається В е л и к и м В и б у х о м , густина Всесвіту і кривизна простору мали бути нескінченно великими, тобто Всесвіт мав бути точ­ кою, яку математики називають с и н г у л я р н о ю . У сингулярній точці всі сучасні закони фізики втрачають свою дію, а том у цю точку можна роз­ глядати як математичний Образ нової фізичної реальностіВ теоретичном у п ла н і си н гу ля р н іст ь відображ ає «о с о б л и в и й » фізичний стан, у яком у густина речовини, кривизна простору-часу і температура нескінченні, вся надгаряча космічна матерія буквально зібрана в точку. Процес переходу космічної матерії з цього «точ к о в ого» стану на стадію розширення і є Великим Вибухом. Від цієї часової меж і почи­ нається історія нашого Всесвіту. Щ о передувало В ели ком у В ибуху невідомо, бо лю д ськ и й розум поки щ о безси ли й п ід н яти завісу над таємницею початкової сингулярності. 3. Історія дуже раннього Всесвіту. Отже, в момент В ели к о­ го В ибуху розміри Всесвіту були близьким и до н уля, менш і за 10 33 см, а всі чотири фундаментальні сили природи - гравітація (характерна для кожного тіла і залежна від його маси чи енергії), електромагнітна (об’ єднує електрично заряджені частинки), слабка (властива д ля всепроникних нейтрино) і сильна (об’ єднує протони і нейтрони в ядрі ато­ ма) - були об’ єднані. В ід лік часу починається від 10 43с. У цей час, згідно з припущ ення­ ми, гравітація відділяється від трьох інш их ф ундаментальних сил, а во­ ни за надзичайно високої енергії утворюють єдину силу. Період від 10 43 с до 10 36 с називається е п о х о ю В е л и к о г о о б ’ є д н а н н я . До кінця цієї епохи, за теоретичними міркуваннями, деякі області Всесвіту переохолодилися і знаходились в особливому стані, який називається псевдовакуумом або «хибним вакуум ом ». У звичайному розум інні вакуум - це порожній простір, у яком у практично відсутні будь-які частинки. Ф ізичний, реальний вакуум не порожній. Він заповнений полями та віртуальними частинками, які час від часу матеріалізую ться. Таке поняття вакуум у ввів у науку видатний англійський фізик П. Дірак (1902-1984). Звичайних частинок у такому вакуумі справді

171

172

БУДОВА І ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ

немає, але існує велика кількість інш их - в і р т у а л ь н и х (з англ. «м ож ли в и х»). Т акі частинки виникають з «н іч о го », з порожнечі, набува­ ючи скороминуще буття, перш ніж знову зникнути. І як би ми не нама­ галися спустошити простір, у ньому завжди буде рій таких частинок. Таким чином, вакуум постає не безликим і позбавленим життя, а сповненим енергії і нестримного творення. Час життя віртуальних части­ нок надзвичайно малий (наприклад, для віртуального електрона з масою 10 27г цей час дорівнює 10'21с, а д ля віртуального протона - 10 2і с). Ф ізи к и встановили, що такий вакуум, який називають квантовим, може мати дивовижні властивості. Наприклад, виробляти необмежену к ільк ість енергії або мати від’ ємний тиск. Отіке, в першу мить іароджешш Всесвіту гравітаційне відш товху­ вання переваж ало над гравітац ійн им тя ж ін н я м , під дією алтигравітаційних си л вакуум у і почалось його розширення. Воно відбува­ лось так стрімко, щ о отримало спеціальну назву - роздування або і н ф л я ц і я . Саме одна з областей вак уум у, як а пройш ла фазу ін ф ляц ії і яка спершу була набагато менша протона, а за м ить досягла розмірів апельсина, і стала м аленьким Всесвітом. І К ож ні 10 34 с Всесвіт подвоював свої розміри - роздування йш ло ви­ бухоподібним чином. А це і є В еликий Вибух! А л е стан гісевдовакууму нестійкий. К оли подібний стан зникає, закінчується й інф ляційне роздування. Миттєво перейшовши до стану звичної д ля нас гравітаційної взаємодії в момент 10~35с, Всесвіт продов­ жував розширюватися за інерцією, за рахунок того поштовху, що був наданий у період інф ляції. Величезний запас потенціальної енергії псевдовакууму, величина я к ої не зменш увалася при роздуванні, під час фазового переходу Всесвіту із переохолодж еного стану виділився у вигляді випромінюван­ ня. Температура миттєво зросла до значення 1027 К і сильна взаємодія відділилася від слабкої та електромагнітної. Від цього моменту і поча­ лась історія г а р я ч о г о В с е с в і т у . Т од і ж в и ник ла асим етрія у к іл ь к о с т і частинок і античастинок. В момент 10'10 с за температури 1015 К почали утворюватись важ кі е ле­ ментарні частинки, такі як протони і нейтрони. При цьому антипро­ тонів і антинейтронів у ранньому Всесвіті виявилось менше, ніж про­ тонів і нейтронів. Ц ей факт має надзвичайно важливе значення, бо, як відомо, важкі частинки входять до складу атомних ядер хім ічни х еле­ ментів. І якби всіх частинок було порівну, то після їхн ьої а н ігіля ц ії жодного атомного ядра не зм огло б утворитися, і той Всесвіт, який ми знаємо, не існував би. Деякий час Всесвіт перебував у так званому рівноважному стані. Відбувалось народження та а н ігіля ц ія частинок з античастинками з виділенням енергії у вигляді квантів світла. А л е розширення тривало, температура продовжувала знижуватись, і масивних частинок утворю­ валось дедалі менше. Згодом кількість анігіляцій перевищила кількість народжених части­ нок, всі античастинки знайшли собі пару і анігілювали, перетворившись

Розділ VII.

на кванти світла, а частинки без пари зали ш и ли сь - одна частинка на м ільяр д квантів! У В сесвіті зали ш и лась т іл ь к и речовина, а антиречо­ вина зникла. 4. Ранній Всесвіт. Нареш ті температура знизилася настільки, що пари масивних частинок перестали народжуватися зовсім. Енергії вистачало лиш е на утворення легк и х частинок - лептонів. Почалась е р а л е п т о н і в . Через 10'4 с Всесвіт став схож им на густий суп, у якому випромінювання (фотони) було змішане з лептона­ ми (в основному електронами, позитронами, нейтрино і антинейтрино) і протонами та нейтронами. У цей період досі зв’ язані нейтрино ви­ вільнилися і р озлетілися у просторі. Через 1 секунду після В еликого В ибуху, к оли температура впала до 10 млрд К , почалась а н ігіля ц ія електронів і позитронів з виділенням ко­ лосальної к ільк ості фотонів. Ц ей процес тривав 9 с і через 10 с після по­ чатку Великого В ибуху випромінювання вже переважало над речови­ ною - почалась е р а в и п р о м і н ю в а н н я . Саме на цьому етапі за температури 1 млрд К почався космо­ логічний нуклеосинтез - утворення ядер гелію , другого п ісля водню за поширеністю у Всесвіті хім ічного елемента. Розрахована теоретично концентрація гелію (25 % ) збігається з даними астрофізичних спостере­ жень. Ц ей процес тривав біля 200 хвилин. Через 1 млн років, при подальш ому розширенні та охолодж енні ре­ човини до температури 3 000 К , в результаті об’ єднання електронів і протонів утворились атоми водню - найпростішого і найпоширенішого хім ічного елемента у Всесвіті. Випромінювання в ідділилось від речови­ ни і у вигляді фотонів розлетілося у просторі. Всесвіт став прозорим. Н астала наступна ера в історії Всесвіту - е р а р е ч о в и н и , яка триває і дотепер. 5. Реліктове випромінювання. Випромінювання, що виник­ ло на ранніх етапах розвитку Всесвіту, мусить і зараз знаходитися в ньому у вигляді фонового космічного або реліктового випромінювання. От т ільк и відтоді через триваюче розширення воно значно охолоди лось і, за розрахунками, мусить мати температуру б іля З К . Щ е в 40-х роках X X ст. Г. Гамов передбачив існування реліктового випромінювання. А 1965 р. А . Пензіас і Р. В ілсон несподівано д ля себе зареєстрували радіовипромінювання, інтенсивність якого з точністю до 0,1% не залеж ала від орієнтації антени радіотелескопа. Й ого інтен­ сивність була однаковою і вдень, і вночі, і впродовж року. Ц е означало, що джерело випромінювання знаходиться за межами Сонячної системи і навіть за межами Галактики. Згодом було зроблено висновок, щ о це радіовипромінювання не щ о інш е, я к р е л і к т о в е в и д р о к і н ю в а ж н я , передбачене Гамовим. Й ого тем пература виявилася рівною 2,73 К , щ о б ли зь к о до передбаченої величини. М аксимум у-спектрі реліктового випромінюй вання припадає на м ілім етрову область радіодіапазону. — ІІ Таким чином, гіпотеза «гар ячого» Всесвіту отримала спостережне підтвердження.

