Issuu

Передмова

Юні друзі! Ви починаєте вивчення однієї з найбільш давніх і цікавих на ук — астрономії, я к а досліджує природу, походження та еволюцію як окремих небесних тіл, так і Всесвіту в цілому. У підручнику ви здійсните своєрідні космічні мандри крізь простір і час. Так, у розділах: • «Що вивчає астрономія?» ви розглянете історію зародження науки астрономії та еволюцію уявлень людини про Всесвіт; • «Основи практичної астрономії» і «Вимірювання часу та к а лендар» ви навчитесь розпізнавати су зір ’я на нічному небі й за допомогою небесних світил орієнтуватись на місцевості та вимірювати час; • «Закони руху планет» і «Основи космонавтики» ви вивчите основні закони «небесної механіки», адже всі космічні тіла, супутники та космічні кораблі рухаю ться згідно із законом всесвітнього тяж інн я, який ви вивчали в курсі ф ізики. Ви д і знаєтесь, який вагомий вклад в освоєння космосу зробили ви датні українські вчені. В астроф ізичних розділах ви дізнаєтесь, я к і ф ізи чн і умови існують на поверхні планет Сонячної системи, чому навколо планет існують кільця, як народжуються нові зорі й перетворюються у пил планетні системи. Окрім того, у підручнику ви знайдете відповіді на такі цікаві питання: • Чи існувала м іж Юпітером і Марсом планета Фаетон? • Чому 65 млн років тому загинули динозаври? • Що впливає на зміну клім ату на Землі? • Скільки часу ще буде світити Сонце? • Як долетіти до чорної діри? • Що загрожує існуванню земної цивілізації? • Чи існують у Всесвіті «темна енергія» і «темна матерія»? До кожного розділу додаються тести, перевірочні запитання та астрономічні задачі.

ПЕРЕДМОВА

Підручник містить докладні відомості про телескопи, що дозво ляю ть дослідити поверхню М ісяця, супутники Ю пітера, к іл ь ц я Сатурна, а також спостерігати галактики, я к і розташ овані на від стані десятків мільйонів світлових років від Землі. У підручнику подано електронні адреси астрономічних обсер ваторій У країни та інш их країн світу, За допомогою мережі Інтернет можна отримати фото небесних світил, зроблені не тільки теле скопами з поверхні Землі, але й за допомогою космічного телескопа Габблa (h ttp ://w w w .stsc i.e d u /h st/ ).

Умовні позначення

Запитання, тести та задачі

Д ля допитливих

Диспути на запропоновані теми

Ключові поняття і терміни

Завдання для спостережень

Висновки

Зверт аємо особливу увагу, що під час аст рономічних спосте режень не можна дивит ися на Сонце ні в телескоп, ні неозброєним оком.

§1. Що вивчає астрономія?

О є а д е п РІАІЧЕТЧІа ] h ttp : / / w w w .e x .u a / v i e w / 1 6 8 6 7 9 2 4

1*——ш— шш-штшттштштшшштшшш*

Вивчивши цей параграф, ми: ■ побачимо далекі космічні світила й уявимо собі величезні масштаби Всесвіту, у якому ми живемо; ■ дізнаєм ось про місце наш ої планети у Всесвіті, та визначим о нашу космічну адресу.

Предмет астрономії Н азва астрономія походить з грецької мови (авїгоп — зоря, п отов — закон), тобто це наука, я к а вивчає закони зір. Зараз відо мо, що у Всесвіті крім зір (рис. 1.1) існує ще багато інш их косміч них тіл та їхніх комплексів — планет, астероїдів, комет, галактик, туманностей. Тому астрономи вивчають усі об’єкти, я к і розташ ова ні за межами Землі, та їхню взаємодію м іж собою. Слово космос у перекладі з грецької означає порядок, на відміну від хаосу, де п а нує безлад. Тобто ще в Давній Греції вчені розуміли, що у Всесвіті діють якісь закони, тому на небі існує певний порядок. У наш час під словом космос ми уявляєм о собі Всесвіт. У сучасній астрономії використовую ться різноманітні методи дослідження Всесвіту. Астрономи не тільки збирають інформацію про далекі світи, вивчаючи випромінювання, як е надходить із кос мосу до поверхні Землі, але й проводять експерименти у навколиш ньому та далекому космічному просторі. Всесвіт у широкому розумінні цього сло ва — все суще, що розташоване на Зем лі та за її межами

Рис. 1.1. Зоря — масив не гаряче космічне тіло, яке випромінює світло і має всередині джере ло енергії. (Фотографія Сонця)

§1. ЩО ВИВЧАЄ АСТРОНОМІЯ?

Коротка історія астрономії

З давніх-давен небо вражало уяву людей своєю загадковістю але багато століть воно залишалось для них недосяжним, а тому свя щенним. Фантазія людей населила небо могутніми істотами —- бога ми, які керують світом і навіть вирішують долю коленої людини. Вно чі примарне сяйво зір зачаровувало людей, тому вигадка прадавніх астрономів об’єднала окремі зорі у фігури людей і тварин — так з ’явились назви сузір’їв. Потім були помічені світила, що рухаються серед зір,— їх назвали планетами (з грец.— блукаю ча; рис. 1.2). Перші спроби пояснити таємничі небесні явищ а були зроблені в Давньому Єгипті понад 4000 років тому та у Давній Греції ще до початку нашої ери. Єгипетські ж ерці склали перші карти зоряного неба (рис. 1.3), дали назви планетам. В елики й д авн ьогрец ьки й ф ілософ і м атем атик П іф агор у VI ст. до н. е. ви сунув ідею, що Зем л я має форму ку л і й «висить» у просторі, ні на що не сп и раю чись. А строном Гіппарх у II ст. до н. е. визначив відстань від Зем лі до М і сяц я та відкрив явищ е прецесії осі обер тан н я Землі. Д авньогрецьки й ф ілософ К лавдій Птолемей (рис. 1.4) у II ст. н. е. створив геоцентричну систему світу, у я к ій Зем Рис. 1.2. Планета — холодне в по ля розміщ ується у центрі. Землю у про рівнянні із зорею космічне тіло, що сторі оточують 8 сфер, на яких розташ о обертається навколо зорі й світиться вані М ісяць, Сонце та 5 відомих у ті часи її відбитими променями планет: М еркурій, Венера, Марс, Юпітер

Рис. 1.3. Частина дав ньої карти зоряного не ба. Принцесу Андромеду принесли в жертву чу довиську Киту. Врятував красуню Персей, який відрубав голову медузі Горгоні, від погляду якої все кам'яніло

§1. ЩО ВИВЧАЄ АСТРОНОМІЯ?

і Сатурн (рис. 1.6). На 8-й сфері розміщ уються зорі, я к і з ’єднані між собою і обертаються навколо Землі як єдине ціле. У XVI ст. польський астроном М иколай Копер ник (рис. 1.5) запропонував геліоцентричну систему світу, у якій у центрі розташоване Сонце, а планета Зем ля та інш і планети обертаються навколо нього по колових орбітах (рис. 1.7). Геніальність відкриття Коперником геліоцен тричної системи світу полягала в тому, що він, зруй нувавши межу між небом і Землею, висунув гіпотезу, що у Всесвіті діють одні й ті самі закони, справедли ві як на Землі, так і в космосі. У 1609 р. італій ський ф ізик Галілео Галілей (рис. 1.8) уперше використав телескоп для спостере ж ення за небесними світилами, відкрив супутники Ю пітера та побачив зорі в Молочному Ш ляху. XVIII ст. в історії астрономії пов’язане з ім е нем англійського вченого Ісаака Ньютона (рис. 1.9), як и й відкрив основні закони м еханіки та закон все світнього тяж ін н я. Заслуга Ньютона полягає в тому, що він довів універсальність сили тяж ін н я, або гр а вітації, тобто та сама сила, я к а діє на яблуко під час його падіння на Землю , притягує також М ісяць, що обертається навколо Зем лі. Сила тяж ін н я керує ру хом зір і галакти к, а також впливає на еволюцію ц і лого Всесвіту. Рис. 1.6. Геоцентрична система світу: у центрі Земля, а всі інші небесні тіла обертаються нав коло неї. (Стародавня гравюра)

Рис. 1.4. Птолемей (90—160)

Рис. 1.5. М. Коперник (1473—1543)

Рис. 1.7. Геліоцентрична система світу: у центрі розташоване Сонце. Земля разом із планетами обертається навколо нього. (Гравюра XVII ст.)

§1. ЩО ВИВЧАЄ АСТРОНОМІЯ?

Рис. 1.8. Г. Галілей (1564— 1642)

Рис. 1.9. І. Ньютон (1643—1727)

Рис. 1.11. Перший у світі штучний супутник Землі (СРСР)

У XIX ст. почався новий етап у вивченні кос мосу, коли у 1814 р. німецький ф ізик Йозеф Ф раун гофер відкрив лінії поглинання у спектрі Сонця — фраунгоферові лінії (рис. 1.10), потім лінії поглинання були виявлені у спектрах інш их зір. За допомогою спектрів астрономи визначають хімічний склад, тем пературу і навіть ш видкість руху космічних тіл. С творення у XX ст. видатним нім ецьким ф і зиком Альберт ом А іінш т айном (у російськомовній літературі — Эйнш тейн) загальної теорії відносно сті допомогло астрономам збагнути дивне червоне зм іщ енн я л ін ій поглинання у сп ектрах д алеких га л ак т и к , що було відкрите ам ери канськи м астроно мом Едвіном Габблом у 1929 р. Габбл довів, що гал ак тики розлітаю ться, і пізніш е вчені створили теорію еволю ції Всесвіт у від його зародж ення до сьогоден ня. Це дало пош товх до створення нової науки — космології. 4 жовтня 1957 р. почалась ера космонавтики. Цього дня у Радянському Союзі було запущено в кос мос перший у світі штучний супутник Землі (рис. 1.11), у створенні якого брали участь також українські вче ні, інженери та робітники. Сьогодні в космосі літають сотні автоматичних станцій, я к і досліджують не тіль ки навколоземний простір, але й вивчають інші пла нети Сонячної системи. Рис. 1.10. Спектр Сонця. Темні лінії поглинання утворюються в атмосферах Землі й Сонця

§1. ЩО ВИВЧАЄ АСТРОНОМІЯ?

Наша космічна адреса Ми живемо на Зем лі — одній із планет, що належ ать до Со нячної системи. Ці планети рухаю ться по своїх орбітах навколо Сонця. Б ільш ість планет (крім Венери і М еркурія) мають супутни ки, я к і обертаються навколо своєї планети. До Сонячної системи крім Сонця і планет із супутникам и входять також сотні тисяч ас тероїдів, або малих планет, мільйони ком етних ядер та метеорна речовина. Щодо Сонця планети розташ овую ться у такій послідов ності: найближ ча — М еркурій, за ним — Венера, Зем ля, Марс, Ю пітер, Сатурн, Уран і Нептун (рис. 1.12). Юпітер Сатурн

Венера

Марс

Земля Меркурій

Рис. 1.12. Відносні розміри Сонця і планет Сонячної системи. Середній радіус Землі — 6370 км

Уран

♦

Нептун

Кількісний склад Сонячної системи: (на 2011 р.)

За Нептуном навколо Сонця обертаються ще Сонце (зоря) 1 тисячі малих планет, я к і майже не освітлюються Планети 8 промінням Сонця. Планети-карлики З Відстані в косм ічном у просторі так і вел и Супутн. планет понад 150 к і, що вимірю вати їх у звичай них для нас м е Астероїди понад 500000 трах чи кілом етрах незручно, тому астрономи Комети понад 1 000 000 вибрали одиницям и вим ірю вання астрономічну одиницю та світловий рік. Метеорна речовина За м еж ам и С онячної систем и, на відстані більш е ніж 100 000 а. о., починається зона т я ж ін н я інш их зір. Неозброєним оком на небі мож на побачити близь ко 6000 зір, я к і утворюють на небі 88 су зір ’їв. Н асправді зір на багато більш е, але від д алеких світил надходить так мало світла, що їх мож на спостерігати тіл ьк и в телескоп. В еликі скупчення зір, що утрим ую ться силою т я ж ін н я . називають галактиками.

§ 1 . ЩО ВИВЧАЄ АСТРОНОМІЯ?

Астрономічна оди ниця (а. о.) — серед ня відстань від Землі до Сонця. 1 а. о.= 150 ■Ю6 км

Світловий рік (св. рік) — відстань, яку долає світло за 1 рік, рухаючись зі швидкіс тю 300000 км/с. 1 св. рік = 1013 км

У Всесвіті перебуваю ть м ільярд и гал ак т и к , серед яких є і наша Галактика (пиш еться з великої літе ри), яку називають Молочний, або Чумацький Шлях. На нічному небі ми бачимо її як сріблясту смугу (рис. 1.13). Н аш а Г ал ак ти к а (з гр ец .— М о ло чни й Ш л я х ) — це величезна система, у я к ій обертаю ть ся навколо центра 400 млрд зір. Гарячі зорі розм і щ ені у ви гляді диска зі спіральним и рукавам и. З інш их гал ак ти к , я к і м ож на побачити нео зброєним оком, виділяється Т ум анніст ь Андромеди. Ц я зоряна система за розмірами та формою подібна до наш ої Г алакти ки, і світло від неї долітає до Зем лі за 2,3 млн років, тобто відстань до неї — 2,3 млн св. років. Галактики розташовані в скупченнях і фор мують комірчасту структуру Всесвіту. Н айбільш віддалені косм ічні об’єкти , я к і іце м ож на побачити у сучасні т ел еск о п и ,— ква за р и (див. §15). Вони розташ овані від нас на відстані 10 млрд св. років.

Інші галактики — зоряні системи, які складаються з мільяр дів зір, що оберта ються навколо спіль ного центра

, _ Со*цЄ Рис. 1.13. Галактика Молочний Шлях. Діа метр основної частини диска — 100000 св. ро ків, відстань від Сонця до центра Галактики — 25000 св. років

О е 5 Ї§ е п

Р Ь А М Е Т -и А

h ttp ://w w w .e x .u a /v ie w / 16 8 6 7 9 2 4

§1. ЩО ВИВЧАЄ АСТРОНОМІЯ?

Я кщ о в майбутньому зем лян и захочуть обміню ватися інф ор мацією з інш им и світам и, то наш у косм ічну адресу м ож на зап и сати так: У країн а, планета Зем л я, Сонячна система, Г алак ти к а, Всесвіт (рис. 1.14). Для ДОПИТЛИВИХ

■■ - ...

■ - -----і-----.. - —

У Всесвіті зареєстровано близько 10 млрд галактик. Якщо у кожній галак тиці налічується у середньому 10" зір, то загальна кількість зір у Всесвіті сягає фан тастичної цифри — № . Це астрономічне число з 21 нулем уявити собі важко, тому можна порадити таке порівняння. Якщо розділити всі зорі у Всесвіті на кількість людей на Землі, то кожний із нас був би володарем однієї галактики, тобто при близно 200 млрд зір.

Основні розділи астрономії Сучасна астроном ія — надзвичайно р о згал у ж ена наука, розвиток якої безпосередньо пов’язаний з науково-технічним прогресом лю дства. А строно м ія поділяється на окрем і підрозділи (або н а п р я ми), у як и х використовую ться властиві лиш е їм м е тоди та засоби дослідж ення. К осмологія — розділ астрономії, у яком у ви вчаю ть будову та еволю цію Всесвіту я к єдиного цілого. М ожливо, що в м айбутньом у косм ологія об’єднає всі природничі науки — ф ізи к у , м атем а тику, хім ію , біологію , філософію , для того щоб дати відповідь на основні проблеми наш ого буття (див. § 1 5 , 16, 17): — Як виник цей світ, у якому ми живемо, і чо му він є таким, яким ми його зараз спостерігаємо? —- Як виникло ж иття на Землі, і чи існує ж и т тя у Всесвіті? — Що чекає наш Всесвіт у майбутньому?

Для ДОПИТЛИВИХ

: -■ ----

-------:

Іноді астрономію споріднюють з астрологією, бо во ни мають схожі назви. Насправді між астрономією та астро логією існує суттєва відмінність: астрономія — це наука, яка вивчає походження та еволюцію космічних тіл, а астро логія не має нічого спільного з наукою, оскільки вважає, що за допомогою зір начебто можна передбачити майбут нє. Астрологи малюють різноманітні схеми розташування зір та планет і складають гороскопи (з грец.— заглянути в майбутнє), за допомогою яких пропонують передбачити долю кожної людини.

Астрометрія — роз діл астрономії, що ви вчає положення і рух небесних тіл та їхніх систем

Небесна механіка — розділ астрономи, що вивчає закони руху небесних тіл

Астрофізика — роз діл астрономи, що ви вчає природу косміч них тіл: їхню будову, хімічний склад, фізич ні властивості

Космологія вивчає будову та еволюцію Всесвіту як єдиного цілого

§1. ЩО ВИВЧАЄ АСТРОНОМІЯ?

Рис. 1.14. Наша космічна адреса

§1. ЩО ВИВЧАЄ АСТРОНОМІЯ?

Висновки _______

= ■

Астрономія — це наука, яка вивчає різноманітні космічні тіла та їхні систе ми, а також процеси, що відбуваються при взаємодії цих тіл між собою. Протягом останнього тисячоліття уявлення людей про Всесвіт суттєво змінились — від гео центричної системи світу Птолемея з кришталевими сферами навколо Землі, до су часної величної картини безмежного космосу. Астрономія тісно пов'язана з інши ми природничими науками — фізикою, хімією, математикою, біологією, філософією, бо на Землі й у космосі діють одні й ті самі закони природи. У нашому Всесвіті ні чого вічного не існує — утворюються і вибухають зорі та планети, народжуються та гинуть цивілізації... Вічним залишається тільки одне питання: «Чому існує Все світ, і чому в цьому дивному світі живемо ми?». ТЄСТИ .............. .......... ..........

—

■—

1. Яке тіло розташоване в центрі геоцентричної системи світу? А. Сонце. Б. Юпітер. В. Сатурн. Г. Земля. Д. Венера. 2. Яку планету відкрив Коперник? А. Марс. Б. Сатурн. В. Уран. Г. Землю. Д. Юпітер. 3. Що вимірюється світловими роками? А. Час. Б. Відстань до планет. В. Період обертання. Г. Відстань до зір. Д. Відстань до Землі. 4. Як перекладається з грецької мови слово планета?: А. Волохата зоря. Б. Хвостата зоря. В. Блукаюча. Г. Туманність. Д. Холодне тіло. 5. Яку структуру має наша Галактика? А. Еліптичну Б. Спіральну. В. Неправильну. Г. Кулясту. Д. Циліндричну. 6. Яка різниця між геоцентричною та геліоцентричною системами світу? 7. У якій послідовності відносно Сонця розташовані планети Сонячної системи? 8. Чи можуть існувати тіла за межами орбіти Нептуна? 9. Що вимірюється астрономічними одиницями? 10. Обчисліть точне значення величини (до третього знака) 1 св. року в кіло метрах. 11. Обчисліть, за який час світло долітає від Сонця до Землі; до Нептуна; до межі Сонячної системи. Швидкість світла вважати рівною 300000 км/с.

Диспути на запропоновані теми _______ 12. Що таке астрологія? На вашу думку, чи можна вважати астрологію наукою?

Завдання для спостережень

....... ........

13. Самостійно відшукайте на небі яскраві зорі, які позначені на карті зоряного неба. Зарисуйте яскраві зорі на небосхилі, які розташовані у вас над голо вою. Порівняйте ваші рисунки з картою зоряного неба. До яких сузір'їв на лежать ці яскраві зорі? 14. Знайдіть серед яскравих зір таку, яка не позначена на зоряній карті. Це мо же бути якась планета або, можливо, ви відкрили нову зорю?!

Ключові поняття і терміни:

■, -= =

.........

Астрономічна одиниця, астрофізика, Галактика, геліоцентрична система світу, геоцентрична система світу, зоря, небесна механіка, планета, світловий рік.

§ 2. Основи практичної астрономії Вивчивши цей параграф, ми: ■ осмислимо наші уявлення про небесну сферу як допоміжну поверхню для відліку сферичних координат небесних тіл; ■ навчимося орієнтуватись на поверхні Землі за допомогою небесних світил.

Небесна сфера Під час спостережень за зорями нам здається, що всі небесні світила розташ овані на однаковій відстані, ніби світять на поверхні велетенської сфери, у центрі якої розташ ований спо стерігач. Н ині відомо, що зорі та планети перебу вають на різних відстанях від Землі (рис. 2.1, 2.2), • Ш /"А а наш а планета не розміщ ується у центрі Всесвіту, хсалчк- / . і\ тому таку небесну сферу вважаю ть допоміжною при визначенні сферичних координат світил. На таку до поміжну сферу проектуються зображення зір та пла Щ у ( П . ■■ нет, і ми можемо виміряти тільки кути м іж напрям ками на ці світила. При цьому центр небесної сфери може розташ овуватися у будь-якій точці простору; залежно від цього розрізняють топоцентричні, геоцен тричні чи геліоцентричні координати. Рис. 2.1. Сузір'я Оріон (давня карта зоряного неба)

Сузір'я — ділянки небесної сфери, на які поділені окремі групи зір для зруч ності орієнтування

Рис. 2.2. Зорі в сузір'ї Оріон розташовані на різній відстані від Зем лі, а нам здається, що вони світять на по верхні сфери

§2. ОСНОВИ ПРАКТИЧНОЇ АСТРОНОМІЇ

Точки та лінії небесної сфери На небесній і земній сферах мож на провести деякі кола, за допомогою яких визначаються небесні координати світил (рис. 2.3, а). На земній сфері існують дві особливі точки — географічні полюси, де вісь обертання Землі перети нає поверхню планети (А Г, 5 — відповідно Північний та Південний полюси). Площ ина земного екватора, яка ділить нашу планету на північну та південну пів кулі, проходить через центр Землі перпендикулярно до її осі обертання. М еридіани на Землі проходять че рез географічні полюси та точки спостереження. По чатковий (нульовий) меридіан проходить поблизу міс цезнаходження колиш ньої Гринвіцької обсерваторії. Якщ о продовжити вісь обертання Землі в кос мос, то на небесній сфері ми отримаємо дві точки пе ретину, які називаються полюсами світ у (рис. 2.3, б): П івнічний полюс Р1 (у сучасну епоху біля П олярної зорі) і П івденний полюс Р2 (у сузір’ї О кт а нт ). П ло щ ина земного екватора перетинається з небесною сферою, і в перерізі ми отримаємо небесний екватор,

Уявна небесна сфе ра довільного радіу су допомагає визна чити координати небесних світил

Полюс світу — точка перетину осі обер тання Землі з небес ною сферою

Небесний еква тор — лінія перерізу площини земного ек ватора з небесною сферою

Північний полюс Північний полюс світу

Небесна сфера

Гринвіцький меридіан Київський меридіан

Екватор

екватор

Південний полюс світу

Південний полюс

тШ Ш Ш

Рис. 2.3. Основні точки і лінії системи координат: а — земної (географічної), б — небесної

Э е ^ е п РЬЧЫЕТ-иА ? hrtp:/7wvvw.ex.ua/view/1 6 8 6 7 9 2 4 1

§2. ОСНОВИ ПРАКТИЧНОЇ АСТРОНОМИ

який поділяє небо на дві рівні п івкулі — північну та південну. Але існує одна суттєва відмінність м іж по люсами та екватором на земній кулі та полюсами світу і небесним екватором. Географічні полюси ре ально існують як точки на поверхні Землі, де вісь обертання Землі перетинається з поверхнею планети, і до них можна долетіти чи доїхати так само, як і до екватора. Полюсів світу як реальних точок у космічному просторі немає, бо радіус небесної сфери є невизначеним , тому ми можемо по значити тільки напрямок, у якому вони спостерігаються.

Небесний мериді ан — лінія перерізу площини земного меридіана з небес ною сферою

Орієнтування на місцевості У повсякденному ж итті для визначення напрямку ми викорис товуємо орієнтири, я к і нам добре знайом і,— будинки, дороги, ріки тощо. Якщ о ми потрапляємо в незнайому місцевість, то наші звич ні орієнтири зникаю ть, і ми можемо заблукати. У цьому випадку надійними орієнтирами можуть бути небесні світила, бо вони нам світять і вдома, і на чуж ині. Д ля орієнтування на поверхні Землі астрономи застосовують терміни прямовисна лінія та горизонт. Напрямок прямовисної лінії задається силою тяж інн я Землі в точці спостереження. Його можна визначити за допомогою звичайного виска-тягарця, який підвішують на нитці. Припустимо, що спостерігач перебуває на поверхні Землі в точці О, яка має географічну широту ф (рис. 2.4). Н апрямок ОО, по виску вниз Зеніт називають надиром, протилежний напря І мок OZ, угору,— зенітом. Зараз горизонт і визначають як площину, яка є перпенди І кулярною до прямовисної лінії. к* XІ Обрій, або л ін ія перетину п лощ и ни горизонту з небесною сферою, буде ко лом, у центрі якого перебуває спостерігач. На горизонті розрізняю ть чотири точки: N — північ, в — південь, Е — схід, — захід, за допомогою як и х люди орієнту ються і визначають напрямки під час ман дрівок (рис. 2.5). Унаслідок обертання Землі навколо осі площини меридіана та горизонту про тягом доби зміщ ую ться у просторі щодо

Рис. 2.4. Площина математичного горизонту є пер пендикулярною до прямовисної ЛІНИ

§2. ОСНОВИ ПРАКТИЧНОЇ АСТРОНОМІЇ

Рис. 2.5. Уночі надійним орієнтиром може бути Полярна зоря Р1, на яку спрямована вісь обер тання Землі. Якщо диви тися на Полярну зорю, то попереду буде напря мок на північ, позаду — південь, праворуч — схід, ліворуч — захід. Точка 0 — кульмінація Сонця

Кульмінація — пере тин світилами небес ного меридіана вна слідок добового обертання Землі на вколо осі

зір, але нам на поверхні Землі здається, що все відбу вається навпаки — небесні світила рухаються щодо го ризонту. Ми кажемо, що Сонце сходить, коли воно з ’являється над обрієм на сході. Потім Сонце підніма ється все вище і вище й опівдні займає найбільшу висоту над горизонтом, ц ей момент астрономи називають верхньою куль мінацією (від л а т .— верш ина). В ерхня кульм інац ія настає у той момент, коли Сонце перетинає площину меридіана і розташовується над точкою півдня. Момент верхньої кульм інац ії Сонця м ож на визначити за до помогою пали чки , я к у треба встановити перпендикулярно до гори зонту (рис. 2.6). Д ля визначення к у л ьм і нації уважно слідкуйте за довжиною тіні: Рис. 2.6. Опівдні тінь від палички коли Сонце розташ оване над точкою п ів спрямована на північ дня, тінь указує напрямок на північ і має найменш у довжину. Тільки в березні та вересні Сонце схо дить поблизу точки сходу, а заходить біля точки заходу. Влітку Сонце сходить на пів нічному сході, а заходить на північному за ході. Узимку Сонце сходить на південному сході, а заходить на південному заході. Д еякі зорі на наш их ш иротах н ік о ли не заходять, тому на небі ми можемо побачити не тіл ьки верхню , але й н и ж ню кульм інац ію , коли світило перебуває найни ж че над горизонтом (дивись р у х о м у карт у зоряного неба, на звороті як о ї є ін струкція, як визначати момент к у л ь м ін ації зір).

§2. ОСНОВИ ПРАКТИЧНОЇ АСТРОНОМІЇ

Екваторіальна система небесних координат і карти зоряного неба Основними площ инами в цій системі координат є площ ини не бесного екватора та кола схилень. Для визначення екваторіальних небесних координат світила й проводять коло схилення через полюси світу Рх і Р2, яке перетинає небесний екватор у точ ці М (рис. 2.7). Перша координата а має назву пря Небесні координати: ме сходження (пряме піднесення) і відлічується по ду а — пряме сходження; 5 — схилення зі небесного екватора від точки весняного рівнодення Т проти ходу годинникової стрілки, якщ о дивитися з Північного полюса, та вимірюється годинами. Дру га координата б — схи лен н я визначається дугою кола схилень М в від екватора до даного світила і вимірюється градусами. На північ від екватора схилення додатне, на південь — від’ємне. Межі визна чення екваторіальних координат такі: 0 г о д < а < 2 4 год; -90° < 8 < + 90° . Карта зоряного неба у формі прямокутника є певною проекцією небесної сфери на площ ину, на якій позначені екваторіальні коорди нати а , 8 (рис. 2.8). Ці координати не залежать від місця спостере ження на Землі і майже не змінюються протягом року, тому картою зоряного неба можна користуватись у будь-якій країні. Правда, через тисячі років екваторіальні координати зір можуть суттєво змінитися, бо змінюється з часом положення небесного екватора і полюсів світу, до того ж зорі обертаються навколо центра Галактики (див. §15). Існує карта зоряного неба у вигляді круга (див. вкладку до під ручника). Північний полюс світу розміщується у центрі карти побли зу Полярної зорі. Коло схилень у проекції на площину карти має вигляд радіальної лінії, яку проводять від Північного полю са світу. Небесний екватор на карті зобра ж ений виділеним колом, а інш і концен тричні кола для різних схилень проведені через кожні 30°. Координату 5 на карті визначають як відрізок радіальної лінії від екватора до даної зорі. Схилення зір на екваторі до рівнює 0°, а на Північному полюсі світу +90°. Пряме піднесення а на карті визна чають я к дугу екватора від точки весня ного рівнодення Т до радіальної л ін ії,

Рис. 2.7. Екваторіальна система небесних координат

О е ^ е п

а г Р Ь А Ы Е Т•--п иА

h ttp ://w w w .e x .u a /v ie w / 16 8 6 7 9 2 4

Схилення,

§2. ОСНОВИ ПРАКТИЧНОЇ АСТРОНОМИ

я к а проведена від полюса світу через дану зорю. Рис. 2.8. Карта зоряного не ба екваторіальної зони. Дати, Для зручності а позначено на екваторі через к о ж коли ці сузір'я кульмінують ну годину ( 1 \ 2 \ 3", ...). у вечірній час, позначені Унаслідок обертання Землі навколо осі пло внизу карти. Відшукайте їх, щ ина горизонту зміщ ується у просторі, тому всі після заходу Сонця в півден світила теж змінюють своє положення відносно гоній частині небосхилу ризонту. Момент, коли деякі світила перетинають площину горизонту, називають сходом або заходом світила. Моменти сходу—заходу небесних світил можна визначити за допомогою рухом ої карт и зоряного неба, або планісфери, на як ій є спеціальний накладний круг із лінією горизонту та меридіаном. Та кою зоряною картою з накладн им кругом м ож на користуватись у будь-якій країні П івнічної півкулі на географічній широті У краї ни (+50° ±5°). Правила користування рухомою картою зоряного неба надруковані на її зворотному боці. Для

ДОПИТЛИВИХ

....................... .........................

На зоряних картах не зображені планети, бо вони обертаються навколо Сон ця і тому з часом змінюють свої екваторіальні координати. Для визначення положен ня планет щодо зір треба користуватися астрономічним календарем (див. §3, 4).

Висновки

....................

5..

. ___________

Уявна небесна сфера допомагає визначити положення космічних тіл у пев ній системі координат. На картах зоряного неба використовують екваторіальну систему координат, у якій положення зір визначають за допомогою прямого схо дження та схилення. Небесні світила допомагають також визначити сторони го ризонту у випадку, якщо ми заблукали в незнайомій місцевості.

§2. ОСНОВИ ПРАКТИЧНОЇ АСТРОНОМІЇ

ц тес™

....... — .. ......................

1. Північний полюс світу розташований: А. В Арктиці. Б. В Антарктиці. В. У сузірТ Оріон. Г. У сузірї Велика Ведмедиця. Д. Поблизу Полярної зорі. 2. Момент, коли світило має найбільшу висоту над горизонтом, називається: А. Пряме сходження. Б. Верхня кульмінація. В. Нижня кульмінація. Г. Верхня культивація. Д. Нижня культивація. 3. Чи можна в Канаді та Україні одночасно побачити сузір’я Велика Ведмедиця? А. Не можна. Б. Можна тільки влітку. В. Можна тільки взимку. Г. Можна будь-коли. Д. Можна тільки навесні. 4. Чи можна в Австралії та Україні одночасно побачити Полярну зорю? А. Не можна. Б. Можна тільки влітку. В. Можна тільки взимку. Г. Можна будь-коли. Д. Можна тільки восени. 5. Як називаються точки перетину небесної сфери з віссю обертання Землі, що продовжена в космос? А. Зеніт. Б. Надир. В. Полюс світу. Г. Географічний полюс. Д. Обрій. 6. Коли настає кульмінація Сонця? 7. У які дні року Сонце сходить у точці сходу й заходить у точці заходу? 8. Чи можна в Австралії за допомогою Полярної зорі визначити напрямок на північ? 9. Як можна на Північному полюсі Землі визначити напрямок на південь? 10. Відшукайте на карті зоряного неба якусь яскраву зорю. За допомогою на кладного круга до карти виміряйте моменти, коли сходить, заходить і куль мінує ця зоря. 11. За допомогою рухомої карти зоряного неба визначте, які сузір'я ніколи не заходять для спостерігача в Україні.

Диспути на запропоновані теми „.......... . ............„ . _____ __________ 12. Чи можна користуватися нашою картою зоряного неба на поверхні інших планет Сонячної системи? Під час міжпланетних польотів? На планетах, які обертаються навколо інших зір?

Завдання для спостережень

■ ■■■ ■

■

■■

13. Знайдіть Полярну зорю та визначте напрям меридіана з півночі на південь відносно вашого будинку. Намалюйте схему розташування вашого будинку щодо меридіана та визначте кут між меридіаном і будь-якою стіною вашого будинку. 14. Лабораторна робота №1 «Визначення географічної широти на місцевості за допомогою Полярної зорі» (с. 141).

Ключові поняття і терміни:

-------

----- -----------

Зеніт, кульмінація, небесний екватор, небесний меридіан, небесна сфера, пряме сходження, полюси світу, схилення, точка весняного рівнодення.

§3. Вимірювання часу та календар Вивчивши цей параграф, ми дізнаємось: ■ ■ ■ ■

як за допомогою Сонця визначають час; на скільки хвилин місцевий час відрізняється від київського часу; що спричиняє зміну пір року на Землі; чому неможливо створити ідеальний календар.

Вимірювання часу Час є філософською , фізичною та соціальною категорією , то му задача точного вим ірю вання часу є однією з най важ ли віш и х проблем сучасної науки. З наш ого досвіду відомо, що час «тече» рівномірно, подібно до води в сп окійн ій, тихій р іч ці. За цим принципом були в давнину сконструйо Сонячна доба — час, вані водяні та пісочні годинники. З часом був ство за який Земля робить повний оберт навко рений м еханічний годинник, дія якого основана на ло своєї осі відносно принципі періодичних коливань м аятн и к а, що дов Сонця. го мож е зберігати сталим період своїх к оливань. 1 год = 1/24 доби П ринцип дії найточніш их сучасних електронних го 1 год = 60 хв = 3600 с динників базується на використанні коливань в ел ек тром агнітном у полі к ри сталів або навіть окрем их м олекул. Хоча годинники протягом віків зм ін ю ва ли вигляд (рис. 3.1, 3.2) і збільш увалась точність вимірю вань, д еякі одиниці для визначення часу зал и ш и л и ся одними й тими самими — р ік та доба, бо вони пов’язан і з рухом Зем лі навколо Сонця та її обертанням навколо своєї осі. Д ля визначення кутової швидкості обертання Зем лі орієнтира ми можуть служ ити небесні світила — Сонце, зорі та інш і небесні світила. Тому і використовують дві системи відліку часу — зоряний час і сонячний час. Зоряни й час переваж но ви к о ристовують астрономи, а в повсякденному ж итті всі рис. 3.1. Старовинний люди застосовують тільки сонячний час. П роміж ок сонячний годинник часу, за який Земля робить повний оберт навколо сво єї осі відносно Сонця, називають сонячною добою. До ба поділяється на 24 години. За традицією початок сонячної доби (0 год) настає опівночі. Сонячний час у певному місці, або місцевий час, можна визначити за допомогою сонячного годинни ка — звичайної палички, тінь від якої допоможе при близно виміряти місцевий час. М ісцевий полудень — 12 година за місцевим часом — настає о тій порі,

§3. ВИМІРЮВАННЯ ЧАСУ ТА КАЛЕНДАР

Рис. 3.2. Перший атом ний годинник

Рис. 3.3. Годинні пояси. Земля поділена на 24 пояси, у кожному з яких всі годинники показують однаковий час. Переїжджаючи з одного поясу в інший, мандрівники переводять стрілки годинників на ціле число годин

коли триває верхня кульм інація С онця,— тоді тінь від палички найкоротш а (див. §2). У повсякденному ж и тті користуватись м ісце вим часом незручно, бо в кож ній точці на поверх ні Зем лі він різний, і ми, переїж дж аю чи від одно го м ісця до інш ого, мусили б постійно переводити стрілки годинника на к іл ь к а хвилин. Ц я пробле ма усувається, якщ о користуватись поясним часом, я к и й запровадили в кін ці X IX ст’. Землю поділи ли меридіанами на 24 годинні пояси і домовились, що всі годинники в одному поясі будуть п о казу вати однаковий час, я к и й дорівню є місцевому ч а су середнього м еридіана (рис. 3.3). М андрівники переводять годинники на одну годину тільки у ви падку, коли вони перетинаю ть м еж у відповідного поясу. Н ульовий пояс проходить через Гринвіцький м еридіан, тому годинники у В еликій Б р и тан ії по казую ть м ісцевий час Гринвіцького м еридіана — цей час називаю ть в с е с в іт н ім ч а с о м . У сучасних мобільних телеф онах місцевий час нульового поясу позначаю ть GMT (з англ. Г ринвіцький середній час). Західна Європа ж иве за часом першого поясу, я к и й на 1 годину випереджає всесвітній. У країна розташ о вана у другому поясі, тому час, за я к и м ж ивуть її

§3. ВИМІРЮВАННЯ ЧАСУ ТА КАЛЕНДАР

меш канці (київський час), випереджає всесвітній час на 2 години. Якщ о поїхати на захід, до Польщ і, то стрілки наш их годинників треба перевести на 1 го дину назад, а якщ о подорожувати на схід, до Росії, наприклад до М оскви,— то на 1 годину вперед. Р ізн и ц я м іж м ісцевим і ки ївськи м часом ви значається різницею географ ічних довгот К иєва та місця спостереження. Наприклад, ми хочемо визначи ти різницю між київським і місцевим часом у Х ар кові. Довгота Х аркова лх = 3 6 ° = 2 год 25 хв, довго та К иєва /\.к = 30° = 2 год 00 хв. Тобто м ісцевий час у Х аркові на 25 хвилин попереду київського часу, тому взим ку Сонце у Х аркові кульм інує приблизно об 11 год 35 хв за київським часом. На м еридіані з довготою 180° проходить л ін ія зм іни дат . Д ля тих, хто її перетинає, є м ож ливість подорож увати не тіл ьки в просторі, а й у часі. Н а приклад, якщ о летіти з Азії на схід, в Америку, 1 січ ня, то наступний день теж буде 1 січн я, тобто ви никає на перш ий погляд ф антастична м ож ливість прож ити той самий день двічі. Зате коли п а саж и ри л етять у зворотному напрям ку, з А м ерики на за хід, в А зію , то протягом перельоту за к іл ь к а годин мож на прож ити 2 доби — після 1 січня зразу н а стане 3 січня. Для допитливих

Місцевий час визна чається за допомогою сонячного годинника. Кожний меридіан має свій місцевий час

Поясний час дорів нює місцевому часу середнього меридіана відповідного поясу

Всесвітній час (англ. ІІТ) — місцевий час Гринвіцького мериді ана. Всесвітній час за стосовують в астро номії для визначення моментів різних кос мічних подій

Київський час — час другого поясу, який на 2 години виперед жає всесвітній час

.......