173

174

»

БУДОВА І ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ

6. Н ар од ж ен н я га ла к ти к . П ісля того як випромінювання відо­ кремилось від речовини, Всесвіт складався із суміш і атомів і випроміню­ вання, тобто був наповнений гарячим газом. Можливо, цей газ не був абсо­ лютно однорідним. М ожливо, у ньому були ущ ільнення і розрідження. Хоча остаточно це питання залишається нез’ ясованим. Врахуємо тепер, що зі збільш енням щ ільності згустка речовини зро­ стає сила гравітації, щ о діє на нього. А тому будь-яка неоднорідність ре­ човини має тенденцію до нарощування. З часом такі ущ ільн ен і хмари відокремились одна від одної і перестали брати участь у розширенні. Гравітація міцно тримала кож ну з них групою, а розширення проявля­ лось у зростанні відстані м іж ними. Велетенські й дуж е масивні згустки дробились на менш і, кожний з яких продовжував ущ ільнюватись. З таких згустків через 1 млрд років після Великого В ибуху і утворилися надскупчення, скупчення галак ­ тик, окремі галактики, а в галактиках - окремі зорі. Цей сценарій утворення і розвитку Всесвіту підтверджується таки­ ми спостережними даними: ♦ Наявність реліктового випромінювання як своєрідне відлуння мо­ менту відриву випромінювання від речовини. ♦ Відсотковий вміст гелію у речовині, що відповідає розрахунковому за теорією Великого Вибуху (25 % гелію і 75 % водню в загальній масі). ♦ О днорідність та ізотр оп н ість простору у вели к и х масш табах (100 М пк). ♦ Наявність неоднорідностей у невеликих масштабах як наслідок ф луктуацій щ ільності речовини на початку Всесвіту. ♦ Співвідношення м іж випромінюванням і речовиною (м іж к ільк істю фотонів і окремих частинок).

* . 1 * Що таке епоха Великого об'єднання7 2 * Яка дивовижна властивість вакууму за сценарієм розвитку Всесвіту, зіграла вирішальну роль у його творенні? З Що таке реліктове випромінювання7 4 Чому вміст гелію в речовині є доказом правильності моделі «гарячого» Всесвіту7

Вивчивши тему VII «БУДОВА І ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ» необхідно знати : Спостерігається віддалення галактик одна від одної, яке пояснюється розширенням Всесвіту. Згідно сучасних наукових уявлень, існує абсолютний горизонт відстань, за яку «зазирнути» ми не можемо у принципі Всесвіт народився з фізичного вакууму, і його подальша доля залежить від значення середньої густини речовини.

Розділ УПІ.

VIII

ЖИТТЯ У ВСЕСВІТІ

176

Ж ИТТЯ У ВСЕСВІТІ

§ ЗО. Про пошуки життя за межами Землі

Попри недостатність надійної інформації, людство завжди за­ мислювалось над таємницею походження життя і Всесвіту. Кож на ц и в іліза ц ія м инулого створила свої міфи про виникнення світу і людини. Сучасна ц и вілізац ія також проявляє безмеж ну зацікав­ леність у цих питаннях. Я к і колись, людство сподівається на мож ­ ливість існування життя ще де-небудь окрім З ем лі - на планетах Соняч­ ної системи чи в загалі поза ї ї м еж ам и, серед зоряних світів. І сьогодні, к оли автом атичні станц ії д ослід ж ую ть м іж план етн ий простір, а деякі з них вже летять у напрямку далеких зір, проблема існування та пош уку життя у Всесвіті стала щ е більш актуальною і хви­ люю чою . Т а перш ніж обміркувати ці проблеми, потрібно задатись інш ими питаннями. 1. Щ о та к е ж и тт я ' Даючи відповідь на це питання, зауваж спочатку, що визначення терміну «ж и т т я », як і всі подальш і міркуван­ ня стосовно умов його виникнення, тривалого існування і еволю ції, спираються на один-єдиний приклад - знання про життя на Зем лі. Інш ого прикладу у нас поки що немає. Основні властивості живого такі. Все живе здатне до самовідтворен­ ня, тобто до розмноження: кліти ни діляться, рослини дають насіння, тварини народжують дитинчат тощо; все живе підтримує своє існуван­ ня за рахунок навколиш нього середовища - поглинає енергію (чи то со­ нячну, чи з інш их дж ерел), дихає, харчується; все живе збирає, зберігає і переробляє інформацію про зовнішнє та внутрішнє середовище з тим, щоб зберегти і підтримати свої власні характеристики; зібрана інфор­ мація кодується надзвичайно складними і великими м олекулам и. Інш ими словами: ж и т т я - це високоорганізований стан речови­ ни, здатний до самовідтворення за допомогою певним чиним кодованих м олек ул і до обміну з навколиш нім середовищем речовиною, енергією та інформацією. Ж иття на З ем лі грунтується на сполуках вуглецю , розчинником д л я як и х с л у г у є вода. К ерую чи сь процесами самовідтворення нуклеїнової кислоти - Д Н К , я к і за величезного розмаїття усього живого використовую ть д л я програм ування ін д и від уальн ого розвитку організмів однакову "м ову" - один і той же генетичний код. Така біохім ічна єдність свідчить про те, що всі прояви життя на Зем лі виникли значною мірою однаковими ш ляхам и і мають спільних пращурів. Х оча на питання, як саме відбувається цей еволюційний процес, також як і на питання, як відбувся перехід від «н еж и вого» до «ж и во­ г о » , сучасна наука поки що не мож е дати точн ої відповіді. З цього приводу дуж е гарно висловився англійський біолог Ф . К рік, який ще 1953 р. разом з американцем Д. Уотсоном розкрив таємницю структури Д Н К : «М и не бачимо ш ля х у від первісного бульйону до при­ родного відбору. М ожна дійти висновку, що походження ж иття - чудо, але це свідчить лиш е про наше незнання».

Отже, твердження про біохім ічн у єдиність життя на Зем лі, у свою чергу, приводить до висновку, що життя на інш их планетах може дуже сильно відрізнятись від земного, навіть якщ о воно використовує т і ж хім іч н і елементи. Безперечно, скрізь, де існує життя, повинні бути мо­ лек ули , які забезпечують самовідтворення. А л е побудовані вони мо­ ж уть бути не так, як земна Д Н К , і м ож уть нести в собі інш ий генетич­ ний код («розм овляти м уть іншою м овою »). В м олекулах б ілк а можуть бути використані інш і амінокислоти. А в основі розмноження, зберіган­ ня та передачі інформації може леж ати інш а хім ічна система. 2. З е м л я - к о л и с к а ж и ття Приймімо апріорі, що ж иття мо­ же існувати на холодн их небесних т іла х - планетах. Подивімося, наскільки закономірним чи випадковим був процес зародження ж иття на Зем лі. В ч и слен ни х лабораторних експерим ентах вже давно було п ок а­ зано, що д ля утворення ск лад н и х органічн их м о л е к у л , я к і пер ед у­ ю ть виникненню ж и ття, н ео б х ід н і наступ н і ум ови: н аявн ість у ск лад і небесного т іл а всіх х ім іч н и х елем ентів, я к і входять до ск лад у ж ивого; відповідний тем пературний реж им, щ о забезпечує п еребу­ вання води у газоподібном у і р ід ком у стані; від сутн ість кисню в ат­ мосфері планети, бо за його наявності утворю ється озоновий екран, що погли н ає сонячний ультр а ф іо лет, як и й , руй ную чи елек тр он н і о б о л о н к и атом ів , дає їм зм о гу о б ’ єд н увати сь у с к л а д н і пер е д біоло гіч н і м о л е к у л я р н і сп олук и . Я к т іл ь к и ц і умови виконано, в с и л у добре відом их законів ф ізики та х ім ії негайно починається у т ­ ворення ск ладни х органічн их сп о лук . Т ож напевне, початок ж иття на п лан еті З ем ля був ц ілк о м законом ірним явищ ем , бо на ній ре­ а л ізу в а л и ся всі необхідн і початкові умови. А от подальший перехід від переджиття до ж иття, а також його існування стали мож ливими за підтримання стабільними впродовж мільярдів років цілком певних характеристик зовніш нього середови­ ща. І ця умова також реалізувалась на Землі. Є три особливості, які роблять Землю унікальною серед інш их п ла ­ нет: віддаль від Сонця, розміри і (щ о, можливо, менш істотно) відносно велика маса природного супутника М ісяця. В сі три характеристики ви­ явились важливими д ля існування і розвитку життя. Зем ля знаходиться від Сонця на дуж е зр уч н ій в ід д алі 149 600 000 км. Саме на цій відстані середня температура на поверхні така, що дозволяє воді, яка входить до складу т іл ж ивих істот, знаходи­ тись у рідкому стані, а не у вигляді льоду чи водяної пари. Я кби Земля знаходилась на м ісці Венери, то велика к ільк ість радіації від Сонця врешті-решт зробила б її схожою на Венеру з потуж ­ ною атмосферою з вуглекислого газу і занадто високою д ля існування життя температурою. Якби Земля перемістилась на орбіту Марса, то зменшення к ільк ості сонячного тепла викликало б охолодж ення океанів і збільш ення площ і полярних шапок, що зрештою перетворило б її на неконтрольований хо­ лоди льн ик з занадто низькою для існування життя температурою.