Весною, в останню неділю березня, всі годинники більшості країн Євро пи переводять на 1 годину вперед, запроваджується так званий літній час, тому влітку київський час буде випереджати місцевий час усіх міст України. Фактично, Західна Європа переходить на київський час, а Україна — на московський. На приклад, улітку місцевий час навіть на сході України, в Луганську, відстає від ки ївського на 23 хв, і полудень на Луганському меридіані настає о 12 год 23 хв за київським часом. Правда, не в усіх країнах світу переводять стрілки годинника на літній час. Нема сенсу вводити літній час у тропічній зоні, бо там тривалість дня протягом року майже однакова — 12 год. У Росії на значній території три валість літнього дня перевищує 20 год, тому там теж відмовились від переводу стрілок годинника. З березня 2011 року в Росії ввели постійний літній час, тому московський час взимку буде випереджати київський на 2 години.

Сонячний час та зодіак Слово зодіак (від грец.— коло із зображень т варин) уперше по чали вживати для визначення особливих сузір’їв ще кіл ька тисяч років тому. Ц я назва пов’язана з тим, що Сонце, М ісяць і планети Сонячної системи можна спостерігати на тлі 12 зодіакальних сузір’їв,

§3. ВИМІРЮВАННЯ ЧАСУ ТА КАЛЕНДАР

Рис. 3.4. Орбіта Землі та зодіак. Площина, у якій обертається Земля навколо Сонця, залиша ється сталою відносно зір. Лінія перетину пло щини орбіти Землі з уяв ною небесною сферою має назву екліптика. 12 сузір'їв, які перетинає екліптика, називають зодіакальними

Стрілець Козеріг

Рак

Близнята

Екліптика

Зодіак Овен Телець Близнята Рак Лев Діва Терези Скорпіон Стрілець Козоріг Водолій Риби

т II <8 Пї л ш ъ СОХ

Рис. 3.5. Явище преце сії демонструє дитяча дзиґа, що обертається навколо власної осі, у той час як її вісь опи сує конус у просторі

я к і утворюють на небесній сфері велике коло, і серед назв цих сузір’їв переважаю ть назви ж ивих істот. На рис. 3.4 зображ ено орбіту Зем л і, д ал ек і су зір ’я та через кож н і 30° проведені л ін ії, я к і по значаю ть полож ення наш ої планети відносно зір че рез кож н ий м ісяць. Т аким чином , ми можемо по значати рух Землі по орбіті та відраховувати великі пром іж ки часу. За початок відліку руху Землі візьмемо точку весняного рівнодення. Якщ о 21 березня з ’єднати Зем лю і Сонце прямою лінією та продовжити її у космос, то ця прям а десь у далечині перетинає уявну небес ну сферу у двох діаметрально протилежних точках, одна з яки х розташ ована в сузір’ї Діви (з боку Зем лі), а інш а — у сузір’ї Риб (за Сонцем). У березні сузір’я Риб не видно, бо воно перебу ває за Сонцем. Астрономи цей момент описують так: «21 березня Сонце розташ оване у напрямку сузір’я Риб у точці весняного рівнодення». Рухаючись разом із Землею по орбіті, ми протя гом року спостерігатимемо Сонце в різних напрямках на тлі різних сузір’їв. Якщо кожного дня позначати по ложення центра Сонця відносно далеких зір, то можна отримати велике коло небесної сфери, яке називається екліптикою (від грец.— затемнення). Математичне ви значення екліптики — це лінія перетину площини ор біти Землі з небесною сферою, тобто площина екліпт и ки збігається з площиною орбіти Землі.

О е 5 і§ е п Р Ь А Н Е Т -и А І h ttp ://w w w .e x .u a /v ie w /1 6 8 6 7 9 2 4

§3. ВИМІРЮВАННЯ ЧАСУ ТА КАЛЕНДАР

П лощ ина екліп тики протягом сто Прецесія — зміщення осі обертання літь займає стале положення відносно зір, Землі відносно зір. Вісь Землі описує але полюси світу поступово зміщ ую ться в космосі конус із періодом у космічному просторі — це явищ е нази 26000 років вають прецесією (від лат.— випередження, рис. 3.5). Вісь обертання Землі описує у кос мосі конус із періодом 26000 років. І якщ о в наш час Північний по люс світу розташований у сузір’ї Малої Ведмедиці, то через 13000 ро ків він переміститься у сузір’я Ліри, і наші нащадки будуть визначати напрямок на північ за допомогою зорі Вега. Внаслідок прецесії зміню ється також положення площини небесного екватора серед зір, тому в майбутньому в Україні не буде видно сузір’я Оріон, зате наші на щ адки побачать найближ чу до нас зорю П роксим у Кент авра. Для

ДОПИТЛИВИХ —..................... І

................... ..

Зверніть увагу на те, що точка весняного рівнодення міститься у сузір'ї' Риб, але позначається знаком Овна. Причина такої дивної невідповідності полягає в тому, що внаслідок прецесії точка весняного рівнодення У поступово зміщується відносно зір на 50" щорічно. Тобто за останні 2000 років точка весняного рівнодення пере містилась майже на 30°, і через кілька десятків років буде вже розташовуватись у сузір'ї Водолія. Ще через 13000 років точка весняного рівнодення переміститься в сузір'я Діви, а точка осіннього рівнодення буде спостерігатись у сузір'ї Риб.

Зміна пір року на Землі З курсу природознавства відомо, що вісь обертання Землі нахи лена до площини орбіти під кутом 66,5°, і це призводить до зміни пір року на Землі. Якби вісь обертання Землі була перпендикулярною до площини орбіти, то зміни пір року не відбувалося б, бо Сонце протя гом року освітлювало б рівномірно Північну та Південну півкулі нашої планети. Зараз такі дні, коли Сонце одна ково освітлює дві півкулі Землі, настають тільки двічі на рік — весною 20—21 бе резня і восени 22—23 вересня, коли на всіх материках однакова тривалість дня — 12 годин. В інші місяці тривалість дня біль ша або менша за 12 годин і залежить від географічної ш ироти м ісця спостереж ен ня. Найдовший день у Північній півкулі настає 21—22 червня — початок астроно мічного літа, а у Південній півкулі в цей Рис. З.б. Кут між площинами екватора та екліптики 23,5°, а кут між площиною екліптики та полюсом світу 66,5°. Це є причиною зміни пір року на Землі

§3. ВИМІРЮВАННЯ ЧАСУ ТА КАЛЕНДАР

Рис. 3.7. Освітлення Землі сонячними про менями взимку і влітку. Найбільше енергії від Сонця отримує тропічна зона, де опівдні сонячні промені можуть падати перпендикулярно до горизонту. Широта тропіків ±23,5°

день починається астрономічна зима. Через півроку 21—22 грудня, на впаки, у Північній півкулі настає астрономічна зима, а в Південній — літо. (Рис. 3.7, 3.8.) На широті 50° (Київ, Львів, Харків) тривалість найдовшого дня 22 червня — 16 год 20 хв — у два рази більша за тривалість найкоротшого дня 22 грудня — 8 год. На широті 45° різниця м іж найдов шим і найкоротш им днем трохи зм енш ується, тому в Криму н ай довший день триває 15 год ЗО хв, а найкоротш ий — 8 год 40 хв. Найбільше сонячної енергії поверхня Землі отримує опівдні, коли настає верхня кульмінація Сонця, а найменше — вранці та ввечері. Вночі Земля тільки охолоджується, тому середня температура поверх ні залежить також від тривалості дня і ночі. Наприклад, на широті 50° кіл ькість енергії, я к у отримує поверхня за літн ій день, досягає 25000 к Д ж /м 2. Цікаво, що ця енергія на віть більша, ніж на екваторі, де цілий рік Рис. 3.8. Механічний прилад XIX ст., тривалість дня не змінюється і дорівнює який демонстрував рух планет і зміну 12 годинам. пір року на Землі У зим ку коротка тривалість дня та невелика висота Сонця над горизонтом п ри зводять до значного зм енш ен ня со нячної енергії, що обігріває поверхню З ем лі. Н априклад, у грудні кількість енергії, я к у отримує одиниця поверхні на наш их ш иротах протягом дня, м айж е у 7 разів м енш а, ніж у літн ій день. Сучасний н ах и л осі обертання до площ ини орбіти під кутом 66,5° є опти мальним для різноманітних кліматичних зон на поверхні Землі — від тропіків до полярного кола. Усі інші варіанти зміни кута нахилу осі обертання Землі призвели б до катастрофічних змін клімату і глобаль ної екологічної катастрофи. Н априклад,

§3. ВИМІРЮВАННЯ ЧАСУ ТА КАЛЕНДАР

якби вісь обертання Землі була нахилена до площини орбіти під к у том 50°, то полярне коло проходило б через Україну, а тропіки — че рез Чорне море. На наших широтах влітку протягом місяця Сонце не заходило б за горизонт, а опівдні кульмінація була б поблизу зеніту. Розрахунки показують, що літня температура поверхні в Україні до сягала б критичних для ж иття меж від +60 до +80°С. В іншому ви падку, якби вісь обертання Землі була перпендикулярною до площ и ни орбіти, зміни пір року взагалі не було б, тому Європа могла б перетворитись на холодну напівпустелю типу тундри. ЦЦ

Для

ДОПИТЛИВИХ

■■ --------- -----------

- ■

■■ ------- -

У полярних країнах різниця між найдовшим і найкоротшим днем збіль шується. Наприклад, у Москві найдовший день триває 17 год 40 хв, а найкоротший — 7 год, у С.-Петербурзі відповідно — 19 та 6 год. На широті С.-Петербурга у червні Сонце ненадовго заходить за горизонт, унаслідок цього спостерігають ся «білі ночі». Цей період триває майже місяць, коли вночі видно яскраві зорі тільки в південній частині небосхилу, а північний обрій настільки яскравий, що опівночі можна читати книги.

П облизу полюсів є області, де Сонце к іл ь к а м ісяців не з а ходить за горизонт — тоді влітку спостерігається полярний день. У зим ку, н авпаки , у полярних районах к іл ь к а м ісяців Сонце не сходить — настає полярна ніч. Границі цих областей називаю ть ся полярним и колам и. Вони розташ овані на ш ироті 66,5° обох півкуль. На самих полюсах полярний день триває півроку і стільки ж триває полярна ніч. Н априклад, на Північному полюсі Сонце схо дить 21 березня і заходить 23 вересня. У цей період схилення Сон ця більше за нуль. На Південному полюсі, навпаки, полярний день триває від 23 вересня до 21 березня.

Календарі

У сучасному календарі усіх європейських країн за основу бе реться 1 т ропічний р ік — період обертання Землі навколо Сонця відносно точки весняного рівнодення ГУ , але при створенні ідеаль ного календаря виникає ускладнення, бо тропічний рік не має ціло го числа діб. Довгий час в Європі користувалися юліанським Тропічний рік календарем, який був запроваджений ще Юлієм Цеза (365 діб 5 год 48 Х8 рем у 46 році до н. е. У цьому календарі тривалість тро 46 с) — період обер пічного року була прийнята за 365 діб 6 год 00 хв 00 с, тання Землі навколо а для того щоб рік мав ціле число діб, було прийнято, Сонця відносно точки що кож н і 3 роки підряд триватим уть по 365 діб, весняного рівнодення а четвертий рік — 366 діб (високосний р ік ). Але

§3. ВИМІРЮВАННЯ ЧАСУ ТА КАЛЕНДАР

Прості роки мають 365 діб Високосний рік має 366 діб. Цю додатко ву добу вводять 29 лютого

За григоріанським календарем рік вва жається високосним, якщо він ділиться на 4 без остачі, крім тих років, які закінчують ся на два нулі і число сотень яких не ді литься на 4

в середньому кож ний календарний рік був довший за тропічний на 11 хв 14 с (365 діб 6 год 00 хв 00 с - 365 діб 5 год 48 хв 46 с). Тобто коли тропічний рік уже реально закінчувався, рік за юліанським кален дарем тривав ще 11 хв 14 с. Тому за чотири роки по хибка накопичувалася і календар відставав уже на 44 хв 56 с, а за 400 років — майж е на 3 доби. Григоріанський календар, що діє в наш час, ви правив цю неточність. У ньому вилучили три доби з кож них 400 років, тобто три високосні роки зроби ли простими. На рис. 3.9 показано, я к і роки були ви сокосними за юліанським календарем, а кружечком обведені ті, я к і стали простими за григоріанським. Легко помітити, що це ті роки, я к і закінчуються дво ма нулями і число сотень яки х не ділиться на чоти ри без остачі. Григоріанський календар теж не є іде альним, але похибку на одну добу він дає приблизно через 33 століття.

Рис. 3.9. Високосні роки за юліанським календа рем. Кружечком обведе ні роки, які за григорі анським календарем не є високосними

Для

ДОПИТЛИВИХ

__________ ________

Нову реформу календаря було здійснено в 1582 році за пропозицією Папи Римського Григорія XIII. Для того щоб виправити накопичену на той час помилку, оголосили, що 1582 рік триватиме тільки 355 діб. Новий календар був названий гри горіанським (або новим стилем) на честь Папи Римського і поступово був уведений у всіх країнах Європи та Америки. Тепер різниця між юліанським і григоріанським календарями досягла вже 13 діб і збережеться ще в XXI ст. У цивільному житті Укра їни новий стиль був запроваджений урядом Центральної Ради в 1918 році.

Висновки За допомогою небесних світил можна визначати час. Період обертання Землі навколо осі використовують для відліку годин, хвилин і секунд. Період обертання Землі навколо Сонця використовують при створенні календарів для відліку тривалих проміжків часу.

§3. ВИМІРЮВАННЯ ЧАСУ ТА КАЛЕНДАР

Тести

■■

1. Тропіки — це така географічна широта, де: А. Ростуть пальми, Б. Сонце ніколи не заходить. В. Під час сонцестояння Сонце кульмінує в зеніті. Г. Під час рівнодення Сонце кульмінує в зеніті. Д. Ніколи не випадає дощ. 2. Полярне коло — це така географічна широта, де: А. Цілий рік не тане сніг. Б. Живуть білі ведмеді. В. Півроку триває ніч, а пів року — день. Г. Під час рівнодення Сонце кульмінує в зеніті. Д. У день зимо вого сонцестояння Сонце не сходить. 3. Під яким кутом до площини орбіти нахилена вісь обертання Землі? А. 0°. Б. 23,5°. В. 45°. Г. 66,5°. Д. 90°. 4. Чому дорівнює кут між площинами екватора та екліптики? А. 0°. Б. 23,5°. В. 45°. Г. 66,5°. Д. 90°. 5. Скільки триває найдовший день на полярному колі? А. 12 год. Б. 24 год. В. 1 місяць. Г. З місяці. Д. Півроку. 6. Що є причиною зміни пір року на Землі? 7. Чому влітку набагато тепліше, ніж взимку, хоча світить нам одне й те Сонце? 8. Чому виникла необхідність реформи юліанського календаря? 9. В Україні за стародавньою традицією зустрічають так званий старий Новий рік — 14 січня. Звідки походить ця традиція? 10. Де на Землі тривалість дня протягом року не змінюється? 11. За допомогою тіні від гномона визначте висоту Сонця над горизонтом під час верхньої кульмінації. Як змінюється цей кут протягом місяця? 12. Де пізніше заходить Сонце: у Львові чи у Харкові? 13. За допомогою карти зоряного неба визначте екваторіальні координати Сонця на день вашого народження. У якому сузір'ї спостерігається Сон це в цей день? Чи збігається це сузір'я зі знаком зодіаку в гороскопах на цей день?

Диспути на запропоновані теми

—т—

14. Яким, на вашу думку, був би клімат на Землі, якби вісь обертання була на хилена до площини екліптики під кутами: 90°, 45°, 0°?

Завдання для спостережень — --------- ----------------------- ----------------15. Проведіть спостереження заходу або сходу Сонця в день рівнодення — 23 вересня або 21 березня. Сонце у ці дні сходить у точці сходу та за ходить у точці заходу. Намалюйте положення цих точок відносно вашо го будинку.

Ключові

ПОНЯТТЯ

І терміни:

.......... -

—= = г д — гг-.—

Високосний рік, доба, екліптика, зодіак, календар, місцевий час, поясний час, тропічний рік.

§4. Закони руху планет Вивчивши цей параграф, ми: ■ дізнаєм ося про закони Кеплера, згідно з якими рухаються планети у Сонячній системі; ■ спробуємо збагнути суть закону всесвітнього тяжіння, що керує рухом усіх космічних тіл — від планет до галактик.

Конфігурації планет Усі планети світяться відбитим сонячним пром інням , тому кращ е видно ту планету, я к а розташ ована ближ че до Зем лі, за умови, якщ о до нас повернена її денна, освітлена Сонцем п івк у л я. Конфігураціями На рис. 4.1 зображено протистояння ( ПС) М а р планет називають ха рактерні взаємні по са ( Мг) , тобто таку конфігурацію , коли Зем ля буде ложення планет від перебувати на одній прям ій м іж Марсом і Сонцем. носно Землі й Сонця У протистоянні яскравість планети найбільш а, тому що до Землі повернена вся її денна півкуля. Орбіти двох планет, М еркурія і Венери, розта шовані ближче до Сонця, ніж Зем ля, тому в протистоянні вони не бувають. У положенні, коли Венера чи М еркурій перебувають най ближче до Землі, їх не видно, бо до нас повернена нічна півкуля

Рис. 4.1. Конфігурації Венери і Марса. Проти стояння Марса — пла нета перебуває най ближче до Землі, її видно всю ніч у про тилежному від Сонця напрямку. Венеру най краще видно ввечері у східну елонгацію лі воруч від Сонця В, та вранці під час західної елонгації праворуч від Сонця В2

ЗО

§4. ЗАКОНИ РУХУ ПЛАНЕТ

планети (рис. 4.1). Т ака конф ігурац ія н азивається ниж нім сполученням із Сонцем. У верхньому сполу ченні планету теж не видно, бо м іж нею і Землею розташ овується яскраве Сонце. Н ай к р ащ і умови д ля спостереж ення Венери і М еркурія бувають у конф ігураціях, я к і називаю ть ся елонгаціями. Східна елонгація (СЕ) — це момент положення, коли планету видно ліворуч від Сонця ввечері В). Західна елонгація (ЗЕ) Венери спостеріга ється вранці, коли планету видно праворуч від Сонця у східній частині небосхилу В 2. Конфігурації яск р а вих планет наведено у таблиці.

Протистояння — планету видно із Зем лі цілу ніч у проти лежному від Сонця напрямку

Елонгація — видима з поверхні Землі ку това відстань між планетою і Сонцем

Конфігурації яскравих планет Планета

2011

р.

2012

р.

2013

р.

2014

р.

2015

р.

8.01 (ЗЕ)

22.03 (СЕ)

1.11 (СЕ)

22.03 (ЗЕ)

6.06 (СЕ)

—

3.03 (ПС)

18.04 (Сп)

8.04 (ПС)

14.06 (Сп)

Юпітер

29.10 (ПС)

3.12 (ПС)

19.06 (Сп)

5.01 (ПС)

6.02 (ПС)

Сатурн

4.04 (ПС)

15.04 (ПС)

28.04 (ПС)

10.05 (ПС)

23.05 (ПС)

Венера Марс

Умовні позначення: ПС — протистояння, планету видно цілу ніч; Сп — спо лучення із Сонцем, планету не видно; СЕ — східна елонгація, планету видно ввечері в західній частині обрію; ЗЕ — західна елонгація, планету видно вранці у східній частині небосхилу. Увага! Вранці 6 червня 2012 року відбудеться проходження Венери по диску Сонця, коли планета в нижньому сполученні пере тинає площину екліптики. Наступне проходження треба чекати до грудня 2117 року.

Сидеричний і синодичний періоди обертання планет

Сидеричний період обертання визначає рух тіл відносно зір. Це час, протягом якого планета, рухаючись по орбіті, робить повний оберт навколо Сонця (рис. 4.2). Синодичний період обертання визначає рух тіл відносно Зем лі і Сонця. Це пром іж ок часу, через який спостерігаються одні й ті самі послідовні кон фігурації планет (протистояння, сполучення, елонгації). Рис. 4.2, Шлях, що відповідає сидеричному періоду обертання Марса навколо Сонця, зображено пунктиром синього кольору, синодичному — пунктиром червоного кольору. Ц = рік; 7Марса= 1,9 року; 5Мари= 2,1 року

1 D e s i g e n P L A N E T -U A 4

§4. ЗАКОНИ РУХУ ПЛАНЕТ

І h ttp ://w w w .e x .u a /v ie w /16 8 6 7 9 2 4

На рис. 4.2 положення С—3,—М! та 6 —32—М2 — два послідовних протистояння Марса. Між синодичним 8 та сидеричним Т періодами обертання пла нети існує таке співвідношення: Т

(4.1)

де Тф =1 рік = 365,25 доби — період обертання Землі навколо Сонця. У формулі (4.1) знак «+ » застосовується для Венери і М еркурія, я к і обертаються навколо Сонця швидш е, ніж Зем ля. Д ля інш их планет застосовується знак «-» .

Закони Кеплера Йоганн Кеплер (рис. 4.3) визначив, що Марс рухається навко ло Сонця по еліпсу, а потім було доведено, що й інш і планети теж мають еліптичні орбіти.

Перший закон Кеплера. Всі планети обертаються навколо Сонця

по еліпсах, а Сонце розташоване в одному з фокусів цих еліпсів (рис. 4.4, 4.5).

Рис. 4.3. Й. Кеплер (1571 — 1630)

Рис. 4.4. Планети обер таються навколо Сонця по еліпсах. =6™ — У перигелії; В С ^тах — В афелії

Головний наслідок із першого закону Кеплера: відстань м іж планетою та Сонцем не залиш ається ста лою і змінюється в межах: rmax < г > гтіп . Точка А орбіти, де планета набли ж ається на найменш у відстань до Сонця, називається перигелі єм (від грец. peri — поблизу, relios — Сонце), а найвіддаленіш у від центра Сонця точку В орбіти п л а нети назвали афелієм (від грец. аро — далі). Сума відстаней у перигелії та аф елії дорівнює великій осі АВ еліпса: rmax +rmin = 2 а . Велика піввісь земної орбіти

§4. ЗАКОНИ РУХУ ПЛАНЕТ

(ОА або ОВ) називається астрономічною одиницею. 1 а. о. = 149,6 • 10е км . Ступінь витягнутості еліпса характеризується ексцентриситетом е — відношенням відстані м іж фос

кусами 2с до довжини великої осі 2а, тобто е = —, а 0< е< 1 . Орбіта З ем л і м ає м ал ен ьк и й ек сц ен тр и си тет е = 0,017 і м айж е не відрізняється від кола, тому відстань м іж Землею та Сонцем зм іню ється в н е вели ких м еж ах від гтіп =0,983 а. о. в перигелії до гшах= 1,017 а. о. в аф елії. Орбіта Марса має більший ексцентриситет, а са ме 0,093, тому відстань м іж Землею та Марсом під час протистояння може бути різною — від 100 млн км до 56 млн км. Значний ексцентриситет [е = 0,8...0,99) мають орбіти багатьох астероїдів і ком ет, а д еяк і з них перетинають орбіту Землі та інш их планет, то му інколи відбуваються космічні катастрофи під час зіткнення цих тіл. Супутники планет теж рухаються по еліптич них орбітах, причому у фокусі кож ної орбіти розмі щений центр відповідної планети.

Земля в перигелії З—4 січня наближа ється до Сонця на найменшу відстань — 147 млн км Земля в афелії З—4 липня віддаля ється від Сонця на найбільшу відстань — 153 млн км

Рис. 4.5. Як правильно нарисувати еліпс

Другий закон Кеплера. Радіус-вектор планети за однакові проміж ки часу описує рівні площі.

Головний наслідок другого закону Кеплера по Найбільшу швид лягає в тому, що під час руху планети по орбіті з ч а кість Земля має сом змінюється не тільки відстань планети від Сон взимку: ця, але і її лінійна та кутова швидкості. Утах= 30,38 км/с Найбільш у ш видкість планета має в перигелії, Найменшу швид коли відстань до Сонця є найменшою, а найменшу кість Земля має влітку: ш видкість — в афелії, коли відстань є найбільшою. \/тіп= 29,36 км/с Другий закон Кеплера фактично визначає відо мий фізичний закон збереження енергії: сума кіне тичної та потенціальної енергії в замкненій системі є величиною сталою. Кінетична енергія визначається швидкістю пла нети, а потенціальна — відстанню м іж планетою та Сонцем, тому при наближенні до Сонця ш видкість планети зростає (рис. 4.6). Якщ о перший закон Кеплера перевірити в умовах ш коли до сить важ ко, бо для цього треба виміряти відстань від Землі до Сон ця взимку та влітку, то другий закон Кеплера може перевірити ко ж ний учень. Д ля цього треба переконати ся, що ш видкість Зем лі протягом року змінюється. Д ля перевірки можна використати зви чайний календар і порахувати тривалість півріччя від весняного до

§4. ЗАКОНИ РУХУ ПЛАНЕТ

Рис. 4.6. При наближен ні до Сонця швидкість планети зростає, а при віддаленні — зменшу ється. Якщо відрізки часу С~С“ Сі~?3= то площі 5„ = 5е=5с

У липні Земля руха ється повільніше, тому тривалість літа в Пів нічній півкулі більша, ніж у Південній. Цим пояснюється, що се редньорічна темпе ратура Північної пів кулі Землі вища, ніж Південної

осіннього рівнодення (21.03—23.09) та, навпаки, від 23.09 до 21.03. Якби Земля оберталася навколо Сон ця з постійною швидкістю, то кількість днів у цих півріччях була б однакова. Але, згідно з другим зако ном Кеплера, взимку ш видкість Землі більша, а влітку — менша, тому літо в Північній півкулі триває трохи більше, ніж зима, а у П ів денній півкулі, навпаки, зима трохи довша за літо.

Третій закон Кеплера. Квадрати сидеричних періодів об ертан н я пла нет навко ло Сонця відносяться як куби великих півосей їхніх орбіт.

Орбіта Плутона о, = 40 а. о. 7"2= 248 р.

де 7] та Т2 — сидеричні періоди обертан ня будь-яких планет; а, та ^ — великі півосі орбіт цих планет. Якщ о визначити велику піввісь ор біти якоїсь планети чи астероїда, то, згідно з третім законом Кеплера, можна обчисли ти період обертання цього тіла, не чекаю чи, поки воно зробить повний оберт н а вколо Сонця. Н априклад, у 1930 р. було відкрито нову планету Сонячної системи — П лутон, я к а має вели ку піввісь орбіти Рис. 4.7. Із спостережень була визначена велика пів вісь орбіти Плутона а2=40 а. о. Враховуючи параме три орбіти Землі о„ Т,, згідно з (4.2), маємо Г2= 248 р.

§4. ЗАКОНИ РУХУ ПЛАНЕТ

| Э е ^ е п Р Ь А Ы Е Т -и А ? 1 http://www.ex.ua/vlew/16НЙ 762Д 1

40 а. о., і відразу ж було визначено період обертання цієї планети навколо Сонця — 248 років. Правда, у 2006 р., згідно з постановою з ’їзду Міжнародного Астрономічного Союзу, Плутон перевели в ста тус планет-карликів, бо його орбіта перетинає орбіту Нептуна. Тре тій закон Кеплера використовується також і в космонавтиці, якщ о треба визначити період обертання навколо Землі супутників, косміч них кораблів або обчислити час польоту м іж планетних станцій на інш і планети Сонячної системи (див. §5).

Закон всесвітнього тяжіння Великий англійський фізик і математик Ісаак Ньютон довів, що фізичною основою законів Кеплера є фундаментальний закон всесвіт нього тяж іння, який не тільки зумовлює рух планет у Сонячній сис темі, але й визначає взаємодію зір у Галактиці. У 1687 р. І. Ньютон сформулював цей закон так: будь-які два т іла з масами М і т при тягуються із силою, величина якої пропорційна добуткові їх н іх мас, та обернено пропорційна квадрату відстані між ними (рис. 4.8): Я =Є

Мт

(4.3)

де О — гравітаційна стала; Я — відстань м іж цими тілами. Рис. 4.8. Закон всесвіт нього тяжіння

Слід звернути увагу, що формула (4.3) справед лива тільки для двох матеріальних точок. Якщо тіло має сферичну форму і густина всередині розподілена си метрично відносно центра, то масу такого тіла можна вважати за матеріальну точку, яка розміщується в цен трі сфери. Наприклад, якщ о космічний корабель обер тається навколо Землі, то для визначення сили, з якою корабель притягується до Землі, беруть відстань Я + Н до центра Землі, а не до поверхні (рис. 4.9). За допомогою формули (4.3) можна визначити вагу космонавтів на будь-якій планеті, якщ о відомий її радіус Я і маса М (рис. 4.10). Закон всесвітнього тя жіння стверджує, що не тільки планета притягується

Рис. 4.9. Сила тяжіння, яка діє на космічний корабель, залежить від відстані Я+ Н між кораб лем і центром Землі

Р =е --тМ 2 т (Д+Н )2

§4. ЗАКОНИ РУХУ ПЛАНЕТ

до Сонця, але й Сонце притягується з такою самою си лою до планети, тому рух двох тіл у гравітаційному полі відбувається навколо спільного центра мас даної системи. Тобто планета не падає на Сонце, бо вона ру хається з певною швидкістю по орбіті, а Сонце не па дає на планету під дією тієї ж сили тяж іння, бо воно теж обертається навколо спільного центра мас. У реальних умовах жодна планета не рухаєть ся по еліптичній траєкторії, бо закони Кеплера спра ведливі тільки для двох тіл, які обертаються навколо спільного центра мас. Відомо, що у Сонячній систе мі обертаються навколо Сонця великі планети та без Рис. 4.10. Вага космо ліч малих тіл, тому кож ну планету притягує не тіль навтів залежить від маси ки Сонце — одночасно притягаю ться м іж собою всі планети та її радіуса. На ці тіла. У результаті такої взаємодії різних за вели астероїдах космонавти чиною і напрямком сил рух кожної планети стає до повинні прив'язуватися, сить складним. Такий рух називають збуреним. Орбі щоб не полетіти в кос та, по якій рухається при збуреному русі планета, не мічний простір буде еліпсом. Завдяки дослідженням збурення орбіти планети Уран астрономи теоретично завбачили існування невідомої планети, яку у 1846 р. виявив Й. Гал ле у розрахованому місці, та назвали Нептуном. Для допитливих

Особливість закону всесвітнього тяжіння полягає в тому, що ми не знаємо, яким чином передається на величезній відстані притягання між ті лами. Від часу відкриття цього закону вчені висували десятки гіпотез щодо суті гравітаційної взаємодії, але наші знання сьогодні не набагато більші, ніж за часів Ньютона. Правда, фізики відкрили ще три дивовижні взаємодії між ма теріальними тілами, які передаються на відстані: електромагнітна взаємодія, сильна та слабка взаємодії між елементарними частинками в атомному ядрі. Серед цих чотирьох різновидів взаємодії гравітаційні сили є найслабкішими. Наприклад, у порівнянні з електромагнітними силами гравітаційне притяган ня в 10і9 разів слабше, але тільки гравітація керує рухом планет, а також впливає на еволюцію цілого Всесвіту. Це можна пояснити тим, що електрич ні заряди мають різний знак (+ та -), тому великі за масою тіла є в основ ному нейтральними, і на великій відстані електромагнітна взаємодія між ними досить слабка.

Визначення відстаней до планет Д ля вим ірю вання відстаней до планет в астрономічних оди ни цях молена використати третій закон К еплера, але для цього треба ви зн ач и ти геом етричним методом відстань від Зем л і до будь-якої планети. П рипустім о, що потрібно ви м іряти відстань Ь

§4. ЗАКОНИ РУХУ ПЛАНЕТ

від центра Зем лі О до світила 5 . За базис п р и й м а ють радіус Зем лі і вимірю ю ть кут ZA SO = p , як и й називаю ть горизонтальним паралаксом світи ла, бо одна сторона прям окутного тр и к у тн и к а — катет ДД, є горизонтом для точки А (рис. 4.11). Горизонт альний па р а ла кс (від гр ец .— зм іщ ення) світи ла — це кут, під яки м було б видно перпен д и кул ярн и й до променя зору радіус Зем лі, якби сам спостерігач перебував на цьому світилі. З п р я мокутного три кутн и ка ОАБ визначаєм о гіпотенузу Ов: OS = L = — - . sin р

(4.4)

П равда, при ви зн аченн і п ар ал аксу ви никає проблема: я к астрономи м ож уть ви м іряти кут р з поверхні Зем лі, не літаю чи в космос? Д ля того щоб ви зн ачити горизонтальний п ар ал акс світила S, потрібно двом спостерігачам одночасно з точок А і В виміряти небесні координати (пряме сходж ен ня та схилення) цього світила (див. §2). Ц і коор динати, я к і вимірюють одночасно з двох точок — А і В, трохи відрізн яти м уться. На основі ц ієї р ізн и ці координат визначаю ть величину горизонтально го паралакса. Ч им далі від Зем лі сп остерігається світило, тим менш е буде значен ня п ар ал ак са. Н ап ри клад , найбільш ий горизонтальний п аралакс має М ісяць, коли він перебуває найближ че до Зем лі: р = 1°01'. Горизонтальний паралакс планет набагато м енш ий, і він не залиш ається сталим , бо відстані м іж Зем лею та планетам и зм іню ю ться. Серед планет н а й більш ий паралакс має Венера — 31", а найм енш ий паралакс 0,21" — Н ептун. Д ля порівнянн я мож на привести прйклад, що під кутом 1” видно літеру «О» у цій к н и зі з відстані 100 м — так і к р и х ітн і кути змушені вимірювати астрономи для визначення гори зонтальних паралаксів тіл у Сонячній системі. Як ви м іряти відстань до зір, дивись у §13. Висновки

— .............-

Рис. 4.11. Горизонталь ний паралакс р світила визначає кут, під яким із цього світила було б видно перпендикуляр ний до променя зору радіус Землі

Горизонтальні паралакси деяких тіл Місяць 1° = 60' Венера 31" Марс 23" Сонце 8,8" Нептун 0,2"

... -

Усі космічні тіла від планет до галактик рухаються згідно із законом всесвітнього тяжіння, який був відкритий Ньютоном. Закони Кеплера визначають форму орбіти і швидкість руху планет Сонячної системи та їх періоди обер тання навколо Сонця.

§4. ЗАКОНИ РУХУ ПЛАНЕТ

Тести

1. Як називається розташування планет у космічному просторі відносно Землі й Сонця? А. Конфігурація. Б. Протистояння. В. Космогонія. Г. Піднесення. Д. Перемі щення. 2 . У протистоянні можуть спостерігатися такі планети: А. Сатурн. Б. Венера. В. Меркурій. Г. Юпітер. 3. У сполученні із Сонцем можуть перебувати такі планети: А. Сатурн. Б. Венера. В. Меркурій. Г. Юпітер. 4 . У якому сузір'ї' можна побачити Марс під час протистояння, яке відбувається 28 серпня? А. Лев. Б. Козеріг. В. Оріон. Г. Риби. Д. Водолій. 5 . Як називається точка орбіти, де планета розміщується найближче до Сонця? А. Перигелій. Б. Перигей. В. Апогей. Г. Афелій. Д. Апекс. 6. Коли Марс видно на небі цілу ніч? 7. Чи можна Венеру побачити в той час, коли вона розміщується найближче до Землі? 8 . У яку пору року орбітальна швидкість Землі найбільша? 9 . Чому Меркурій важко побачити на небі, хоча він буває яскравішим за Сіріус? 10. Чи можна було б із поверхні Марса побачити Землю під час протистояння Марса? 11. Астероїд обертається навколо Сонця з періодом 3 роки. Чи може цей асте роїд зіткнутися із Землею, якщо в афелії він розміщується на відстані 3 а. о. від Сонця? 12. Чи може існувати в Сонячній системі комета, яка в афелії проходить біля Нептуна та обертається навколо Сонця з періодом 100 років? 13. Виведіть формулу для обчислення ваги космонавтів на будь-якій планеті, якщо відомі її радіус і маса.

ІЗ. І

Диспути на запропоновані теми 14.

...... - ■

Як зміниться клімат Землі, якщо ексцентриситет земної орбіти буде дорівню вати 0,5, а велика піввісь залишиться такою, як зараз? Вважати, що кут на хилу осі обертання до площини екліптики залишиться 66,5°.

Завдання для спостережень ____ _ . 15.

___ __ ....

Визначте за допомогою астрономічного календаря, яка планета Сонячної сис теми розташовується найближче до Землі на день вашого народження в по точному році. У якому сузір'ї її можна побачити сьогодні вночі?

Ключові поняття і терміни: _______ ..

............ ,

............

Афелій, елонгація, конфігурації планет, паралакс, перигелій, протистояння, сидеричний і синодичний періоди.

§ 5. Основи космонавтики Вивчивши цей параграф, ми: ■ згадаєм о тих учених, які зроб или значний внесок в освоєнн я кос мосу; ■ дізнаємося, як можна змінювати орбіту космічних кораблів; ■ довідаємося, яку користь дає космонавтика.

D e s i g e n P L A N E T -U / Г

h ttp ://w w w .e x .u a /v ie w /16 8 6 7 9 2 4

Зародження космонавтики

К осм онавтика вивчає рух ш тучних супутни ків Зем лі (Ш СЗ), косм ічних кораблів і м іж п л ан ет них станцій у космічному просторі. Існує одна сут тєва різн и ц я м іж природними тілам и та ш тучним и космічними апаратам и: останні за допомогою р е а к тивних двигунів можуть змінювати параметри своєї орбіти. Значний внесок у створення наукових основ косм онавтики, пілотованих косм ічних кораблів та автом атичних м іж п ланетни х станцій (АМС) зроби ли у країн ські вчені. К. Е. Ц іолковський (рис. 5.1) створив теорію реактивного руху. У 1902 р. він уперш е довів, що тільки за допомогою реактивного двигуна мож на досягти перш ої косм ічної ш видкості. Український учений Ю. В. Кондратюк (О. Г. Шаргей) (рис. 5.2) у 1918 р. обчислив траєкторію польо ту на М ісяць, я к а була пізніш е застосована у СІЛА під час підготовки космічних експедицій «Аполлон». Видатний конструктор перш их у світі косміч них кораблів і м іж п ланетни х станцій С. П. Корольов (1906—1966) народився та вчився в Україні. Під його керівництвом 4 ж овтня 1957 р. у Радянському Союзі був запущ ений перший у світі ШСЗ, створені АМС, я к і першими в історії космонавтики досягли М ісяця, Венери та Марса. Н айбільш им досягненням космонавтики в той час був перший пілотований по літ космічного корабля «Восток», на якому 12 квіт ня 1961 р. льотчик-космонавт Ю. О. Гагарін здійснив космічну кругосвітню подорож.

Р Ч£7'

Рис. 5.1. К. Е. Ціолков ський (1857—1935)

Рис. 5.2. Ю. В. Кондра тюк (1898—1942)

§5. ОСНОВИ КОСМОНАВТИКИ

Колова швидкість Розглянемо орбіту супутника, який обертається по коловій ор біті на висоті Н над поверхнею Землі (рис. 5.3). Для того щоб орбі та була сталою і не змінювала свої параметри, повинні виконувати ся дві умови: 1 . вектор швидкості має бути напрямлений по дотичній до орбіти; 2 . величина лінійної ш видкості супутника має дорівнювати коло вій ш видкост і, яка визначається рівнянням: 1*

М И +н

(5.1)

де — М 9 - 6 10м кг — маса Землі; 6 = 6 ,6 7 • 10 11 (Н • м-)/кг 2 — стала всесвітнього тяж іння; Н — висота супутника над поверхнею Землі, Д0 = 6 ,37 10 м — радіус Землі. З формули (5.1) випливає, що найбільше зна чення колова ш видкість має при висоті Н = 0 , тобто у тому випадку, коли супутник рухається біля самої поверхні Землі. Така ш видкість у космонавтиці на зивається першою космічною: V,- ш " \ н

Рис. 5.3. Колова швид кість визначає рух тіла навколо Землі на сталій висоті Н над її поверхнею

Перша космічна швидкість І/, — 7,9 км/с — швид кість, яку треба на дати тілу для того, щоб воно оберта лось навколо Землі по коловій орбіті, радіус якої дорівнює радіусу Землі

(5.2.)

У реальних умовах жодний супутник не може обертатися навколо Землі по коловій орбіті з пер шою космічною ш видкістю , бо густа атмосфера ду же гальмує рух тіл, що рухаю ться з великою ш вид кістю . Якби навіть ш видкість ракети в атмосфері досягла величини першої космічної, то великий опір повітря розігрів би її поверхню до такої високої температури, що вона б миттєво розплавилася. Тому ра кети під час старту з поверхні Зем лі спочатку під німаються вертикально вгору до висоти кілька сотень кілом етрів, де опір повітря незначний, і тільки то ді супутникові надається відповідна ш видкість у го ризонтальному напрям ку.

Для допитливих Невагомість під час польоту в космічному кораблі настає в момент, коли припиняють роботу ракетні двигуни. Для того щоб відчути стан невагомості, не обов'язково летіти в космос. Будь-який стрибок у висоту чи довжину, коли зникає опора для ніг, дає нам короткочасне відчуття звичайного стану космічного польоту.

§5. ОСНОВИ КОСМОНАВТИКИ

Рух космічних апаратів по еліптичних орбітах Якщ о величина швидкості супутника буде відрізнятися від ко лової або вектор ш видкості не буде паралельним до площини гори зонту, тоді космічний апарат (КЛ) буде обертатися навколо Землі по еліптичній траєкторії. Згідно з першим законом Кеп лера, в одному з фокусів еліпса повинний міститися Перигей центр Землі, тому площ ина орбіти супутника має пе Точка орбіти КА, яка розташована най ретинати площ ину екватора або співпадати з нею ближче до Землі (рис. 5.4). У цьому випадку висота супутника над по верхнею Землі змінюється в межах від перигею до Апогей апогею. Ці назви аналогічні відповідним точкам на Точка орбіти КА, орбітах планет — перигелію та афелію (див. §4). яка розташована най Якщ о супутник рухається по еліптичній траєк дальше від Землі торії, то, згідно з другим законом Кеплера, зміню єть ся його ш видкість: найбільш у ш видкість супутник має в перигеї, а найменш у — в апогеї.

Апогей

Рис. 5.4. Рух супутника по еліптичній траєкторії схожий на обертання планет у зоні тяжіння Сонця. Зміна швидкості визначається законом збереження енергії: су ма кінетичної та потен ціальної енергії тіла під час руху по орбіті зали шається сталою

Період обертання космічного апарата 7"с= 24 год

Період обертання космічного апарата, який ру хається навколо Землі по еліпсу зі змінною ш видкіс тю, можна визначити за допомогою третього закону Кеплера (див. §4): з с (5.3) з ’ [м де Тс — період обертання супутника навколо Землі; Тм = 27,3 доби — сидеричний період обертання М іся ця навколо Землі; ас — велика піввісь орбіти супут ника; а м = 380000 км — велика піввісь орбіти Місяця. З рівняння (5.3) визначимо: Тс

(5.4)

Рис. 5.5. Геостаціонарний супутник обертаєть ся на висоті 35600 км тільки по коловій орбіті в площині екватора з пе ріодом 24 год (А/ — Пів нічний полюс)

§5. ОСНОВИ КОСМОНАВТИКИ

У космонавтиці особливу роль відіграють ШСЗ, я к і «висять» над однією точкою Землі. Такі супутники називають геостаціонарними, їх використовують для космічного зв’язку (рис. 5.3).

Для забезпечення глобального зв'язку достатньо вивести на геостаціонарну орбіту три супутники, які мають «висіти» у вершинах правильного трикутни ка. Зараз на таких орбітах розташовані вже кілька десятків комерційних супутни ків різних країн, які забезпечують ретрансляцію телевізійних програм, мобільний телефонний зв'язок, комп'ютерну мережу Інтернет. Супутники зв'язку виводять на геостаціонарні орбіти також українські ракети «Зеніт» і «Дніпро».

Друга і третя космічні швидкості

Друга і третя космічні швидкості визначають умови відповід но для між планетних і м іж зоряних перельотів. Якщ о порівняти другу космічну ш видкість У2 з першою (5.2), то отримаємо співвідношення: V2=sj2Vx.

(5.5)

Космічний корабель, який стартує з поверхні Землі з другою космічною швидкістю і рухається по параболічній траєкторії, міг би полетіти до зір, бо парабола є незамкненою кривою, яка прямує до нескінченності. Але в реальних умовах такий корабель не покине Со нячну систему, бо будь-яке тіло, що вийшло за межі земного тяж ін ня, потрапляє в гравітаційне поле Сонця. Тобто космічний корабель стане супутником Сонця і обертатиметься в Сонячній системі подібно до планет чи астероїдів. Для польоту за межі Сонячної системи косміч Друга космічна ному кораблеві треба надати третю космічну ш вид швидкість — V2 = л/2 Ц = 11,2 км/с, кість F3 =16,7 км /с. На ж аль, потужність сучасних тобто найменша швид реактивних двигунів ще недостатня для польоту до кість, при якій тіло зір при старті безпосередньо з поверхні Землі. Але, покидає сферу тяжін якщ о КА пролітає через гравітаційне поле інш ої п ла ня Землі й може стати нети, він може отримати додаткову енергію, я к а до супутником Сонця зволяє в наш час робити м іж зоряні польоти. У США уже запустили кіл ька таких АМС («Піонер-10,11» та «Вояджер-1,2»), я к і в гравітаційном у полі планетТретя космічна гігантів збільш или свою ш видкість н астіл ьк и , що швидкість — міні мальна швидкість, в майбутньому вилетять за м еж і Сонячної системи. коли ракета при стар ті з поверхні Землі може покинути сферу тяжіння Сонця й по летіти в галактичний простір

Для допитливих Політ на Місяць відбувається в гравітаційному полі Землі, то му КА летить по еліпсу, у фокусі якого буде центр Землі. Найвигідніша траєкторія польоту з мінімальною витратою пального — це еліпс, який є дотичним до орбіти Місяця.

| Э е ^ е п Р Ь А Ы Е Т -и А 1 http://www.ex.ua/view/( 6 8 6 7 9 2 4

і ]

§5. ОСНОВИ КОСМОНАВТИКИ

Під час міжпланетних польотів, наприклад, на Марс, КА ле тить по еліпсу, у фокусі якого перебуває Сонце. Н айвигідніш а тра єкторія з найменшою витратою енергії пролягає по еліпсу, який є до тичним до орбіт Землі й Марса. Точки старту та прильоту леж ать на одній прямій по різні боки від Сонця. Такий політ в один бік три ває понад 8 місяців. Космонавтам, я к і в недалекому майбутньому відвідають Марс, треба врахувати ще й те, що одразу ж повернутися на Землю вони не зможуть. Справа в тому, що Земля по орбіті ру хається швидше, ніж Марс, і через 8 місяців його випередить. Для повернення космонавтам треба чекати на Марсі ще 8 місяців, поки Земля займе вигідне положення. Тобто загальна тривалість експеди ції на Марс буде не менше ніж 2 роки.

Практичне використання космонавтики У наш час космонавтика використовується не тільки для ви вчення Всесвіту, але й приносить велику практичну користь людям на Землі. Ш тучні космічні апарати вивчають погоду, досліджують космос, допомагають виріш увати екологічні проблеми нашої плане ти, ведуть пош уки корисних копалин, забезпечують радіонавігацію (рис. 5.6, 5.7). Але найбільш ий успіх космонавтики випав на долю космічних засобів зв’язку, космічного мобільного телефону, телеба чення та Інтернету. У країна бере активну участь у між народних косм ічних про грамах. Учені проектую ть будівництво космічних сонячних елек тростанцій, я к і будуть передавати енергію на Землю. У недалеко му майбутньому хтось із тих учнів, я к і зараз вчаться в ш колі,

Рис. 5.6. Міжнародна космічна станція

§5. ОСНОВИ КОСМОНАВТИКИ

полетить на Марс, буде освоювати М ісяць та астероїди. Нас ч ек а ють загадкові чуж і світи і зустріч з інш ими формами ж иття, а мож ливо, й із позаземними ци вілізаціям и.

Рис. 5.7. Космічна стан ція у вигляді велетен ського кільця, ідею якої запропонував К. Ціолковський. Обертання станції навколо осі ство рить штучне тяжіння

Рис. 5.8. Старт україн ської ракети «Зеніт» з космодрому в Тихо му океані

§5. ОСНОВИ КОСМОНАВТИКИ

Висновки =

Космонавтика як наука про польоти в міжпланетний простір бурхли во розвивається і займає особливе місце в методах вивчення небесних тіл та космічного середовища. Крім того в наш час космонавтика успішно ви користовується в засобах зв'язку (мобільні телефони, радіо, телебачення, Інтернет), у навігації, геології, метеорології та багатьох інших галузях діяльності людини.

Тести -<• 3 першою космічною швидкістю може летіти космічний корабель, що обер тається навколо Землі по коловій орбіті на такій висоті над поверхнею: А. 0 км. Б. 100 км. В. 200 км. Г. 1000 км. Д. 10000 км. 2. Ракета стартує з поверхні Землі з другою космічною швидкістю. Куди вона долетить? А. До Місяця. Б. До Сонця. В. Стане супутником Сонця. Г. Стане супутником Марса. Д. Полетить до зір. 3. Космічний корабель обертається навколо Землі по еліптичній орбіті. Як на зивається точка орбіти, де космонавти перебувають найближче до Землі? А. Перигей. Б. Перигелій. В. Апогей. Г. Афелій. Д. Парсек. 4. Чому жодний супутник не може обертатися навколо Землі по коловій орбі ті з першою космічною швидкістю? 5. Чим відрізняється перигей від перигелію? б. Чому під час старту космічного корабля виникає перевантаження? 7. Чи виконується у невагомості закон Архімеда? 8. Космічний корабель обертається навколо Землі по коловій орбіті на висоті 200 км. Визначте лінійну швидкість корабля. 9. Чи може космічний корабель зробити за добу 24 оберти навколо Землі?

Диспути на запропоновані теми = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = Ю. Що ви можете запропонувати для майбутніх космічних програм, у яких могли б брати участь українські вчені?

Завдання для спостережень

-----

11- Увечері відшукайте на небі супутник або міжнародну космічну станцію, які освітлюються Сонцем і з поверхні Землі мають вигляд яскравих точок. Нари суйте їхній шлях серед сузір'їв протягом 10 хвилин. Чим відрізняється політ супутника від руху планет?

дИ

Ключові поняття і терміни:

--------

-------------

Апогей, геостаціонарний супутник, друга космічна швидкість, колова швидкість, міжпланетна космічна станція, перигей, перша космічна швидкість, штучний супутник Землі.

§6. Методи астрофізичних досліджень Вивчивши цей параграф, ми: дізнаємося, як астрономи вивчають природу космічних тіл; довідаємося про сучасні телескопи, за допомогою яких можна подо рожувати не тільки у просторі, але й у часі; побачимо, як можна зареєструвати невидимі для ока промені.

Що вивчає астрофізика? М іж фізикою та астрофізикою є багато спільного — ці науки вивчають закони світу, у яком у ми живемо. Але м іж ними існує одна суттєва різн и ц я — ф ізики мають мож ливість перевірити свої теоретичні розрахунки за допомогою відповідних експерим ентів, у той час як астрономи в більш ості випадків такої мож ливості не мають, бо вивчають природу далеких космічних об’єктів за їхнім випроміню ванням. У цьому параграф і ми розглянемо основні ме Астрофізика вивчає тоди, за допомогою я к и х астрономи збирають інф ор будову космічних тіл, фізичні умови на по мацію про події в далекому космосі. В иявляється, верхні й всередині що основним джерелом такої інф орм ації є електро тіл, хімічний склад, м агнітні хвилі та елементарні частинки, я к і випро джерела енергії тощо мінюють космічні тіла, а також гравітаційні й ел ек тром агнітні поля, за допомогою я к и х ці тіла м іж собою взаємодіють. С постереж ення за об’єк там и Всесвіту здійсню ється у сп ец і альни х астрон ом ічн их обсерваторіях. У цих д о сл ід ж ен н ях астро номи навіть маю ть певну перевагу перед ф ізи к ам и , бо м ож уть спостерігати за процесам и, я к і відбувалися м ільйони або м іл ь я р ди років тому. ЛцЦі

Для допитливих =

Астрофізичні експерименти в космосі все ж таки відбуваються — їх здій снює сама природа, а астрономи спостерігають за тими процесами, які відбува ються в далеких світах, і аналізують одержані результати. Ми спостерігаємо сво єрідні явища в часі та бачимо таке далеке минуле Всесвіту, коли ще не існувала не тільки наша цивілізація, але навіть не було Сонячної системи. Тобто астрофі зичні методи вивчення далекого космосу фактично не відрізняються від експе риментів, які проводять фізики на поверхні Землі. До того ж за допомогою АМС астрономи проводять справжні фізичні експерименти як на поверхні інших^осмічних тіл, так і в міжпланетному просторі.

§6. МЕТОДИ АСТРОФІЗИЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ

Чорне тіло Як відомо з курсу ф ізики, атоми можуть випромінювати або поглинати енергію електромагнітних хвиль різної частоти — від цьо го залеж ать яскравість і колір того чи іншого тіла. Д ля розрахун ків інтенсивності випроміню вання вводиться поняття так званого чорного т іла, яке може ідеально поглинати й випро мінювати електромагнітні коливання в діапазоні всіх Чорне тіло поглинає довжин хвиль (неперервний спектр). всю енергію, яка падає Зорі випромінюють електромагнітні хвилі р із на його поверхню, ної довжини X , але в залежності від температури по і всю енергію перевиверхні найбільше енергії припадає на певну частину промінює в навколиш спектра люах (рис. 6.1). Цим пояснюються різнома ній простір, але в ін нітні кольори зір — від червоного до синього (див. §13). шій частині спектра В икористовую чи закон и випром іню вання чорного тіла, я к і відкрили ф ізики на Землі, астрономи вимі рюють температуру далеких космічних світил (рис. 6.2). При темпе ратурі Т = 300 К чорне тіло випромінює енергію переважно в інфра червоній частині спектра, я к а не сприймається неозброєним оком. При низьких температурах таке тіло у стані термодинамічної рівно ваги має справді чорний колір.

Рис. 6.1. Спектр випромінювання зорі з температурою 7=5800 К. Западини на графіку відповідають темним лініям поглинання, які утворюють окремі хімічні елементи

Для

ДОПИТЛИВИХ

У природі абсолютно чорних тіл не існує, навіть чорна сажа поглинає не більше ніж 99% електромагнітних хвиль. З іншого боку, якби абсолютно чорне тіло тільки поглинало електромагнітні хвилі, то з часом температура такого тіла стала б нескінченно великою. Тому чорне тіло випромінює енергію, причому по глинання і випромінювання можуть відбуватися в різних частотах. Однак при де якій температурі встановлюється рівновага між випромінюваною та поглиненою енергіями. Залежно від рівноважної температури колір абсолютно чорного тіла не обов'язково буде чорним — наприклад, сажа в печі при високій температурі має червоний або навіть білий колір. h t t p : / / w w w . e x . u a / v i e w / 16 8 6 7 9 2 4

§6. МЕТОДИ АСТРОФІЗИЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ

Т = 12000 К

>-тах = 250

Т = 5800 К

Т =

>_т„ я 1000 нм

2т„ а 500 нм

Н М

500

1000 Довжина хвилі

3000 к

1500

нм

Рис. 6.2. Розподіл енергії у спектрі випромінювання зір. Колір зір визначає температу ру поверхні Т: сині зорі мають температуру 12000 К, а червоні — 3000 К. При збіль шенні температури на поверхні зорі зменшується довжина хвилі А.Іпах , яка відповідає максимуму енергії випромінювання

Астрономічні спостереження неозброєним оком

Око людини є унікальним органом чуття, за допомогою якого ми отримуємо понад 90 % інформації про навколиш ній світ. Оптич ні характеристики ока визначаю ться роздільною здатністю та чут ливістю. Роздільна здатність ока, або гострота зору, — це спроможність розрізняти об’єкти певних кутових розмірів. Установлено, що розділь на здатність ока людини не перевищує Г (одна мінута дуги; рис. 6.3). Це означає, що ми можемо бачити окремо дві зорі (або дві літери в тексті книги), якщ о кут між ними а > 1', а якщ о а < Ґ , то ці зорі зливаються в одне світило, тому розрізнити їх неможливо. Ми розрізняємо диски Місяця та Сонця, бо кут, під яким видно діаметр цих світил (кутовий діаметр), дорівнює близько 3 0 ', у той час як кутові діаметри планет і зір менш і за 1' , тому ці світила

§6. МЕТОДИ АСТРОФІЗИЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ

неозброєним оком видно як яскраві точки. З планети Нептун диск Сонця для космо навтів буде мати вигляд яскравої зорі. Ч ут ливіст ь ока визначається поро гом сприйняття окремих квантів світла. Найбільш у чутливість око має у жовтозеленій частині спектра, і ми можемо ре агувати на 7—10 квантів, які потрапляють на сітківку за 0,2 —0,3 с. В астрономії чут ливість ока можна визначити за допомо гою так званих видимих зоряних величин, я к і характеризую ть яскравість небесних світил (див. §13). ||8 ||

Для ДОПИТЛИВИХ

---- т-.-- - г----------------

Чутливість ока також залежить від діа метра зіниці — у темряві зіниці розширюються, а вдень звужуються. Перед астрономічними спо стереженнями треба 5 хв посидіти в темряві, тоді чутливість ока збільшиться.

Телескопи

Рис. 6.3. Ми розрізняємо диск Місяця, бо його кутовий діаметр ЗО', у той час як кратери неозброєним оком не вид но, бо їх кутовий діаметр менший за 1'. Гострота зору визначається кутом а> 1'

На ж аль, більшість космічних об’є к тів ми не можемо спостерігати неозброє ним оком, бо його можливості обмежені. Телескопи (грец. tele — далеко, skopos — бачити) дозволяють нам побачити далекі небесні світила або зареє струвати їх за допомогою інших приймачів електромагнітного випро мінювання — фотоапарата, відеокамери. За конструкцією телескопи можна поділити на три групи: рефрактори, або лінзові телескопи (рис 6.4) (лат. refractus — заломлення)', рефлектори, або дзеркальні телескопи (рис. 6.5), (лат. reflectio — відбиваю) та дзеркально-лінзові телескопи. Припустимо, що на нескінченності розташовується небесне сві тило, яке для неозброєного ока видно під кутом а ,. Двоопукла л ін за, яку називаю ть об’єктивом, будує зо браження світила у фокальній площині на Рефрактор — телескоп, у якому для відстані F від об’єктива (рис. 6.4). У фо створення зображення використову кальній площині установлюють фотопласють лінзи тину, відеокамеру або інш ий приймач зо Рефлектор — телескоп, у якому браж ення. Для візуальних спостережень для створення зображення вико використовують короткофокусну лінзу — ристовують дзеркало лупу, яку називають окуляром.

§6. МЕТОДИ АСТРОФІЗИЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ

Світло від зорі

Рис. 6.4. Схема лінзового телескопа (рефрактора)

Збільш ення т елескопа визначаєть ся так: а, У П= ( 6 . 1) а, / ’ де а 2 — кут зору на виході окуляра; сц — кут зору, під яким світило видно неозброєним оком; У, / — фокусні відста ні відповідно об’єктива й окуляра. Роздільна здатність телескопа зале ж ить від діаметра об’єктива, тому при од наковому збільш енні більш чітке зобра ження дає телескоп із більшим діаметром об’єктива. Крім того телескоп збільшує видиму яскравість світил, я к а буде у стільки ра зів більш а за ту, що сприйм ається не озброєним оком, у скільки площа об’єктива більша від площі зіниці ока. Запам ’ятайте, що в телескоп не можна дивитись на Сон це, бо його яскравість буде такою вели кою, що ви можете втратити зір. Для допитливих

Для визначення різних фізичних характе ристик космічних тіл (руху, температури, хімічно го складу та ін.) необхідно проводити спектраль ні спостереження, тобто треба вимірювати, як розподіляється випромінювання енергії в різних ділянках спектра. Для цього створено ряд додат кових пристроїв і приладів (спектрографи, те левізійні камери та ін.), які сукупно з телескопом дають можливість окремо виділяти й досліджува ти випромінювання ділянок спектра.

Рис. 6.5. Схема дзеркального телеско па (рефлектора)

Ш кільні телескопи мають об’єктиви з фокусною відстанню 80—100 см, та набір окулярів із фокусними відстанями 1—6 см. Тобто збільш ення ш к іл ьн и х телескопів згідно з формулою ( 6 . 1 ) може бути різним (від 15 до 100 разів), залежно від фокусної відстані окуляра, який застосовується під час спостережень. У сучасних астрономіч них обсерваторіях є телескопи, я к і мають об’єктиви з фокусною відстанню більше за 10 м, тому збільш ення цих оптичних

§6. МЕТОДИ АСТРОФІЗИЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ

приладів може перевищ увати 1000. Але під час спостережень такі великі збільшення не застосовують, бо неоднорідності земної атмосфе ри (вітри, забрудненість пилом) дуже погіршують якість зображення.

Електронні прилади для реєстрації випромінювання космічних світил Такі прилади значно збільшують роздільну здатність і чутли вість телескопів. До них належать фотопомножувачі та електронноопт ичні перетворювачі, дія яких ґрунтується на явищ і зовнішнього фотоефекту. Н ап ри кін ц і XX ст. для отрим ання зображ ення поча ли застосовувати прилади зарядового зв ’язк у (ПЗЗ), у яки х використовується явищ е внутріш нього ф о тоефекту. Вони складаю ться з дуже маленьких к р ем нієвих елементів (пікселів), що розташ овані на неве ликій площі. Матриці П ЗЗ використовують не тільки в астрономії, але й у домашніх телекамерах і фото апаратах — так звані цифрові системи для отриман ня зображення (рис. 6 . 6 ). До того ж , П ЗЗ більш еф ек тивні, ніж фотоплівки, бо сприймають 75% фотонів, у той час як плівка — лиш е 5 % . Таким чином, П ЗЗ Рис. б.б. Матриця ПЗЗ значно збільш ую ть чутливість прийм ачів ел ектр о м агнітного випром іню вання і даю ть змогу реєструвати косм ічні об’єкти в десятки разів слабш і, ніж при ф отограф уванні.

Радіотелескопи Д ля реєстрації електромагнітного випромінювання в радіодіа пазоні (довжина хвилі від 1 мм і більше — рис. 6.7) створені радіо т елескопи, я к і приймають радіохвилі за допомогою спеціальних ан тен і передають їх до приймача. У радіоприймачі космічні сигнали опрацьовуються і реєструються спеціальними приладами. Існують два типи радіотелескопів — рефлекторні та радіоґрат ки. П ринцип дії рефлекторного радіотелескопа таки й сам ий, як телескопа-рефлектора (див. рис. 6.5), тільки дзеркало для збирання електромагнітних хвиль виготовляється з металу. Часто це дзерка ло має форму параболоїда обертання. Чим більший діаметр такої па раболічної «тарілки», тим більші роздільна здатність і чутливість радіотелескопа. Найбільш ий в У країні радіотелескоп РТ-70 має діа метр 70 м (рис. 6 . 8 ). Радіоґрат ки складаю ться з великої кількості окремих антен, які розташовані на поверхні Землі в певному порядку. Якщ о диви тися зверху, то велика кількість таких антен нагадує літеру «Т». Найбільший у світі радіотелескоп такого типу УТР-2 є в Х арківській області (рис. 6.9). О е ^ е п Р Ь А М Е Т -и А h ttp ://w w w .e x .u a /v ie w / 16 8 6 7 9 2 4

§6. МЕТОДИ АСТРОФІЗИЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ

ч-

Зростання енергії

Збільшення довжини хвилі ------------------------------------------- ► 0,0001 нм 1

0,01 нм

10 нм __

Рентгенівські промені

у-промені

1000 нм 1

УФпромені

0,01 см

1 см 1

інфрачервоні промені

1м 1

100 м 1

Радіохвилі

Видиме світло

400 нм

500 нм

600 нм

700 нм

Рис. 6.7. Шкала електромагнітних хвиль

Для

ДОПИТЛИВИХ -------- -- ■ ...............

Принцип інтерференції електромагнітних хвиль дозволяє об'єднати радіотелескопи, які розташовані на відстані десятків тисяч кілометрів, що збільшує їх роздільну здатність до 0,000Г — це в сотні разів перевершує можливість оптичних телескопів.

І Рис. 6.8. Радіотелескоп РТ-70 розташовується в Криму біля Євпаторії

Рис. 6.9. Найбільший у світі радіотелескоп УТР-2 (Український Т-подібний радіотеле скоп) має розміри 1800 м х 900 м.

§6. МЕТОДИ АСТРОФІЗИЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ

Вивчення Всесвіту за допомогою космічних апаратів Із початком космічної ери настає новий етап вивчення Всесві ту за допомогою ШСЗ та АМС. Космічні методи мають суттєву пе ревагу перед наземними спостереженнями, тому що значна частина електромагнітного випроміню вання зір і планет затримується в земній атмосфері. З од ного боку, це поглинання рятує ж иві організми від смертельного випромінювання в ультрафіолетовій та рен тгенівській частин ах спектра, але з інш ого — воно обмежує потік інформації від світил. У 1990 р. у СІЛА був створений унікальний космічний телескоп Габбла з діаметром дзеркала 2,4 м (рис. 6.10). У наш час у космосі функціонує багато обсерваторій, я к і ре Рис. 6.10. Космічний єструють та аналізую ть випромінювання всіх діапа телескоп Габбла розмі зонів — від радіохвиль до гамма-променів (рис. 6.7). щений за межами ат Великий внесок у вивчення Всесвіту зробили та мосфери, тому його кож українські вчені. За їхньою участю були створені роздільна здатність у 10 разів, а чутливість перші КА, які почали досліджувати не тільки навко у 50 разів перевершу лоземний простір, але й інш і планети. Автоматичні ють можливість назем міжпланетні станції серії «Луна», «Марс», «Венера» них телескопів передали на Землю зображення інших планет із такою роздільною здатністю, як а в тисячі разів перевершує можливості на земних телескопів. Людство вперше побачило навіть панорами чужих світів із дивовижними пейзажами. На цих АМС була встановлена апа ратура для проведення безпосередніх фізичних, хімічних та біологіч них експериментів.

Рис. 6.11. Астроно мічна обсерваторія

§6. МЕТОДИ АСТРОФІЗИЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ

Для допитливих

— ------------ -------------

За часів Київської Русі астрономічні спостереження проводили монахи, які в літописах повідомляли про незвичайні небесні явища — затемнення Сонця та Місяця, появу комет або нових зір. З винайденням телескопа для спостережень за небесними світилами почали будувати спеціальні астрономічні обсерваторії (рис. 6.11). Першими астрономічними обсерваторіями Європи вважають Паризьку у Франції, яку відкрили у 1667 р., і Гринвіцьку в Англії (1675 р.). Зараз астроно мічні обсерваторії працюють на всіх материках, і їхня загальна кількість пере вершує 400. В Україні працюють 7 астрономічних обсерваторій — у Києві (дві), Криму, Львові, Миколаєві, Одесі, Полтаві — та 2 астрономічні інститути у Харкові.

Рис. 6.12. Перший український супутник «Січ-1» | р |

ВИСНОВКИ

........................

■ ■■■■.............. :--------------------------------------

Астрономія з оптичної науки перетворилась у всехвильову, бо основ ним джерелом інформації про Всесвіт є електромагнітні хвилі та елементар ні частинки, які випромінюють космічні тіла, а також гравітаційні й електро магнітні поля, за допомогою яких ці тіла між собою взаємодіють. Сучасні телескопи дають можливість отримувати інформацію про далекі світи, і ми навіть спостерігаємо події, що відбувались мільярди років тому. Тобто за до помогою сучасних астрономічних приладів ми можемо мандрувати не тільки у просторі, але й у часі.

§6. МЕТОДИ АСТРОФІЗИЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ

Тести

;

'■ Телескоп — це такий оптичний прилад, який: А. Наближує до нас космічні тіла. Б. Збільшує космічні світила. В. Збільшує ку товий діаметр світила. Г. Наближує нас до планети. Д. Приймає радіохвилі. 2. Чому великі астрономічні обсерваторії будують у горах? А. Щоб наблизитися до планет. Б. У горах більша тривалість ночі. В. У горах менша хмарність. Г. У горах більш прозоре повітря. Д. Щоб збільшити світ лові перешкоди. 3- Чи може чорне тіло бути білого кольору? А. Не може. Б. Може, якщо пофарбувати його білою фарбою. В. Може, як що температура тіла наближується до абсолютного нуля. Г. Може, якщо температура тіла нижча ніж 0°С. Д. Може, якщо температура тіла вища ніж 6000 К. 4- У який із цих телескопів можна побачити найбільше зір? А. У рефлектор із діаметром об'єктива 5 м. Б. У рефрактор із діаметром об'єктива 1 м. В. У радіотелескоп із діаметром 20 м. Г. У телескоп зі збіль шенням 1000 і з діаметром об'єктива 3 м. Д. У телескоп із діаметром об'єктива З м та збільшенням 500. 5- Чим пояснюються різноманітні кольори зір? 6. Чому в телескоп ми бачимо більше зір, ніж неозброєним оком? 2- Чому спостереження у космосі дають більше інформації, ніж наземні теле скопи? 8- Чому зорі в телескоп видно як яскраві точки, а планети в той самий теле скоп — як диски? 9. На яку найменшу відстань треба відлетіти в космос для того, щоб космонав ти неозброєним оком бачили Сонце як яскраву зорю у вигляді точки? Ю- Кажуть, що деякі люди мають такий гострий зір, що навіть неозброєним оком розрізняють великі кратери на Місяці. Обчисліть достовірність цих фактів, якщо найбільші кратери на Місяці мають діаметр 200 км, а середня відстань до Місяця дорівнює 380000 км.

Диспути на запропоновані теми

■

11* Зараз у космосі будується міжнародна космічна станція, на якій Україна бу де мати космічний блок. Які астрономічні прилади ви могли б запропонува ти для проведення досліджень Всесвіту?

Завдання для спостережень

—- - ■

-..................

12. Телескоп-рефрактор можна виготовити за допомогою лінзи для окулярів. Для об'єктива можна використати лінзу з окулярів +1 діоптрія, а як окуляр — об'єктив фотоапарата або іншу лінзу для окулярів +10 діоптрій.

Ключові поняття і терміни:

■

Неперервний спектр, радіотелескоп, рефлектор, рефрактор, роздільна здатність ока, спектр, спектральні спостереження, телескоп, чорне тіло.

І О е5і§еп РЬАЫЕТ-иА І

h ttp ://w w w .e x .u a /v ie w / 16 8 6 7 9 2 4

§ 7. Земля і Місяць Вивчивши цей параграф, ми: зрозуміємо, чим відрізняються дві групи планет Сонячної системи; збагнемо суть парникового ефекту, який створюють в атмосфері Землі деякі гази; ■ дізнаємось про внутрішню будову Землі та чому рухаються материки; довідаємось про причини зміни фаз Місяця; ■ порівняємо фізичні умови на поверхні Місяця й Землі.

Планети земної групи та планети-гіганти П ланети Сонячної системи за розмірами і будовою діляться на дві групи — п ланет и зем ної групи (М еркурій, Венера, Зем ля, Марс) та планет и-гігант и (Ю пітер, Сатурн, Уран, Нептун). Суттє ва різн и ц я м іж цими групами планет полягає в таких ф акторах (див. таблицю): • п л а н е т и з е м н о ї гр у п и мають тверду поверхню, бо складаю ться переважно з важ ких хім ічних елементів; • п л а н е т и -г іг а н т и утворилися здебільше з Гідрогену та Гелію, тому їхн я середня густина невелика, а м іж атмосферою і по верхнею немає чіткої межі. Земля © Радіус 6378 км Маса 6-1024 кг Густина 5,5 г/см3 Атмосфера: Г\І2, 0 2, Н20 Тиск біля поверхні 1 атм Велика піввісь орбіти 1 а. о. ~ 150 -10б км Рік 365 діб 5 год 48 хв 46 с Температура поверхні: середня +16 °С максимальна +60 °С мінімальна -88 °С

Рис. 7.1. Порівняльні розміри планет земної групи та планет-гігантів

П л ан ети О сн овні п ар ам етр и Зем н а

група

Г іганти

С ередн я густи н а

* 5 г /с м 3

~ 1 г /с м 3

Х ім іч н и й с к л а д

Г е , в і , А1

Н 2, Н е

2 0 0 — 700 К

-2 0 0 0 К

163

Т е м п е р а т у р а п ід х м а р а м и К іл ь к іс т ь с у п у т н и к і в

§7. ЗЕМЛЯ І МІСЯЦЬ

Земля — найчарівніша планета Сонячної системи Земля є найчарівнішою планетою Сонячної сис теми (рис 7.2), що рухається по своїй орбіті навколо Сонця із середньою швидкістю — близько ЗО км /с. Крім того, обертаючись навколо власної осі, вона ро бить один оберт за добу. Земля оточена атмосферою, яка простягається в космос більше ніж на 1000 км, що створює на її поверхні сприятливі умови для іс нування ж иття (температуру, склад атмосфери, вели чезну кількість води). Хімічний склад атмосфери (рис. 7.3) є неоднорід ним. Найбільшою складовою атмосфери біля поверхні Землі (за об’ємом 78% ) є азот N 3, який відіграє важ ливу роль у ж итті рослин. Кисень 0 2 є необхідним елементом для дихання всіх ж ивих істот і складає 2 1 % об’єму атмосфери. Водяна пара Н20 в атмосфері затримує інфра червоне випромінювання Землі та створює парниковий ефект, унаслідок чого температура поверхні підвищ у ється. Середня температура поверхні Землі +15,8 °С, а якби не було в атмосфері водяної пари, то на нашій планеті настав би льодовиковий період — температура навіть на екваторі могла б знизитися до -2 5 °С. Погода (вітри, циклони та антициклони) форму ється в ниж ніх ш арах атмосфери, я к а називається тропосферою, де передача енергії відбувається не тіль ки випромінюванням, а й за допомогою конвекції. Океани і моря на поверхні Зем лі акумулю ю ть величезну кіл ь к ість сонячної енергії, бо вода має одну з найбільш их у природі питому теплоєм ність, тому на м атериках, я к правило, протягом доби і н а віть протягом року не спостерігається різкого пере паду температури. Для

ДО ПИТЛ ИВИХ

Рис. 7.2. Фотографія Землі з космосу

5 зс

М агнітосфера

і СО 1000

Іоносфера

1 Стратосфера

Ш ар озону 10

Тропосфера

Рис. 7.3. Будова земної атмосфери. Повітря на грівається від поверхні Землі, тому з висотою температура в тропо сфері знижується

................. — - - '■ "

Якби кількість кисню в атмосфері була на кілька відсотків більшою, то ви никали б постійні пожежі, бо мокрі дерева горіли б як сірники, а якби кисню в атмосфері було трохи менше ніж 18%, то неможливо було б запалити сірника. Шар озону О, (алотропна видозміна кисню) захищає живі організми від смертельного ультрафіолетового випромінювання Сонця. Ультрафіолетові промені знищують мікроорганізми та рослини, викликають захворювання у людей. Якби не стало озонового шару в атмосфері, то не було б життя на поверхні Землі.

Магнітне поле Землі створює навколо планети на висоті по над 500 км пояси радіації. Елементарні частинки, я к і рухаю ться

§7. ЗЕМЛЯ І МІСЯЦЬ

у міжпланетному просторі з величезною ш видкістю і маю ть ел ек тричний заряд, взаємодіють із магнітним полем Землі й тому не до літають до атмосфери. Таким чином, магнітне поле захищ ає ж иття на Землі від смертельних потоків космічних частинок.

Екологічна система Землі Екологічна система Землі перебуває у стані своєрідної стійкої рівноваги, тому невеликі збурення в атмосфері або зм іни сон яч ної р ад іац ії суттєво не впливаю ть на загальни й стан цієї системи. Але геологічні дослідж ення показую ть, що в м ину лому відбувалися екологічні катастрофи, внаслідок як и х різко зни ж увалася температура та наставали льодовикові періоди. Д ля прогнозування майбутнього нам необхідно знати причини, що призводять до та ких катастроф ічних процесів. Причиною раптового зн и ж ен н я тем ператури на поверхні Зем лі мож уть бути зовніш ні фактори, наприклад падіння астероїда (див. § 11 ), геологічні процеси — виверж ення в у л к а нів або р у х м ат ериків, та ант ропогенні фактори. Будова Землі. Геологічні дослідження показали, Рис. 7.4. Внутрішня бу що температура всередині Землі кожні 34 м зростає на дова Землі 1°С і у свердловинах на глибині 10 км досягає +300°С. Ol-lrj Ц ентральна частина Зем лі утворює металеве ядро (рис. 7.4). Зовнішня частина ядра перебуває в розплав Рис. 7.5. Рух материків. леному стані при температурі 7000°С, а внутрішня — а — вважають, що тверда. Вище розташовується силікатна оболонка, або 200 млн років тому існу м ант ія. На м антії «плаває» кора, товщ ина якої не вали єдиний материк — Пангея та один світовий однакова — від 5—7 км під океанами, до кількох десят океан; ків кілометрів під гірськими районами континентів. б — унаслідок конвек Унаслідок конвекції в мантії земна кора розділилася на ції, що відбувається окремі плити, які повільно зміщуються (рис. 7.5). у мантії, земна кора Екологічну катастрофу може створити навіть розділилась на окремі техногенна діяльність людини, внаслідок якої зміню тектонічні плити, які ється хімічний склад атмосфери. Н априклад, спалюповільно рухаються

§7. ЗЕМЛЯ І МІСЯЦЬ

вання великої кількості органічного палива призводить до зменш ен ня кисню в атмосфері та збільшення вуглекислого газу, який створює парниковий ефект. Протягом XX ст. середня температура Землі під вищ илась на 0,8 °С, що призвело до інтенсивного танення льодови ків і підвищ ення рівня океану, внаслідок чого затоплені великі пло щі родючих низин. Людство зможе уникнути екологічної катастрофи, якщ о буде ширше використовувати альтернативні джерела енергії, що не забруднюють навколиш нє середовище,— енергію земних надр, вітрову та сонячну енергію (див. §12.7). Для допитливих - - -----------------Парниковий ефект створює плівка в парнику, якою накривають грядку. Удень сонячне світло проходить крізь плівку і нагріває землю. Якщо ґрунт тем ного кольору, то у зворотному напрямку випромінюється енергія в інфрачерво ній частині спектра, яка затримується плівкою. В атмосфері Землі парниковий ефект створюють вуглекислий газ і водяна пара.