12«

Ж И ТТЯ У ВСЕСВІТІ

Відносно розмірів також зрозум іло. За більш и х розмірів Зем ля ма л а б більш у масу, і більш у си лу тяж іння. Т од і її атмосфера нагадувала б атмосферу планет-гігантів - Ю пітера чи Сатурна - і д ля життя була б непридатною. За менших розмірів і маси, як у М еркурія, Зем ля взагалі не м огла б утримати атмосферу. Таким чином, розміри і відстань від центрального світила - це два в и ріш альн и х фактори з точки зору умов д л я існування ж иття (в кож ному разі, схожого на земне). Щ одо М ісяця з його відносно великою масою, то, по-перше, високі припливи і відпливи на морському узбереж ж і, як і він викликає, м огли зіграти виріш альну роль в утворенні мікросередовищ, придатних для існування життя; по-друге, М ісяць стабілізує орієнтацію осі обертання З е м лі, що надзвичайно важ ливо д л я підтрим ання більш -м енш постійного клімату. До цього треба додати важ ливість планет-гігантів, особливо Ю піте­ ра, у Сонячній системі. їх н я наявність сприяє стабілізац ії орбіти Зем лі, без чого вона могла б бути викинутою за м еж і планетної сім ’ ї або впала б на Сонце. До того ж Юпітер як наймасивніша планета в Сонячній сис­ темі притягає до себе основну масу метеоритів, як і м огли б повністю зруйнувати поверхню Зем лі. 3. П ро імовірність існування життя на інш их планетах. З усього сказаного вище можна зробити дуж е важливий висновок: фор­ мування пєреджиття - процес, властивий не тіл ьк и Землі. О скільки закони фізики і х ім ії універсальні д ля усього видимого Всесвіту, на будь-якій планеті, знаходиться вона у Сонячній системі чи в якійсь інш ій зоряній системі, за наявності відповідних умов повинні йти схож і процеси. Неорганічне утворення органічних, нехай і про­ сти х, сп о лук з подальш им їх н ім уск лад н ен н ям - це повсюдний космічний процес. У Всесвіті є всі передумови д л я того, щ об ми не вваж али існуван­ ня ж иття та розум у на З ем лі чим ось винятковим . Інш а справа н а ск ільк и ймовірно знайти у В сесвіті планети, де б р еалізув али сь умови, подібні д о'зем н и х. В даному випадку не будемо розглядати м ож ли в і екзотичні форми ж и ття, так і як ж иття на нейтронних зо­ р ях, організація галак ти к и в ж иву систему, ж иття у величезн их м іж зорян их хмарах тощ о. 4. Де v Всесвіті шукати планети, придатні для життя? Дослідж ення показують, що більш ість зір у нашій Галактиці входять до складу кратних систем. Ц е свідчить про те, що у більш ості випадків гіротозоряна хмара, в як ій іде формування зорі, розбивається на фраг­ менти так, що утворюється одразу к іл ьк а об’ єктів. Досить часто роз­ поділ мас м іж ними буває дуж е нерівномірним. Іноді поряд з масивним тілом утворюється одна чи дві невеликі зорі, що мають вигляд червоних карликів. П рикладом слугує вже згадувана потрійна система а Кентавра. А іноді у залиш ків речовини, яка не піш ла на утворення основної зорі, маса така маленька, що з них мож уть утворитися тільк и планети - одна чи декілька.

Розділ VIII.

Ясна річ, що не кожна зоря варта уваги з точки зору пош уків біля неї планет, на яких могло б виникнути життя. Знаючи, що д ля еволю ції ж иття від найпростіш их до найвищ их форм потрібні величезн і проміжки часу, принаймні 3 -4 млрд років, відкиньмо у пош уках гарячі б іл і та блакитні зорі, я к і не здатні прожити більш е 4 млрд років. Адж е навіть якщ о у них є планетні системи, через короткий строк ж иття зорі майбутнього для них не існує. Зорі набагато меншої маси, ніж Сонце, також погані кандидати для пошуків. Щ об отримати потрібну к ільк ість тепла від такої зорі, плане­ та повинна знаходитись до неї набагато ближ че, ніж Земля до Сонця. Наприклад, від зорі Барнарда, другої за віддаленістю від Сонячної сис­ теми (6 св. р.), планета мусить знаходитись на віддалі 1 млн 300 тис. км. Ц е лиш е втричі далі, ніж М ісяць від Зем лі! За таких близьких відстаней виникають значні труднощ і, бо плане­ та, як і М ісяць, завжди буде обернена до свого Сонця одним боком. За розрахунками, це повинно значно уповільнити утворення складних хім ічних сполук. Та, врахувавши величезний строк ж иття карликових зір - 100-150 млрд років, погодьмось: у такому далеком у майбутньому все можливе. Тільки зараз шукати там життя не має сенсу. Отже, варто шукати планети тіл ьк и б іля зір, схож их на Сонце. А їх серед 400 млрд зоряного населення нашої Галактики за підрахун­ ками налічується до 28 млрд. Навіть якщ о ми відкинемо ті з них, як і знаходяться в центральних районах зоряної системи, оск ільки смерто­ носний рівень радіації, який там панує, знищ ить життя в самому зарод­ ку - все одно на околиц ях їх залиш иться к іл ьк а м ільярдів. То ж ми на­ чебто маємо надії! 5 Оптимістичні прогнози Побачити планети біля інш их зір дуж е важко, бо їхн я яскравість набагато менша, ніж яскравість основ­ ного світила. Т а все ж є кільк а методів, як і дозволяють виявити на­ явність планет, навіть не бачачи їх. Основним серед них є метод проме­ невих швидкостей, який за сучасних методик дозволяє реєструвати ко­ ливання променевої швидкості зорі навіть у 3 м/с за рахунок наявності невидимого компонента. Використовуючи цей метод, 1995 р. два швейцарських дослідники М. Майор і Д. Квелоц оголоси ли про відкриття першої позасонячної планети. П лан ета масою 0,47 маси Ю пітера знаходиться б іл я непримітної зорі 51 Пегаса і обертається навколо неї з періодом лиш е 4,2 земних доби. Відтоді до кінця X X ст. було відкрито близько п ’яти десятків планет біля зір у радіусі до двохсот світлових років від Сонця. Д л я пошуків використовуються найпотуж ніш і сучасні наземні оптичні телескопи, такі як 10-метрові «К е к -І» і «К е к -ІІ» та інш і. До пош уків планет підключаються все нові й нові групи д ослід ­ ників, їм виділяється час на найпотуж ніш их телескопах Зем лі. Так що немає сумніву - цей список найближ чими роками збільш иться в к ільк а разів. Цей факт свідчить про те, що планетні системи в космосі вельми поширені. На ж аль, поки що всі нововідкриті планети подібні до планет-гігантів С онячної системи, але, напевно, серед них повинні бути і