Місяць Місяць є природним супутником Землі, на якому атмосфера від сутня. Фази М ісяця, тобто зміна його зовнішнього вигляду, настають унаслідок того, що М ісяць світиться відбитими сонячними променя ми. Обертаючись навколо нашої планети, він займає різні положення відносно Землі та Сонця, тому ми ба Синодичний період чимо різні частини його денної півкулі. Щоб зрозумі обертання Місяця (29,5 земної доби) — ти, чому ми бачимо фази М ісяця, почнемо з нового проміжок часу, через М ісяця, який із поверхні Землі майже ніколи не вид який відбувається ний, бо до нас повернена його нічна півкуля (рис. 7.6). зміна фаз Місяць у цій фазі можна побачити тільки під час со нячних затемнень, коли темний диск М ісяця видно на Сидеричний період тлі яскравого Сонця (рис. 7.7). обертання Місяця Рис. 7.6. Зміна фаз Місяця відбува ється внаслідок того, що до Землі в різний час повернені різні частини денної та нічної півкуль Місяця $

(27,3 земної доби) — час обертання Міся ця навколо Землі від носно зір Рис. 7.7. Затемнення Сонця

П ерш а чв ер ть

4 4

‘х П овн ий м іс я ц ь

^ 4

О год|

18 год

Н ови й м іс я ц ь

1 12

ГОД

6 год

‘ж К X О

О с т а н н я ч в е р т ь 41

§7. ЗЕМЛЯ І МІСЯЦЬ

П ерша чверть настає через тиждень, коли до Землі повернені половина денного та половина нічного боку М ісяця. П овня настає у той момент, коли М ісяць розташ овується з протилежного боку від Сонця. О ст ання чверть, або старий М ісяць, спостерігається у пів денно-східній частині небосхилу перед світанком. Для допитливих З усіх астрономічних явищ, напевне, найбільшу увагу людей привертає затемнення Сонця, яке відбувається у той момент, коли тінь від Місяця досягає поверхні Землі. Хоча Місяць через кожні 29,5 доби перебуває між Сонцем і Зем лею (фаза — новий Місяць), але затемнення відбуваються набагато рідше, бо пло щина орбіти Місяця нахилена до екліптики під кутом 5°. На орбіті існують дві точки, у яких Місяць перетинає площину екліптики — вони називаються вузла ми місячної орбіти. Затемнення Місяця або Сонця можуть відбутися тільки в то му випадку, коли Місяць перебуває поблизу вузла орбіти. Вузли місячної орбіти зміщуються у космічному просторі, тому затемнення відбуваються в різні пори року. Період повторення затемнень, або сарос, знали ще єгипетські жерці 4000 ро ків тому. Сучасні обчислення дають таке значення саросу: Гсар= 6585,33 доби = 18 років 11 діб 8 год. Протягом одного саросу в різних місцях на поверхні Землі відбувається 43 затемнення Сонця та 25—29 затемнень Місяця, причому сонячні й місячні затемнення завжди відбуваються парами з інтервалом 2 тижні: якщо в одному вузлі місячної орбіти відбувається затемнення Сонця, то через 2 тижні в іншому вузлі відбувається затемнення Місяця.

Фізичні умови на Місяці Не дивлячись на те, що Місяць розміщений майже на такій са мій відстані від Сонця, як Земля, і одиниця його поверхні отримує таку ж саму кількість енергії, що й одиниця поверхні Землі, фізичні умови на цих космічних тілах суттєво відрізняються. Головна причи на таких відмін пов’язана з тим, що сила тяж іння на Місяці менша від земної у 6 разів, тому він не може втримати біля поверхні окремі молекули газів. Протягом Місяць 1) мільярдів років погода на Місяці однакова: 2 ти ж Радіус 0,25 ні світить Сонце і поверхня нагрівається до темпе Маса 1/81 ме Густина 3,3 г/см3 ратури + 130 °С, а потім після двотижневої ночі по Прискорення вільного верхня охолоджується і температура на світанку падіння 1 падає до -160°С . За високої денної температури Велика піввісь орбіти молекули газів покидають сферу тяж іння М ісяця, 3,8 • 106 км тому там неможливе існування густої атмосфери. Періоди обертання: На Місяці навіть удень темне небо, як у м іж сидеричний 27,3 3. діб синодичний 29,5 з. діб планетному просторі, там не буває ні вітрів, ні Сонячна доба 29,5 з. діб дощів. Зміни пір року не відбувається, бо вісь обер Температура, °С: тання М ісяця м айж е перпендикулярна до пло вдень +130 щ ини орбіти. На поверхні Місяця навіть неозброє вночі -160 ним оком видно темніші ділянки, що були названі

j Desigen I

PLAN ET-UА

§7. ЗЕМЛЯ І МІСЯЦЬ

hup ://w w v v .e x .u a /v ie w / I 6 8 6 7 9 2 4

морями (рис. 7.8), та світліші, які астрономи назвали Хімічний склад материками. ґрунту на Місяці, % У морях немає ні краплі вологи, бо у вакуумі (за даними АМС вода миттєво закипає і випаровується або замерзає. «Луна-20») Вода у твердому стані могла зберегтися під поверх Si02 — 42 нею на глибині кількох десятків метрів, де протягом АІ20 3 — 20 СаО — 19 доби температура не змінюється і дорівнює -ЗО °С. МдО — 12 Під час спостережень у телескоп видно, що на FeO — б світлих материках переважають кратери — круглі го ри діаметром до кількох сотень кілометрів, я к і мають вали заввиш ки кілька кілометрів (рис. 7.9). Більш ість кратерів мають метеоритне походження, хоча деякі з них могли утворитися під час виверження вулканів, з яких виті кала розплавлена лава та заповнювала більш низькі д іл я н к и ,— так виникли моря. Виверження вулканів припинилося дуже давно, бо вік найстаріших твердих скель на материках — 4,4 млрд років, у той час як лава в морях застигла близько 3 млрд років тому. Для

ДОПИТЛИВИХ

Падіння метеоритів є основним фактором, який змінює зовнішній вигляд поверхні Місяця і призводить до своєрідної ерозії місячного ґрунту. Наприклад, метеорит із масою 1 кг, який летить зі швидкістю 10 км/с, має таку кінетичну енергію, що при зіткненні з поверхнею Місяця може утворити кратер із діаме тром 1 м і розкидати на кілька десятків метрів камінці та пил. На Місяць постій но падають тисячі метеоритів різної маси (див. §11), які безупинно змінюють зовнішній вигляд його поверхні. Правда, великі кратери з діаметром кілька сотень кілометрів утворились дуже давно, ще 4 млрд років тому, коли падало більше метеоритів. Протягом мільярдів років космічні «бомбардування» так роз дробили верхній шар місячного ґрунту, що він перетворився на «пил». Рис. 7.8. Моря на Місяці утворилися після виверження вулканів. Вони мають темніший колір, бо за хімічним складом там більше заліза, а на світліших ділян ках більше алюмінію

Рис. 7.9. Кратери на Місяці зараз утворюються піс ля падіння метеоритів, хоча 3 млрд років тому там діяли вулкани

§7. ЗЕМЛЯ І МІСЯЦЬ

Дослідження Місяця Дослідження М ісяця за допомогою космічних апаратів розпо чали в Радянському Союзі ще на початку космічної ери. У 1959 р. АМС серії «Луна» вперше у світі долетіли до М ісяця: «Луна-1» ста ла першою штучною планетою Сонячної системи, «Луна-2» досягла поверхні М ісяця, а «Луна-3» Головні етапи сфотографувала зворотний бік М ісяця і передала космічних досліджень Місяця його телевізійне зображення на Землю. У лютому 1966 р. «Луна-9» здійснила м ’яку посадку в Оке Рік Апарат Країна ані Бур і вперше у світі передала телевізійний 1959 Луна-2 СРСР «репортаж» із поверхні іншого світу. Ми побачи 1959 Луна-3 СРСР ли, що справді поверхня М ісяця вкрита пилом, але міцність ґрунту достатня для того, щоб утри СРСР 1966 Луна-9 мати станцію на поверхні. Потім М ісяць дослі 1969 Аполлон-11 США джували АМС «Луноход-1, 2» (рис. 7.11), я к і ру 1970 Луноход-1 СРСР хались по поверхні, та АМС «Луна-20, 24», я к і в автоматичному режимі вперше доставили на Зем лю зразки місячного ґрунту. 21 липня 1969 р. на поверхню М ісяця здійснив посадку піло тований космічний корабель «Аполлон-11» (СІЛА), і астронавт Нейл Армстронг зробив перш ий крок по поверхні іншого світу — так по чався новий етап у дослідж енні космосу. Усього на поверхні М іся ця побувало 12 астронавтів, я к і привезли на Землю зразки м ісяч ного ґрунту. Д ослідж ення показали, що поверхня М ісяця майж е цілковито вкрита тонким шаром пилу та улам кам и кам ін ня. Цей шар назвали р е г о л іт о м (з гр ец .— роздріблений кам інь). Товщина реголіту зм іню ється від м ісця до м ісця і становить у середньому кілька метрів. А наліз реголіту приніс несподівані результати: роз міри цих частинок — від мікрометрів до метрів; за хімічним складом м ікрочастинки наполовину складаю ться з оксидів силіцію , і є ф а к тично м аленьким и скляним и кулькам и, що утворились після па діння мікрометеоритів (рис. 7.12).

Рис. 7.10. Зображення зворотного боку Міся ця, яке було створене на основі фотографій АМС «Луна-3». Десятки кратерів на Місяці на звали на честь україн ських астрономів

§7. ЗЕМЛЯ І МІСЯЦЬ

Для майбутніх космонавтів

____ ___ _____

Чи зможе людство колись використати Місяць як базу для космічних по селень? Якщо врахувати витрати на космічні польоти, то 1 кг місячного ґрунту, який доставили астронавти на Землю, оцінюється у стільки ж, скільки коштує 1 т золота, яке добувають на золотих копальнях на Землі. Але головна мета науко вих досліджень полягає в тому, щоб на Місяці створити базу для вивчення більш далеких планет. Хоча вага космонавтів у б разів менша, ніж на Землі, але ходити по поверхні Місяця у ска фандрі не досить зручно, бо сила тертя теж менша. Житло ві приміщення можна побуду вати під поверхнею, де на гли бині кількох метрів удень і вночі зберігається стала температу ра, а джерелом енергії слугу ватимуть сонячні електростанції. Великі телескопи на поверхні Місяця дозволять отримувати набагато більше інформації про далекі світи, бо там атмосфе ра відсутня і не впливатиме на якість зображення. Рис. 7.11. «Луноход-1»

Рис. 7.12. Типовий пей заж на Місяці. На по верхні переважають темно-сірі кольори ґрунту, який припоро шений шаром реголіту, що утворився після па діння мікрометеоритів

Висновки = Одиниці поверхні на Землі й Місяці отримують від Сонця майже однако ву кількість енергії, але фізичні умови на їхніх поверхнях суттєво відрізняються. Головна причина такої відміни клімату — відсутність атмосфери на Місяці. Повіт ря на Землі створює захисну ковдру, яка підвищує температуру на нашій плане ті та оберігає життя від смертельного космічного випромінювання. Місяць — це мертвий світ, у якому відсутнє життя. У майбутньому наукові бази можна створи ти під поверхнею Місяця.

§7. ЗЕМЛЯ І МІСЯЦЬ

Тести ...........

.....................

.......

1. Температура в надрах Землі з глибиною: А. Зменшується, бо Сонце нагріває тільки поверхню. Б. Зменшується, бо під поверхнею розташований шар вічної мерзлоти. В. Збільшується, бо в центрі Землі протікають хімічні реакції. Г. Збільшується, бо в надрах відбувається ра діоактивний розпад ядер важких хімічних елементів. Д. Залишається сталою. 2. Тропосфера — це нижній шар земної атмосфери, де температура з висотою: А. Збільшується, бо верхні шари атмосфери розташовані ближче до Сонця. Б. Збільшується, бо у верхніх шарах атмосфери немає хмар. В. Зменшується, бо атмосфера нагрівається від Землі. Г. Зменшується, бо у верхніх шарах атмосфери менше кисню. Д. Залишається сталою. 3. Сьогодні на Землі спостерігається затемнення Місяця. Що побачать у цей час на Місяці космонавти? А. Схід Сонця. Б. Кульмінацію Сонця. В. Затемнення Сонця. Г. Затемнення Мі сяця. Д. Захід Сонця. 4. Повний Місяць розміщується на горизонті. У який час доби можна спостері гати таке явище в Україні? А. Вранці. Б. Вдень. В. Ввечері. Г. Опівночі. Д. Ніколи. 5. Якими з цих приладів космонавти можуть користуватися на поверхні Місяця? А. Компас. Б. Телескоп. В. Радіоприймач. Г. Телевізор. Д. Барометр. 6. До якої групи планет належить Земля? 7. Чому на материках протягом року не спостерігається різкого перепаду тем ператур? 8. Як змінюється з висотою температура в тропосфері? 9. Сьогодні Місяць спостерігався у першій чверті. Чи буде завтра Місяць світи ти опівночі? 10. Чому вода на поверхні Місяця не може існувати в рідкому стані? 11. Чому з поверхні Землі ми бачимо тільки одну півкулю Місяця? 12. За допомогою рухомої карти зоряного неба визначте, на тлі якого сузір'я спостерігався Місяць у день вашого народження поточного року? Коли він сходив і заходив у цей день?

Диспути на запропоновані теми __________ ____ ________ _ = 13. Що ви могли б запропонувати для освоєння Місяця в майбутньому?

Завдання для спостережень

..............

14. Виміряйте кут між напрямком на Сонце та Місяць і визначте його фазу. Пер ша чверть настане, коли цей кут дорівнюватиме 90°, повня — 180°.

ДД

Ключові поняття і терміни:

-■ ■

Екологічна катастрофа, затемнення Місяця, затемнення Сонця, кратер, льодо виковий період, парниковий ефект, реголіт, сидеричний місяць, синодичний місяць, тропосфера, фази Місяця.

§ 8. Планети земної групи Вивчивши цей параграф, ми:

■ дізнаємося, які умови існують на поверхні планет земної групи; ■ довідаємося, чому на Венері і вдень, і вночі неймовірна спека; ■ побачимо, чи є життя на Марсі.

Загальна характеристика планет земної групи Планети земної групи — М еркурій, Венера, Земля і Марс у по рівнянні з планетами-гігантами мають відносно невеликі розміри, тверду поверхню та значну густину (близько 5 г/см 3), бо складаю ть ся переважно з важ ких хімічних елементів (рис. 8.1). Ц і планети мають гаряче мет алеве ядро, яке оточене мантією із силікатних по рід. Верхній шар планет — кора, формується під дією як внутріш нього тепла, так і зовніш ніх (космічних) факторів. Але температура на поверхні планет земної групи суттєво відрізняється, бо вони отри мують від Сонця різну кількість енергії. До того ж в атмосферах М еркурія, Венери і Марса майже немає кисню, а тиск суттєво від різняється від атмосферного тиску на Землі. Я кщ о на поверхні Зем лі є умови для існування ж иття, то на поверхні інш их планет поки що не виявлено навіть примітивних бактерій.

Меркурій М еркурій є найменшою планетою Сонячної системи, яку рід ко кому випадало спостерігати неозброєним оком, тому що вона роз таш ована близько від Сонця. М еркурій дуже повільно обертається навколо своєї осі — сонячна доба вдвічі довш а, ніж період його Рис. 8.1. Відносні розміри планет земної групи

Венера

Земля

§8. ПЛАНЕТИ ЗЕМНОЇ ГРУПИ

обертання навколо Сонця. Отже, протягом майж е трьох місяців там світить Сонце і стільки ж триває ніч. Знім ки поверхні М еркурія, я к і були зроблені за допомогою АМС «Марінер-10» (США), вражаю ть схожістю його рельєфу з по верхнею М ісяця — така ж величезна кількість кратерів, що свідчить про однакову природу цих Меркурій $ космічних тіл (рис. 8.2). Кратери на М еркурії на 0,38 Я0 Радіус звані іменами відомих поетів, письменників, ху Маса 0,06 5,4 г/см3 Густина дож ників, композиторів. Один із великих крате Прискорення рів названий на честь Тараса Ш евченка. 0,38дг вільного падіння На поверхні Меркурія були виявлені також Орбіта а =0,39 а. о. величезні рівнини, які заповнені застиглою базаль 88 з. діб Рік товою лавою. Це свідчить, що планета була колись Сонячна доба 176 з. діб розігріта, внаслідок чого в той час відбувалася ін Температура,°С: тенсивна вулканічна діяльність (рис. 8.3). +430 Вдень -170 Вночі Рис. 8.2. Кратери на Меркурії

||||

Рис. 8.3. Застигла лава на рівнині Калоріє свідчить, що Меркурій 3 млрд років тому був розігрітий за рахунок внутрішнього тепла, і тоді діяли сотні вулканів. Свіжі кратери утворилися після падіння метеоритів

Для допитливих

----

-----

Тривалість дня і ночі та погода на Меркурії не змінюються, бо його вісь обертання майже перпендикулярна до площини орбіти, і змін пір року на ньо му не відбувається. Денна температура сягає +430°С, але протягом тримісячної ночі поверхня цієї планети сильно охолоджується, і температура на світанку зни жується до -170°С. Ґрунт Меркурія дуже роздрібнений і має низьку теплопро відність, тому вже на глибині кількох десятків сантиметрів температура не змі нюється. Меркурій не може утримувати сталу атмосферу, але біля поверхні планети вдалося виявити присутність атомів Гелію — це пояснюється так званим «сонячним вітром», який складається з елементарних частинок та окремих ядер легких хімічних елементів. У гравітаційному полі Меркурія атоми Гелію можуть рухатися не більше 200 діб, а потім губляться в міжпланетному просторі. Отже, атмосфера цієї планети трохи подібна до ріки, складові якої постійно «пливуть» від Сонця мимо Меркурія до Землі та більш далеких планет.

§8. ПЛАНЕТИ ЗЕМНОЇ ГРУПИ

Венера Венера привертає увагу людей тим, що на нашому небі її яскра вість у десятки разів перевищує блиск зір першої зоряної величини. У країнська народна назва цієї планети — Вечірня або Враніш ня зо ря, бо вона першою з ’являється на вечірньому небосхилі й останньою гасне на світанку. Довгий час Венеру називали планетою за гадок, бо густі хм ари приховую ть її поверхню (рис. 8.4). Тільки недавно радіоспостереження ви явили, що Венера повільно обертається навколо осі у зворотному напрямку (порівняно з обертанням Землі), і сонячна доба там триває 117 земних діб. На перш ий погляд, Венера дуже схож а на Землю, бо ці планети мають майж е однакові роз міри та масу. Астрономи сподівалися, що клім ат на Венері трохи тепліш ий в порівнянні із зем ним, а фантасти навіть писали про буйне ж иття Рис. 8.4. Хмари на Венері, які на цій таємничій планеті... Уперше в історії лю д видно під час спостережень ства АМС серії «Венера» (СРСР) зробили м ’яку за допомогою телескопа посадку на поверхню інш ої планети і передали на Землю телевізійне зображення поверхні Венери (рис. 8.5, 8 . 6 ). Венера 9 У хмарах на Венері крім пари води утворю Радіус 0,95 я . ються краплини сірчаної кислоти, але до поверхні Маса 0,8 МФ Густина 5,2 г/см3 ці кислотні дощі не долітають, бо під хмарами тем Прискорення пература різко підвищується (на поверхні +480 °С) вільного падіння 0,9 і краплі випаровуються. Основний шар хмар розта Орбіта 0=0,72 а. о. шовується на значній висоті (50—60 км), що пояс Рік 225 з. діб нюється великим атмосферним тиском, який біля Сонячна доба 117 з. діб поверхні досягає 90 атм — такий тиск на Землі Атмосфера: С02, ІЧ2, Н20 Атм. тиск 90 атм. Температура поверхні, °С: Рис. 8.5. Панорама поверхні Венери, яку передала АМС «Вевдень +480 нера-14». Небо вдень тьмяне, як на Землі перед дощем. Колір вночі +480 хмар і поверхні червоний, бо атмосфера поглинає сонячне проміння у синій частині спектра

§8. ПЛАНЕТИ ЗЕМНОЇ ГРУПИ

в океані на глибині 900 м. Хмари на Венері, скоріше, нагадують слабку імлу, в якій видно предмети на від стані до 1 км. Загадкою Венери залишається питання: чому в атмосфері планети так багато вуглекислого га зу і так мало води? Дослідження показують, що загаль на кількість вуглекислого газу та води, яка виділялась при виверженні вулканів на Землі й Венері, була ко лись приблизно однакова. Виникає природне запитан Рис. 8.6. АМС «Вененя: куди поділася вода з поверхні Венери? Чи були ко ра-14» (СРСР) лись на Венері океани та моря? Астрономи створили детальну карту Венери, на я к ій позн а чено сотні кратерів, більш ість з я к и х колись були вулкан ам и, бо м айж е 80% поверхні Венери вкри ті вулканічною лавою (рис. 8.7). Д еякі кратери утворились після падіння астероїдів. За традицією назви кратерів на Венері даю ться на честь видатних ж ін о к , я к і зробили суттєвий внесок у поступ наш ої ц и віл ізац ії. Один із вул кан ів назвали на честь астронома Х арківської астрономічної об серваторії В алентини Ф едорець.

Рис. 8.7. За допомогою радіолокатора вдалося зазирнути під хмари. Поверхня Венери вкри та лавою від вивержен ня вулканів

Для допитливих

- ............................

щ ----

■

Температура поверхні Венери становить +480°С, залишається сталою про тягом доби і не змінюється залежно від відстані до полюса чи екватора. За та ких умов на Венері не відбувається різких змін погоди — ніколи не буває ура ганів, а швидкість вітру біля поверхні не перевищує 1 м/с. Висока температура біля поверхні планети зумовлена парниковим ефектом. Головна складова атмос фери Венери — вуглекислий газ (COJ — близько 97% за об'ємом. Несподіваним виявилося те, що протягом двомісячної ночі на поверхні Венери не спостеріга ється абсолютної темряви. Крім постійних спалахів блискавок, які супроводжу ються гуркотом грому, там уночі видно свічення верхніх шарів атмосфери. Нічне освітлення підсилюють вогні від діючих вулканів, які внаслідок заломлення про менів в атмосфері видно на відстані сотень кілометрів.

§8. ПЛАНЕТИ ЗЕМНОЇ ГРУПИ

Для майбутніх космонавтів

■ —

------

На поверхні Венери людина вижити не зможе, бо сучасні скафандри не ви тримають атмосферний тиск у 90 атм. Можливо, що космонавти будуть користува тися літаками й повітряними кулями, які зможуть літати у верхніх шарах атмосфе ри планети на висоті майже 50 км, де температура та тиск такі, як на Землі. Не виключена можливість існування чужих форм життя, які пристосувалися до умов на Венері, адже навіть деякі види земних бактерій могли б вижити у хмарах на цих висотах. Фантасти пропонують поселити у хмарах бактерії, які будуть поглинати вуглекислий газ і виділяти кисень. Із часом на Венері може знизитися температура, на поверхню випадуть дощі, потечуть ріки і знову утворяться моря.

Марс Н азваний колись за свій червоний колір на честь бога війни, «кривавий» Марс під час протистоянь за яскравістю поступається тільки Венері. Хоча маса та радіус Марса менші, ніж Землі, але три валість доби (24,6 год) і зміна пір року (вісь обер тання нахилена під кутом 65° до площ ини орбі Марс Cf ти) нагадують нашу планету. Правда, тривалість Радіус 0,53 Ке сезонів на Марсі майже у 2 рази довша, ніж на Маса 0,11 Ме Густина 3,9 г/см3 Землі. Навіть у невеликі телескопи на Марсі вид Прискорення но білі полярні ш апки (рис. 8 .8 ), я к і свідчать про вільного падіння 0,37 д$ наявність води в атмосфері планети. Атмосфера с о 2, n2 Марс привернув особливу увагу людей після Тиск 0,006 атм того, як у 1877 р. італійський астроном Д. СкіаОрбіта 0=1,52 а. о. пареллі відкрив «канали». Тоненькі, ледве помітні Рік 687 зем. діб лінії, я к і з ’єднували темні ділянки поверхні Мар Доба 24 год 37 хв Температура поверхні, °С: са, нагадували людству зрош увальні системи на вдень максимальна +22 Зем лі, тому ф антасти висунули ідею про висо ВНОЧІ -60, кий інтелект м арсіанської ци вілізації. Ці пові мінімальна домлення зачарували американського мільйонера (на полюсі) -133 П. Ловелла, який залиш ив торгівлю і спеціально для пош уків ж иття на Марсі побудував величез ну астрономічну обсерваторію. Після дослідження Рис. 8.8. Вигляд Марса в те лескоп Марса за допомогою АМС було встановлено, що «канали» є своєрідною оптичною ілю зією , яку створюють окремі ділянки марсіанського ландшаф ту — гори, долини, кратери (рис. 8.9). Із близької відстані Марс більше схожий на Місяць, ніж на Землю, бо безліч круглих крате рів свідчать про інтенсивне метеоритне бомбарду вання в минулому. На деяких схилах метеоритних кратерів видно застиглі потоки якоїсь рідини,— можливо, під час вибуху з надр виділялася вода, а потім при низькій температурі знову замерзала (рис. 8.10, 8.11). Ряд кратерів на Марсі назвали

§8. ПЛАНЕТИ ЗЕМНОЇ ГРУПИ

Рис. 8.9. «Канали» на Марсі виявилися своє рідною оптичною ілюзі єю, яку створюють окремі ділянки марсіан ського ландшафту. Рису нок італійського астро нома Д. Скіапареллі

на честь українських астрономів: Барабаш ов, Герасимович, Сімейкін, Струве, Фесенков. Чи є життя на Марсі? Р озрідж ен а атмосфера та великі до бові перепади тем ператури роблять нем ож ливим існування високорозвинених форм ж и ття — рослин або тварин. Н а зн ім к ах по верхні (рис. 8 . 12 ) видно червону пустелю з дю нами піску, я к и й переноситься вітром на ти сяч і кілом етрів. Ч ервоний к олір м арсі анського ґрунту поясню ю ть значним вмістом (до 1 6 % ) оксидів з а л іза (звичайної ір ж і). Про відсутність ж и ття на поверхні М арса свідчать тако ж результати експерим ентів, я к і безпосередньо про водились за допомогою АМС — присутність м ікроорганізм ів на по верхні не зареєстрована.

Рис. 8.10. Марс із висо ти кількох сотень кіло метрів. На горизонті — тонкий шар розрідженої атмосфери. Ліворуч — дивний кратер, який на гадує обличчя людини, що усміхається

§8. ПЛАНЕТИ ЗЕМНОЇ ГРУПИ

Рис. 8.11. Вулкан Олімп, розташований недалеко від екватора Марса,— найвища гора Сонячної системи. Діаметр вулка нічної платформи сягає 700 км, вершина має висоту 27 км, а діаметр жерла вулкана — 75 км

Н а Марсі ніколи не випадає дощ, бо пари води в атмосфері у 100 разів менше, ніж на Землі. На самій поверхні Марса вода в рід кому стані не помічена, бо при тискові 0,006 атм температура к и піння води зниж ується до +3°С. Тобто я к тільки на поверхні утво рюється невелика калю ж а, то вода закипає і випаровується. Запасів води у вигляді снігу та льоду під поверхнею Марса може бути наба гато більше — якби рівномірно її розподілити по поверхні, то гли бина такого моря могла б сягати кіл ька сотень метрів. Русла висох лих річок на поверхні свідчать, що в минулому на Марсі була більш густа атмосфера, випадали дощі, і ймовірно існувало ж иття. Клімат на Марсі міг змінитися через зіткнення з астероїдом.

Для допитливих На Марсі виявлена дуже розріджена атмосфера. Головна її складова — вуглекислий газ С02 (95% за об'ємом). Атмосферний тиск не перевищує 0,006 атм (такий малий тиск у земній атмосфері на висоті 20 км), тому парниковий ефект є невеликим — цим пояснюються значні добові коливання температури. Най вища температура влітку поблизу екватора на темних ділянках ґрунту підні мається до +22 °С, але в тому ж місці температура перед світанком опуска ється до -50 °С. Взимку біля полюсів, де полярна ніч триває 8 місяців, мороз сягає -133 °С, це є найнижчою можливою температурою на поверхні Марса. За таких умов починається конденсація вуглекислого газу, коли виділяється тепло. Температура залишається сталою, доки весь вуглекислий газ із атмо сфери не перетвориться у твердий стан.

О е5І§еп РЬАЫЕТ-иА h t t p : / / w w w . e x . u a / v i e w / 16 8 6 7 9 2 4

§8. ПЛАНЕТИ ЗЕМНОЇ ГРУПИ

Для майбутніх космонавтів

■

------------- ■■

На поверхні Марса теж треба одягати скафандри, але досвід космічних експедицій на Місяць показує, що люди зможуть працювати на цій планеті. Основ ною проблемою марсіанських експедицій буде велика тривалість космічних пе рельотів Земля — Марс — Земля (див. §5), бо космонавти більше двох років бу дуть перебувати за межами Землі. Міжпланетний корабель із масою кілька тисяч тон будуть монтувати на орбіті навколо Землі, і можливо на Марс полетить між народна експедиція з 5—10 космонавтів. У майбутньому на Марсі можна буде створити космічну базу — будівельним матеріалом служитимуть гірські породи, а джерелом енергії — сонячні промені. Воду можна використати для добування кисню і водню, які будуть додатковим джерелом енергії. Не виключена можли вість, що під поверхнею Марса можуть існувати поклади нафти і газу... Нарешті, марсіанські експедиції розгадають найбільшу таємницю цієї планети — чи існу вали там розумні марсіани?

Рис. 8.12. Панорама поверхні Марса. Червоного кольору поверхні надають оксиди заліза. Сильні вітри піднімають у повітря пил, тому барви неба теж рожеві. Ліворуч рейки, по яких з'їхав марсохід — він зупинився під каменем на горбі. Внизу праворуч — парашут

Висновки

................ ...

Хоча планети земної групи Меркурій, Венера, Земля і Марс схожі за роз мірами, масою і внутрішньою будовою, але фізичні умови на поверхні Меркурія, Венери і Марса дуже відрізняються від земних, тому там не виявлені ознаки жит тя. На Меркурії відсутня стала атмосфера, тому коливання температури протягом доби там майже такі, як на Місяці. На Венері густа атмосфера з вуглекислого га

§8. ПЛАНЕТИ ЗЕМНОЇ ГРУПИ

зу створює пекельні умови для існування живих істот — там і вдень і вночі тем пература +480 °С. Марс буде першою планетою, яку в недалекому майбутньому відвідають люди, але жити там можна тільки в скафандрах. Є припущення, що ко лись на Марсі була густіша атмосфера, випадали дощі, текли ріки і, можливо, існувало життя. Не виключено, що і тепер живі організми існують під поверхнею планети, де виявлена велика кількість криги.

Тести

............................

■

......................

1. Із поверхні якої планети земної групи ніколи не можна побачити Сонце? А. З Меркурія. Б. З Венери. В. Із Землі. Г. З Марса. 2. На яких планетах земної групи у хмарах виявлена сірчана кислота? А. На Меркурії. Б. На Венері. В. На Землі. Г. На Марсі. 3. На поверхні якої планети земної групи спостерігається найдовший день? А. На Меркурії. Б. На Венері. В. На Землі. Г. На Марсі. 4. Яка планета земної групи має найгустішу атмосферу? А. Меркурій. Б. Венера. В. Земля. Г. Марс. 5. На поверхні якої планети земної групи найбільша тривалість сонячної доби? А. На Меркурії. Б. На Венері. В. На Землі. Г. На Марсі. 6. Чому Меркурій не може утримувати сталу атмосферу? 7. Яка планета обертається навколо осі у протилежному в порівнянні із Землею напрямку? 8 . На яких планетах земної групи відбувається зміна пір року? 9. Венера розміщується далі від Сонця, ніж Меркурій, але чому температура на її поверхні вища, ніж на Меркурії? 10. Які є докази того, що на поверхні Марса колись була вода в рідкому стані? 11. На яких планетах земної групи можливе існування життя? 12. Обчисліть свою вагу на поверхні Меркурія, Венери і Марса. 13. Обчисліть найменшу і найбільшу відстані між Землею та Марсом (див. ДОД. З, 4).

Диспути на запропоновані теми

___і - _______

______

14. Чи могли б розумні марсіани, спостерігаючи Землю у свої телескопи, вияви ти докази існування життя? Існування розумної цивілізації на Землі?

Завдання для спостережень

. ■ ■

■ ■ ■— .=

15. Нарисуйте положення Венери відносно горизонту та відносно зір і спосте рігайте, як змінюється це положення протягом кількох тижнів. Зробіть ви сновок, як змінюється яскравість планети за цей час. 16. Під час протистоянь Марса визначте моменти, коли планета зупиняється і по чинає рухатися відносно зір у зворотному напрямку — зі сходу на захід.

Ключові поняття і терміни:

, ■ ,. ..и —

- — ■—.-я.

Вечірня або Вранішня зоря, Марсіанські канали, пилові бурі, планети земної групи, полярні шапки.

§9. Планети-гіганти Вивчивши цей параграф, ми:

■ дізнаємося, чому планети-гіганти не мають твердої поверхні; ■ довідаємося, чи стане Юпітер зорею; ■ дізнаємося про дивну зміну пір року на Урані.

Загальна характеристика планет-гігантів П ланети-гіган ти на відм іну від планет земної групи не м а ють твердої поверхні, бо за хім ічним складом (99% Гідрогену і Ге лію) і густиною (« 1 г /с м 3) вони нагадую ть зорі, а їх н я вел и к а м а са сп ри ч и н яє н агр іван н я ядер до тем ператури понад +10 000 °С (рис. 9.1). К рім того, план ети-гіганти досить ш видко обертаю ться навколо осі та маю ть велику к іл ь к ість супутни ків (див. § 10 ). Юпітер Я Н айбільш ою загадкою усіх планет-гігантів Радіус 11,2 Я® (крім У рана) є джерело внутріш ньої енергії, яку Маса 318 М® Густина 1,3 г/см3 випромінюю ть ці планети в інфрачервоній час Прискорення тині спектра. Джерелом енергії не мож уть бути вільного падіння д = 2,5дФ термоядерні реакц ії, бо маса планет-гігантів не Орбіта о=5,2 а. о. достатня для перетворення їх у зорі. Не виклю Рік 11,2 з. року чена м ож ливість, що гіганти випромінюю ть ту Доба 9 год 50 хв енергію, я к а була накопичена під час утворення Атмосфера Н2, Не Сонячної системи к іл ь к а м ільярдів років тому. Температура, °С: хмари -107 М ожливо, що в минулому Юпітер мав досить ви у ядрі +40000 соку температуру на поверхні й світився на небі молодої Зем лі у 100 разів яскравіш е за М ісяць. Рис. 9.1. Відносні розміри планет-гігантів

§9. ПЛАНЕТИ-ГІГАНТИ

Юпітер Юпітер, який був названий на честь наймогутнішого бога римської міфології, виявився найбільшою планетою Сонячної системи. Основними компонента ми атмосфери Юпітера є водень — 86,1% та гелій — 1 3 ,8 % , а у хм арах пом ічена присутність м етану, ам іаку та водяної пари. Верхній шар світлих хмар, де атмосферний тиск сягає 1 атм, має температуру -1 0 7 °С і складається з кристаликів аміаку. Ш ар хмар з до міш ками сірки, що розташований нижче, має черво ний колір (рис. 9.2—9.4). Найнижче знаходяться хма ри з водяної пари, які утворюються на глибині 80 км від верхніх світлих хмар. Температура і атмосферний тиск із глибиною поступово зростають. Недавно з ’явилися гіпотези щодо мож ливості існування ж и ття у хмарах Ю пітера, адже його ат мосфера має всі компоненти, я к і були необхідні для появи ж и ття на Зем лі. Д еякі ш ари хм ар є теплі та відносно ком ф ортні для існуван ня навіть зем них м ікроорганізмів.

Рис. 9.3. Смуги хмар в атмосфері. З надр Юпі тера надходить потік енергії, який викликає конвекцію — теплі шари повітря піднімаються вгору, а холодні — опускаються донизу. Сильні горизонтальні вітри виникають через добовий перепад температури між нічною та денною півкулями планети

Для

ДОПИТЛИВИХ

100

Стратосфера 50

*2 {2 0 ои со -50

/ В одень, гелій

Тропосфера

Хмариз аміаку а ^

-100

-!50(

Аміак і сірка

*РІ^ хмари -200 -100

100

Температура Г, °С

Рис. 9.2. Будова атмо сфери Юпітера за ре зультатами досліджень АМС «Галілей» (США). Рівень, де тиск сягає 1 атм, вважають свого роду «поверхнею» пла нети

Рис. 9.4. Велика Червона Пляма, яка розта шована в південній півкулі Юпітера і за роз мірами майже вдвічі більша, ніж Земля, є ве летенським вихорем в атмосфері, у якому вітер дме з ураганною швидкістю до 100 м/с (фото АМС «Вояджер», США). Чому цей ви хор, який помітили ще 300 років тому, існує до нашого часу, залишається загадкою. ---------

---- - .....—

На глибині 20000 км водень переходить у металічний стан, і його фізичні властивості нагадують розплавлений метал, який добре проводить електричний

§9. ПЛАНЕТИ-ГІГАНТИ

струм. Такий агрегатний стан водню (густина 4 г/см5 при тискові 106 атм) на Землі не існує. Завдяки електричному струмові, що генерується у цій ме талевій оболонці, виникає потужне магнітне поле, тому навколо Юпітера утво рюються радіаційні пояси, які в 104 рази інтенсивніші від земних. Юпітер є по тужним джерелом радіовипромінювання. У центрі Юпітера існує тверде ядро, подібне за хімічним складом до планет земної групи, яке може складатися зі скельних порід.