Ж ИТТЯ У ВСЕСВІТІ

180

подібні до Землі. Д л я їхн ього пош уку потрібні нові підходи, нове облад­ нання; роботи в цьому напрямку вже проводяться. Ідуть експерименти в області оптичної інтерферометри, розглядаються проекти потуж них космічних інтерферометрів. Разом з тим продовжують плануватися роботи за програмою SE TI (від англ. «Search fo r E xstraTerrestrial In telligen ce» - «п ош ук позазем­ ного р озу м у»), започатковані ще 1960 р. Ф . Дрейком під більш пре­ тензійною назвою СЕТІ - «з в ’ язок з позаземним р озум ом ». І якщ о спо­ чатку пошуки велися в основному в радіо- і оптичному діапазоні, то те­ пер щораз більш а увага приділяється рентгенівському і гамма-діапазонам, як таким, що мають високу здатність передавати вели к у к ільк ість інф ормації за одиницю часу. Винесення за м еж і атмосфери рент­ генівських та гамма-приймачів виріш ує проблему прийому та передачі сигналів на цих частотах. Окрім цього, можливо, у X X I ст. будуть вико­ ристовуватися й інш і канали зв’ язку, такі як нейтрино і гравітаційні хви лі. Обидва канали відзначаються великою проникною здатністю: інформація майже не розсіюється в просторі, а отже, без значних втрат може доносити послання до адресата через к олосальн і відстані м іж зо­ ряного, і навіть м іж галактичного простору. 6. П е с и м іс т и ч н а т о ч к а зо р у . А л е серед дослідників є й такі, хто досить скептично оцінює імовірність знайти ж иття і розум у Всесвіті. Адж е м ало того, що всі відомі позасонячні планети мають за­ надто великі маси, вони ще і рухаю ться по занадто витягнутих орбітах, що призводить до коливань температур, які виходять за меж і припусти­ мого д ля збереження ж иття. І скоріше за все Сонце з його планетною си­ стемою, де колові орбіти акуратно вкладені одна в одну, і сама Зем ля це екстраординарна рідкість у Всесвіті. У своїх доказах, окрім багатьох інш их аргументів, вони спираються також на дані спектральних дослідж ень околиць нашої Галактики. Ц і дослідж ення вказують на бідність вмісту в зорях їхн ього зоряного насе­ лення таких необхідних д ля виникнення ж иття елементів, як залізо, магній і кремній. Ц і елементи, утворюючись в ході термоядерних ре­ акцій, розсіюються із надр зір під час їх н іх вибухів. А л е такі вибухи є величезною рідкістю на м еж і нашої зоряної системи. Таким чином, Зем ля, на якій є не просто ж иття, а ж иття розумне, уявляється унікальним витвором природи і чи не єдиним носієм того дивовижного збігу космічних обставин, що забезпечили подву ж иття і розуму. І якщ о М олочний Ш л я х справді позбавлений присутності інш их представників розумного ж иття, то важливо робити все, щ об збе­ регти його бодай на Зем лі. ..... ..... .... « , ____ т

§31. Людина у Всесвіті Н ап ри кінц і X X ст. людство зр озум іло, що ж иття не позбавле­ не певного загальнокосм ічного зм істу і що умови, завдяки яким воно виникло, не є випадковим збігом л о к а л ь н и х ф ізичних обставин, а

найглибш им чином пов’ язане з глобальними космологічними причина­ ми - з історією і розвитком Всесвіту в цілому. З ’ ясувалося, що виникненню р озум у передувала дуж е довга ево­ л ю ц ія ф ізичних чинників у Всесвіті. І якби еволю ція В сесвіту м ала інш ий характер, ж иття в ньом у навряд чи м огло б зародитись Так чом у ж Всесвіт, у яком у ми ж ивемо, має саме так і властивості, що сприяю ть існуванню ж и ття і р озум у, а не як і-небудь інш і? Впродовж досить тривалого часу на це запитання відповіді не було. Л и ш е у д р угій половині X X ст. астрофізик Г. Ід л іс звернув увагу на те, щ о за­ кони ф ізики, чи нні у наш ому В сесвіті, «д о зв о л я ю т ь » існування атомів, зір, планет і ж иття. А згод ом к о с м о л о г А . З ельм анов сформулював: д у ж е важ ли в е п о лож ен н я : «М и є безп осер едн ім и свідкам и п р и р од н и х процесів ви значен ого ти п у, т о м у щ о процеси ін ш о го ти п у відбуваю ться без с в ід к ів », тобто ми ж и вем о у ц ь о м у В сесв їті,:& :;й с^ :ф ізй Ц н і..в ла стя і вбсті це д оп уск аю ть. А н г л ій с ь к и й астроф ізик П . Д евіС -також виє^ лови в д у м к у про те, іцо н аявн ість ж и тт я н а к ла д е'■ обм еж ен ня на власти в ості В сесв іту “ Вони м у с я т ь бути тою ч и іш ло- м ірою визИ а ч е іІИ М И .

щ тш

ш.

зшшшз?

М ож ливо, в інш ому Всесвіті, що має інш і властивості, ми просто не зм огли б з’ явитись, і такий «ін ш и й » Всесвіт ніком у було б спостерігати і вивчати. 1. А н т р о п н и й п р и н ц и п . А н т р о п н и й п р и н ц и п ( А П , від грец. «антропос» - «л ю д и н а ») уперше проголосив фізик Б. Картер 1974 р. Й ого формулюють так: «М и існуємо, том у що Всесвіт такий, який він є » . Основна ідея антропного принципу - ідея зв’ язк у м іж існуванням людства і фундаментальними властивостями Всесвіту. Сам по собі цей принцип ще нічого не поясню є. А л е він дає новий напрямок дослідж ень, сприяє постановці та вивченню ряду питань, на які раніше не звертали особливої уваги. Одне з цих запитань - як і саме властивості Всесвіту забезпечують наше існування? 2. Ж и т т я і ф у н д а м е н т а л ь н і к о н с т а н т и . Б а га т о р іч н а практика астр оном ічн их та астр оф ізи чн и х сп остереж ень і зд ор о­ вий гл у зд при вчили нас до д ум к и , що картина н а вк оли ш н ього світу, я к у ми бачим о, сама собою зр о з у м іл а і єдино м ож ли в а, що ін акш е і бути не мож е. П роте насправді це далек о не так. Я к показую ть теоретичні д ослід ж ен н я, структура наш ого В сесвіту д уж е нестійка по від н о­ ш енню до його основних ф ундам ентальних констант. Н авіть за неве­ л и к и х в ід х и л е н ь від їх н іх н а я в н и х зн ач ен ь В сесвіт м усив би повністю зм іни ти свій ви гляд . Й ого будова, починаю чи від елем ен ­ тарних частинок і закін чую чи надскупченням и галак ти к , спрости­ лася б, а значні стр ук тур н і ск ладові зн и к ли б. Ц і константи забезпе­ ч и ли такий процес ев олю ц ії В сесвіту, за як ого ви ник ла м ож ли вість утворення ск ладни х систем і ск лад н и х форм р у х у м атер ії, а отж е, ж и ття і лю дини.

182

Ж И ТТЯ У ВСЕСВІТІ

Так, І. Розенталь вважає, що всю структуру Всесвіту та його історію визначають чотири фундаментальні взаємодії - гравітаційна, електро­ магнітна, сильна і слабка, а також співвідношення: ♦ ♦ ♦

' М м іж масою електрона і протона тпе / т р , де т е — маса електрона, т р - маса протона; м іж масою нейтрона і протона Ат = т п - тр , де т п і тр ~ маси ней­ трона і протона; N - розмірністю фізичного простору.