Сатурн Сатурн — найвіддаленіш у планету, яку знали астрономи в ста родавні ч а с и ,— н азвал и на честь батька головного бога Ю пітера. П ісля винайдення телескопа ви яви ли , що Сатурн є н ай к р аси ві шою планетою С онячної системи, бо його к а з кове кіл ьц е зачаровує я к дітей, так і дорослих Сатурн Ь (про природу к іл ь ц я див. у §10). Сатурн не має Радіус 9 ,4 /?0 того розм аїття кольорів, я к и й ми спостерігаємо Маса 95 Ме 0,7 г/см3 Густина в атмосфері Ю пітера, але структура атмосфери Прискорення цих планет дуж е схож а. Ж овтуватого кольору вільного падіння д=1,1д® верхнім ш арам атмосфери Сатурна надають сні Орбіта о = 9,5 а. о. гові хмари з аміаку (рис. 9.5). На глибині 300 км Рік 29,5 з. року від верхніх ш арів хм ар розташ овую ться хм ари 10 год 14 хв Доба води, у я к и х при підвищ енні тем ператури сніг Атмосфера Н» Не перетворю ється в дощ. Температура, °С: -178 хмари Середня густина Сатурна менша, ніж води, +15000 у ядрі що свідчить про невелику кількість важ ких х і мічних елементів у ядрі планети. Сатурн, я к і Ю пітер, має м агнітне поле, р адіацій ні пояси та є дж ерелом радіовипром і ню вання.

Рис. 9.5. Верхні шари хмар отримують енер гію як від Сонця, так і з глибини Сатурна. У результаті взаємодії цих потоків енергії ви никають сильні вітри, що спрямовані пере важно із заходу на схід і швидкість яких дося гає 400 м/с. Через вітри утворюються темні сму ги хмар, які розташовані паралельно до екватора

§9. ПЛАНЕТИ-ГІГАНТИ

Для

ДОПИТЛИВИХ

г !■— ГЯДТ1,-1Г'.Т.-.ТД.—І........................ .

- - і .......

Сатурн теж випромінює у космос більше енергії, ніж отримує від Сонця. Астрономи недавно виявили дефіцит Гелію в атмосфері Сатурна в порівнянні з ат мосферою Юпітера і запропонували цікаву гіпотезу про можливе джерело його енергії. На Сатурні Гелій не повністю розчиняється у водні, як це спостерігається на Юпітері, де вищі тиск і температура. У водневій атмосфері Сатурна Гелій утво рює краплі, які конденсуються в атмосфері як своєрідний туман і потім випадають у вигляді дощу. Такі гелієві опади у верхніх шарах атмосфери можуть бути джере лом внутрішньої енергії, бо більш густий Гелій (у порівнянні з воднем) опускаєть ся ближче до центра. Таким чином, потенціальна енергія крапель Гелію перетво рюється в кінетичну енергію, що призводить до підвищення температури в надрах. Із часом гелієві дощі припиняться, тому температура на Сатурні знизиться.

Уран

Названий на честь бога неба Уран є по-справжньому блакитною планетою, тому що одну сьому його атмосфери складає метан. Існує одна особливість, як а виділяє Уран з усіх планет Сонячної системи: його екватор нахилений до площини орбіти під кутом 98°. Такий ве ликий кут нахилу призводить до унікальної у Со нячній системі зміни пір року — полярні кола роз Уран 5 ташовуються майже на екваторі, а тропіки — біля Радіус 4 Я* полюсів. Це означає, що Сонце освітлює один із 14,6 Мф Маса полюсів планети майже 42 земні роки, у той час 1,2 г/см3 Густина як на іншому полюсі стільки ж триває полярна Прискорення вільного падіння д-0,9дф ніч (рис. 9.6). Правда, спеки там не буває, бо Уран а = 19,2 а. о. Орбіта отримує від Сонця набагато менше енергії, ніж Рік 84 земні роки Земля, і температура верхніх шарів атмосфери не Доба 17 год 14 хв піднімається вище за -2 1 5 °С. Н2, Не, СН< Атмосфера Астрономи довгий час спостерігали за Ура Температура, °С: ном, але не виявили суттєвих змін кольорів або хмари -215 +10000 утворень в атмосфері. Тільки у 2007 р., коли Сон у ядрі це освітлювало одночасно обидві півкулі Урана (рис. 9.6), у телескопи були помічені смуги хмар. 200?

Осіннє рівнодення \1 9 8 6

2028 • Л-

Зимове сонцестояння в П ів ніч ній півкул і

Сонце

В есня не рівнодення

2049

і.

Пітне с о н ц е с т о я н н я ^ в П ів н іч н ій п ів кул і / 2 0 7 0 /

Рис. 9.6. Вісь обертання Урана лежить майже у площині орбіти, тому там тропіки збігаються з полярним колом. Три валість сезонів на Урані 21 земний рік. Осьове обертання Урана, як і Венери, відбувається у напрямку, протилеж ному напрямку обер тання інших планет Сонячної системи

§9. ПЛАНЕТИТІГАНТИ

Нептун Чи існує океан на планеті Н ептун, яку назвали на честь бога підводного світу? Нептун розташ овується на околиці Сонячної системи і має період обертання 164,8 земного року. П ланета має внутріш нє джерело енергії, бо випромінює у кос мос тепла майж е втричі більше, ніж одержує йо Нептун ¥ го від Сонця. Від часу свого відкри ття у 1846 р. Радіус 3,9 Ъ Нептун зробив повний оберт навколо Сонця тіль Маса 17,2 МФ Густина 1,6 г/см3 ки у 2011 р. Прискорення Під хмарами температура атмосфери поступо вільного падіння д=1,2дф во підвищується до +700 °С, тому вода там не мо Орбіта я=30 а. о. же перебувати в рідкому стані. Більш реальною Рік 164,8 земного року є гіпотеза про водяні хмари з розчином аміаку, гус Доба 16 год Об хв тина яких може перевершувати густину рідкої во Атмосфера Н2, Не, СН< ди в кілька разів (рис. 9.7). Швидкість вітрів у хма Температура, ‘>С: хмари -213 рах сягає фантастичної величини — 500 м /с. Чому ядра +10000 виникаю ть сильні вітри на такій холодній плане ті — це ще одна нерозгадана таєм ниця Нептуна.

Рис. 9.7. На Нептуні ви явлений велетенський вихор із діаметром по над 1000 км, який має назву Велика Чорна Пляма

§9. ПЛАНЕТИ-ГІГАНТИ

Висновки

....................

Планети-гіганти за хімічним складом нагадують зорі, вони не мають твер дої поверхні, тому на них ніколи не зроблять посадку пілотовані космічні ко раблі. Під холодними хмарами гіганти мають гарячі надра, температура яких ся гає десятків тисяч градусів. Однією з таємниць залишається джерело внутрішньої енергії планет-гігантів, бо всі вони, за винятком Урана, випромінюють у космос більше енергії, ніж отримують від Сонця.

Тести

■— ■ ---------

1. Які планети випромінюють у космос більше енергії, ніж отримують від Сонця? А. Усі планети-гіганти. Б. Юпітер, Сатурн, Нептун. В. Юпітер, Сатурн, Уран. Г. Уран. 2. Які планети обертаються навколо осі у зворотному напрямку? А. Венера, Юпітер. Б. Усі планети-гіганти. В. Юпітер, Сатурн. Г. Уран, Ве нера. 3. На якій із цих планет спостерігається найбільша тривалість дня? А. На Венері. Б. На Марсі. В. На Юпітері. Г. На Урані. Д. На Землі. 4. Скільки часу триває день на полюсах Урана? А. 21 земний рік. Б. 17 год 14 хв. В. 1 місяць. Г. 1 земний рік. Д. 42 земні роки. 5.

Які особливості у планет-гігантів? 6. Чому Юпітер можна вважати дуже схожим на зорю? 7 . Що викликає гелієві дощі на Сатурні? 8. Чим обумовлена зміна пір року на Урані? 9 . Обчисліть найменшу та найбільшу відстані між Землею та Юпітером. 10. За допомогою рухомої карти зоряного неба визначте, коли ці планети схо дять і заходять у день вашого народження поточного року.

|| ^ |

Диспути на запропоновані теми 11.

■■ -т-—

......................

Чому виникли гіпотези про можливе життя у хмарах Юпітера?

Завдання для спостережень = ^ = ^ = = = = = = ^ = 12. За допомогою астрономічного календаря відшукайте на небі Юпітер та Сатурн і визначте, у якому сузірї спостерігаються ці планети. 1 3 . Які планети-гіганти видно сьогодні у вечірній час?

Ключові поняття і терміни:

■■

Велика Червона Пляма, Велика Чорна Пляма, планети-гіганти, шари хмар, смуги хмар.

§10. Супутники планет Вивчивши цей параграф, ми: ■ дізнаємося, які фізичні умови існують на поверхні супутників планет; ■ побачимо, чи можливе там життя; ■ довідаємося, чому навколо планет існують кільця.

Супутники Марса Фобос (від грец.— ст рах) і Деймос (від грец.— жах) названі на честь вічних супутників бога війни Марса. Ці космічні тіла за формою нагадую ть величезні картоплини: найбіль ш ий діаметр Фобоса — 28 км, а Деймоса — 16 км. Супутники Марса їх н я поверхня темного кольору має безліч кратерів Назва Радіус, Маса (рис. 10.1). Космонавти на поверхні цих супутників км 10’б кг змуш ені будуть прив’язуватися до корабля, бо м а Фобос 14 1,1 ленька сила тяж ін н я завдасть клопоту при пересу Деймос 8 0,2 ванні — поштовх ноги може надати тілу достатньої швидкості для міжпланетних польотів.

Рис. 10.1. Деймос і Фобос мають тверду поверхню, яка вкрита шаром чорного пилу і «засіяна» кратерами. На Фобосі видно дивні борозни, що схожі на ріллю

Для

ДО П И ТЛ И В И Х

■

=............

........

Існування супутників Марса передбачав ще Кеплер, який вірив у ма гічну силу цифр: Земля має 1 супутник, у Юпітера були відомі на той час 4 су путники, тому навколо розташованого посередині Марса мають обертатися 2 супутники. Потім цю ідею розвинув Свіфт, який у «Мандрах Ґуллівера» опи сує супутники Марса. Але тільки у 1877 р. А. Голл (США) відкрив Фобос і Дей мос. Періоди їхніх обертань (7,7 год і 30,3 год) і відстань до планети вияви лися майже такими, як описав Свіфт 150 років тому. Насправді, ніякої магії у цьому дивному передбаченні немає, бо Свіфт напевне знав, що за допомо гою третього закону Кеплера можна визначити період обертання та відстань супутника від Марса.

О е ^ е п Р Ь А Ы Е Т -и А h ttp ://w w w .e x .u a /v ie w /1 6 8 6 7 9 2 4

§10. СУПУТНИКИ ПЛАНЕТ

Супутники Юпітера Юпітер має принаймні 63 супутники, я к і були зареєстровані до 2011 р., і тьмяні кільця. Чотири найбільш і супутники: Іо, Євро па, Ганімед, Каллісто (рис. 10.2) — відкрив Галілей за допомогою свого першого телескопа, тому їх називають Галілеєві супутники. Іо має найбільшу геологічну активність Галілеєві супутники з усіх тіл Сонячної системи — там зареєстровано 8 по Юпітера стійно діючих вулканів, із ж ерл яки х викидаю ться Назва Радіус, Маса розжарені гази і магма (рис. 10.3). Іо привертає ува км 1022 кг гу фантастичною гамою кольорів — ж овтих, черво 1815 8,9 Іо Європа 1570 4,8 них і брунатних, що надаю ть йому сполуки сірки, Ганімед 2630 14,9 я к і містяться в продуктах виверження вулканів. По Каллісто 2400 10,8 верхня Іо зовсім рівна, бо рідка магма при темпера турі +400 °С заповнює будь-які западини. : -ч-

аг іМ.

^’ -• ІО

і. (ЦДОЗДІ

Г З И ІА іе Д

І/Щіг

Калліста

Три інш і Галілеєві супутники — Європа, Г а н і мед і К алліст о — дуже схожі м іж собою: на їхній поверхні видно багато снігу та льоду (рис. 10.4). Під льодовою корою на цих супутниках може існувати океан рідкої води. Численні кратери свідчать про ін тенсивне метеоритне бомбардування в минулому. Під час вибухів із кратерів витікала вода, я к а заповню вала долини, тому на поверхні не видно ділянок із ве ликими перепадами висоти. Правда, у деяких місцях помічені загадкові утворення, я к і нагадують жолобки та гребені гірських хребтів, що свідчить про м ож ли ву тектонічну діяльність у минулому. Ганімед є най більшим супутником у Сонячній системі, який за роз мірами навіть перевершує М еркурій. Для допитливих = = = = = = = ^ ^ ^ = ^ = ^

Рис. 10.2. Галілеєві су путники Юпітера: Євро па, Ганімед, Каллісто — покриті снігом і льодом. Під льодовою корою мо же існувати океан рідкої води, у якій не виключе на вірогідність життя

Рис. 10.3. На Іо багато сірки і діючих вулканів

Рис. 10.4. Тріщини в льодовому панцирі Європи

На поверхні Каллісто привертають увагу серія концен тричних гребенів і гряди горбів, що оточують дві великі ділянки, які були названі басейнами. Гряди горбів дуже схожі на брижі — хвилі, які утворює кинутий у во ду камінь. Напевно, енергія, що виділилася під час падіння гігантського метеори та, розтопила лід, але при сильному морозі (-150°С) вода миттєво замерзла.

§10. СУПУТНИКИ ПЛАНЕТ

«Сім'я» Сатурна Великі супутники Сатурна Назва Титан Рея Япет Діона Тефія Енцелад Мімас Янус

Радіус, км 2575 765 720 560 525 251 197 100

Титан Маса 1,25-1023 кг Прискорення вільного падіння д=0,14д® Атмосфера М/ СН4 Тиск 1,6 атм. Температура поверхні, °С -180°

«Сім’я» Сатурна складається із системи кілець і 62 супутників, я к і були відкриті до 2011 р., але більшість із них мають невеликі розміри (рис. 10.5, 10.6). Н айбільш ий супутник Тит ан оточений густою азотною атмосферою, і його поверхня захована під хмарами з метану. Попри малу силу тяж іння (1/7 зем ної) атмосферний тиск на поверхні Титана складає 1,6 атм ., бо маса стовпа повітря над одиницею по верхні у 10 разів більша, ніж на Землі.

Рис. 10.5. Найбільший су путник Титан має густу азотну атмосферу з доміш ками метану. Можливо, там падають метанові до щі, а на поверхні існують моря з рідкого метану

Для ДОПИТЛИВИХ

Рис. 10.6. Супутники Сатурна Енцелад (ліворуч) і Діона. Безліч кратерів на льодовій поверхні свідчать, що там давно не відбувалася будь-яка текто нічна діяльність

_______________ ______:

На поверхні Титана навіть удень морок, бо крізь 100-кілометровий шар ту ману пробивається дуже мало світла, тому там пекучий мороз (-180 °С). Саме така низька температура і спричиняє існування досить густої атмосфери, у той час як на Меркурії та на супутнику Юпітера Ганімеді атмосфера практично відсутня, хоча вони мають більшу масу. Фантасти стверджують, що на Титані може навіть існува ти життя, бо в атмосфері виявлено багато компонентів органічних сполук.

Кільця Сатурна К ільця Сатурна (рис. 10.7) уперше побачив Галілей у 1610 р., але за допомогою невеликого телескопа він не зм іг розпізнати справжню суть спостереж ення. Він виявив, що з боків Сатурн має дві ґу л і, я к і зливаю ться, якщ о дивитися на них із великої від стані. Т ільки у 1659 р. датський астроном X. Гюйгенс довів, що ґу л і є тонким плоским кільц ем навколо Сатурна. Під час спосте реж ень із поверхні Зем лі у вели кі телескопи видно три конц ен тричних к іл ь ц я , але за допомогою АМС було виявлено, що ці

І Э е ^ е п Р Ь Ч Ы Е Т -и А § 1 h t t p: / / www. e x. ua / vi e w/ 1 і

§10. СУПУТНИКИ ПЛАНЕТ

к іл ь ц я складаю ться ще з тисяч окрем их вузьких кілец ь (рис. 1 0 . 8 ). Дослідж ення показують, що діаметр частинок у кіл ьц ях коливається в межах від міліметра до де сятків метрів і складаю ться ці маленькі супутники зі снігу та льоду. Товщина кілець дуже м ала в порів нянні з їхньою шириною — усього кілька десятків метрів.

Рис. 10.7. Залежно від того, як зорієнтований Сатурн щодо Землі, його кільця видно максималь но розкритими або, коли Земля лежить у площині кілець, вони стають невидимими, тому що ми їх бачимо з ребра

Рис. 10.8. На знімках АМС «Вояджер» видно тисячі концентричних кі лець Сатурна, які дивно переплетені між собою

Для допитливих

■

У 1848 р. французький астроном Рош довів, що існує межа у відстані до планети, і супутники планет не можуть до неї наближатися, бо гравітаційні сили розірвуть їх на частини. Якщо середня густина супутника така сама, як планети, то ця межа Роша дорівнює 2,4 радіуса планети. Є гіпотеза: колись існував супут ник Сатурна, який увійшов за межу Роша і був розірваний припливними силами. Згідно з іншою гіпотезою, кільця — це залишки того будівельного матеріалу, з яко го утворилася Сонячна система 5 млрд років тому. Цю гіпотезу підтверджують невеликі тьмяні кільця навколо інших планет-гігантів.

Супутники Урана

Уран має темні кільця і 27 супутників, я к і були зареєстрова ні до 2011 р. За допомогою телескопів відкриті тільки 5 великих су путників: Аріель, Умбріель, Тит анія, Оберон і М іранда, а всі інші вперше сфотографовані у 1986 р. АМС «Вояджер-2». Супутники по вернені до Урана однією півкулею, а їхні орбіти леж ать у площ ині ек ватора, внаслідок чого на всіх супутниках відбувається така ж див на зміна пір року, як і на Урані (див. §9).

§10. СУПУТНИКИ ПЛАНЕТ

Великі супутники складені з льоду та скеляс тих порід. Міранда (рис. 10.9) є найцікавіш им супут ником, на якому видно терени з долинами, провал лям и та пасмами гір. Це все свідчить про періоди катастроф у її геологічній історії, коли кілька разів невідомі космічні фактори змінювали поверхню су путника. Титанія і Оберон (рис. 10.10) мають безліч кратерів. Сірий колір поверхні свідчить про те, що сніг на ній брудний. Рис. 10.9. На поверхні Міранди видно дивні яри і долини, що нага дують трекові доріжки на стадіонах

Рис. 10.10. Оберон (ліво руч), Титанія (праворуч)

Супутники Нептуна У наш час (2011 р.) відомо 13 супутників Нептуна та ви явл е-. но тонкі тьмяні кільця. За допомогою телескопів було відкрито 2 су путники — Трит он і Н ереїду, а інш і сфотографувала АМС «Вояджер-2» у 1989 р. Н айбільш ий супутник Нептуна Тритон (радіус — 1380 км) має кілька загадкових утворень. Світла поверхня Тритона поглинає м а ло сонячної енергії, тому температура там не під нім ається вище ніж -2 3 6 °С. Це найни ж ча ден на температура, яку зареєстрували на супутниках планет Сонячної системи. Поверхня Тритона твер Рис. 10.11. Південний да (рис. 10 . 11 ). полюс Тритона. Поверхня Тритон — єдиний великий супутник серед вкрита льодом і снігом, тіл С онячної системи, я к и й рухається навколо а в полярній шапці, мож планети у зворотном у н ап р я м к у в п орівнянн і ливо, є замерзлий азот з обертанням Н ептуна навколо осі. Це свідчить, що Тритон, можливо, був колись захоплений гр а вітаційним полем Нептуна, і він по спіралі набли жується до планети. Коли відстань між Нептуном Тритон і Тритоном зменш иться до 65000 км (м еж а Р о Радіус 1380 км ш а), при пливн і сили зруйную ть супутник, і н а Маса 2,15-Ю22 кг Температура -236 °С вколо Н ептуна утвориться величезне кільце, по дібне до кілец ь Сатурна.

§10. СУПУТНИКИ ПЛАНЕТ

ІКтЯ

Висновки

---------- ..

Супутники планет Сонячної системи мають різноманітні фізичні характерис тики. Поверхня більшості супутників покрита снігом і льодом, а на супутниках Юпітера Європі, Ганімеді й Каллісто, можливо, існують океани рідкої води. Найбіль ший супутник Сатурна Титан оточений густою атмосферою, і на його поверхні мо жуть бути океани метану. У метанових морях при низьких температурах органічні сполуки могли б утворити форми життя, які не схожі на земні,— там замість води розчинником міг би служити рідкий метан. Супутники планет у майбутньому мо жуть стати космічними базами для освоєння Сонячної системи.

Тес™ 1.

3. 4. 5.

............. - —

Чому інколи кільця Сатурна зникають? А. Випаровуються. Б. Ховаються за Сатурн. В. Закриваються іншими плане тами. Г. Площина кільця збігається з променем зору спостерігача. Д. Закри ваються хмарами. Який із великих супутників рухається навколо планети у зворотному на прямку? А. Європа. Б. Іо. В. Каллісто. Г. Ганімед. Д. Тритон. На поверхні яких супутників може існувати життя? А. На Фобосі. Б. На Іо. В. На Ганімеді. Г. На Європі. Д. На Титані. Який із супутників має густу азотну атмосферу з домішками метану? А. Фобос. Б. Європа. В. Титан. Г. Оберон. Д. Тритон. На яких супутниках виявлені постійно діючі вулкани? А. На Місяці. Б. На Деймосі. В. На Іо. Г. На Тритоні. Д. На Хароні.

6. Чим пояснюється дивовижне забарвлення Іо? 7 . Про що свідчать численні кратери на супутниках Юпітера? 8 . Які супутники планет мають атмосферу? 9 . Що спричиняє існування досить густої атмосфери на Титані? Ю. Визначте свою вагу на поверхні одного із супутників планет, радіуси яких наведені у цьому параграфі, якщо його густина дорівнює 2 г/см3. 11.

На поверхні якого супутника ваша вага буде найбільшою?

Диспути на запропоновані теми

............. - -і—

...

12. Поверхню яких супутників можна використати для побудови космічних по селень?

Завдання для спостережень 13.

...........=

За допомогою бінокля або шкільного телескопа можна спостерігати Галілеєві супутники Юпітера. Визначте моменти затемнення одного з цих супутників — коли він зникає за диском Юпітера.

Ключові поняття і терміни:

.......... .

Галілеєві супутники, кільця навколо планет, межа Роша.

§11. Малі тіла Сонячної системи Вивчивши цей параграф, ми: ■ ■ ■ ■ ■

довідаємося про загадковий пояс астероїдів; дізнаємося про небезпечні астероїди, які можуть зіткнутися із Землею; познайомимося з м етеорами та метеоритами; побачимо незвичайні світила з дивними «хвостами» — комети; з'ясуємо, коли в Сонячній системі з'явились планети-карлики.

Астероїди П ерш ий астероїд (від гр ец .— зореподібний) відкрив іт а л ій ський астроном Д. П іад ц і (17 4 6 —1826). У ніч на 1 січня 1801 р. він побачив слабку зорю, я к а наступного вечора трохи перемістилася. Новій планеті дали назву Ц ере Найбільші ра (за римською міфологією — богиня землероб астероїди ства). За Церерою почали уважно спостерігати — во ДіаНомер і назва метр, на виявилася невеликою, навіть меншою, ніж Місяць, КМ але оберталася навколо Сонця м іж орбітами М ар 1 Церера 960 са і Ю пітера. Я ке ж було здивування астрономів, 2 Паллада 608 коли через к іл ь к а років недалеко від Ц ерери ви 3 Веста 555 яви л и ще одну м алу планету — її назвали П а л л а 10 Гіґія 450 31 Єфросинія 370 дою (одним з імен богині мудрості А ф ін и ). Потім 52 Європа 289 були відкри ті ще дві — Ю нона й Вест а. П отім 65 Кибела 309 довели, що перш ий відкритий астероїд є і найбіль 451 Паціенція 276 ший за розмірами — діаметр Церери дорівнює 960 км. 511 Даеида 323 Цереру відносять до класу планет-карликів (див. 11.7). 704 Інтерамнія 350 Н а січень 2011 р. зареєстровано понад 500 000 ас тероїдів (рис. 1 1 . 1 , 1 1 . 2 ), і найм енш і з них мають

Рис. 11.1.

А сте р о їд 4 33

Ерос м ає ви гляд в е л е т е н с ь к о г о сідла з а в д о в ж к и 3 3 к м . АМ С, з р о б и в ш и п о с а д к у на п о в е р х н ю ас те р о їд а в улоговині поблизу центра, виявила, щ о йо го с ір а п о в е р х н я в к р и т а ш а р о м р еголіту і схож а на п о в е р х н ю М ісяц я

§11. МАЛІ ТІЛА СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ

діам етр усього к іл ь к а десятків м етрів. У телеско пи диски цих тіл розрізнити немож ливо — вони маю ть вигляд світли х точок. Сумарна м аса всіх астероїдів не перевищ ує 0,1 маси М ісяця. А стероїдам надаю ть порядковий номер і н аз ву, я к у пропонує автор відкриття. Спочатку за тра дицією астероїдам надавали назву на честь міфоло гічних богинь, але з часом число відкритих малих планет переверш ило все «божественне» населення Олімпу, тому зараз нові космічні тіла називаю ть на честь країн, міст, видатних учених, поетів і діячів мистецтва. Велику кількість м алих планет відкрив у К ри м ській астроф ізичній обсерваторії астроном М. С. Черних (1931—2006).

Деякі астероїди, назви яких пов'язані з Україною Номер 1709 1855 2164 2171 2325 2427 2428 2606 2616 2728 2883 3084

Назва Україна Корольов Ляля Київ Черних Кобзар Каменяр Одеса Леся Яцків Барабашов Кондратюк

Таємниці астероїдів Чому м іж Марсом та Юпітером розташ ована не одна велика планета, а безліч малих тіл? Д ля пояснення цієї загадки німецький астроном Г. Ольберс (1758— 1840) висунув гіпотезу, що м іж Марсом та Юпітером колись існувала планета Фаетон, яка чомусь вибухнула. Причиною катастрофи могла бути зустріч планети з іншим космічним тілом. Н а користь теорії вибуху планети свідчить те, що більшість асте роїдів мають вигляд осколків неправильної форми. Сучасні дослідж ення розподілу орбіт м алих планет показують, що, швидше за все, м іж Марсом та Ю пі тером великої планети ніколи не було, а пояс аст е Рис. 11.2. А с т е р о ї д роїдів — це залиш ки тої речовини, з якої 4,5 млрд 2 4 3 їд а років тому утворилися планети Сонячної системи. За орбітою Нептуна розташоване кільце маленьких планетоподібних тіл (так званий пояс Койпера, див. 11.7. Планети-карлики), які че рез гравітаційні збурення можуть змінювати параметри своєї орбіти. Зіт кнення з іншою планетою або супутником спричинить руйнування цих тіл і утворення окремих фрагментів, які будуть обертатися по самостій них орбітах. Якщо врахувати, що ймовірність зустрічі осколків зростає зі збільшенням їхньої кількості, то пояс астероїдів може бути своє рідною машиною для дроблення космічних тіл на менші фрагменти. Для

ДОПИТЛИВИХ

....... ■

■■

П р о те, щ о м ал і п л а н е т и

........ ■■■ ........ п р о д о в ж у ю т ь д іл и ти ся , свідч и ть в ід к р и тт я так

з в а н и х с і м е й с т в , а б о г р у п , а с т е р о ї д і в . У 1 9 1 8 р. я п о н с ь к и й а с т р о н о м К. Г і р а я м а з в е р н у в у в а гу на д е я к і групи а с т е р о їд ів , щ о м аю т ь схож і п а р а м е т р и г р у п и а с т е р о ї д і в н а з в а л и с ім е й с т в а м и Г ір а ям и —

о р б і т . Такі

в о н и м о г л и у т в о р и т и с я після

з і т к н е н н я б і л ь ш в е л и к и х тіл. А с т е р о ї д и р у х а ю т ь с я н а в к о л о С о н ц я в т о й ж е бік, щ о й п л а н е т и , і м аю ть, я к п р а в и л о , ел іп ти чн і о р біти .

§11. МАЛІ ТІЛА СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ

Небезпечні астероїди Найбільшу увагу астрономів привертають астероїди групи Апол лона, Амура і Атона, бо в перигелії вони наближаються до Землі або навіть перетинають її орбіту. Наприклад, у 1932 р. астероїд 1862 Апол лон (діаметр 3 км) пролетів мимо Землі на відстані 0,028 а. о. Ще ближ че від Землі у 1994 р. пролетів астероїд 1994 ХМІ — від катастрофи нас відділяло всього 112000 км у просторі та 1 година у часі. Хоча ймовірність зустрічі з окремим астероїдом досить мала, але, враховуючи їхню значну кількість Ступінь ризику — ц е і глобальні наслідки зіткнення, ст упінь р и зи к у за д об уток й м овірності косм ічн ої к атас тр о ф и гинути від космічної катастрофи виявився таким са на кількість м о ж л и в и х мим, як від звичайної повені або авіакатастрофи. За лю дських ж ертв сучасними даними, існують близько 2000 астероїдів із діаметром більше ніж 1 км і кілька сотень тисяч із діаметром більше 100 м, я к і перетинають орбіту У 2 0 0 4 р. в і д к р и л и Землі (рис. 11.3). Під час зустрічі Землі з астероїдом 320-м етровий н е б е з п е ч н и й а с т е р о їд Апо-

Орбіта Землі Орбіта Марса

фіс , я к и й 1 3 к в і т н я 2 0 2 9 р. п р о л е т и т ь м и м о З е м л і н а відстані

Орбіта Юпітера

б л и з ь к о 3 7 0 0 0 км

Рис. 11.3.

О р біти д е я

ких асте р о їд ів, щ о п е р е

Пояс

ти н аю ть о р б іту Зем лі

Орбіти астероїдів

діаметром 1 км виділиться енергія, я к а еквівалентна вибухові м іль йонів атомних бомб. Крім того, викид пилу в атмосферу призведе до утворення суцільної хмарності, тому поверхня Землі буде отримува ти менше сонячної енергії. Зниж ення температури може дати поча ток новому льодовиковому періоду (див. §7). Для врятування нашої цивілізації створений міжнародний Фонд «Космічна варта», розроблена програма пош уків небезпечних асте роїдів і комет та обчислення їх орбіт. Значний внесок у ці дослі дження зробили українські астрономи Києва (В. Кручиненко, К. Чурюмов), Криму (М. Черних) і Х аркова (Д. Лупіш ко). Для

ДОПИТЛИВИХ

— ' ------

- ■-

■

У м а й б у т н ь о м у техніч ні м о ж л и в о с т і л ю д с т в а д о з в о л я т ь у н и к н у т и й м о в і р н о ї к а т а с т р о ф и в і д з у с т р і ч і з а с т е р о ї д а м и , я к щ о м о ж н а б у д е я к о с ь з м і н ю в а т и їх ні п а р а м е т р и

орбіти . Вибух а т о м н о ї б о м б и

в косм осі м о ж е зм ін и ти о р б іта л ь н у

ш в и д к іс т ь тіл ь к и у в и п а д к у , я к щ о а с т е р о їд б у д е м о н о л іт н и м т в е р д и м тілом . Д о с л і д ж е н н я а с т е р о ї д а Е р о с а ( д и в . р и с . 11 .1 ) с в і д ч а т ь , щ о н а в і т ь н е в е л и к і к о с м і ч н і тіл а с к л а д е н і з о к р е м и х ф р а г м е н т ів , які п ід ч а с в и б у х у м о ж у т ь р о з л е т і т и с я о к р ем і о сколки , ор б іти яких р о зр ах у в ати н а п е р е д н ем о ж л и в о .

на

§11. МАЛІ ТІЛА СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ

Метеори та метеорити Назви метеор і метеорит у перекладі з грець кої означають: «той, що перебуває у повітрі». Астро номи колись вваж али, що падаючі зорі — суто атмос ферне явищ е, щось подібне до звичайної блискавки. Метеорні частинки — це косм ічний пил, я к и й н і коли не долітає до поверхні Землі, бо він згоряє та випаровується в атмосфері на висоті кількох десятків кілом етрів. Тобто метеором, або падаючою зорею, ми називаємо світлове явищ е, яке викликає іонізова Рис. 11.4. М е т е о р и т , не повітря на ш ляху польоту метеорної частинки, бо зн а й д е н и й в Антарктиці саму мікроскопічну порош инку помітити неможливо. М етеорити мають більш у масу, тому вони можуть досягти поверхні Землі (рис. 11.4). Коли метеоритне Метеор — світлове тіло з великою ш видкістю летить в атмосфері, то че явище, яке виникає в іонізованому пові рез опір повітря воно нагрівається до температури ви трі на шляху польоту ще 10 000 °С і починає світитись, як розжарена куля, маленьких метеорних яку називають болідом (від грец .— спис). Під час по частинок льоту боліда з надзвуковою ш видкістю в атмосфері виникає ударна хвиля, я к а створює потужні звукові коливання, тому людина чує сильний гуркіт. Болід — світлове Метеоритне тіло — це фрагмент астероїда, який, явище, яке супрово обертаючись навколо Сонця, зіткнувся з нашою пла джує політ метеорит нетою. Тобто метеорити мають астероїдне походження. ного тіла в атмосфері Ш видкість, з якою метеор чи метеорит влітає в зем ну атмосферу, залеж ить від напрям ку його руху від носно вектора ш видкості Землі. Н айбільш у ш видкість входження в атмосферу (50—70 км /с) мають ті метеоритні тіла, я к і летять на зустріч руху Землі, коли швидкості боліда та Землі додаються. Ш вид кість метеора і метеоритного тіла під час входження в атмосферу Землі не може бути меншою за 11,2 к м /с, бо навіть коли астероїд не тіло «доганяє» нашу планету, то через земне тяж ін н я його ш вид кість починає зростати. Нині за рахунок метеоритної речовини ма са Землі збільш ується на 500000 т за рік. На Землі астрономи та геологи виявили більше сотні метеоритних кратерів різного діаметра (рис. 11.5), я к і називаю ть астроблемами Рис. 11.5.

А ризонський

к р а т е р (С Ш А ) у т в о р и в ся 10 0 0 0 р о к ів тому. Й ого д іам етр —

1 ,2 к м ,

г л и б и н а 2 0 0 м. О с к о л ки м е т е о р и т а з н а х о д я т ь на від ст ан і 30 км від к р а т е р а

§11. МАЛІ ТІЛА СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ

(від грец.— зоряні рани), але більшість кратерів не збереглася, бо про тягом віків атмосферні процеси знищували сліди космічних катаклізмів. Велику кільцеву структуру метеоритного походження діаметром 7 км виявили в Україні в Іллінецькому районі Вінницької області. Гео логічні дослідження показують, що початкова маса метеорита була не меншою ніж 10й кг. (Відомості про найбільші астроблеми на території України див. у дод. 10.) ||£ ||

Для допитливих

...........

= = —=

Н а т е р и т о р і ю У к р а ї н и щ о р і ч н о п а д а ю т ь к і л ь к а м е т е о р и т і в м а с о ю в ід 1 кг і б і л ь ш е , т о м у а с т р о н о м и з в е р т а ю т ь с я д о в с іх у ч н і в із п р о х а н н я м д о п о м о г т и в п о ш у к а х ц и х к о с м і ч н и х м а н д р і в н и к і в . З в е р н і т ь у в а г у н а п а д і н н я б о л ід ів , які л е т я т ь із н а д з в у к о в о ю ш ви д к істю , т о м у в и н и к а є р ізк и й в и б у х о в и й звук, я к п р и п о л ь о т і р е а к т и в н о г о л і т а к а , к о л и в ін п е р е т и н а є з в у к о в и й б а р ' є р . Уночі п ід ч а с п о л ь о т у б о л і д а в и д н о я с к р а в е с в і ч е н н я у в и г л я д і р о з ж а р е н о ї кулі, я к а м о ж е р о з п а с т и с я н а о с к о л к и . Д л я п о ш у ків м е т е о р и т а в и з н а ч т е н а п р я м о к , у я к о м у л е тів болід, зап и ш іть, о к отрій г о д и ні с п о с т е р і г а л о с я ц е я в и щ е , і з р а з у п о в і д о м т е п р о ц е в ч и т е л ю а с т р о н о м і ї а б о н а п и ш іт ь д о н а й б л и ж ч о ї а с т р о н о м і ч н о ї о б с е р в а т о р і ї ( а д р е с и д и в . у д о д а т к у ) .

Загадка Тунгуського метеорита Найбільшим метеоритом XX ст. можна вважати Тунгуський, що впав ЗО червня 1908 р. в тайзі поблизу ріки П ідкам’яна Тунгуска (при тока Єнісею) у Сибіру. Його політ в атмосфері спосте рігали по трасі завдовжки майже 5000 км. Яскравість боліда була настільки великою, що здавалося, наче від Сонця відділився кусок і полетів по небу. Під час па діння відбувся надзвичайно сильний вибух, який було чути на відстані 2000 км від місця падіння. Сейсмічні станції зареєстрували землетрус, а сейсмічні хвилі дві Рис. 11.6. П о в а л е н и й чі обігнули Землю. Розрахунки показали, що при па л і с н а м іс ц і п а д і н н я Тун дінні метеорита виділилась енергія 10 17 Дж — таку гуського м етео р и та енергію виділяє вибух найпотужніших водневих бомб. У 1926 р. А кадем ія наук У країни організувала першу експе дицію в район падіння Тунгуського метеорита. Її очолив професор Л. Кулик. Ц ікава таєм ниця, яку виявила експедиція,— відсутність кратера та осколків на місці падіння метеорита, тому вчені висуну ли гіпотезу, що метеорит міг вибухнути в повітрі. Про це свідчать стовбури повалених дерев на місці катастрофи (рис. 11.6). Площа поваленого та спаленого лісу займає близько 5000 км 2, але в епіцен трі повітряного вибуху, де ударна хвиля пош ирювалася перпендику лярно до поверхні Землі, стовбури дерев не були повалені. Для допитливих З а л и ш а є т ь с я т а єм н и ц ею , куди п о д іл и сь о с к о л к и Тунгуського м е т е о р и т а при вибуху. Н а й б іл ь ш в ір о г ід н и м п о я с н е н н я м ц и х а н о м а л ь н и х я в и щ м о ж е бути гіпотеза

D esig en PLANET-UA 'S h t t p : / / w w w .e x .u a / v i e w / 16 8 6 7 9 2 4

§11. МАЛІ ТІЛА СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ

п р о те, щ о м е т е о р и т б у в л ь о д я н и м я д р о м н е в е л и к о ї к о м е т и ( д и в . п. 11.6), я к е в и б у х н у л о в а т м о с ф е р і З е м л і . Газові к о м п о н е н т и я д р а в и п а р у в а л и с я , а т в е р д і с и л і к а т н і ч а с тинки р о з п л а в и л и с ь і в и п а л и на п о в е р х н ю у вигляді м ік р о ск о п іч н и х частинок.