Саме по відношенню до ц ієї «м агічн ої сім к и » і є дуж е чутливим наш Всесвіт: досить внести незначні зміни у їх н і значення, і це призведе до радикальних змін природи цілого Всесвіту не тільк и на кількісном у, але й на якісному рівнях. Ц і зміни мож уть бути навіть катастрофічни­ ми д ля Всесвіту, наприклад: ♦ якби гравітаційна стала зм енш илася в к іл ь к а разів, то си ла тяж іння була б занадто малою д ля формування із хмар водню галак ­ тик і зір; якби, навпаки, гравітаційна стала збільш илася в кілька разів, сила тяж іння виявилася б завеликою і розширення Всесвіту швидко зм інилося б стисненням, так що ж иття у ньому не встигло б розвинутись до високого рівня; ♦ якби маса електрона була хоча б удвічі більш а, ніж вона є, електрон «завалю вався» б на протон, і замість атомів водню (і всіх інш и х еле­ ментів) у всьому Всесвіті були б лиш е нейтрони і нейтронні зорі; ♦ якби різниця м іж масою протона і нейтрона була утричі більш ою , то не зм огли б утворюватися дейтрони, я к і відіграють виріш альну роль у реакціях термоядерного синтезу, і тоді увесь Всесвіт складав­ ся б виключно з водню: ♦ якби сила взаємодії м іж протонами і нейтронами була хоча б на 5 -7 % більш ою , Всесвіт складався б із одного гелію ; к оли б ця сила була на 5 -7 % меншою, гелій взагалі не зм іг би утворитись. Так само тісно”4і досить критичним чином властивості ж иття на Зем лі пов’ язані з інш ими фундаментальними властивостями астро­ номічного світу, зокрема, з розширенням Всесвіту. В иявляється, ми не випадково живемо в еп оху «червоних зм іщ ен ь» галакти к. В іддалення дж ерел електр ом агн ітн ого випроміню вання приводить до зсуву їхн ього випромінювання у червоний бік спектра, і до зменш ення енергії, як у воно несе. Я кби галактики зближ увались, то замість червоного зм іщ ення ми спостерігали б фіолетове, тобто збільш ення частот випромінювання у бік ж орстких променів. П ри цьо­ м у на нас падав би такий спопеляю чий потік електром агнітної енергії, що ж иття за таких умов не зм огло б існувати. Навіть у том у разі, к оли б Всесвіт не розш ирювався чи розш ирю вався п о в ільн іш е, ін т ен ­ сивність випромінювання б ула б досить високою щоб знищ ити білкове ж иття в зародку. М ожна було б спробувати змінити одразу не одну, а кілька фунда­ ментальних сталих. В иявляється, при цьому існує деяка область їх н іх

Розділ VIII.

значень, яка дає мож ливість утворення складних структур, однак час їхнього існування невеликий. У такому світі буде занадто м ало часу, щоб виникло що-небудь досить складне. Отже, можна ще раз підкреслити гли боку доц ільність і гармонію фізичних законів і значень фундаментальних сталих. В супротивному разі виникнення ск ладни х форм м атерії виявиться нем ож ливим . Т ільк и за наявних їх н іх значень структура та історія Всесвіту припус­ кає розвиток ж иття і появу розуму. їсть н а ш о го Всесвіту. Порівняно вузькі меж і мож ливих змін фундаментальних фізичних сталих, к оли ще можливе існування життя, говорить про унікальність «н а бо р у» їх н іх значень у нашому Всесвіті. Саме ця їхн я винятковість забезпечує мож ливість існування життя. Виникає питання: оск ільки набір ф ізичних сталих величин у нашому Всесвіті унікальний, а все унікальне малоймовірне, то яким чином такий збіг умов м іг здійснитися? З точки зору антропного принципу, наш Всесвіх пройшов через н е с к ін ч е н н у п о с л ід о в н іс т ь ц и к л ів р о з ш и р е н н я і с т и с н е н н я . На початку кож ного з них складався свій набір ф ізичних констант, що змінювався від ц и к лу до циклу. М и з ’ явилися в том у ц и к лі, в якому сформувалося поєднання фізичних сталих та інш и х властивостей, сприятливе д ля виникнення складних структур і ж ивих систем. Окрім цього, не виключено, що в м атеріальному Косм осі існує нескінченна к іл ьк іс т ь різних всесвітів водночас* у кож ном у а як и х свій набір, свій комплекс фізичних констант і властивостей. У нашому Всесвіті, з нашим комплексом фізичних явищ, зв’ язків і фундаментальних фізичних констант, йОго стабільність забезпечується саме тим и закона­ ми природи, я к і реалізувалися в навколиш ньому світі. А л е можуть існувати й інш і, незвичні д ля кас комплекси явищ, стабільність яких забезпечується інш ими законами. Звідси ясно, що можна припустити існування всесвітів з інш ими законами, іншими властивостями простору-часу і світовими константами, не менш ор­ ганізованих, ніж наш, і навіть таких, щ о забезпечують існування негуманоїдних форм ж иття і розуму. Отже, ми існуємо у тому Всесвіті, властивості якого дозволяють формування ж ивих організмів; можуть існувати інш і всесвіти, де діють інш і фундаментальні закони, і можливе існування принципово інш их форм життя. І в тому, і в інш ом у випадках питання про те, як м іг ре­ алізуватися випадковим чином унікальний і тому малоймовірний набір фізичних констант, фактично знімається. О скільки число можливостей, тобто циклів розширення (різних всесвітів), нескінченне, то в існуванні в одному з цих циклів (в одному з цих всесвітів) необхідного д ля ж иття зб ігу умов з позицій теорії ймовірностей вже немає нічого неможливого. 4. П р о б л е м а іс н у в а н н я ін ш и х в с е с в і т і в . П и тан н я про нескінченну к ільк ість м ож ливих всесвітів у ф ізиці та косм ології, як і всяка інша нова проблема, стикається з неясностями. Я к щ о інш і всесвіти існують, то їхн є існування підкоряється принципово іншим

Ж ИТТЯ У ВСЕСВІТІ

законам, ніж існування нашого Всесвіту. А це означає, що ми аж ніяк не можемо отримати від них інформацію, адже фізичний зв’ язок між різними об’ єктами можливий тоді, коли вони живуть за подібними за­ конами. Я к же здійснити зв’ язок з тим, що принципово не схоже на наш світ? Окремі вчені припускають, що такими каналами зв’ язк у мож уть слугувати сингулярності, які в нашому Всесвіті мають місце у випадку чорних дір. М ож ливо, що бар’ єри простору-часу, які відокремлюють наш Всесвіт від ін ш и х всесвітів, не такі вже й неприступні. Н е виключено, що з часом вони будуть подолані наукою і виведуть наші уявлення про Космос на якісно новий рівень. Щ е 1934 р. австрійський вчений К. Гедель сформулював теорему про неповноту наших знань, яка проголош ує: «Ж од н а система не може бути пізнаною до кінця зсередини - поза зв’ язком її з інш ими система­ ми вищого п орядку». Ц е означає, що немож ливо вичерпно описати світ, у яком у живе людина, зокрема - описати причину появи та існування Всесвіту, не вийшовши за його меж і. А тому з’ являється дедалі більш е підстав вважати, щ о без концепції інш их всесвітів, що існують водно­ час у матеріальному Космосі, вже важко обійтись, оскільки вона дозво­ ли ть зрозуміти властивості нашого Всесвіту.

яз; |

1. Що таке життя і чи є його існування на Землі за заданих умов випадковим? 2 Які методи пошуку позаземних планет Вам відомі? 3. На чому грунтується дум ка про унікальність Сонячної системи і Землі у Всесвіті? 4. Сформулюйте свою думку щодо питання про життя у Всесвіті. 5. У чому полягає унікальність нашого Всесвіту?

Вивчивши тему VIII «ЖИТТЯ У ВСЕСВІТІ» необхідно зн а ти : Наш Всесвіт влаштовано так, що в ньому стала можливою поява життя. За наявності відповідних умов життя може виникнути і на інших планетах. Не виключено, що в матеріальному Космосі існує нескінчена кількість різних всесвітів.

дод. тк и

ДОДАТКИ ВКАЗІВКИ до А С Т Р О Н О М ІЧ Н И Х С П О С Т Е Р Е Ж Е Н Ь Засвоєння теоретичних знань з астрономії немислиме без поєднання про цесу навчання зі спостереженнями. Астрономічні спостереження бажано роз­ почати на початку навчального року, можливо навіть у формі своєрідної гри. Через погоду спостереження не завжди вдається організувати на шкільному майданчику, тому слід передбачити індивідуальну роботу вдома, навіть з бал­ кона чи з вікна квартири. Орієнтовна програма спостережень на весь навчальний рік.