Комети Комети (від грец.— волохат ий) своїм незвичним виглядом привертають найбільшу увагу людей, бо во ни мають дивний красивий хвіст. Комети є зал и ш ка ми космічної речовини, з якої утворилися планети Сонячної системи. За традицією кометі дають назву на честь тих астрономів, я к і перш ими побачили її на небі (рис. 11.7, 11.8). Часто комети відкривали ам а Рис. 11.7. К о м е т а тори астрономії і навіть ш колярі. На честь у країн ських астрономів названі комети Герасименка, Неуйміна, Скоритченка, Черних, Чурюмова, Ш айна. Найзнаменитішою кометою можна вважати ко мету Галлея, яку спостерігають вже кілька тисячоліть. Директор Гринвіцької обсерваторії Е. Галлей (1656— 1742) вперше визначив орбіту комети, яку було видно у 1682 р. Для цього він вивчив стародавні літописи і звернув увагу на те, що одна з комет з’являлася на небі з постійним періодом 76 р. За допомогою тре тього закону Кеплера Галлей визначив велику піввісь орбіти та передбачив її появу у 1758 р. Останній раз Рис. 11.8. К о м е т а комету Галлея спостерігали у 1986 р., а наступний її Боппа приліт до Землі очікується у 2061 р. Тривалий час загадкою для астрономів був довгий хвіст к о мети, яки й іноді простягається на мільйони або на сотні мільйонів кілометрів, причому напрямок хвоста зміню ється таким чином, що він весь час відхиляється у протилеж ний від Сонця бік. Здається, що хвіст до Сонця не притягується, а навпаки, відш товхується, на-

Галлея

Гейла-

В афелії ядро комети \ н е можна побачити навіть у найбільші телескопи

Рис. 11.9.

Рух к о м е т и

н а в к о л о С о н ц я . П ід д і є ю

У перигелії хвіст комети має найбільшу величину

с о н я ч н о г о вітру хвіст к о м е т и в ідш то вх у єт ьс я в п р о т и л е ж н о м у в ід Сонця напрямку

§1 1 . МАЛІ ТІЛА СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ

Рис. 11.10.

Ядро ком е

ти Г ал л ея н а в ід с т а н і кількох т и с я ч к іл о м е т р ів . Д о в ж и н а д у ж е т е м ного яд р а —

15 км , ш и

р и н а — 8 км. З о т в о р ів , щ о р о зта ш о в ан і на п о верхні, в и р и в а ю т ь с я струм ен і газу

Сонячний вітер скла дається з елементар них частинок та окре мих ядер легких хімічних елементів, які летять від Сонця

чебто від Сонця дме своєрідний вітер. Зазвичай, хвіст комети притягується до Сонця, але для частинок із діаметром меншим ніж 10 5 м сила відш товхування стає більшою за силу притягання. Хвіст комет саме і складається з м ікроскопічних частинок косм ічно го пилу, на я к і діє відш товхувальна сила сонячного вітру (рис. 11.9). Ядро комети, з якого утворюється хвіст, ск л а дається в основному з льоду. У перш е воно було сфотографоване радянською АМС «Вега» у 1986 р. (рис. 11.10). Д іам етр таких к р и ж ан и х ядер може бути всього кілька десятків кілометрів, тому на вели кій відстані від Землі їх не видно. Крига у ядрах ко мет, які часто наближуються до Сонця, з часом повніс тю випаровується. Від комети залиш аю ться тверді си лік атн і п и л и н ки , я к і продовжую ть рух по орбіті та перетворю ю ться в мет еорні пот оки. Коли Зем л я перетинає орбіту такого метеорного потоку, спо стерігається «зоряний дощ», у цей час на небі м ож на побачити тисячі метеорів. Датський астроном Я. Оорт висунув гіпотезу, що за орбітою Нептуна можуть бути мільйони таких ко метних ядер (хмара Оорта), але з них тільки невели ка кількість підходить у перигелії близько до Сонця. Під впливом гравітаційного збурення великих планет комети можуть змінити свою орбіту і навіть зіткнути ся з ними. Такою катастрофою міг бути також вибух Тунгуського метеорита (див. п. 11.5). У 1994 р. коме та Ш умейкера—Леві упала на Юпітер. Під час цього зіткнення виділилась енергія, я к а дорівнює вибухові мільйонів ядерних бомб.

Для ДОПИТЛИВИХ

■ ---------------------------

Чи м о ж н а в и к о р и с т а т и а с т е р о їд и і к о м е т и д л я п о т р е б н а ш о ї ц и віл ізац ії? М о ж л и в о , щ о в м а й б у т н ь о м у а с т е р о їд и м о ж н а п р и с т о с у в а т и я к б а з и д л я м іж п л а н е т н и х е к с п е д и ц і й . Д е я к і а с т е р о ї д и м о ж у т ь м іс т и т и р ід к існ і хім іч н і е л е м е н ти, які м о ж н а

було б застосовувати

при

спорудж енні

к осм ічн и х п о с е л е н ь як

у к о с м о с і , т а к і н а п о в е р х н і с у п у т н и к і в п л а н е т . П ід ч а с к о с м і ч н о г о б у д і в н и ц т в а т р е б а п а м 'я т а т и , щ о п р и с к о р е н н я в іл ь н о г о п а д ін н я на а с т е р о їд а х д у ж е м а л е , т о му о д и н н е о б е р е ж н и й п о ш то в х н о го ю м о ж е н ад ати к о см о н ав то в і д р у гу к о см іч н у ш в и д к іс т ь . Т е м п е р а т у р а н а п о в е р х н і а с т е р о їд і в з а л е ж и т ь від к о л ь о р у п о в е р х ні т а в і д с т а н і д о С о н ц я . У г о л о в н о м у п о я с і а с т е р о ї д і в н а в і д с т а н і 2 , 8 а . о . в і д С о н ц я т е м п е р а т у р а н а д е н н о м у б о ц і р ід к о п і д н і м а є т ь с я в и щ е ніж 0 ° С , а л е а с т е р о їд и гр у п и А п о л л о н а , А м у р а і А тона, які р у х а ю т ь с я п о д у ж е в и т я гн у т и х о р б і т а х , у п е р и г е л і ї м о ж у т ь н а г р і в а т и с я д о + 5 0 0 °С.

§11. МАЛІ ТІЛА СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ

Планети-карлики Уперш е цей новий клас тіл Сонячної системи визначили у серпні 2006 р. на з ’їзд і М іж народного А строномічного Союзу (МАС) у П разі. Тоді ж було змінено статус П лут о н а , я к и й до цьо го був дев’ятою планетою Сонячної системи: відтепер він став пер шою планет ою -карликом . П ісля відкриття Н ептуна у 1846 р. (див. §4) м айж е ціле століття астрономи ш укали д ев’яту планету, як а могла ви кл и кати невеликі збурення орбіти У рана, бо гр авітац ій ним впливом Н ептуна м ож на пояснити тіл ьк и 98 % збурень орбіти цієї планети. Тільки 18 лютого 1930 р. в Ловеллській об Плутон Л серваторії (США) Клайд Томбо відкрив невідому Радіус 0,18/?® планету, я к а отримала назву Плутон на честь м і 0,002 М® М аса фічного бога підземного царства. 2,1 г / с м 3 Густина У 1978 р. астрономи звернули увагу на те, П р и с к о р е н н я в і л ь н о г о пащо на ф отограф ії П лутона видно невеликий ви дін н я д = 0 ,0 6 д е ступ на його дискові. П родовж ую чи спостере О р біта а = 39,5 а. о. Рік 2 4 8 ,6 зем н о го року ж ен н я, учені дійш ли висновку, що у П лутона Доба 6 ,4 з е м н о ї д о б и є супутник, який отримав назву Харон. Він обер Температура - 2 1 3 °С тається навколо планети з періодом 6,4 доби. У 2006 р. за допомогою космічного телескопа Габбла були відкриті ще два невеликі супутни ки Плутона — Н ікс і Гідра. У зв’язк у з тим, що П лутон має дуж е витягнуту орбіту з вели ким , у порівнянні з інш им и планетам и, ексц ен тр и Рис. 11.11. П л у т о н , Х арон , Ерида ситетом (є = 0,25), і за масою і розм ірам и наба-

§11. МАЛІ ТІЛА СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ

гато менш ий за ін ш і планети Сонячної систем и, д еяк і астрономи вваж аю ть, що Плутон був колись супутником Н ептуна, адж е Ю пі тер, Сатурн, Н ептун і Зем ля маю ть набагато більш і за нього су путники. Статус П лутона я к планети поступово ставав підозрілим ще й тому, що його орбіта нахилена під значним кутом до пло щ ини екл іп ти к и у порівнянні з будь-якою планетою Сонячної сис теми і трохи нагадує орбіти комет. У 1951 р ., аналізую чи орбіти ком ет, астроном Ж . Койпер передбачив існування за Н ептуном поясу астероїдів, я к и й тепер офіційно назвали поясом Койпера. А строномічні спостереж ення за допомогою сучасних телескопів підтвердили цю гіпотезу у 1990 р., коли за Плутоном почали відкри вати нові об’єкти поясу К ойпе ра. З наукової точки зору стало очевидним, що Плутон більш е схож ий на членів цієї групи, ніж на інш і 8 планет Сонячної сис теми. У липні 2005 р. відкрили новий об’єкт поясу Койпера, я к и й був навіть більш ий за П лутон, тому д ея к і астрономи стали н а зивати його десятою планетою . Нову планету неоф іційно про звали Ксеною (з гр е ц .— чужа). Це відкр и ття стало ф атальним ударом для статус-кво д ев’яти планет, бо якщ о П лутон в в а ж а ють планетою , то Ксена теж має належ ати до класу планет. То му перед астрономам и постали п и тан н я, що робити з інш им и об’єктам и поясу К ойпера, я к і трохи менш е ніж П лутон, адж е в майбутньому на око л и ц ях С онячної системи м ож уть відкрити ще більш і тіла? На кінець 2010 р. зареєстровано більше 1000 астероїдів, орбі ти яких розташ овуються за орбітою Нептуна в межах поясу Койпе ра. Д ля розв’язанн я цієї проблеми в М іжнародному Астрономічно му Союзі був створений спеціальний комітет, я к и й запропонував модифікувати визначення планети, додавши, що планет а має бути не т ільки круглої форми, але повинна також бути єдиним т ілом на своїй орбіті. За цим визначенням П лут он утратив статус планети, оскільки він один із багатьох об’єктів поясу Койпера, і до того ж його орбіта фактично перетинається з орбітою Нептуна. У 2006 р. Плутон був позначений астероїдним номером 134 340; офіційну назву й номер отримав і об’єкт з умовною назвою «Ксена». Він тепер має номер 136 199 та назву Ерида. На грудень 2010 р. зареєстровано 3 планети-карлики: Церера, П лут он, Ерида.

Висновки М алі тіла С о н я ч н о ї с и с т е м и (п л а н е т и -к а р л и к и , а с т е р о їд и , к о м е т и , м е т е о р н і тіла) є з а л и ш к а м и т о ї в е л и ч е з н о ї х м а р и к о с м і ч н о ї р е ч о в и н и , з я к о ї у т в о р и л и с я С о н ц е і в е л и к і п л а н е т и . О с н о в н и й п о я с а с т е р о їд і в р о з т а ш о в у є т ь с я м іж

§11. МАЛІ ТІЛА СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ

Марсом та Юпітером, але за орбітою Нептуна існують ще мільйони планетоподібних тіл (пояс Койпера) та мільйони кометних ядер (хмара Оорта). Асте роїди, можливо, стануть базами для дослідження космосу, а металеві астеро їди можна використати як джерело для добування корисних копалин. Існує небезпека зустрічі Землі з тими астероїдами, орбіти яких наближуються до Землі або перетинають її орбіту.

Тес™

1. М е т е о р о м н а зи в а є т ь с я я в и щ е , коли:

А.

Зорі п ад аю ть на Зем лю .

у повітрі.

Г.

Б.

К ам іння п а д а є на З ем л ю .

Б л и с к а в к и с п о с т е р іг а ю т ь с я у п овітрі.

Д.

В.

П илинки згоряю ть

Пил в и к и д а є т ь с я в ат

мосферу.

З чого складається я д р о комети?

А.

із л ь о д у т а п и л у .

Б.

Із з а л і з а .

В.

Із к а м і н н я .

Г.

Із р о з ж а р е н и х г а з і в .

Д.

із п а

ри води. 3 . З я к о ю н а й м е н ш о ю ш в и д к істю м е т е о р и т вл ітає в а т м о с ф е р у З ем л і?

А.

1 м /с .

Б.

1 км /с.

В.

1 1,2 к м /с .

Г.

22 ,2 км /с.

Д.

70 км /с.

Е.

10 0 км /с.

4 . З я к о ю н а й б іл ь ш о ю ш в и д к істю м е т е о р и т м о ж е влетіти в а т м о с ф е р у З ем лі?

А. 5.

1 м /с .

Б.

1 км /с.

В.

1 1 ,2 к м / с .

Г.

22,2 км /с.

Д.

70 км /с.

Е.

100 км /с.

Т у нгу ськ и й м е т е о р и т н а з и в а ю т ь з а г а д к о в и м тому, що:

А.

М е т е о р и т був к о см іч н и м к о р а б л е м м арсіян .

л ен о м етеоритного кратера. бух я д е р н о ї б о м б и .

Г.

В.

Б.

Н а м іс ц і п а д і н н я н е в и я в

В атм осф ері стався спалах, щ о н агадував ви

М етеори т був бр и л о ю льоду.

ри та н ад Є в р о п о ю с п о с т е р іг а л о с я з а г а д к о в е с я й в о

Д.

П ісля п а д ін н я м е т е о

в атм осф ері і вночі не

б у л о в и д н о зір. 6 . Ч о м у б іл ьш ість а с т е р о їд ів м а ю т ь н е п р а в и л ь н у ф о р м у ?

Ч о м у м е т е о р и т и м о ж у т ь д о с я г а т и п о в е р х н і Зем лі?

Я ке с ім е й с т в о а с т е р о їд ів м о ж е в и к л и к а т и з а г р о з у д л я З ем лі?

Ч и м в і д р і з н я є т ь с я м е т е о р від м е т е о р и т а ?

Ю . Х віст к о м е т и з а з в и ч а й п р и т я г у є т ь с я д о С о н ц я чи в ід ш т о в х у є т ь с я від н ь о г о ?

11.

Ч ом у к о м е т а м о ж е зм ін и ти с в о ю о рбіту?

12.

Я кий н а й б іл ь ш и й м е т е о р и т н и й к р а т е р в и я в и л и н а т е р и т о р ії У країни?

13.

О б ч и сл іть сво ю

вагу на ас т е р о їд і

1 7 0 9 У к р а їн а , я к и й м а є д і а м е т р 2 0 км.

Г у с т и н а а с т е р о ї д а — 3 г / с м 3.

Диспути на запропоновані теми

---------

14. Яка ваша думка щодо практичного використання астероїдів як джерела корисних копалин?

Завдання для спостережень

-----

15. Порахуйте кількість метеорів, які пролітають по небосхилу протягом ЗО хв.

Ключові поняття і терміни: ___

- ■ ■—

Астроблема, астероїд, болід, комета, метеор, метеорит, пояс астероїдів, пояс Койпера, ступінь ризику, хвіст комети, хмара Оорта, ядро комети.

Пеьіь.еп РЬАМЕТ-ІІА h ttp ://w w w .e x .u a /v ie w / і 6 8 6 7 9 2 4

§12. Сонце — наша зоря

;і)

Вивчивши цей параграф, ми: * дізнаємося, чому світить Сонце; ■ довідаємося про природу сонячних плям та їхній вплив на біосферу Землі; ■ побачимо, як у домашніх умовах можна використати сонячну енергію.

Фізичні характеристики Сонця Сонце — одна з м ільярдів зір наш ої Г алак ти к и , ц ен тр ал ь не світило в С онячній системі, вік якого близько 5 млрд років. Воно дає Зем лі тепло і світло, що підтримує ж и ття на наш ій планеті. Сонце розташ овується на б лизькій відста ні від Зем лі — усього 150 млн км , тому ми бачи Сонце О мо його у формі диска. Вивчення Сонця має дуже Радіус 109 важ ли ве практи чн е значен ня для розвитку земної Маса 330000Мф Середня ц и віл ізац ії. густина 1,4 г/см3 Тем пература Сонця вимірю ється за допомогою Хімічний склад законів випроміню вання чорного тіла (див. §6). Сон за масою, %: це випромінює електром агнітні хвилі різної довж и 71 н2 ни, я к і наш им оком сприймаю ться я к біле світло. 27 Не Н асправді, біле світло складається з цілого спектра Світність 4-Ю26 Вт Температура, К: електромагнітних хвиль від червоного кольору до ф і фотосфери 5780 олетового, але Сонце випромінює найбільш е енергії ядра 15000000 у жовто-зеленій частині спектра, тому астрономи н а зиваю ть Сонце жовтою зорею. Температура на по верхні Сонця становить 5780 К. Світність Сонця Ьа визначає потуж ність його Сонячна стала д — випромінювання, тобто кількість енергії, що випро енергія, що отримує мінює поверхня Сонця у всіх напрям ках за одиницю 1 м2 поверхні Землі за 1 с, якщо сонячні часу. Д ля визначення світності Сонця треба ви м іря промені падають пер ти сонячну сталу q — енергію, яку отримує 1 м2 по пендикулярно до по верхні Землі за 1 с за умови, що Сонце розташоване верхні. За сучасними в зеніті. Д ля визначення світності Сонця необхідно даними на межі верх величину сонячної сталої помножити на площу сфе ніх шарів атмосфери ри з радіусом Я: Землі величина со нячної сталої дорів нює д = 1,4 кВт/м2

Ьо=4пЯ2-д ~ 4 -1 0 гв Вт, де ії= 1 ,5 - 1 0 и м — відстань від Зем лі до Сонця.

§12. СОНЦЕ — НАША ЗОРЯ

Будова Сонця Сонце — величезна розж арена плазмова куля, що має склад ну будову її зовніш ніх і внутріш ніх ш арів. У результаті фізичних процесів, що протікаю ть в надрах Сон ця, безперервно ви діляється ен ергія, я к а передається зовніш нім ш арам і розподіляється на все більшу площу. Внаслідок цього з на ближенням до поверхні температура сонячної плазми поступово зни жується. Залежно від температури та характеру процесів, що визнача ються цією температурою, Сонце умовно розділяють на такі області з різним фізичним станом речовини та розподілом енергії: ядро, зона радіації, конвект ивна зона та атмосфера (рис. 12 . 1 ). Рис. 12.1. Внутрішня будова Сонця

Корона Ядро х •мпература 4 15-10* К

-■ -"У ’

' ' ■ . ' ■ У

Грануляція Пляма

Протуберанець

Конвективна ідіації

зона Фотосфера Температура 5780 К

Ц ен т р а ль н а област ь (ядр о ) займ ає відносно невеликий об’єм, але завдяки великій густині ядра, я к а збільш ується до центра, там зосереджена значна частина маси Сонця. Величезний тиск та надвисока температура забезпечують протікання термоядерних реакцій, я к і є основним джерелом енергії Сонця. Р а діус ядра становить приблизно 1/ЗД И. У зоні променистої рівноваги, або зоні радіації, що оточує ядро на відстані до 2 /3 Д0, енергія пош и рюється ш ляхом послідовного поглинання і наступ ного перевипромінювання речовиною квантів електро магнітної енергії. У конвект ивній зоні (від верхнього ш ару зони радіації, м айж е до самої видимої м еж і Сонця — фо тосфери) енергія передається вже не випроміню ван ням. а за допомогою конвекції, тобто ш ляхом гіере-

Ядро — центральні області Сонця, де про тікають термоядерні реакції Зона радіації — зона, де енергія перено ситься шляхом пере випромінювання окремих квантів Конвективна зона — зона, де здійснюється передача енергії шля хом перемішування — більш гарячі комірки спливають угору, а холодні опускають ся донизу

§12. СОНЦЕ — НАША ЗОРЯ

Рис. 12.2. Фотосфера — це найглибший шар ат мосфери Сонця, який випромінює світло

Рис. 12.3. Гранули у фо тосфері мають діаметр 1000 км — це прояв конвекції

Рис. 12.4. Спектр Сон ця. Темні лінії поглинан ня утворюються у хро мосфері

м іш уван ня речовини, коли утворю ю ться своєрідні окремі ком ірки, я к і трохи відрізняю ться одна від од ної температурою та густиною. Атмосферою вважаю ться зовнішні шари Сонця, що умовно поділені на три оболонки. Н айглиб ший ш ар атмосфери Сонця, що складається з газів,— фотосфера (від грец .— сфера світ ла), 200—300 км завтовш ки, сприйм ається нами я к поверхня Сон ця (рис. 12.2). Густина газів у фотосфері в м іл ь йони разів менша за густину повітря біля поверхні Зем лі, а температура фотосфери зменш ується з ви сотою. Середній ш ар фотосфери, випром іню вання якого ми сприйм аєм о, має тем пературу 5780 К. У сонячний телескоп можна спостерігати струк туру фотосфери, у я к ій конвекційні ком ірки мають вигляд світлих і темних зерен — гранул (рис. 12.3). Над фотосферою розташована хромосфера (від грец.— кольорова сфера), де атомами різних речовин утво рю ю ться тем ні л ін ії погли нан ня у сп ектрі Сонця (рис. 12.4). Загальна товщ ина хромосфери становить 10—15 тис. км , а тем пература у її верхніх ш арах сягає 100000 К. Над хромосферою розміщ ений зовніш ній ш ар атмосфери Сонця — сонячна корона, тем пература я к о ї сягає кількох мільйонів градусів. Речовина ко рони, я к а постійно витікає у м іж планетний простір, називається сонячним вітром.

Для допитливих

■

Якщо порівняти світність Сонця з його масою, то ми отримаємо, що 1 кг сонячної речовини генерує мізерну потужність =0,001 Вт, у той час як середня потужність випромінювання людського тіла дорівнює приблизно 100 Вт, тобто в тисячу разів більша від потужності такої ж маси сонячної речовини. Правда, Сонце світить протягом мільярдів років, випромінюючи майже одну й ту саму енергію, надійно обігріваючи Землю та інші тіла Сонячної системи!

§12. СОНЦЕ — НАША ЗОРЯ

Сонячна активність Сонячна активність визначається кількістю плям та їхньою за гальною площею. Дослідження показали, що температура всередині плями досить висока і сягає 4500 К, але пляма здається темною на тлі більш гарячої фотосфери з температурою 5780 К (рис. 12.5, 12.6). Ви никає питання: що знижує температуру всередині плями? Плями на Сонці можуть існувати протягом кількох місяців, тому виникла гіпо теза, що якийсь процес гальмує конвекцію плазми в сонячній плямі та підтримує різницю температур. Зараз доведено, що таким «ізолято ром» є сильне магнітне поле, яке взаємодіє з електрично заряджени ми частинками плазми і гальмує конвекційні процеси всередині плями. Ще одна загадка активності Сонця захована в її періодичнос ті — цикл зміни кількості плям повторюється приблизно через ко ж ні 11 років (рис. 12.7).

Рис. 12.5. Сонячна пляма — це область фото сфери, де знижується температура, бо сильне магнітне поле у плямі зупиняє конвекцію

Для

ДОПИТЛИВИХ

Рис. 12.6. Плями з'єднані між собою попарно, як полюси в магніті, кожна пляма має свою маг нітну полярність

■

Плями зв'язані між собою магнітними силовими лініями подібно до полю сів магніту — кожна пляма має свою полярність. Так само, як неможливо розді лити північний та південний полюси магніту, так і сонячні плями існують тільки парами, які мають різні магнітні полярності, Якщо врахувати полярність плям, то цикл сонячної активності триває приблизно 22 роки.

§12. СОНЦЕ — НАША ЗОРЯ

Вплив сонячної активності на Землю Досліджуючи Сонце за допомогою супутників та АМС, астро номи виявили його сильне корпускулярне випром іню вання — потік елементарних частинок (протонів, нейтронів, електронів). Н апри клад, під час так званих хромосферних сп а ла хів, я к і вибухають по близу плям , виділяється така величезна енергія, яку можна порів няти з випромінюванням всієї фотосфери Сонця. Не треба плутати спалахи з протуберанцями. П ротуберанці (від лат. ргсйиЬего — зду ваюсь) існують постійно — це щ ільні холодні хмари водню, я к і під німаються в корону і рухаю ться вздовж магнітних силових ліній. Завдяки протуберанцям відбувається обмін речовин м іж хромосфе рою і короною. Спалах виникає між двома плямами з протилеж Протуберанці — ною полярністю, коли протягом кількох годин темпе щільні хмари водню, які підіймаються в ко ратура в цій зоні зростає до 5 • 10 6 К і виділяється рону вздовж магніт енергія 10 21—1025 Дж, що майже сумісне зі світністю них ліній Сонця у видимій частині спектра. Під час спалаху енергія випромінюється в основному в невидимій час Хромосферний спа тині спектра (радіо, ультрафіолетовому та рентгенів лах — тимчасове ському діапазоні). Під час спалахів у міжпланетний значне посилення простір також викидаються потоки заряджених части яскравості обмеженої ділянки хромосфери нок, які летять зі швидкістю до 20000 км /с (рис. 12 .8 ). Сонця, вибуховий ви Через кілька годин після спалаху корпускулярні по кид речовини і енер токи можуть долетіти до Землі й викликати збурення гії, яка накопичена її магнітного поля та свічення іоносфери, що проявля в магнітному полі со ється у вигляді інтенсивних полярних сяйв. нячних плям Магнітна буря — збу рення магнітного поля Землі під впливом спа лаху на Сонці. У цей час виникають непо ладки в радіозв'язку та електронних прила дах, погіршується са мопочуття людей

Рис. 12.8.

Х ромосфер

ний сп ал ах на Сонці

Висновки не

100

Основним джерелом енергії для нашої цивілізації є Сонце, яке дає нам тільки тепло, але й суттєво впливає на всі процеси, що відбуваються на Землі.

§12. СОНЦЕ — НАША ЗОРЯ

Ми визначили розміри, масу, температуру і світність Сонця; знаємо, що джере лом сонячної енергії є термоядерні реакції у його надрах, і розгадали причину зниження температури в сонячних плямах. Але залишаються нерозгаданими при чини сонячної активності й чому існує 11-річний цикл появи плям. У майбутньо му сонячне світло стане основним джерелом електричної енергії як на Землі, так і в космічних поселеннях при освоєнні інших планет.

Тести

--------------

............

1. Сонячна стала визначає: А. Кількість енергії, що випромінює Сонце за рік. Б. Кількість енергії, що ви промінює Сонце за 1 с. В. Температуру Сонця. Г. Кількість енергії, яку отримує вся поверхня Землі за одиницю часу. Д. Енергію, яку отримує 1м2 поверхні Землі за 1 с, якщо сонячні промені падають перпендикулярно до поверхні. 2. Для визначення світності Сонця необхідно знати; А. Радіус Сонця. Б. Радіус Землі. В. Відстань від Землі до Сонця. Г. Темпера туру на поверхні Землі. Д. Температуру на поверхні Сонця. 3. Які з цих хімічних елементів найбільш поширені на Сонці? А. Оксиген і Ферум. Б. Гідроген і Гелій. В. Гідроген і Оксиген. Г. Нітроген і Оксиген. Д. Ферум і Нітроген. 4. У результаті якого процесу виділяється енергія в надрах Сонця? А. Ядерної реакції. Б. Гравітаційного стиснення. В. Термоядерної реакції. Г. Горіння водню. Д. Падіння метеоритів. 5. Грануляція у фотосфері утворюється в результаті того, що: А. Корона дуже гаряча. Б. Енергія передається конвекцією. В. Плями дуже холодні. Г. Випромінюються нейтрино. Д. На поверхні Сонця є хвилі. 6. Сонце називають жовтою зорею, у той час як для більшості людей воно має білий колір. Як пояснити цю суперечність? 7. Що знижує температуру всередині сонячних плям? 8. Яке явище астрономи називають сонячною активністю? 9. Які процеси на Сонці можуть суттєво впливати на стан земної атмосфери? 10. Що є джерелом енергії Сонця? 11. Обчисліть, яку сонячну енергію зміг би поглинути за 1 год дах вашого бу динку опівдні.

Диспути на запропоновані теми

................■

12. Які екологічно чисті джерела енергії можна запропонувати для використан ня в населеному пункті, де розташована ваша школа?

Завдання для спостережень

-----

Увага! При спостереженнях не моЖна дивитися на диск Сонця як неозброєним оком, так і в телескоп без спеціального світлофільтра! 13. Підрахуйте загальну кількість сонячних плям та намалюйте їхнє розташування на диску Сонця. Зверніть увагу, що плями часто з'являються парами. Через де кілька днів повторіть спостереження, і ви помітите обертання Сонця навколо осі — плями змістилися. Кількість плям за цей час теж може змінитися.

Ключові поняття і терміни:

..............

Гранули, зона конвекції, зона радіації, корпускулярне випромінювання, корона, маг нітна буря, протуберанці, світність Сонця, сонячний вітер, сонячна пляма, со нячна стала, фотосфера, хромосфера, хромосферний спалах, ядро.

§13. Фізичні характеристики зір Вивчивши цей параграф, ми: ■ побачимо, як вимірюються відстані до зір; ■ дізнаємося, що означають зоряні величини; ■ довідаємося, як без термометра можна виміряти температуру зорі.

Вимірювання відстаней до зір Зорі розташ овані в м ільйони разів далі, ніж Сонце, тому горизонтальні п аралакси зір відповід но в м ільйони разів м енш і, і ви м іряти так і м алі кути щ е ніком у не вд авалося. Д ля ви м ірю ванн я відстаней до зір астрономи зм уш ені визначати р іч ні п ар ал ак си , я к і пов’я зан і з орбітальним рухом Зем лі навколо Сонця (рис. 13.1.). У точці С р озта ш оване Сонце; А , В — полож ення Зем лі на орбіті з інтервалом 6 м ісяців; ВС = 1 а. о .— відстань від Зем лі до Сонця (велика піввісь земної орбіти); 5 — зоря, до як о ї треба визначити відстань; А В Б С = р — річний п аралакс зорі. Відстань від Землі до зорі визначається з п р я мокутного трикутника СВБ: Рис. 13.1. Річний пара лакс визначає кут, під яким було б видно від зорі велику піввісь зем ної орбіти (1 а. о.) в пер пендикулярному до про меня зору напрямку

Відстань до найближчих зір Зоря Проксима Барнарда Вольф 359 Сіріус Росс 154 Є Ерідана Проціон Альтаїр Вега Арктур Капелла

Відстань Св. р. пк 4,2 1,3 5,9 1,8 7,5 2,4 8,8 2,6 9,5 2,9 11,0 3,3 П,4 3,5 16,5 5,1 26,5 8,1 36,0 11,0 45,0 13,8

ВС

г - ~ ----віп р

1 а. о.

вігі р

(13.1)

Річний паралакс можна вимірювати тільки про тягом кількох м ісяців, поки Зем ля, а разом із нею і телескоп, рухаючись навколо Сонця, не перемістять ся у космічному просторі. Річні паралакси зір астрономи намагалися ви значати ще за часів М. Коперника, що могло стати незаперечним доказом обертання Землі навколо Сон ця та утвердженням геліоцентричної системи світу. Але тільки у 1837 р. В. Струве в П улковській астро номічній обсерваторії (Росія) визначив річний пара лакс зорі Вега (а Ліри). Н айбільш ий паралакс має найближча до нас зоря Проксіма Кентавра — р = 0,76", але її в Європі не видно. З я ск р ави х зір, я к і м о ж на бачити в У кр аїн і, найближ че до нас перебуває зоря Сіріус (а В еликого Пса), річний паралакс як о ї р = 0,376".

О е ^ е п Р Ь А Ы Е Т -и А

102

h ttp ://w w w .e x .u a /v ie w /1 6 8 6 7 9 2 4

§13. ФІЗИЧНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗІР

Відстань до зір вимірюють у світлових роках (див. §1), але в астрономії ще використовують одиницю парсек (пк) — відстань, для якої річний паралакс р = 1" (парсек — скорочення від паралакссекунда). 1 пк =

s in l"

= 2 0 6 2 6 5 а. о .* 3 ,0 8 - 1 0 13 км.

(13.2)

С піввіднош ення м іж парсеком та світловим роком таке: 1 п к * 3 ,2 6 св. року. Якщ о річний паралакс вимірю ється кутовими секундами, то відстань до зір у парсеках можна виразити такою формулою: г ~ 1 /р " пк.

(13.3)

Видимі зоряні величини Уперше термін «зоряна величина» був уведений для визначен ня яскравості зір грецьким астрономом Гіппархом у II ст. до н. е. Тоді астрономи вважали, що зорі розміщені на од наковій відстані від Землі, тому яскравість зале ж ить від розмірів цих світил. Зараз ми знаємо, що зорі навіть в одному сузір’ї розташовуються на різних відстанях (рис. 2 . 2 ), тому видима зоря на величина визначає тільки деяку кількість енер гії, яку реєструє наше око за певний проміжок часу. Гіппарх розділив усі видимі зорі за яскра вістю на 6 своєрідних класів — 6 зоряних вели чин. Н айяскравіш і зорі були названі зорями пер Рис. 13.2. Зорі поблизу шої зоряної величини, більш слабкіш і — другої, Полярної, що використо а найслабкіш і, я к і ледве видно на нічному небі,— вують як стандарт для шостої. У XIX ст. англійський астроном Н. Погвизначення видимих зо сон (1829—1891) доповнив визначення зоряної ве ряних величин личини ще однією умовою: зорі першої зоряної величини мають бути у 100 разів яскравіш і за зорі шостої величи ни (рис. 13.2). Видиму зоряну величину позначають літерою т. Для будь-яких зоряних величин п \ , буде справедливе таке відношен ня їх яскравості Е1 та Е2: А = Ю<м(т2“'Пі).

(13.4)

Е 2

Видима зоряна величина т визначає кількість світла, що по трапляє від зорі до нашого ока. Н айслабкіш і зорі, я к і ще можна по бачити неозброєним оком, мають т = +6т. Р івняння (13.4) називають формулою Погсона. Я скравість Е фактично визначає освітленість, яку створюють зорі на поверхні Зем

103

§13. ФІЗИЧНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗІР

лі, тому величину Е м ож на вимірю вати лю кса м и — одиницям и освітленості, я к і застосовують у курсі ф ізики. Згідно з формулою (13.4), якщ о різниця зоряних величин двох світил дорівнює одини ці, то відношення блиску буде ~ 2,512. Для визначення видимих зоряних величин не бесних світил астрономи взяли за стандарт так званий Видимі та абсолютні північний полярний ряд — це 96 зір навколо північ зоряні величини ного полюса світу. Н айяскравіш а серед них — П оляр деяких зір на має зоряну величину т =+2т (рис. 13.2). Відносно Зоря т М цього стандарту найслабкіш і зорі, я к і ще можна поба -26,7 +4,8 Сонце чити неозброєним оком, мають зоряну величину + 6 "‘, Сіріус -1,6 +1,3 у бінокль видно зорі до +8т, у ш кільний телескоп вид Арктур -0,1 -0,3 но світила до + 11 т , а за допомогою найбільших теле Вега 0 +0,5 +0,1 -0,7 Капелла скопів сучасними методами можна зареєструвати слаб Рігель +0,1 -7,5 кі галактики до +28т. Дуже яскраві небесні світила Проціон +0,4 +2,6 мають від’ємну зоряну величину. Н априклад, най Бетельгейзе +0,4 -6,0 яскравіша зоря нашого неба Сіріус має видиму зоряну Альтаїр +0,8 +2,2 величину т = - 1 ,6 ш, для найяскравіш ої планети Вене Денеб +1,3 -7,4 ції т = - 4,5т , а для Сонця т = - 2 6 ,7т .

Абсолютні зоряні величини і світність зорі Хоча Сонце є н ай яскр авіш и м світилом на наш ом у небі, це не означає, що воно випроміню є більш е енергії, н іж ін ш і зорі. З курсу ф ізи ки відомо, що освітленість, я к у ство рюють д ж ер ел а ен ергії, зал еж и ть від відстані до Абсолютна зоряна них, тому невелика лам почка у ваш ій кім наті може величина Лі визначає яскравість, яку мала б здаватися набагато яскравіш ою , н іж далеки й про зоря на стандартній ж ектор. Д ля ви зн аченн я світ ност і, або загальної відстані 10 пк. потужності випром іню вання, астрономи вводять по Світність зорі визна н яття абсолю тної зоряної величини М . Зоряну ве чає потужність ви л ичин у, я к у м ала б зоря на стан дартн ій відстані промінювання зорі. г0=Ю пк, називають абсолютною зоряною величиною. За одиницю світ Приблизно на такій відстані (11 пк, або 36 св. років) ності приймається потужність випромі від нас розташ ована зоря А рктур, вона має видиму нювання Сонця зоряну величину, я к а м айж е дорівню є абсолю тній. 4-Ю 26 Вт Сонце на відстані 10 пк мало б вигляд досить слаб кої зорі п ’ятої зоряної величини, тобто абсолютна зоряна величина Сонця « + 5 Ш. Якщ о відома відстань до зорі г в парсеках та її видима зоря на величина т, то абсолютну зоряну величину М можна визначити за допомогою такої формули: М = т +5 - 5 ^ г .

104

(13.5)

§13. ФІЗИЧНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗІР

Світність зорі визначає кіл ькість енергії, що випромінює зоря за одиницю часу, тобто потужність випромінювання зорі. За одиницю світності в астро номії приймають потужність випромінювання Сонця 4-Ю 26 Вт. Якщ о відома абсолютна зоряна величина зорі М, то її світність визначається за допомогою та кої формули: Ь = — = 10°'4,5'М) Е

(13.6)

Світність L деяких зір Зоря Сонце Денеб Рігель Бетельгейзе Полярна Капелла Арктур Вега Сіріус Альтаїр

L 1 90000 70000 25 000 17600 150 102 54 23 10

Колір і температура зір Температуру зорі можна визначити за допомогою законів ви проміню вання чорного т іла (див. § 6 ). Н айпростіш ий метод вимірю вання температури зорі полягає у визначенні її кольору. Правда, не озброєним оком мож на визначити тіл ьки колір яскрави х зір, бо чутливість нашого ока до сприйняття кольорів при слабкому освіт ленні дуже мала. Колір слабких зір можна визначити за допомогою бінокля або телескопа, я к і збирають більше світла, тому в окулярі телескопа зорі здаються нам яскравіш им и. За температурою зорі розділили на 7 сп ектральн их класів (рис. 13.3), я к і позначили літерами латинської абетки: О, В, A , F, G, К , М (англійське прислів’я: «Oh, Be A Fine Girl, K iss Me» — «будь гарною дівчиною, поцілуй мене»). Найвищу температуру на поверхні мають сині зорі спектраль ного класу О, я к і випромінюють найбільше енергії у синій частині спектра (рис. 13.4). Кожний спектральний клас поділяється на 10 під класів: АО, А1... А9. Звичайно у спектрі кожної зорі є темні лінії поглинання, я к і утворюються в розрідженій атмосфері зорі та в атмосфері Землі й по казую ть хімічний склад цих атмосфер. Виявилося, що всі зорі м а ють майж е однаковий хімічний склад, бо основні хім ічні елементи Рис. 13.3. Кольори зір визначають 7 основних спектральних класів. Найгарячіші зорі синьо го кольору належать до спектрального класу О, найхолодніші червоні зорі — до спектрально го класу М. Сонце має температуру фотосфери 5780 К, жовтий колір і належить до спек трального класу С

105

§13. ФІЗИЧНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗІР

Рис. 13.4. Інтенсив ність випромінювання космічних тіл із різною температурою. Гарячі зорі випромінюють більше енергії у синій частині спектра, а хо лодні зорі — у черво ній. Планети випромі нюють енергію переважно в інфрачер воній частині спектра

у Всесвіті — Гідроген та Гелій, а основна відмінність різних спек тральних класів обумовлена температурою зоряних фотосфер.

Радіуси зір Для визначення радіуса зорі не можна використати геометрич ний метод, бо зорі розташовуються настільки далеко від Землі, що навіть у великі телескопи ще до недавнього часу не можливо було виміряти їхні кутові розміри — усі зо Радіус зорі можна ви рі мають вигляд однакових світлих точок. значити, вимірюючи її світність та температу Д ля визначення радіуса зір астрономи викорис ру поверхні товують закон Стефана—Больцмана: Я =о - Т \

(13.7)

р,е (і — енергія, що випромінює одиниця поверхні зорі за одиницю часу; а — стала Стефана—Больцмана; Т 4 — абсолютна температу ра поверхні зорі. П отужність, що випромінює вся зоря з радіусом Д, визнача ється загальною площею її поверхні, тобто: Е = 4лД 2 •С? = 4лД 2 •о ■Г 4 .

(13.8)

Сонце Нейтронна зоря Білий карлик

Рис. 13.5. Радіуси дея ких зір у порівнянні із Сонцем

106

О е ^ е п РЬАЫЕТ-иА h ttp ://w w w .e x .u a /v ie w / 16 8 6 7 9 2 4

§1 3 . ФІЗИЧНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗІР

З іншого боку, таке ж співвіднош ення ми можемо записати для енергії, що випромінює Сонце: Еа = 4тгіїд -ст-Тд .

(13.9)

Таким чином, з рівнянь (13.8), (13.9) можна визначити невідо мий радіус зорі, якщ о відомі радіус Д0 і температура Т0 Сонця:

(13.10) До де і — світність зорі в одиницях світності Сонця. Виявилося, що існують зорі, я к і мають радіус у сотні разів більш ий за радіус Сонця, і зорі, що мають радіус менш ий, ніж ра діус Землі (рис. 13.5).

Діаграма спектр— світність Сонце за фізичними параметрами належ ить до середніх зір — воно має середню температуру, середню світність і т. ін. За статис тикою, серед великої кількості різноманітних тіл найбільше таких, я к і мають середні параметри. Н априклад, якщ о виміряти зріст і м а су великої кількості людей, я к і мають різний вік, то найбільше буде людей із середніми величина Білі карлики — зорі, що ми цих параметрів. Астрономи виріш или переві мають радіус у сотні разів менше сонячного і густину рити, чи багато в космосі таких зір, як наше Сон в мільйони разів більшу за це. Для цієї мети Е. Герцшпрунг (1873—1967) та щільність води. Г. Рессел (1877—1955) запропонували діаграму, Червоні карлики — зорі на я к ій м ож на позначити місце кож н ої зорі, з масою меншою, ніж со якщ о відомі її тем пература та світність. Її н а нячна, але більшою, ніж звано діаграмою спектр—світність, або діаграмою у Юпітера. Температура Герцшпрунга—Рессела. Вона має вигляд графіка, і світність цих зір залиша ються сталими протягом на якому по осі абсцис відзначають спектральний десятків мільярдів років. клас, або температуру зорі, а по осі ординат — Червоні гіганти — зорі, світність (рис. 13.6). Якщ о Сонце — середня зоря, що мають температуру то на діаграмі має бути скупчення точок поблизу 3000—4000 К і радіус у де того місця, що займає Сонце. Тобто більш ість зір сятки разів більший, ніж повинні бути жовтого кольору з такою ж світніс сонячний. Маса цих зір не тю, як Сонце. Яке ж було здивування астрономів, набагато більша від маси Сонця. Такі зорі не перебу коли виявилося, що в космосі не знайш ли ж од вають у стані рівноваги ної зорі, яку можна вваж ати копією Сонця. Б іл ь шість зір на діаграмі розташовані у вузькій смузі, яку називають головною послідовністю. Діаметри зір головної послідовності'відрізняю ться у кіл ька разів, а їхн я світ ність згідно із законом Стефана—Больцмана (див. п. 13.5) визнача ється температурою поверхні. До цієї смуги входять Сонце та Сіріус. Суттєва різниця в температурі на поверхні зір різних спектральних

107

§13. ФІЗИЧНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗІР

класів пояснюється різною масою цих світил: чим більш а маса зорі, тим більша її світність. Н априклад, зорі головної послідовності спек тральних класів О та В у кіл ька разів масивніш і за Сонце, а черво ні карлики мають масу в десятки разів меншу, ніж сонячна. Окремо від головної послідовності на діаграмі розташовуються білі карлики (ліворуч знизу) та червоні надгігант и (праворуч звер ху), я к і мають приблизно однакову масу, але значно відрізняю ться за розмірами. Гіганти спектрального класу М мають майж е таку са му масу, я к білі карлики спектрального класу В, тому суттєво від різняється середня густина цих зір. Н априклад, радіус червоного гі гант а Бет ельгейзе у 400 разів більш ий, ніж радіус Сонця, але маса цих зір майж е однакова, тому червоні гіганти спектрального к л а су М мають середню густину в мільйони разів меншу, ніж густина земної атмосфери. Типовим представником білих карликів є супут ник Сіріуса, радіус якого майж е такий, як радіус Землі, а густина має ф антастичну величину 3-Ю 6 г /с м 3, тобто наперсток речовини білого к ар л и к а важ ив би на Зем лі 10000 Н. Щ е більш у густину мають нейтронні зорі та чорні діри (див. §14).

Рис. 13.б. Діаграма Ггрцшпрунга—Рессела. По осі абсцис позначена температура зір, по осі ординат — світність. Сонце має температуру 5780 К і світність 1. Хо лодніші зорі на діаграмі розташовані праворуч (червоного кольору), а більш гарячі — ліво руч (синього кольору). Зорі, що випромінюють більше енергії, розташо вані вище Сонця, а зорікарлики — нижче. Біль шість зір, до яких належить і Сонце, розта шовані у вузькій смузі, яку називають головною послідовністю зір

юооооо

юооо

головна

П О С Л ІД О В Н ІС Т Ь

0.01 БІЛІ К А Р Л И К И

ЧЕРВОНІ КАРЛИКИ

0,0001 '

Для допитливих

25000

10000

5000 Температура

Т,

3000

■

Головна загадка діаграми спектр—світність полягає в тому, що в космосі астрономи ще не знайшли хоча б дві однакові зорі, які мають однакові фізичні параметри — масу, температуру, світність, радіус. Наприклад, багато зір належать до спектрального класу в (Капелла, а Кентавра тощо), але немає зір, які були б

108

§13. ФІЗИЧНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗІР

точно такими, як Сонце. Напевно, протягом еволюції зорі змінюють свої фізичні параметри, тому малоймовірно, що ми зможемо відшукати в космосі ще одну зо рю, яка зародилася одночасно з нашим Сонцем, маючи тотожні початкові пара метри. У діаграмі спектр—світність захована таємниця еволюції зір: деякі зорі тільки-що народилися, інші мають середній вік, і, крім того, багато зір закінчують своє існування грандіозними спалахами.

Висновки

------------

Фізичні характеристики зір: світність, температура, радіус, густина — сут тєво різняться між собою. Між цими характеристиками існує взаємозв'язок, який відображає еволюційний шлях зорі. Сонце за своїми параметрами належить до жовтих зір, які перебувають у стані рівноваги і не змінюють своїх розмірів про тягом мільярдів років. У космосі існують зорі-гіганти, які в тисячі разів більші, ніж Сонце, і зорі-карлики, радіус яких менший, ніж радіус Землі.

па тес™-------

1. Якими одиницями астрономи вимірюють відстань до зір? А. Кілометрами. Б. Астрономічними одиницями. В. Паралаксами. Г. Світловими роками. Д. Парсеками. 2. Видима зоряна величина визначає: А. Світність зорі. Б. Радіус зорі. В. Яскравість зорі. Г. Освітленість, яку ство рює зоря на Землі. Д. Температуру зорі. 3. На якій відстані абсолютна та видима зоряні величини мають однакове значення? А. 1 а. о. Б. 10 а. о. В. 1 св. рік. Г. 10 св. років. Д. 1 пк. Е. 10 пк. 4. Які з наведених спектральних класів зір мають на поверхні найвищу темпе ратуру? А. А; Б. В; В. Р; Г. б; Д. К. 5. Виберіть температуру на поверхні та спектральний клас, до якого належить Сонце: А. А 10000 К; Б. В 10000 К; В. С 6000 К; Г. б 6000 К; Д. М 3000 К.

6. Які зорі мають найвищу температуру на поверхні, і до якого спектрального класу вони належать? 7. У чому полягає різниця між видимою та абсолютною зоряними величинами? 8 . Як астрономи вимірюють температуру зір? 9. Якого кольору зорі мають найвищу температуру на поверхні? Які найменшу? 10. Чи існують зорі, маса яких менша за масу Землі? Радіус яких зір менший від радіуса Землі? 11. Річний паралакс Веги (а Ліри) дорівнює 0,12". Якою є відстань до неї у пар секах та світлових роках?

Завдання для спостережень -----------

-------

12. Визначте радіус однієї з яскравих зір, яку видно ввечері у ваш день наро дження. Який вигляд мала б ця зоря на нашому небі, якби вона світила на місці Сонця?

Ключові поняття і терміни:

■ ■- --------

----- -------------------

Абсолютна зоряна величина, видима зоряна величина, діаграма спектр—світність, парсек, північний полярний ряд, світність зорі, спектральні класи.

109

§ 14. Еволюція зір Вивчивши цей параграф, ми:

■ дізнаємося, як народжуються нові зорі; ■ побачимо космічні катастрофи, коли вибухають старі зорі; ■ довідаємося, чи перетвориться Сонце у чорну діру.

Зародження зір Астрономи створили теорію еволюції зір завдяки тому, що в кос мосі можна спостерігати мільярди зір різного віку. Це трохи схоже на те, як за кілька годин можна описати ріст та розвиток дерева, яке існує десятки років,— треба тільки піти в ліс і вивчити дерева різно го віку. Всесвіт — це своєрідний космічний парк, у якому зорі наро джуються, певний час світять, а потім гинуть. Важко побачити зорю до її народження, поки во на не почне світитися у видимій частині спектра. Зо рі зароджую ться разом із планетами з розріджених газопилових хмар, я к і утворюються після вибуху ста рих зір. За допомогою сучасних телескопів астрономи виявили в космосі сотні таких величезних газопило вих туманностей, де зараз відбувається утворення мо лодих світів. Наприклад, такі своєрідні «ясла» ново народжених зір можна побачити в сузір’ї Оріон (рис. 14.1) та зоряному скупченні Плеяди (рис. 14.2). Доля зорі та тривалість її ж иття залеж ать від початкової маси зародка зорі — п р о т о зо р і. Якщ о во Рис. 14.1. Туманність Оріона можна побачити на була в кілька разів більша, ніж маса Сонця, то під навіть неозброєним час гравітаційного стиснення утворюються гарячі зо оком. Відстань до неї рі спектральних класів О та В. Протозорі з такою по близько 1000 св. років чатковою масою, як маса Сонця, під час гравітацій ного стиснення нагріваю ться до температури 6000 К. Протозорі з масою у кілька разів меншою, ніж соняч на, можуть перетворитися тільки на червоних кар л и ків. Н айменш а маса, я к а необхідна для початку тер моядерних реакцій у надрах зорі, дорівнює майж е 0,08 маси Сонця. Об’єкти меншої маси ніколи на зорі не перетворяться — вони будуть випромінювати енер гію тільки в інфрачервоній частині спектра. Такі кос Рис. 14.2. Туманність мічні тіла ми спостерігаємо навіть у Сонячній сис у зоряному скупченні темі — це планети-гіганти Ю пітер, Сатурн, Нептун Плеяди, з якої утворю ються нові зорі (див. §9). Можливо, що в міжзоряному просторі кіль-

110

§14. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

кість таких холодних інфрачервоних тіл (їх ще називають коричне вими карликам и) може бути набагато більшою, ніж видимих зір.

Зоря в стані гравітаційної рівноваги Протягом свого тривалого ж иття кож на зоря може як збіль ш увати, таїс і зменш увати всі свої основні параметри — температу ру, світність та радіус. Зорі на головній послідовності (рис. 13.6) пе ребувають у стані гравіт аційної рівноваги, коли зовніш ні ш ари за рахунок гравітації тиснуть до центра, у той час як тиск нагрітих га зів діє в протилежному напрям ку — від центра (рис. 14.3). Зоря в стані гравітаційної рівноваги не змінює своїх параметрів, бо інтен сивне випромінювання енергії з поверхні компенсується джерелом енергії в надрах — термоядерними реакціям и. Такий процес триває доти, доки половина Гідрогену у ядрі не перетвориться на Гелій, і тоді інтенсивність термо ядерних реакцій може зменш итися. Тривалість такої стаціонарної фази в ж итті зорі, коли її параметри дов гий час залиш аю ться сталими, залеж ить знову-таки від її маси. Розрахунки показують, що такі зорі, як Сонце, у стані рівноваги світять не менше ніж 10 млрд років. Б ільш масивні зорі спектральних класів О, Б , у надрах яких термоядерні реакції протікаю ть інтен Рис. 14.3. Зоря в стані сивніш е, у рівновазі світять 100 млн років, а найдов рівноваги: зовнішні сили ше «мерехтять» маленькі червоні карлики — їхній гравітації врівноважені силами газового тиску вік може перевершувати 1011 років.

Змінні зорі Змінні зорі протягом певного часу можуть зміню вати свою яскравість. Розрізняють такі типи змінних зір: • блиск зорі може зміню ватися в кратних систе мах, коли відбуваються періодичні затемнення об’єктів, я к і мають різну світність. П рикладом такої змінної зорі є А лголь — відома подвійна зоря (3 Персея; • інш ий тип змінних зір називають фізично з м ін ним и. З м ін а яскравості т ак и х зір п о в’язан а з тим, що терм оядерні р еак ц ії в центрі зорі з часом будуть протікати не так інтенсивно, то ді поруш ення гравітаційної рівноваги буде по мітне у зміні її розмірів і температури на по верхні — на діаграмі спект р— світ ніст ь такі зорі не мають постійного положення і зм іщ у ються з головної послідовності праворуч.

Рис. 14.4. Планетарна туманність утворюється, коли порушується рів новага і зоря скидає зо внішні шари

111

§14. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

Із різних типів фізично змінних зір привертають увагу цефе'іди. їхн я назва походить від сузір’я, у якому вперше помітили таку змінну зорю — 5 Цефея. Розрахунки періоду зміни яскравості по казали, що цефеїди змінюють свій радіус, тому їх можна вважати своєрідними м аятникам и, я к і коливаються у своєму гравітаційному полі. Період пульсацій залеж и ть від маси та радіуса зорі, напри клад 5 Цефея пульсує з періодом 5,4 доби. П ульсації приводять до того, що цефеїда з часом перетворю ється на гіганта, який може поступово скинути свою оболонку. Такі об’єкти астрономи помилково назвали планет арним и т ум анност я ми — колись вваж али, що так народжується нова планетна система (рис. 14.4). Гаряче ядро такої планетарної туманності поступово стис кується і перетворюється на білого карлика.

Нові та Наднові зорі

Зорі з масою у кіл ька разів більшою, ніж сонячна, закінчую ть своє ж и ття грандіозним вибухом. У 1054 р. китай ські астрономи спостерігали надзвичайно яскраву нову зорю, я к у було видно вдень протягом кількох тиж нів. Цю незвичайну зорю помітили також л і тописці в К иївській Русі, бо це був рік смерті Я рослава Мудрого. Вваж алося, що поява нової зорі віщ увала «Боже зна мення» на сумну подію в ж итті Русі. Сьогодні на то му місці, де спалахнула ця таємнича зоря, видно ту манність Краб (рис. 14.5). Зорі спектральних класів О та В, я к і протягом кількох днів збільш ую ть свою яскравість у сотні мільйонів разів, називаю ть Н о ви м и. Інколи Нова випромінює м айж е стільки ж енер гії, скільки виділяю ть разом усі зорі в галакти ці — такі зорі мають назву Н а дно ви х. Туманність Краб Рис. 14.5. Туманність у су зір ’ї Т ільця є залиш ком такої Наднової, що спа Краб, яка утворилася після спалаху Наднової лахнула 4 липня 1054 р. Вірніше, якщ о врахувати, що у 1054 р. туманність Краб розміщується на відстані 6500 св. ро ків від Землі, то спалах Наднової стався ще 7500 ро ків тому. Останній спалах Наднової астрономи спостері Нова зоря — вибухо гали в минулому тисячолітті 24 лютого 1987 р. у су во змінна подвійна зо сідній галактиці — В еликій М агеллановій Хмарі. Ви ря, яка раптово збіль шує свою світність бухнула гігантська зоря спектрального класу В, як а в 100—10000000 ра кіл ька тиж нів світила яскравіш е від усіх зір у гал ак зів (102—107 разів). тиці (рис. 14.6). Приблизно за 20 год перед спалахом Наднова — зоря, Наднової було зареєстровано ударну хвилю нейтрин світність якої збіль ного потоку, який тривав 13 с і за потужністю був шується за кілька у десятки тисяч разів більший, ніж енергія в оптич днів у мільярди разів ному діапазоні. Таким чином, у 1987 р. астрономи

112

§14. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

вперше отримали інформацію про далеку космічну подію, я к а відбулася майже 2 0 0 0 0 0 років тому. П ісля спалаху зорі всі планети, я к і обертали ся н авколо неї, випаровую ться і перетворю ю ться у газопилову туманність, з якої в майбутньому може утворитися нове покоління зір. Тобто у Всесвіті спо стерігається своєрідний кругообіг речовини: зорі — спалах зір — туманність — і знову народження моло дих зір (рис. 14.7).

Рис. 14.6. Спалах Наднової у су сідній галактиці Велика Магелла нова Хмара (1987 р.)

Д ля д о п и т л и в и х

Білий карлик Сіріус — В Маса 1,1 М0 Радіус 0,008/?о Світність 0,002 Температура 10 000 К, Густина 3-106 г/см3

Рис. 14.7. Кругообіг речовини при утворенні та руйнуван ні зір. Під час спалаху Нових утворюються важкі хімічні еле менти, тому нове покоління планетних систем утворюється з іншим хімічним складом. Планети земного типу, які мають тверду поверхню, могли виникнути тільки на руїнах старої планетної системи, коли під час спалаху Нових утворюють ся Бі, Ге, АІ -

Після спалаху Нової чи Наднової залишається ядро, у якому відсутнє дже рело енергії. Така зоря поступово зменшує свій радіус і світить тільки завдяки гравітаційному стисненню — потенціальна енергія зорі перетворюється на тепло. При стисненні маса залишається сталою, тому збільшується густина, і зоря пере творюється на білого карлика. Якщо початкова маса зорі була в кілька разів біль шою, ніж сонячна, то білий карлик може перетворитись на нейтронну зорю, ра діус якої не перевищує кількох десятків кілометрів, а густина сягає фантастичної величини 1015 г/см3. Першу нейтронну зорю випадково відкрили в Кембриджсько му університеті в 1967 р. За допомогою невеликої антени астрономи зареєстру вали радіосигнал, який повторювався з постійним періодом 1 с. Уночі в тому на прямку, звідки надходили імпульси, не було видно жодної зорі, тому астрономи навіть висунули гіпотезу про радіосигнал штучного походження від позаземної цивілізації. Потім спостереження показали, що такі періодичні сигнали надходять на Землю від сотень інших невидимих джерел, які було названо пульсарами. Один із пульсарів було виявлено навіть у центрі знаменитої туманності Краб.

113

1 О е зіе е п РІАИЕТ-иА^

§14. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

1 h ttp ://w w w .e x .u a /v ie w /1 6 8 6 7 9 2 4

Пульсари і нейтронні зорі Сучасні теоретичні розрахунки показують, що пульсари і ней тронні зорі — це одні й ті самі об’єкти. Внаслідок стиснення нейтрон ної зорі має виконуватися закон збереження моменту Вісь оберинин імпульсу. Цей закон часто демонструють на льоду ф і гуристи, коли треба викликати швидке обертання сво го тіла навколо осі. Спортсмени спочатку починають М ір повільно обертатися навколо осі з витягнутими в різ Щг Магмйн« жмччч ні боки руками. Потім поступово руки підводять до тулуба, при цьому кутова ш видкість обертання різко зростає. Таке саме зростання кутової швидкості спо стерігається при зменшенні радіуса зорі. Наприклад, Рис. 14.8. Періодичні зараз Сонце обертається навколо своєї осі з періодом сигнали пульсарів пояс нюються великою куто приблизно 28 діб. Якби радіус Сонця зменшився до вою швидкістю обертан 10 км, то його період обертання дорівнював би 1 с. ня нейтронної зорі При гравітаційному стисненні настільки зростає навколо осі напруженість магнітного поля зорі, що вона «випус кає» випромінювання тільки через магнітні полюси Пульсар — джерело у ви гляд і своєрідних «прож екторів», я к і описують електромагнітних у космосі величезний конус. М ожливо, що в Г ал ак хвиль, яке випромі нює енергію у вигляді тиці існую ть м ільйони нейтронних зір, але зар еє імпульсів із певним стровано тіл ьк и к іл ь к а сотень у ви гляд і пульсарів періодом. Те саме, (рис. 14.8), бо більш ість так и х «прож екторів» не що нейтронна зоря спрям овані на Землю .

Чорні діри Чорні діри (рис. 14.9) утворюються на останній стадії еволюції зір із масою більшою ніж ЗМ0 . Така дивна назва пов’язана з тим, що ці тіла мають бути невидимими, бо не випускають за свої межі світла. З іншого боку, такі об’єкти втягують все з навколишнього про стору. Якщ о космічний корабель потрапить на межу чорної діри, то вирватися з її поля тяж іння він не змо Чорна діра не випус кає з поля тяжіння ні же, бо друга космічна ш видкість біля її поверхні до елементарних части рівнює швидкості світла 300000 км /с. Якщ о у форму нок, ні електромагніт ли (5.5) і (5.2) замість У2 ввести ш видкість світла, то ні хвилі. Радіус чорної отримаємо межу, до якої може стискатися зоря, поки діри залежить від її друга космічна ш видкість біля її поверхні не досягне маси, і може бути від швидкості світла: кількох сантиметрів або метрів до мільяр дів кілометрів

Аг

2бМ

(14.1)

де ії 0 — граничне значення радіуса; Є — гравітаційна стала; М — маса об’єкта; с —300 000 к м /с — ш видкість світла.

114

§14. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

Із формули (14.1) можна визначити критич ний радіус будь-якого космічного тіла з відомою ма сою. Наприклад, для Землі Д0= 1 см, а для Сонця Д0= 3 км — такий об’єкт не буде випускати з гра вітаційного поля навіть квантів світла, тому він стає невидимим, і від нього ми не можемо отри мати інформацію за допомогою електромагнітних хвиль. Подібних чорних дір, або своєрідних зоря них могил, у космосі може налічуватися навіть більше, ніж звичайних зір. Отримати інформацію про чорну діру можна за допомогою і гравітаційно го поля, яке безслідно не може зникнути. Для

ДО П И ТЛ И В И Х

■

Рис. 14.9. Чорна діра

-- ...........■— ----------------------

Уявіть собі, що космічний корабель наближується до чорної діри. Його швидкість має поступово зростати до швидкості світла. Але згідно з теорією від носності швидкість матеріального тіла, маса спокою якого відрізняється від нуля, ніколи не досягне швидкості світла. Тобто за земним годинником уявний косміч ний корабель ніколи не долетить до межі чорної діри, бо час для космонавтів на борту корабля буде сповільнюватися. Якщо космонавти будуть підтримувати зв'язок із Землею за допомогою радіо, то сповільнення часу проявиться у тому, що сигна ли з корабля будуть надходити все рідше і рідше. З іншого боку, космонавти на космічному кораблі спостерігатимуть зовсім інший плин часу — сигнали від зем лян будуть надходити все частіше і частіше. Тобто космонавти на кораблі, який па дає у чорну діру, могли б побачити далеке майбутнє нашого світу, але вони не зможуть передати нам інформацію про наше майбутнє, бо сигнал через межу чор ної діри ніколи не досягне Землі...

Еволюція Сонця Теоретичні розрахунки показую ть, що такі зорі, як Сонце, н і коли не стануть чорними дірами, бо вони мають недостатню масу для гравітаційного стиснення до критичного радіуса. У стані гра вітаційної рівноваги Сонце може світити 10 10 років, але ми не мо жемо точно визначити його вік, тобто скільки часу пройш ло від його утворення. П равда, за допомогою радіоактивного розпаду в а ж ких хім ічних елементів мож на визначити приблизний вік Зем лі — 4,5 млрд років (рис. 14.10), але Сонце могло утворитися раніш е, ніж сформувалися планети. Я кщ о все таки зорі й планети форму ються одночасно, то Сонце може світити в майбутньому ще 5 млрд років. П ісля того як у ядрі весь Гідроген перетвориться на Гелій (див. §12), поруш иться рівновага в надрах Сонця, і воно може пе ретворитись на змінну пульсуючу зорю — цефеїду. Потім через не стабільність радіус Сонця почне збільш уватись, а температура фо тосфери знизиться до 4000 К — Сонце перетвориться на червоного гіганта. На небосхилі Землі буде світити велетенська червона куля,

115

§14. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

Газопилова

Протозоря

Є \

Сонце сьогодні •

Рис. 14.10. Сонячна система утворилася 5 млрд років тому з величезної газопило вої хмари

Рис. 14.11. Еволюція Сонця в майбутньому. Сонце може світити ще 5 млрд років. Потім во но перетвориться на червоного гіганта, який спалить усі живі істоти на Землі

кутовий діаметр якої збільш иться в 10 разів у по рівнянні із сучасним Сонцем і буде сягати 5°. Б л а китного неба на Зем лі не стане, бо світність майбут нього Сонця зросте в десятки разів, а температура на поверхні нашої планети буде більшою ніж 1000 К. В икиплять океани, і Зем ля перетвориться на страш ну гарячу пустелю, чимось схожу на сучасну Венеру. У Сонячній системі така температура, я к а зараз на Зем лі, буде тільки на околицях — на супутниках Сатурна та Урана. У стадії червоного гіганта Сонце буде світити приблизно 100 млн років, після чого верхня оболонка відірветься від ядра й почне розш и рю ватись у м іж зоряний простір у вигляді планетар ної туманності (рис. 14.11). При розш иренні напев но випарую ться всі планети земної групи, і на місці Сонця залиш иться білий кар л и к — м аленьке гар я че ядро, у яком у колись протікали термоядерні ре ак ц ії. Радіус білого к ар л и к а буде не більш им, ніж у Зем лі, але густина сягатим е 10 10 к г /м 3. Б ілий к а р л и к не має дж ерел енергії, тому температура його поверхні поступово знизиться, і остання стадія ево лю ції нашого Сонця — холодний чорний карли к. Для допитливих Сонячна система утворилася 5 млрд років тому з велетенської хмари газу і пилу. А раніше замість цієї хмари існувала зоря, яка вибух нула як Наднова. Тобто наше Сонце належить уже до другого (а мож ливо й третього) покоління зір, що мають багато важких хімічних еле ментів, з яких утворилися планети земної групи.

♦

ф Сонце сьогодні Червоний гігант Планетарна туманність

Висновки У космосі постійно відбуваються народження молодих зір із газопилових туманностей та вибухи старих, коли утворюються нові туманності. Сонячна сис тема утворилася близько 5 мрд років тому з велетенської газопилової хмари, яка

116

§14. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР

виникла на місці вибуху старої зорі. У стані рівноваги Сонце буде світити ще кіль ка мільярдів років, а потім перетвориться на червоного гіганта, який знищить усе живе на Землі...

Тести -------------------- --------- -

--------------- — ..— .

Які із цих зір світять довше за всіх? А. Гіганти спектрального класу 0. Б. Білі зорі спектрального класу А. В. Сонце. Г. Червоні гіганти спектрального класу М. Д. Червоні карлики спектрального класу М. 2 . Зорі якого спектрального класу мають найкоротше життя? А. А. Б. В. В. Г. Г. б. Д. К. Е. М. 3. Який космічний об'єкт називають пульсаром? А. Червоний гігант. Б. Нейтронну зорю. В. Білий карлик. Г. Пульсуючу зорю. Д. Червоний карлик. 4. Термін «нова зоря» означає: А. У космосі утворилася молода зоря. Б. Вибухнула стара зоря. В. Періодич но збільшується яскравість зорі. Г. Відбуваються зіткнення зір. Д. Космічні катастрофи з невідомим джерелом енергії. 5. У майбутньому Сонце може перетворитись: А. На чорну діру. Б. На нейтронну зорю. В. На пульсар. Г. На червоного гіганта. Д. На червоного карлика. Е. На білого карлика. 6. Коли параметри зорі залишаються сталими? 7. Які зорі світять найдовше? 8 . Скільки часу може світити Сонце у стані рівноваги? 9. Як гинуть зорі великої маси? 10. Чи може зоря червоний карлик перетворитись на білого карлика? П . Чому пульсари періодично змінюють інтенсивність випромінювання? 12. Визначте густину зорі білого карлика, який має діаметр 1000 км, а його маса дорівнює 1030 кг. 13. Визначте густину зорі Бетельгейзе, якщо її радіус у 400 разів більший від радіуса Сонця, а маса приблизно дорівнює масі Сонця.

Диспути на запропоновані теми

.... _ ------------------- --------

14. Як на вашу думку, чи зможе вижити в Сонячній системі наша цивілізація, як що Сонце в майбутньому перетвориться на червоного гіганта?

Завдання для спостережень

-----

15. Відшукайте на небі Велику туманність у сузір'ї Оріон і визначте, о котрій го дині вона сходить, заходить і кульмінує. 16. Відшукайте на небі яскраві зорі, які видно у вечірній час, і порівняйте їх із Сонцем.

Ключові поняття і терміни:

Змінна зоря, коричневий карлик, круговорот речовини, наднова зоря, нейтронна зо ря, нова зоря, протозоря, планетарна туманність, пульсар, цефеїда, чорна діра.

■нв

§15. Будова Всесвіту Вивчивши цей параграф, ми:

■ довідаємося про будову Галактики — зоряної системи, де ми пере буваємо; ■ побачимо інші галактики такими, якими вони були 10 млрд років тому; ■ дізнаємося, чи має Всесвіт якусь межу в просторі.

Будова Галактики Зорі в Г алакти ці утворюють певні системи, я к і тривалий час існую ть у спільном у гравітаційном у полі. Б ільш ість зір р у х аєть ся у подвійних та кратни х систем ах, у я к и х ко м поненти обертаю ться навколо спільного центра мас Наша Галактика подібно до обертання планет Сонячної системи. НайКількість зір 4-10 чисельніш і системи об’єднання зір налічую ть сотні Маса 7-10" Мп Діаметр диска, тисяч об’єктів — це зо р ян і скупчення та асоц іац ії. 3-Ю5 св. років: К уля ст і зоряні ск у п ч ен н я складаю ться з м ільйонів Відстань Сонця зір (рис. 15.1). Розсіяні зоряні скупчення мають к іл ь до центра ка тисяч об’єктів (найяскравіш і з них П леяди ( Сто 30000 св. років жари) (рис. 14.2) та Гіади видно неозброєним оком Галактичний рік у сузір’ї Тельця). У зоряні асоціації входять відносно 2,5-108 років молоді зорі, я к і маю ть спільне походж ення. Г а ла кт и ку часто зображують як зоряну систе му у вигляді велетенського млинця, у якому зорі ру хаються в одній площині. Насправді Галактика має сферичну форму з діаметром майже 300000 св. років, але більшість зір великої світності розміщуються при близно в одній площині, тому їх видно на небі як ту манну світлу смугу, я к у в У країн і називаю ть Ч у м ацький Ш лях. Назва Г алакт ика прийш ла з Давньої Греції і в перекладі означає М олочний Ш лях (див. §1). Зверніть увагу, що всі яскраві зорі (сузір’я Оріон, Л е Рис. 15.1. Кулясте зоря бідь, Ліра, Орел) розташовуються у смузі Молочного не скупчення МІ 3 у су Ш ляху. У цій площині розташовується значна части зір'ї Геркулес: відстань — на газопилових туманностей (рис. 15.2), з яких утво 16000 св. років, рюються нові покоління зір і планет. Усі ці об’єкти діаметр — 75 св. років, кількість зір — 10б формують так звану плоску складову Г а ла кт и ки , до якої входить і Сонячна система (рис. 15.3). Старі зорі малої світності, я к і входять у кулясті скупчення, належать до сферичної складової Г а ла кт и ки . За хімічним складом

118

§15. БУДОВА ВСЕСВІТУ

К уляаі скупчення

Ц ен т р

щ П ло щ и н а Г алактики

Рис. 15.2. Газопилова туманність Трифід у сузір'ї Стрільця

Рис. 15.3. Будова Галактики. У площині Галак тики існують газопилові туманності, у яких на роджуються молоді зорі та планетні системи

зорі кулястих скупчень містять у сотні разів менше важ ки х хім іч них елементів, ніж Сонце, бо це зорі першого покоління, я к і сфор мувалися разом з утворенням Галактики ще 10— 15 млрд років то му. Зародж ення молодих зір і планетних систем зараз відбувається тільки у площ ині Галактики, де газопилові туманності утворюють ся після вибуху Нових та Наднових зір.

Центр Галактики Центр Галактики розташований у напрямку сузір’я Стрільця, але ця область захована від нас величезними хмарами пилу, який погли нає випромінювання у видимій частині спектра (рис. 15.4). У центрі Г а л а к ти к и розм іщ ене ядро діам етром 1 0 0 0 — 2000 пк. Існує гіпотеза, що у ядрі Галактики роз ташовується чорна діра з масою у мільйони разів більшою, ніж маса Сонця. У центрі Галактики, по близу ядра, існує своєрідна опуклість — округлий виступ, де концентруються зорі й хмари гарячого газу, я к і розміщуються від нас на відстані майже 10000 пк. Ці хмари оточують центр Галактики щільним покривалом, тому за допомогою оптичних телескопів ми не можемо безпосередньо спостері гати її ядро. Тільки за допомогою радіотелескопів та телескопів інфрачервоного і рентгенівського ді Рис. 15.4. Центр Галак апазонів зареєстровано інтенсивне випромінюван тики, який видно в на ня центра (ядра) Галактики. прямку сузір'я Стрільця

119

§15. БУДОВА ВСЕСВІТУ

Обертання зір у Галактиці Сонце розташ оване поблизу площ ини Галактики на відстані 25000 св. років від її ядра. Вектор швидкості Сонця відносно найближ чих зір спрямований до сузір’я Геркулес. Разом з усіма сусідніми зо рям и Сонце обертається навколо ядр а Г ал ак ти к и зі ш видкістю 250 к м /с. Період обертання Сонця навколо ядра називається галак тичним роком, який дорівнює 250000000 земних років. Аналіз швид кості обертання зір свідчить про суттєву відміну м іж поведінкою об’єктів у сферичній та плоскій складових Галактики. Якщо зорі плос кої складової обертаються навколо центра Галактики поблизу однієї площини, то зорі сферичної складової об’єднані у величезні куляст і скупчення, що обертаються навколо центра по витягнутих орбітах у різ них площинах. До того ж , період обертання цих скупчень показує, що значна маса Галактики розподілена саме у сферичній складовій. Це мо жуть бути об’єкти малої маси, які не випромінюють енергію у види мій частині спектра, або чорні діри малої маси (рис. 15.5).

Рис. 15.5. Обертання зір у Галактиці

Однією з таємниць Галактики є так звані спіральні р укави, я к і зароджую ться десь біля її центра. Сонце розташ овується на перифе рії одного з таких рукавів, що закручений у площ ині галактичного диска. Астрономи вважаю ть, що спіральні рукави виникають як спі ральні хвилі густини, я к і створюються під час стиснення хмар м іж зоряного газу на початковому етапі формування зір (див. §14). У свою чергу, при виникненні зір у м іж Галактичний рік — зоряних хмарах газу та пилу виникаю ть ударні хви період обертання лі, що призводить до утворення молодих зір. Коли Сонця навколо ядра Галактики. Триває масивні зорі спалахую ть як Наднові, то теж утворю 250 млн земних років ються нові туманності, й нові ударні хвилі пош ирю ються у міжзоряному просторі. Тобто формування од Спіральні рукави нієї групи зір забезпечує створення м еханізму для виникають у деяких утворення нового покоління зір. Цей процес інколи галактиках як дивні називаю ть ф орм уванням зір за допомогою саморозхвилі густини, де формуються нові по множення. Такий перебіг подій може формувати спі коління зір ральні хвилі густини не тільки в наш ій Галактиці, але й в інш их спіральних галактиках.

120

D e s ig e n PLANET-UA h ttp ://w w w .e x .u a /v ie w /1 6 8 6 7 9 2 4

§15. БУДОВА ВСЕСВІТУ

Найближчі сусіди Галактики Спостерігаючи інші галактики, астрономи звернули увагу на те, що не всі вони мають спіральну структуру. За зовнішнім виглядом іс нують три типи галактик — спіральні, еліпт ичні та неправильні. Наша Галактика, так само як і га Найближчі галактики лакти ка в сузір’ї Андромеди М 31, належ ить до Відстань, Видима зоряна Назва св. рік спіральних. Вони мають схожий вигляд, майж е величина однакові розміри і приблизно однакову кількість ВМХ 1,6• і о5 +0,бт зір. Галактика М 31 розташована на відстані 2 млн ММХ 1,8 • 105 +2,8т св. років від Землі — це найдальший об’єкт у Все М 31 2,3-106 +4,3'” світі, яки й ще мож на спостерігати неозброєним 2-Ю6 +9,1™ М 32 оком (рис. 15.6). Найближчі до нас галактики, Ве М 33 2-Ю6 +б,2т лику та Малу Магелланові Хмари (ВМХ, ММХ), можна побачити на небі Південної півкулі.

Рис. 15.6. Галактику МЗ1 у сузір'ї Андроме ди видно неозброєним оком — вона розташо вується на відстані 2,3 млн св. років

У спіральних рукавах галактик зараз відбувається інтенсивне народження молодих зір та формування планетних систем, у той час я к в еліптичних галактиках більше старих ж овтих та червоних зір. Можливо, що в еліптичних галактиках процес утворення зір уже за кінчився.