1. Вивчення взаємного розташування сузір’їв і найяскравіших зір, з’ясуван­ ня умов їхньої видимості на небі впродовж року. Використовуючи карту зоряно­ го неба, знайдіть сузір’я Великої Ведмедиці та Полярну зорю. Запам’ятавши її положення відносно горизонту, спрогнозуйте, куди буде спрямована «ручка ков­ ша» через 6 і 12 годин і здійсніть відповідну замальовку в журналі спостережень. Повторіть такі спостереження принаймні один раз на місяць і узагальніть їх. Привчіться сприймати північну частину небосхилу як своєрідний зоряний чи полярний годинник (див. далі). Принаймні один раз на два тижні відмічайте, які зодіакальні сузір’ я можна бачити у південній частині неба через годину після заходу Сонця, а які щойно зійшли. Цю інформацію уточніть, повторюючи спостереження в один і той же час (наприклад, о 22 год.) Приблизно через півроку узагальніть ці дані. Виберіть щонайменше десять найяскравіших зір неба (Сіріус, Регул, Спіка, Антарес тощо), уважно вивчіть їхнє розташування на зоряній карті і запам’ятай­ те їхні зоряні величини. -. С пост ереж еная М іс я ц я . Взявши до уваги, що кутовий діаметр Місяця ста­ новить 0,5°, спробуйте оцінити впродовж одного вечора напрям руху Місяця се­ ред зір; наносячи на зоряну карту положення Місяця впродовж декількох ве­ чорів на один і той же момент часу, оцініть його кутову швидкість за добу. Замалюйте положення Місяця на тлі зір у фазі першої чверті впродовж кількох місяців поспіль, узагальніть ці спостереження. Порівнюючи карту з положенням зір на небосхилі, запам'ятайте положення екліптики відносно них; а проводячи згадані вище спостереження Місяця, зверніть водночас увагу і на те, перебуває він над екліптикою (тобто ближче до Північного полюса світу) чи під нею. За допомогою найпростішого пристрою (на­ приклад, транспортира з підвішеним виском) виміряйте висоту Місяця в ме­ ридіані у першій чверті поблизу дати осіннього рівнодення; зареєструйте це спо­ стереження і проведіть таке ж поблизу дати весняного рівнодення. Вивчаючи карту видимої з Землі півкулі Місяця, запам’ ятайте положення на ньому декількох морів, найбільших кратерів, а також гір - Карпати, Кавказ, Альпи. За можливості спостерігайте їх у бінокль чи телескоп. Спостереження планет. Спостереження планет (однієї чи декількох, за­ лежно від умов їхньої видимості) проводьте принаймні один раз на два тижні, за­ мальовуючи їхні положення на тлі зір у журнал. Порівнюючи ці результати з

185

:ю;ідтки

186

відповідною ділянкою карти зоряного неба, з ’ясуйте особливості їхнього руху прискорення чи сповільнення, зупинки в русі. Якщо ж планета описала петлю — оцініть дугу її зворотного руху. 4. С п о с т е р е ж е н н я 3 інтервалом у два тижні фіксуйте моменти сходу і заходу Сонця і робіть висновок щодо тривалості дня. Якщо є можливість фіксу­ вати (відносно навколишніх далеких предметів) положення точки заходу (схо­ ду), оцініть дугу її зміщення від літнього до зимового сонцестояння. За наявності на шкільному майданчику стовпа (гномона) відомої висоти вимірюйте довжину його тіні 6 і 21 числа кожного місяця в момент верхньої кульмінації Сонця, а за відношенням висоти стовпа до довжини його тіні визнач­ те висоту Сонця над горизонтом у верхній кульмінації. За висотою Сонця 20 бе­ резня знайдіть кут нахилу площини небесного екватора до горизонту. 'С п о с т е р е ж е н н я в т е л е с к о п а б о б і н о к л ь , щ о п р о

чьяпіді

■

ицт і

>

Проводьте спостереження поверхні Місяця (найкраще - поблизу фази першої чверті), супутників Юпітера і кільця Сатурна, найпомітніших деталей поверхонь цих планет, зоряного скупчення Плеяди в сузір’ї Тельця, галактики М31 в сузір’ ї Андромеди (восени), газової туманності в Оріоні (взимку). Вдень, проектуючи зображення Сонця на екран, проводьте спостереження сонячних плям. При цьому слід пам’ятати: категорично .іаборонясться дивитись на Сонце через окуляр інструмента. Це призводить до втрати зору! учит еля .

Якщо є можливість, доцільно здійснити вивчення зоряного неба в плане­ тарії, а також ознайомитися з роботою астрономічної обсерваторії. о. З о р я н и й г о д и н н ш Зоряний або полярний годинник дозволяє визначати як місцевий сонячний час Т } , так і зоряний час 8. Д ля його виготовлення виріжте з картону два круги різного діаметра (наприклад 9 1 10,5 см). Більший із них буде циферблатом. На його обводі у напрямі, протилежному до обертання го­ динникової стрілки, через однакові проміжки проставте числа 1, 2, 3 ... 23, 0. Менший круг розділіть на 12 частин за кількістю місяців у році На його обводі і

,.и . С Ю

Н »11 кТ ГТТі Т\и

відповідні їм дуги розділіть на п’ятиденки. У секторі «вересень» на­ малюйте Ківш Великої Ведмедиці і через середину прямої, що з’ єднує її зорі а і 8, проведіть лінію, яка вказує напрям на точку осіннього рівнодення. Вона і буде стрілкою полярного годинника. Малий круг накладіть на більший, сумістивши їхні центри, і скріпіть так, щоб вони вільно оберталися. Д ля вимірювання часу циферблат го динника встановіть цифрою 0 униз. Станьте обличчям до півночі і поверніть мале коло так, щоб зображення Великої Ведмедиці на ньому зайняло таке ж положення відносно центра годинника і лінії виска, яке займає це сузір’ я на небі щодо Полярної зорі П ісля цього на цифер­ блаті навпроти стрілки зафіксуйте місцевий зоряний час 8, а навпроти дати спо­ стереження —місцевий сонячний час Т } . ЗВИ М И і

|Д]

.1

187

ДОДАТКИ

ДОДАТКИ ГРЕЦЬКИЙ АЛФАВІТ А

а

а льф а

II

п

ета

N

v

ню

T

t

В

Р

бета

0

9

тета

E

c,

ксі

Y

и

тау іп с іл о н

й ота каппа

0 П p s

о

о м ік р о н

Ф

ф

фі

л

X х

хі

р

пі ро

Т

а

с іг м а

Сі ю

Г

Y

і

S

га м м а дельта

І

д Е

К

к

Е

епсилон

Л \

Z

С д зета

М

р

лям бда мю

ф

п сі о м е га

АСТРОНОМІЧНІ ЗНАКИ І СИМВОЛИ С онце М іс я ц ь

©

М е р к у р ій

9 9

с

В ен ер а

т

О вен Телець

ъ ж

Б ли зн я та Рак

2В

© сГ

Уран Н ептун

Ю п ітер С а ту р н

7/

П лутон

Лев Д ів а

62

З ем ля М арс

Т ерези С к о р п іо н

* Var

зо р я з м ін н а к о м е та в и с х ід н и й в у з о л

ОС

П ів н іч

N S Е

П ів д е н ь С х ід р ік д оба го д и н а

а d часу

h

х в и л и н а Чаї

m

секун да часу

s

£ Ч» П

*ї

Гф £1

С т р іл е ц ь К о з о р іг В о д о л ій

УЬ

Щ.

Риби

н

ссо,

»

гр а д ус д у г и х в и ли н а д уги с е к у н д а д у ги ази м ут

А

в и со та

h

го д и н н и й к у т

t

п р я м е п ід н е с е н н я схилен ня

а 6

з о р я н и й час р іч н и й и а р а ла к

S

і і н 1іи Т іл

ф А.

д ов го та

ДЕЯКІ ФІЗИЧНІ ТА АСТРОНОМІЧНІ ВЕЛИЧИНИ Г р а в іт а ц ій н а с та ла Ш в и д к іс т ь с в іт л а у в а к у у м і

G

- 6 ,6 7 2 0 • 10 11 Н -м 2 / к г 2 с = 2 ,9 9 7 9 2 5 ■ 108 м/с

С тала П ла н к а

h — 6 ,6 2 6 1 2 4 • 10 31 Д ж с

М аса с п о к о ю п р отон а

/Пр = 1 ,6 7 2 6 4 8 5 • 10 27 к г /пе = 9 ,1 0 9 5 3 4 -1 0 31 к г

М аса с п о к о ю е л е к т р о н а Ч и с л о А в огад р о М о л я р н а газов а с т а л а С тала Б ольц м ан а С та л а С теф ана - Б о л ь ц м а н а 1 м а л а к а л о р ія К іл ь к іс т ь с е к у н д у т р о п іч н о м у р о ц і

N a = 6 ,0 2 2 0 4 5 • 102а м о л ь 1 R — 8 ,3 1 4 4 1 Д ж -м о л ь _1-К 1 k = 1 ,3 8 0 6 5 2 ■ 10 а Д ж -К 1

о - 5 ,6 7 0 3 2 • 10 8 Вт-м

К 4

4 ,1 8 5 5 Д ж 31 556 9 2 5 ,9 7 4 7 = 3 ,1 6 • 10"

1 с в іт л о в и й р ік

9 ,4 6 0 5 3 0

1 п ар сек

3 ,0 8 5 6 7 8 - 1 0 !6м

П оперечник Галакти ки В ід с т а н ь д о г а л а к т и к и М 31 (А н д р о м е д и ) С тала Габбла

10 і2 м

100000 св.р. = 1021м 2 ,3 м л н св.р. = 1022 м 75 к м -ц '-М п к '

ДОДАТКИ

188 ЕЛЕМ Е Н ТИ О РБ ІТ П Л А Н Е Т СО Н ЯЧН О Ї СИСТЕМИ е

і, °

V [к м / с ]

т*

57,91 108,21

0 ,2 4 0,62

4 7 ,8 7 3 5 ,0 2

1 1 5 ,8 8

0 ,2 0 5 6

7 ,0 0

В ен ер а

0 ,3 9 0 ,7 2

5 8 3 ,9 2

З ем ля

1,00

1 4 9 ,6 0

2 9 ,7 9

3 ,3 9 —

227,94 778,34

7 7 9 ,9 4

0 ,0 0 6 8 0 ,0 1 6 7

1,52

1,00 1,88 11,86

П лан ета М е р к у р ій

М арс Ю п іт е р С а тур н Уран Н ептун П лутон

а [а .о .]

5 ,2 0 9 ,5 4 19,18 3 0 ,0 6 3 9 ,5 2

а [м л н к м ] Т * [р . ]

1 4 2 7 ,0

2 9 ,4 6

2 4 ,1 3 1 3 ,0 6 9 ,6 5

28 6 9 ,6 4 4 9 6 ,7 59 1 2 ,0

8 4 ,0 1 1 6 4 ,7 9 2 4 7 ,7 0

6 ,8 0 5 ,4 3 4 ,7

а ~ в е л и к а п ів в іс ь о р б іт и

1,85

0 ,0 4 8 5

1 ,3 0

3 7 8 ,0 9 3 6 9 ,6 6 3 6 7 ,4 8 3 6 6 ,7 2

0 ,0 5 5 6 0 ,0 4 7 3 0 ,0 0 8 6

2 ,8 9 0 ,7 7 1 ,7 7

0 ,2 5 3 1 7 ,1 4

— с и н о д и ч н и й п е р іо д о б е р т а н н я

Т * - с и д е р и ч н и й п е р іо д о б е р т а н н я

V — середня ш вид к ість р у х у п о о р б іті

П лан ета М е р к у р ій В ен ер а Зем ля

0 ,0 9 3 4

3 9 8 ,8 8

е — е к с ц е н т р и с и т е т о р б іти і — н а х и л п л о щ и н и о р б іт и д о е к л іп т и к и

Ф ІЗ И Ч Н І Х А Р А К Т Е Р И С Т И К И П Л 4 Н Е Т С О Н Я ЧН О Ї СИСТЕМИ К [к м ] т [ т ф] Р К [Л ф ] 6 ' Р ІР © ] 0 ,0 5 5 0 ,8 1 5

24 3 9 6052

1,000

6378 3393 71398

М арс Ю п іте р С атур н Уран

0 ,1 0 7 3 1 7 ,8 9 9 5 ,1 7 14,6

Н ептун П лутон

17,2 0 ,0 0 2 5

60000 26 2 0 0 24300 2500

0 ,3 8 3 0 ,9 5 0

0 ,9 8 6 0 ,9 5 0

1,000

1,000

0 ,5 3 2 1 1 ,1 9 9,41

0 ,7 1 4 0 ,2 4 1 0 ,1 2 8 0 ,2 8 6

4,11 3,81 0 ,3 9

0 ,4 1 7 0 ,8 8 0

т - м аса п л а н е т и в о д и н и ц я х м а с и З е м л і Я - с е р е д н ій р а д іу с

58.65і 2 4 3 .1 6 й* 2 3 н56” 24'‘3 7 ” 9 ”5 0 т 1044“ 10‘ 4 9 т * 19"

3 ,0 1 7 7 ,4 * 2 3 ,4 5 25,2 3 ,0 8 26,13 9 7 ,9 2 2 8 ,8 0

б^в“

Р - с и д е р и ч н и й п е р іо д о б е р т а н н я

£ - к у т н а х и л у ек в а то р а р - гу с т и н а в о д и н и ц я х г у с т и н и З е м л і д о п л о щ и н и о р б іт и * п лан ета обертається у п р о ти л еж н о м у н а п р я м к у

ДАНІ ПРО ЗЕМ ПО Е к в а т о р іа л ь н и й р а д іу с С е р е д н ій р а д іу с П ло щ а поверхні З ем лі М аса З е м л і С е р е д н я гу с т и н а З е м л і1" Л і ч і і ла ш в и д к іс т ь н а ек в а тор і

Я е = 6 3 7 8 ,1 4 0 м

Я ф = 6 3 7 1 ,0 0 4 м я © = 509 4 9 5 3 6 5 к м 2 = 5 ,9 7 3 - 10 24к г Гф = 5 ,5 7 4 г-см 3 4 6 5 ,1 1 9 м -с '1

Д А Н І ПРО СОНЦЕ Р а д іу с С о н ц я Н а й б іл ь ш и й в и д и м и й к у т о в и й д іа м е т р Н а й м е н ш и й в и д и м и й к у т о в и й д іа м е т р М а са С о н ц я

і?© = 6 ,9 6 • Ю 8 м = 6 9 6 0 0 0 к м 3 2 '3 5 ,7 8 " 3 1 '3 1 ,3 4 ” т 0 - 1 ,9 8 9 ■ Ю ЗО к г = 332 9 4 б

С е р е д н я гу с т и н а Л ін ій н а ш в и д к іс т ь на е к в а т о р і Д р у г а к о с м іч н а ш в и д к іс т ь на п о в е р х н і С в іт н іс т ь Е ф ек ти в н а те м п е р а т у р а п о в е р х н і В ід с т а н ь д о ц е н тр а Г а л а к т и к и Ш в и д к іс т ь р у х у н а в к о л о ц е н тр а Г а л а к т и к и П е р іо д о б е р т а н н я н а в к о л о ц е н т р а Г а л а к т и к и

р © = 1 ,4 0 8 г-см '3 20 2 5 м -с "1 6 1 7 ,7 км -с "1 1-0 = 3 , 8 8 - Ю 26В т

Т е = 5807 К ~ 10 000 п к 2 5 0 к м -с "1 200 м л н р.

ІОУ

О АТКИ Д А Н І ПРО М ІС Я Ц Ь С ер ед н я в ід с т а н ь в ід З е м л і

384 401 к м = 6 0 ,2 6 8 2 Я ®

Н а й б іл ь ш и й в и д и м и й к у т о в и й д іа м е тр

3 3 '3 2 "

Н а й м е н ш и й в и д и м и й к у т о в и й д іа м е т р

2 9 '2 0 "

Р а д іу с М іс я ц я

= 17 3 8 к м

т.£ = 7 ,3 5 • 1022 к г = 1 / 8 1 ,3 0 1 яг®

М аса С ер ед н я гу с т и н а

Р (; = 3 ,3 4 1 г -с м '8

Д р у г а к о с м іч н а ш в и д к іс т ь

2 ,3 8 0 км -С '1

С е р е д н ій е к с ц е н т р и с и т е т о р б іт и

0 , 0 5 4 9 0 - 1/18

С ер ед н я ш в и д к іс т ь р у х у по о р б іт і

1 ,0 2 3 к м - с '1

С и д е р и ч н и й м іс я ц ь

2 7 й,321661 = 2780 7 ь4 3 “ 11.47*

С и н о д и ч н и й м іс я ц ь

29й, 5 3 0 5 8 8 2 = 29 й12ь4 4 "0 2 ,7 8 ’

Н А Й Я С К Р А В ІШ І ЗОРІ ту

№

з о р я , с у з ір ’ я

1

а В е л и к о г о П са

С ір іу с

-1 ,4 6

2 ,6 7

2

а В олопаса а Л ір и

Арктур

-0 ,0 5

3

В ега

0,03

4

а В із н и ч о г о

К ап елла

0 ,0 8

11,1 8,1 1 3 ,7

5

Р О р іон а

Р іг е л ь

0 ,1 3

3 3 3 ,3

6

П р о ц іо н

0 ,3 7

3 ,5

7

а М а л о г о П са а О р іо н а

Б етельгей зе

0 ,4 2

2 0 0 ,0

8

а О р ла

А л ь т а їр

0 ,7 6

9

а Тельця

Альдебаран

0 ,8 6

5,1 2 0 ,8

10

а С к о р п іо н а

А н тарес

0,91

5 2 ,6

6 500

11

а Д ів и

С п ік а

0 ,9 7

4 7 ,6

12

Р Б лизнят

П оллукс

1,14

13,9

1 950 34

13

а Лебедя

Д енеб

1,25

25 0

14

а Лева

Регул

1,35

2 5 ,6

148

15

а Б ли зн ят

К а сто р

1 ,5 8

1 3 ,9

41

16 17

у О р іон а

Б е л л а т р ік с

1,63

3 8 ,5

1 780

є О р іо н а

А л н іл а м

1 ,7 0

500

40 700

18

а В ел. В едм едиці

Д убхе

1,79

3 2 ,3

162

19

г) В е л . В е д м е д и ц і

Б ен етн а ш

1,86

250

370

20

а М а л. В едм едиці

П олярна

2 ,0 2

3 3 3 ,3

в л а с н а н а зв а

А , [п к ]

І [і© 1 23

.

102 54 150 53 700 7 ,8 21 300 10,2 162

70 000

5 600

т у - зо р я н а в е л и ч и н а А — в ід с т а н ь д о з о р і

Ь - с в іт н іс т ь з о р і ( X © = 1)

Д АТИ СХОДУ Т А ЗАХО ДУ О КРЕМ И Х Я С К Р А В И Х З ІР Н А Ш И РО ТІ 50’ П леяди

1 2 .У

2 3 .V

04 . X I I

П о я с О р іо н а

1 2 .У

2 0 .У ІІ

18.1

1 4 .X I

С ір іу с

1 4 .V

1 6 .У ІІІ

12.11

1 5 .Х І

П р о ц іо н

15. V I

8 .У 1 П

5.I I

1 2 .X I I

П оллукс

1 3 .У ІІ

20. V I I

18.1

5.1

Р егул

1 3 .У П І

2 .I X

27.11

25.1

С п ік а

1 .x

2 6 .Х

2 3 .IV

6 .I I I

А н тарес

1 4 .X I

1 5 .X I I

18.V I

2 2 .IV

А рктур

2 .Х ІІ

1 3 .Х

1 0 .IV

2 0 .V

А л ь т а їр

29.1

2 3 .Х І І

1 .У ІІ

4. V III

14.X I

ДАТИ НОВОГО МІСЯЦЯ НА Х Х -Х Х І ст. РО XX 63 82 64 83 65 84 66 85 67 86 68 87 69 88 70 89 71 90 72 91 73 92 74 93 75 94 76 95 77 96 78 97 79 98 80 99 81 00

КИ XXI 01 20 39 02 21 40 03 22 41 04 23 42 05 24 43 06 25 44 07 26 45 08 27 46 09 28 47 10 29 48 11 30 49 12 31 50 13 32 51 14 33 52 15 34 53 16 35 54 17 36 55 18 37 56 19 38 57

І, I I I 25 14 3 22 11 30 19 8 27 16 5 23 12 1-31 20 9 28 17 6

II 23 12 2 20 9 28 17 6 25 14 4 21 10 18 7 26 15 4

М ІС IV V 23 23 12 12 2 1-31 20 20 9 9 28 28 17 17 6 6 25 25 14 14 4 3 21 21 10 10 29 29 18 18 7 7 26 26 16 15 5 4

ЯЦ І V I V II V III 19 21 21 8 10 10 27 29 29 16 18 18 5 7 7 24 26 26 13 15 15 4 2 4 21 23 23 10 12 12 2 1-31 28 17 19 19 9 6 8 25 27 27 14 16 16 3 5 5 22 23 24 11 13 13 2 1-31 3

X I X II IX X 15 17 16 18 5 4 7 6 24 23 25 26 14 13 12 15 2 1-31 4 3 22 21 20 23 10 12 11 9 28 1 1-30 29 18 17 20 19 7 8 6 9 25 24 27 26 14 13 15 16 4 3 2 5 22 24 23 21 12 И 10 13 29 2 2-31 30 19 21 20 18 9 8 7 10 27 26 29 28

РЕКОМЕНДОВАНА ЛІТЕРАТУРА К ниж ки з р із н и х пи тан ь курсу а с т р о н о м ії Бронштейн В. А . Гипотезы о звездах и Вселенной, —М ..Н аука, 1974 Ефремов Ю. Н. В глубины Вселенной. - М ., Наука, 1984 Каплан С. А . Физика звезд. - М., Наука, 1977 Климишин І. А . Астрономія. - Львів, Світ, 1994 Климишин І. А . Небо нашої планети. - Л ., Вища школа, 1979 Климишин І. А . Перлини зоряного неба. - К ., Рад.школа, 1981 Климишин І. А . Нариси з історії астрономії. - К., Рад. школа, 1987 Климиш ин І. А ., Тельню к-А дам чук В. В. Ш кільн и й астрономічний довідник. К., Рад.школа, 1991 Климишин І. А . Астрономия наших дней. —М., Наука, 1986 Климишин І. А . Элементарная астрономия. - М., Наука, 1991 Колчинский И . Г., Корсунь А . А ., Родригес М. Г. Астрономы. - К., Наукова думка, 1986 Кун М. А . Легенди і міфи Стародавньої Греції. - К., Рад.школа, 1955 Новиков И . Д. Эволюция Вселенной. - М., Наука, 1990 Физика космоса. Маленькая энциклопедия. - М., Наука, 1986 Ш кловский И . С. Вселенная, жизнь, разум. - М ., Наука, 1990 Ш кловский И . С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. - М ., Наука, 1984 П осібн и ки д л я проведен н я сп о стер еж ен ь Астрономічний календар. - К., видається щорічно Карпенко Ю. А . Названия звездного неба. - М., Наука, 1981 Климишин І. А . Атлас зоряного неба. - Л ., Вища школа, 1985 Колчинский И . Г., Орлов М. Я ., Прох Л . 3., Пугач А . Ф . Что можно увидеть на небе. К, Наукова думка, 1988 Марленский А . Д. Учебный звездный атлас. - М ., Просвещ., 1970 Михайлов А . А . Атлас звездного неба. - М ., Наука, 1974 Новак О. Ф. Збірник задач з курсу загальної астрономії. - К., 1993 Навашин М. С. Телескоп астронома-любителя. - М ., Наука, 1979 Осипов О. К. Карта зоряного неба. - К ., Рад. школа. 1966 Парандовський Я. Міфологія. - К., Молодь, 1977 Сикорук Л . Л . Телескоп для любителей астрономии. - М ., Наука, 1982 Цесевич В. П. Что и как наблюдать на небе. - М ., Наука, 1979 Чепрасов В. Г. Практикум з курсу загальної астрономії. - К ., 1976 Чепрасов В. Г. Завдання, запитання і задачі з астрономії. - К ., 1992 Чупюмов К. И . Кометы и их наблюдения. - М ., Наука, 1980

191

Навчальне

видання

Климишин Іван Антонович Крячко Іван Павлович

АСТРОНОМІЯ Підручник для 11 класу загальноосвітніх навчальних закладів

Відповідальний за випуск І. П . К р я ч к о Літературний редактор В. С. С т епа ш ко Комп’ютерна верстка В. С. Д р ь о м о в Технічний редактор В. В. Б о р о ви к Художник А . С. Д оброволъ съ к и й

Підписано до друку 5.09.2002. Формат 70х1001/іе- Папір офсетний. Друк офсетний.

Гарнітура Шкільна. Умови, друк. арк. 15,60. Обл.-вид. арк. 20,08. Тираж 350000 прим. (І з-д 1-75 000 прим.). Зам. № 2-675.

Набір та верстка виданії лш на «Знання України» Видавництво «Знання України» Свідоцтво про державну реєстрацію № 217 Д К від 11.10.2000 р. 03150, м. Київ-150, вул. В. Васильківська, 57/3. Тел.т (044) 227-30-97, 227-41-45 Віддруковано у ВАТ «Харківська книжкова фабрика “Глобус” ». 61012, Харків, вул. Енгельса, 11