Розподіл галактик у Всесвіті Спостерігаючи гравітаційну взаємодію планет і зір, астрономи звернули увагу на своєрідну ієрархічну структуру руху космічних тіл: 1. П ланет и та їхні суп ут ни ки , що обертаються навколо своєї зорі. 2. Зоряні с к у п ч е н н я , я к і налічую ть тисячі й н а віть м ільйони об’єктів. 3. Г а ла кт и ки об’єднують у спільне гравітаційне поле сотні мільярдів зір, я к і обертаються навко ло одного ядра. Рис. 15.7. Скупчення га 4. С купчення га ла к т и к , я к і налічують мільйони лактик у сузір'ї Волосся Вероніки об’єктів.

121

§15. БУДОВА ВСЕСВІТУ

Н аш а Галактика й галакти ка М 31 входять до М ісцевої групи галактик. Найбільші скупчення галак тик спостерігаються у сузір’ях Д іви та Волосся Веро ніки (рис. 15.7). У цьому напрям ку астрономи від крили своєрідну В ели ку ст іну, де на відстані 500 млн св. років виявляється значне збільшення кількості га л актик у порівнянні з інш ими напрямками. Окремі галактики взаємодіють м іж собою, навіть відбувають ся їхні зіткнення, коли одна галакти ка поглинає ін ш у ,— спостері гається своєрідний га лакт ичний «канібалізм» (рис. 15.8). На остан ній, четвертій, ступені ієрархічної структури скупчення галактик майж е не взаємодіють м іж собою, тому не виявлено якогось спіль ного центра, навколо якого могли б обертатися мільйони галактик. Ще однією характерною рисою розподілу галактик у просторі є те, що вони розміщені у Всесвіті у великому масштабі не хаотично, а утворюють дуже дивні структури, які нагадують величезні сітки з во локон. Ці волокна оточують гігантські, відносно пусті області — по рожнечі. Деякі порожнечі мають діаметр 300 млн св. років — на сьо годні це найбільші відомі утворення у Всесвіті. Імовірнішим поясненням цієї волокнистої структури Всесвіту є те, що галактики у просторі роз ташовані на поверхні величезних бульбашок, а порожнечі є їхньою внут рішньою областю. З поверхні Землі нам тільки здається, що галакти ки розташовані подібно до намиста, яке нанизане на волокнах, бо ми їх бачимо на обідках величезних космічних бульбашок (рис. 15.9). Най більшим із таких космічних волокон у структурі галактик і є Велика Стіна завдовжки 600 млн св. років і завш ирш ки 200 млн св. років. Просторова модель Всесвіту нагадує шматок пемзи, який у цілому має однорідну структуру, але окремі об’єкти мають порожнини.

Велика стіна Величезні скупчення галактик у напрямку сузір'їв Діви і Волосся Вероніки

Рис. 15.9. Волокниста структура Всесвіту. Га лактики розташовані на поверхні величезних бульбашок, а ми їх бачимо у вигляді намиста

122

§15. БУДОВА ВСЕСВІТУ

Закон Габбла У 1929 р. американський астроном Е. Габбл до сліджував спектри галактик і звернув увагу на те, що лінії поглинання у всіх спектрах зміщені в червоний бік. Згідно з ефектом Допплера, це свідчить про те, що всі галактики від нас віддаляються. Крім того, за до помогою величини зміщ ення спектральних ліній м ож на визначити ш видкість, з якою галактики віддаля ються. Виявилося, що швидкість, з якою «тікають» від нас інші галактики, збільшується прямо пропор ційно відстані до цих галактик (закон Габбла): У = Н г, де V — швидкість галактики, Н — стала Габбла, г — відстань до галактики в мегапарсеках. За останніми вимірами Н &70 к м Д сМ п к ). Для допитливих

Розлітання галак тик — дивний про цес розширення Всесвіту, який супро воджується збільшен ням відстаней між га лактиками

Стала Габбла Н* 70 км/(с-Мпк) Швидкість розлітання галактик збільшуєть ся на 70 км/с на кож ний мільйон парсеків

Згідно із законом Габбла, якщо відоме зміщення спектральних ліній, то можна визначити швидкість галактики, а отже, і відстань до неї. Найвіддаленіший об'єкт, який удалося зареєструвати, розташований на відстані 14 млрд св. років і має швидкість 280000 км/с. Тобто ми його бачимо в той час, коли ще не було не тільки нашої Землі та Сонця, але не існувало навіть нашої Галактики. На пер ший погляд здається, що наша Галактика розташовується в центрі цього розши рення, але виявляється, що ніякого центра у Всесвіті не існує. Мешканець будьякої іншої галактики буде спостерігати таке саме розширення, тому він може вважати, що його галактика теж розташована в центрі Всесвіту.

Моделі Всесвіту Д ля побудови моделі Всесвіту необхідно дати відповідь на та ке запитання: «Чи має Всесвіт якусь межу у просторі?». Н ескінчен ний і безмежний у просторі та часі Всесвіт при вертає до себе увагу тим , що він не має країв Космологічні парадок і містить нескінченну кількість зір та галактик. си — суперечності, які ви никають у вічному та без Але в такому вічном у та безмежному Всесвіт і межному Всесвіті виникаю ть суперечності, я к і в астрономії н ази вають космологічними парадоксами. Існують три космологічні парадокси: фотометричний, граві т аційний та «т еплої смерті» Всесвіту. Ми розглянем о тіл ьк и ф от ом ет ричний парадокс, я к и й був сформульований у 1744 р. ш вейцарським астрономом Ж . Шезо та доповнений німецьким астрономом І. Ольберсом у 1826 р. Коротко суть цього парадокса можна виразити в такому запитанні: «Якщо Всесвіт нескін чен ни й, то чому вночі темно?». З д ається, що на це запитання зможе відповісти кож ний учень, адже зміну дня і ночі

123

§15. БУДОВА ВСЕСВІТУ

Рис. 15.10. Коло може служити моделлю без межного одновимірного світу, який має скінчен ну довжину. У такому просторі можна зроби ти навколосвітню ман дрівку й повернутися на місце старту

Рис. 15.11. Сфера може бути моделлю двовимір ного безмежного світу, який має скінченну пло щу. У такому просторі теж можна здійснити кру госвітню подорож — так Магеллан довів, що по верхня Землі не має межі

Висновки

вивчають у початковій ш колі. Але треба п ам ’ятати: над нічною поверхнею Землі світить безліч зір без межного Всесвіту, я к і випроміню ю ть нескінченну кількість енергії, тому освітлення від зір і галактик має бути не меншим за освітлення, яке створює Сон це. Але з власного досвіду ми бачимо, що вночі небо набагато темніше, ніж удень. М атематики запропону вали таку модель Всесвіту, у якій можна спростува ти фотометричний парадокс. Всесвіт може бути без меж ним, але скінченним . В одновимірному просторі такий безмежний скінченний світ — це звичайне ко ло або будь-яка інш а замкнена крива (рис. 15.10). З а чинений двовимірний простір — поверхня сфери, як а не має м еж і, але площ а поверхні сфери є скінченною величиною (рис. 15.11). Ми живемо у тривимірному просторі, і важко уявити собі так и й закр и ти й Всесвіт, я к и й не має м еж і, але має скінченний об’єм і, отже, обмежену к іл ь к ість зір і гал ак ти к . У таком у Всесвіті немає центра, всі точки в ньому рівноправні й у всіх на прям ках простір однорідний. На практиці важ ко пе ревірити, у яком у просторі меш каю ть якісь істоти, і дізнатися, чи є простір скінченним. Якщ о простір закритий, то мандрівник, подорожуючи в одному на прям ку, може зробити кругосвітню мандрівку й по вернутися в точку старту. В історії земної ц и вілізації першу таку подорож здійснив Магеллан (1480—1521), який довів, що поверхня Землі є закритим двовимір ним простором. У тривимірному Всесвіті космонавти ніколи не змож уть заверш ити таку навколосвітню мандрівку, тому перевірку можна зробити тільки за допомогою теоретичних міркувань, я к і ми розглянемо в наступ ному параграфі.

-------------------

Всесвіт має складну комірчасту структуру, у якій відбувається гравітацій на взаємодія всіх космічних тіл. Навколо зір обертаються інші зорі й планети. Крім того, зорі утворюють величезні скупчення, які налічують сотні тисяч і міль йони об'єктів. У спільному полі тяжіння галактик розташовуються уже сотні міль ярдів зір, які обертаються навколо спільного центра. Галактики теж утворюють окремі скупчення, які розміщені у великому масштабі не хаотично, а утворюють дуже дивні структури, що нагадують величезні сітки з волокон. Ми живемо у Все світі, який розширюється у безмежному просторі.

124

§15. БУДОВА ВСЕСВІТУ

Тести

-----------

1. Слово галактика в перекладі з грецької мови означає: А. Чумацький Шлях. Б. Сріблястий шлях. В. Чорний шлях. Г. Велика дорога. Д. Молочний Шлях. 2. Що розташоване в центрі Галактики? А. Зоряне скупчення. Б. Чорна діра. В. Червоний гігант. Г. Білий карлик. Д. Чорна хмара. 3. Галактичний рік визначає: А. Період обертання Галактики навколо осі. Б. Період обертання Сонця на вколо центра Галактики. В. Відстань, яку пролітає світло до галактики в Андромеді. Г. Період обертання Галактики навколо центра світу. Д. Період обер тання зір сферичної складової навколо центра Галактики. 4. Термін Велика стіна в астрономії означає: А. Зародження нових зір і планетних систем. Б. Величезне скупчення га лактик у напрямку сузірТв Діви і Волосся Вероніки. В. Оборонні споруди, які створили галактичні цивілізації. Г. Скупчення газу і пилу в міжгалактичному просторі. Д. Скупчення невідомої темної речовини, яка поглинає світло да леких галактик. 5. Згідно із законом Габбла, всі галактики розлітаються в різних напрямках. Що розташоване у центрі цього розширення? А. Земля. Б. Наша Галактика. В. Галактика М31 у сузірТ Андромеди. Г. Скуп чення галактик у сузір'ї Діви. Д. Центра не існує, бо в безмежному Всесвіті відсутні центр та околиці. 6. Які зорі входять у плоску складову Галактики? 7. Які структури мають галактики? 8 . Як за допомогою закону Габбла можна виміряти відстань до галактик? 9. Чи можуть відбуватися зіткнення галактик? 10. Обчисліть, з якою швидкістю віддаляється від нас галактика, якщо світло від неї летить до Землі 4-Ю8 р.

Диспути на запропоновані теми

■

11. Спробуйте пояснити фотометричний парадокс безмежного і нескінченного Всесвіту (парадокс Ольберса): «Якщо Всесвіт нескінченний, то чому вночі темно?».

Завдання для спостережень

----- --------

12. Визначте, через які сузір'я проходить Молочний Шлях. 13. Відшукайте, у якому напрямку розташований центр Галактики. Коли сходить і заходить центр Галактики на день вашого народження? 14. Знайдіть на небі Туманність Андромеди (галактику у сузірТ Андромеди). У яку пору року цю галактику видно всю ніч?

Ключові поняття і терміни:

—■

-----

Велика Стіна, галактичне ядро, галактичний рік, зоряні скупчення, розлітання га лактик, спіральні галактики, стала Габбла.

125

О е5і§еп РЬАЫЕТ-! h ttp ://w w w .e x .u a /v ie w /16 8 6 7 9 2 4

§16. Еволюція Всесвіту Вивчивши цей параграф, ми: ш дізнаємося про Великий Вибух, з якого почалося розширення Всесвіту; ■ побачимо, чи можуть існувати паралельні світи; ■ довідаємося про можливі сценарії еволюції Всесвіту в майбутньому.

Великий Вибух та вік Всесвіту Астрономічні дослідження, що проводились у XX ст., допомогли астрономам збагнути розлітання галактик, яке свідчить про те, що сам Всесвіт не залиш ається сталим у часі — він змінює свої параме три. Якщ о відстань між галактиками зараз збільшується, то раніше вони розташовувались ближче одна до одної. За допомогою сталої Габбла можна підрахувати, коли всі галактики до початку розширення могли перебувати в одній точці. Моментом початку розширення Все світу є Великий Вибух, який пов’язаний із віком Т Всесвіту: Т —1/ Н. За сучасними даними стала Габбла Я * 70 кмДс-М пк), тобто Ве ликий Вибух міг відбутися приблизно 15 млрд років тому. Якщо врахувати, що вік нашої Галактики не може бути більшим за вік найстаріш и х к у л ясти х зоряних скупчень, що існую ть уж е понад 13 млрд років, то цю цифру можна також вваж ати за нижню межу віку нашого Всесвіту. На перший погляд здається, що для побудови теорії еволюції Всесвіту велике значення має визна Великий Вибух — чення місця Великого Вибуху. Якби Великий Вибух процес, що відбувся був процесом, який нагадує вибух бомби, то можна під час зародження було б визначити місце цієї події. Насправді розш и Всесвіту, коли поча лося загадкове роз рення Всесвіту включає не тільки розлітання самих ширення космічного галактик відносно космічного простору, але й зм іну простору й утворен параметрів самого Всесвіту. Інш ими словами, гал ак ня елементарних час тики не летять відносно решти Всесвіту, бо сам Все тинок, атомів і вели світ теж розш ирю ється. Таким чином, конкретного ких тіл — планет, зір, місця, де стався Великий Вибух, у Всесвіті не існує, галактик так само, як немає центра, від якого віддаляю ться галактики.

Головні ери в історії Всесвіту Всесвіт на початку існування мав настільки маленькі розміри, що тоді не було ні галактик, ні зір і навіть ще не існували елемен тарні частинки. Густина та температура новонародженого Всесвіту

126

§16. ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ

досягали таких фантастичних значень, що вчені навіть не можуть визначити, у якому стані при цьому пере бувала матерія. Цей початковий момент народження Всесвіту називають сингулярністю (від л ат.— єдиний). Потім густина і температура Всесвіту почали зниж у ватись і стали утворюватися елементарні частинки, атоми і галактики. Усю історію нашого Всесвіту можна розділити на чотири ери — адронна, лепт онна, випром іню ван ня та речовини (див. таблицю). Ера В сесв іту

В ік В с е с в і ту, років

Р ечови ни

1 . 5 - 1 0 10

С учасна еп о х а

1 , 2 • 1 0 10

В и н икн ення на Зем л і ж и ття

1 0 10

Ф а зи ев о л ю ц ії

У т в о р е н н я п е р ш и х з ір

5-Ю 9

У творен н я н а ш о ї Г ал ак ти к и

3-Ю 8 108 3-Ю 5

Т ем пера тур а, К

Г устина, к г /м 3

2 ,7

5 - 1 0 27

Ф орм ування С онячної систем и

6-Ю 9

109

Сингулярність — по чатковий момент при зародженні Всесвіту, коли густина і темпе ратура матерії сягали надзвичайно великих значень

Ю-2в

К вазар и П о я в а х м а р в о д н ю т а г е л ію У т в о р ю ю т ь с я а т о м и Г ід р о г е н у т а Г е л ію Ф о р м у в а н н я р е ч о в и н и . В с е с в іт с т а є н е й

ю - 13 3

1 0 10

тральним і тем ним В и п р о м і-

300 с

ню вання Л еп тон н а

К ін е ц ь е р и в и п р о м ін ю в а н н я

10 с

У т в о р ю ю т ь с я я д р а Д е й т е р ію т а Г е л ію

10і

10"4с

Е л ек тр он и і п ози тр он и в стан і теп л ов ої

1 0 10

1 0 16

р ів н о в а г и з в и п р о м ін ю в а н н я м А дронна

10 7 с

Р о з д іл е н н я е л е к т р о м а г н і т н о ї т а с л а б к о ї

1 0 15

в з а є м о д ії

С ингу л я р н іс т ь

1 0 - 10 с

У т в о р е н н я н е й т р о н ів і п р о т о н ів

1 0 - 32 с

В ід д і л е н н я с и л ь н о ї в з а є м о д ії

1 0 43 с

В ід д і л е н н я с и л г р а в іт а ц ії

1 0 27

1 0 32

1 0 95

У сі чотири ф ун дам ен тал ьн і сили о б ’є д н а н і в є д и н у . Р о з м ір и В с е с в іт у н а бл иж ую ться до нуля

Для допитливих = = = = = = = = = = ^ ^ = = = = = = Із філософської точки зору між елементарними частинками та електро магнітними хвилями немає суттєвої різниці, бо все суще в природі є матерією. Але з фізичної точки зору принципова різниця між цими видами матерії полягає в тому, що швидкість елементарних частинок (електронів, протонів, нейтронів), з яких утворені зорі, планети і, нарешті, ми з вами, ніколи не може досягти швид кості світла, у той час як кванти електромагнітних хвиль ніколи не можуть мати швидкість меншу, ніж швидкість світла.

127

§16. ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ

Реліктове фонове випромінювання Ті кванти електромагнітного випромінювання, що відірвалися від елементарних частинок в еру випромінювання, доходять до нас з усіх боків і відповідаю ть електром агнітном у в и проміню ванню чорного тіла з температурою 2,7 К Реліктове випромі (рис. 16.1). На початку існування кванти мали вели нювання — кванти ку енергію, тому випромінювання відбувалося у ви світла, що утворили ся 15 млрд років то со к о ч асто тн ій ч асти н і сп ек тр а ел ек тр о м агн ітн и х му. Вони відділилися хвиль у гамма-діапазоні. Із часом гамма-кванти втра від елементарних чали енергію, тому довжина електромагнітних хвиль частинок і почали са збільш увалася, і через 10г> років після Великого Ви мостійне поширення буху максимум випромінювання припадав уже на ви у Всесвіті. За допомо диму частину спектра — тоді молодий Всесвіт справ гою цього випромі нювання виміряли ді мав вигляд яскравої вогняної кулі й був подібний середню температуру до вибуху ядерної бомби. Через 10 млн років м акси Всесвіту 2,7 К мум випромінювання вже розташовувався в інфрачер воній частині спектра, а через 14 млрд років середня температура Всесвіту зменш илася до 2,7 К, тому за раз максимум випромінювання розташ овується в радіодіапазоні на хви л і завдовж ки 1 мм. Таке випромінювання надходить до Землі звідусіль, його інтенсивність і частота не залеж ать від напрямку, і це свідчить про те, що середня температура Всесвіту повсюди од накова. Ц ікаво, що передбачив існування гарячого раннього Всесві ту ще 60 років тому уродженець міста Одеси Г. Гамов (США), але зареєстрували ці реліктові електромагнітні хвилі тільки в 1965 р.

3000 к

Рис. 16.1. Чим далі від Землі розміщується кос мічний об'єкт, тим мо лодшим ми його бачи мо, бо світло від нього досягає поверхні Землі через мільярди років. На межі видимої части ни Всесвіту з відстані 10 млрд св. років над ходить випромінювання, яке утворилося за часів Великого Вибуху. На відстані 5 млрд св. ро ків ми бачимо квазари, з яких пізніше форму ються галактики

128

(сьогодні) зо ря галак ти к а

10 мільярдів п р ото гал акти ка

мільярди В еликий

квазари атом и

300 000

§16. ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ

Майбутнє Всесвіту

Гравітаційна взаємодія речовини в майбутньо му може зм енш ити ш видкість розш ирення Всесві ту. В и явл яється, як щ о середня густина Всесвіту має крити чн е значення 5-Ю “27 к г /м 3, а стала Габбла Н * 70 км Д с-М п к ), розш ирення може відбува тися вічно. Р озрахунки показую ть, що майбутня доля нашого Всесвіту залеж ить від значення сп р авж ньої середньої густини щодо критичної густини р0 . М ожуть бути три сценарії майбутнього розвитку подій: 1) р < р 0 ; 2 ) р > р 0 ; 3) р = р0 .

Розгляньмо ці моделі можливої еволюції наш о го світу: 1. Якщ о середня густина Всесвіту р < р 0 , то га л акти ки будуть розлітатися вічно, і в майбутньому температура фонового випромінювання поступово бу де зниж уватись, наближую чись до абсолютного ну л я , а максимум випроміню вання з часом буде зм і щ уватись у сантим етровий і м етровий діап азони електром агнітних хвиль (рис. 16.2). Т акий Всесвіт називаю ть відкритим , він не має м еж і у просторі й може існувати вічно, поступово перетворюючись на ніщо. 2. Якщ о в космосі виявиться значна прихована маса і середня густина буде р > р0 , тоді розш ирення Всесвіту через деякий час припиниться. Такий Все світ називають закритим — він не має м еж і у про сторі, але має початок і кінець у часі (рис. 16.3). Через кілька мільярдів років розлітання гал ак тик може зупинитися, а потім почнеться стиснення Всесвіту, бо гравітац ій н а сила зм усить гал ак ти к и зближуватись. Зближ ення галактик призведе до тра-

Рис. 16.2. У відкритому Всесвіті справедлива неевклідова геометрія, коли сума кутів у три кутнику менша від 180°

А + В + С - 270° > 180“

Рис. 16.3. Для закритого Всесвіту є правильною неевклідова геометрія, коли сума кутів у три кутнику більша за 180°

Рис. 16.4. Еволюція за критого Всесвіту. Такий світ збільшується до пев них максимальних розмі рів, після чого галактики почнуть зближуватись. Початок і кінець такого Всесвіту мають нескін ченно велику температу ру і густину

129

§16. ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ

Р----------- ►

Рис. 16.5. У геометрії Евкліда паралельні пря мі не перетинаються, а сума кутів у трикутни ку дорівнює 180°

гічних наслідків для ж ивих організмів, бо енергія фо нового випромінювання і температура Всесвіту будуть зростати (рис. 16.4). Небо почне світитися спочатку червоним кольором, а потім стане синім. Температу ра зросте настільки, що всі ж иві істоти загинуть, по тім зникнуть зорі, планети, елементарні частинки, і Всесвіт знову перетвориться на речовину з надзви чайно великою густиною. 3. Існує тако ж ім овірність того, що середн густина Всесвіту дорівню є кр ити чн ій густині р = р0. У цьому випадку безмеж ний та нескінченний Все світ має нульову кривизну, і для нього справедлива геом етрія Е вкліда (рис. 16.5). Г ал ак ти к и будуть розлітатися вічно, тем пература Всесвіту буде вічно набли ж уватися до абсолютного нуля... Ц ей сц ена рій еволю ції ц ікави й ще й тим , що при ньому з а гальна ен ергія Всесвіту зал и ш ається рівною нулю: Е к + £„ = 0. Тобто якщ о вваж ати потенціальну енер гію т я ж ін н я негативною , а кін етичну енергію ру ху — позитивною , то Всесвіт м іг ви никн ути з нічо го у ф ізичном у вакуум і я к дивовиж не збурення, тому з часом він теж мож е перетворитися на ніщ о.

Для допитливих

■ ■-

---------

Сучасні спостереження підтверджують існування у Всесвіті прихованої маси (так звана темна матерія), яка зосереджена в тілах, що випромінюють не значну енергію у вигляді електромагнітних хвиль — чорні діри, пульсари, ней тринне випромінювання, гравітаційні хвилі тощо. Астрономи, які займаються проблемами космології, запропонували гіпотезу щодо існування нового класу елементарних частинок, яким дали таку умовну назву — Слабко Взаємодіючі Масивні Частинки (СВМЧ). Якщо ці гіпотези про приховану масу підтвердяться, то середня густина Всесвіту може бути більша за критичну, і майбутня еволю ція Всесвіту відбуватиметься за сценарієм, який викладено у п. 2 (рис. 16.3, 16.4)). Такий Всесвіт нагадує казкову птицю Фенікс, яка періодично спалюється, а потім із попелу відроджується молодою.

Останні дослідж ення руху зір у гал ак ти к ах підтвердж ую ть гіпотезу про існування класу елем ентарних частинок із при хова ною масою, я к і отрим али назву т ем на м ат ерія. К рім того в и я в лено, що в м іж галакти чн ом у просторі існую ть сильні поля неві домої природи, я к і астрономи н азвал и т ем на енергія. Н овітні гіпотези припускаю ть, що в наш час за допомогою телескопів ми спостерігаємо тіл ьки 5 % м атерії Всесвіту, а 95 % припадає на з а гадкові поля темної енергії та темної м атерії, я к а не випроміню є електром агн ітні хвилі.

130

§16. ЕВОЛЮЦІЯ ВСЕСВІТУ

Висновки ________

■■

Еволюція Всесвіту почалася з Великого Вибуху надзвичайно щільної ма терії 13—20 млрд років тому, коли сталося загадкове розширення космічного простору, Про це свідчить розлітання галактик, яке триває до цього часу, і вміст Гелію (25%) та Гідрогену (75%) у речовині; Надзвичайно високу температуру мо лодого Всесвіту підтверджує реліктове електромагнітне випромінювання. Майбутнє Всесвіту залежить від середньої густини речовини, яка взаємо діє згідно із законом всесвітнього тяжіння. Можливо, що Всесвіт є відкритим і нескінченним, і його розширення буде тривати вічно. Але якщо середня густина речовини у Всесвіті більша ніж деяка критична величина, то такий Всесвіт може періодично розширюватися, а потім стискатися.

Тести

----------------

1. Що означає в астрономії термін Великий Вибух? А. Вибух нової зорі. Б. Вибух ядра галактики. В. Зіткнення галактик. Г. Мо мент, коли почалося розширення космічного простору. Д. Момент, коли утво рилися галактики. 2. Коли стався Великий Вибух? А. 10 років тому. Б. 2003 роки тому. В. 1 000000 років до нашої ери. Г. 1 млрд років до нашої ери. Д. 15000000000 років до нашої ери. 3. Коли утворилася Сонячна система? А. 6000 років до н. е. Б. 100000 років до н. е. В. 1000000 років до н. е. Г. 5 млрд років до н. е. Д. 15 млрд років до н. е. 4. У якому місці космосу стався Великий Вибух? А. У центрі Всесвіту. Б. У ядрі нашої Галактики. В. У скупченні галактик у сузір'ї Діви. Г. Скрізь, бо галактики не летять відносно решти Всесвіту, адже сам про стір теж розширюється. Д. В іншому вимірі за межами нашого Всесвіту. 5. Чому дорівнює середня температура Всесвіту? А. 0°С. Б. 0 К. В. -270 °С. Г. 2,7 К. Д. -300 °С. Е. 300 К. 6. Яка доля закритого Всесвіту? 7. Що чекає в майбутньому відкритий Всесвіт? 8 . З якої події почалося розширення Всесвіту? 9. Про що свідчить реліктове випромінювання Всесвіту? 10. Галактика перебуває на відстані 100 млн пк. Обчисліть, скільки років летить світло від неї до Землі. 11. З якою швидкістю віддаляється від нас галактика, яка розташовується на від стані 109 св. років від Землі?

Завдання для спостережень

■■м,

-----

12. Чи можна за допомогою шкільного телескопа побачити, що галактики від нас віддаляються?

Ключові поняття і терміни: ________

■ ■■■

Великий Вибух, відкритий Всесвіт, закритий Всесвіт, паралельні світи, пульсую чий Всесвіт, реліктове фонове випромінювання, сингулярність.

131

§17. Життя у Всесвіті Вивчивши цей параграф, ми: ■ дізнаємося про те, чому у Всесвіті з'являються живі істоти, які хочуть збагнути сенс свого існування; ■ з'ясуємо, чи можуть існувати цивілізації за межами Сонячної сис теми; ■ довідаємося, як можна обмінюватись інформацією з інопланетними ци вілізаціями.

Антропний принцип

Ж и ття є однією з великих таєм ниць Всесвіту. Ми бачимо на Землі різном анітні ж иві організм и, але нічого не знаємо про інш і форми ж иття на чуж их планетах. Усі ж иві істоти народж ую ть дітей, а потім рано чи пізно вмирають, «Вваж ати З е м л ю є д и тобто перетворюються на неживу матерію. Але на Зем ним з а с е л е н и м св і т ом було б т а к сам о лі ще ніхто не спостерігав безпосереднє зародж ення б е з гл у зд о , як с т в е р ж ивих біологічних клітин із неж ивих хім ічних спо дж уват и, щ о н а в е л и лук. Із цього приводу англійський біолог Ф. К рік ч езн о м у з а с ія н о м у п о висловився так: «Ми не бачимо ш лях у від п ер віс л і м іг б и в и р о с т и ного бульйону до природного відбору. М ожна дійти л и ш е о д и н к о л о со к » висновку, що походження ж иття — чудо, але це свід М ит ридор чить лиш е про наш е незнання». (ІІІ ст . д о н. е.) Астрономічні спостереження показують, що п а рам етри орбіти Зем лі, її маса, радіус і хім ічний склад найбільш сп ри ятли ві для існування ж и ття. Д ля цього також потрібне стабільне Сонце, як е про тягом кіл ьк о х м ільярдів років м айж е не зм ін ю ва ло своєї світності. Н авіть розш ирення Всесвіту теж сприяє існуванню ж и ття , бо у ф азі стиснення см ер тельне короткохвильове фонове випромінювання мог Антропний прин ло б зни щ и ти все ж иве (див. §16). В иникає таке цип. Ми спостерігає вр аж ен н я, що все суще в космосі існує для того, мо Всесвіт таким, щоб на Зем лі ж и л и розумні лю ди. Таким чином бу яким ми його бачимо, бо ми існуємо ла сф ормульована ф ілософ ська основа косм ології — антропний принцип (від грец. антропос — людина)'. Відкрита система «Ми спостерігаємо Всесвіт таким, яким ми його бачи обмінюється з навмо, бо ми існуємо». Тобто, може десь у космосі іс копишнім середови нують світи з інш им и парам етрам и, але там немає щем енергією та ін розумних істот, я к і могли б описати своє буття і пе формацією редати цю інф орм ацію з минулого в майбутнє.

132

§17. ЖИТТЯ У ВСЕСВІТІ

Життя як відкрита система, яка зберігає та передає інформацію з минулого в майбутнє

Загальні характеристики живих істот можна описати за допомо гою деяких термінів теорії складних систем, поведінку та еволюцію яких вивчає нова наука синергетика. Усі живі істоти за допомогою ге нів створюють величезний об’єм інформації, яка збері гається і передається нащадкам (рис. 17.1). Об’єм ін Синергетика — н а у формації, який зберігає тільки одна клітина живого к а, щ о в и в ч а є зако н и та е в о л ю ц ію с к л а д організму, оцінюється в 1022— 1023 біт. Для порівняння них систем нагадаємо, що об’єм інформації, яку зберігають сучас ні комп’ютерні диски, у мільярди разів менший. Біологічна еволюція ж ивих організмів відбува ється у напрямку збільшення об’єму інформації, який Живий організм — передається нащадкам. Наприклад, загальна маса усіх с к л а д н а в ід к р и т а с и с т е м а з х ім іч н и х і б іо л о ж ивих істот 100 млн років тому була не менша, ніж г іч н и х с п о л у к , я к а м а є маса сучасних ж ивих істот, але об’єм нової інформа в и с о к у с т у п ін ь у п о ції, якою володіє наша цивілізація, у мільярди разів р я д к о в а н о с т і та з б е р і більший, ніж інформація, що зберігалася у велетен г а є в е л и ч е з н и й о б 'є м ських тілах динозаврів. ін ф о р м а ц ії п р о с е б е Гігантський стрибок у збільшенні потоку інфор і н а в к о л и ш н ій світ мації відбувся 1 0 0 0 0 0 років тому з появою розумної людини — Homo sapiens. Біологи доводять, що тоді на Землі паралельно існували два види розумних лю О б 'є м ін ф о р м а ц ії о д дей — кроманьйонці та неандертальці. Хоча неандер н о ї к л іт и н и ж и в о ї іс т о т и 1 0 “ — 1 0 23 біт, тальці були фізично сильними та могутніми, але під л ю д и н и — 1 0 25 б іт час льодовикового періоду вони загинули. Виж или кроманьйонці, я к і навчилися не тільки добувати та зберігати вогонь, а й передавати свої знання нащ ад кам , тобто передавати інформацію з минулого в м ай бутнє не тільки за допомогою генів. М айже всі тва рини для обміну інформацією користуються звуками, але тільки розумна людина для збереження інформа ції почала застосовувати різноманітні знаки і симво ли, я к і з часом перетворилися на писемність. Завдяки ком п’ютерам на сучасному етапі роз витку нашої цивілізації теж спостерігається значне збільшення потоку інформації, якою володіє людство. За допомогою АМС ми почали збирати інформацію на далеких планетах та приступили до безпосередніх по ш уків позаземних форм ж иття. Рис. 17.1. Ланцюг ДНК, Імовірність існування ж иття на інш их тілах Со за допомогою якого за нячної системи досить мала (див. § 7 — 11 ), тому по писується і зберігається ш уки позаземних цивілізацій зараз ведуться поблизу інформація про живий організм інш их зір. Недавно виявлено понад тисячу темних

133

§17. ЖИТТЯ У ВСЕСВІТІ

супутників зір, що свідчить про існування інш их планетних систем, де можуть бути досі невідомі цивілізації.

Проблеми контактів із позаземними цивілізаціями Контакти м іж ц и вілізаціям и перш за все означаю ть обмін ін формацією . Я кщ о у Всесвіті існують ін ш і ц и віл ізац ії і вони мають певний обсяг інф орм ації щодо своєї частини Г алакти ки, то обмін інформацією м іж ними може привести до загального зростання ін формації, тому такий процес, згідно з теорією біологічної еволюції, мож на вваж ати прогресивним. Контакти з інш ими цивілізаціям и можуть бути трьох типів: 1. Обмін інформацією за допомогою електром агнітних хвиль або іншого випроміню вання, яке може бути носієм інф орм ації (рис. 17.2). 2. Обмін інформацією за допомогою автоматичних систем, керувати якими будуть комп’ютери і роботи. 3. Зустріч ж ивих представників інопланетних ци вілізацій. На даному етапі розвитку земної цивілізації ми можемо здійснити контакти першого типу — су часні радіотелескопи спроможні передавати та при ймати інформацію від цивілізації нашого інтелек туального рівня з відстані 1000 св. років. На такій відстані існують мільйони зір, тому відшукати від повідний об’єкт для спостереження дуже складно. Рис. 17.2. Р а д і о т е л е с к о п , У 1967 р. вперше зареєстрували періодичні сиг за д о п о м о го ю яко го нали, я к і надходили з міжзоряного простору, їх м о ж н а п р и й м а т и р а д іо назвали пульсарами. Аналіз сигналів показав, що с и г н а л и в ід п о з а з е м н и х пульсари ніякого відношення до інопланетних ци ц и в іл із а ц ій вілізацій не мають, бо періодичні сигнали випромі нюють нейтронні зорі (див. §14). Від Зем лі пош ирю ється своєрідна ін тел ек туальна х ви ля, я к у випроміню ю ть земні радіо станції. Я кщ о врахувати, що перш і радіостанції почали передавати інформацію у космос 100 ро к ів тому, то ці «розумні» сигнали пош ирилися тіл ьк и на відстань 100 св. років від Зем лі. Я к Рис. 17.3. П е р ш а с п р о б а встанови ти контакт д р у що на так ій відстані розташ овується ц и в іл іза го го ти п у. Н а з о л о т ій ц ія наш ого інтелектуального р івн я, що отри м а пластинці в и к ар б у в ан і ла наш і си гнали, то відповідь дійде до нас не ф іг у р и л ю д е й і к о о р д и раніш е н іж через 200 років. Тобто встановлен н а т и З е м л і в Г а л а к т и ц і. ня кон тактів м іж ц и віл ізац іям и за допомогою Д о н а й б л и ж ч о ї з о р і АМС електром агн ітни х хвиль мож е відбуватися до « П іо н е р » (СШ А) б у д е л е сить тривали й час. т іт и 1 0 5 р о к і в

134

§17. ЖИТТЯ У ВСЕСВІТІ

Н алагодж ення контактів другого типу за допомогою автома тичних систем теж вимагає тривалого часу. Н априклад, космічні апарати «Піонер-10, 11» і «Вояджер-1, 2» через мільйони років ви йдуть за меж і Сонячної системи і будуть самостійно обертатися на вколо центра Галактики. Не виклю чена можливість, що ці апарати стануть супутниками якоїсь зорі. Якщо АМС не згорять болідом в ат мосфері планети, то інопланетяни зможуть прочитати інформацію, яку несуть ці апарати (рис. 17.3).

Можливі наслідки контактів із чужими цивілізаціями Зараз створена м іж народна о р ган ізац ія S E T I (англ. Search o f E x tra T errestrial In tellig en ce — пош уки позаземного розуму), я к а розробила ш ироку програм у пош уків ж и ття у Всесвіті. В иникає питання: для чого ми ведемо Контакти третього пош уки інопланетних ц и віл ізац ій ? Ч и може к о н типу — б е з п о с е р е д н я з у с т р іч з е м л я н з ін о такт із позазем ним розумом принести нам якусь планетянам и, яка м о додаткову інформацію і допоможе ви ж ити лю дству ж е тр ап и ти ся на будьв цьому світі? я к ій п л а н е т і а б о Справа в тому, що наш а ци вілізація зараз пе в к о с м іч н о м у п р о с т о р і ребуває у своєрідній ізоляції, бо Земля за багатьма параметрами є також закритою системою. Згідно із законами еволюції складних систем у закритій сис Пам'ятайте! З а г а л ь н а темі зростає безлад і знищується інформація, тому за ін ф о р м а ц ія д в о х р о з у м н и х л ю д е й п іс л я крита система приречена на смерть. П рикладом та їх н ь о г о с п іл к у в а н н я кої своєрідної деградації закритої системи є звичайні з р о с т а є т іл ь к и у в и теплові процеси — в ізольованій колбі вирівнюються падку, як щ о во н и м а температура та густина. ю ть р із н у ін ф о р м а Ц ікаво, що цей закон зростання безладу в за ц ію . З р о с т а н н я критій системі діє і в людському суспільстві, тільки ін т е л е к т у н а ш о ї ц и в і в цьому випадку мірилом служ ить не температура, л із а ц ії п о л я г а є в том у, щ о л ю д и н е є к о п ія м и а інформація. Людина є істотою суспільною, і вона с в о їх б а т ь к ів , т а к с а може залиш атись людиною тільки спілкую чись з ін м о я к і к о ж н а н а ц ія т а ш ими людьми. д е р ж а в а р о б л я т ь с в ій Виникають і застереження щодо можливих на вн есок у зростан н я слідків контактів із цивілізацією , я к а перебуває на м огутн ості лю дства вищому ступені розвитку. Якщ о чуж а цивілізація за інтелектом набагато випередила зем лян, то вона мо ж е вже здійснювати м іж зоряні перельоти. Тобто контакти третього типу можуть відбутися і на Землі, якщ о до нас прилетять чуж і кос мічні кораблі. У цьому випадку виникне головна проблема: чи захо чуть розумні істоти з інш их світів спілкуватися з нами, адже між нами і ними може бути інтелектуальна «прірва». К онтакти м іж ци вілізаціям и можуть призвести до конфліктів — своєрідних «зоряних війн», і ми маємо бути готовими до цього.

135

§17. ЖИТТЯ У ВСЕСВІТ!

О є б ія є п Р Ц А М Е Т -и л ] http://www.ex.ua/view/16 8 6 7 9 2 4 1

Прогнози еволюції земної цивілізації

Час існування окремої цивілізації теж впливає на визначення за гальної кількості цивілізацій у Галактиці. Наприклад, у Середньовіччі, коли середня тривалість життя людини була 20 —ЗО років, кількість на селення Землі не перевищувала 100 млн осіб, і тільки в кінці XX ст., коли значно зріс середній вік людей, населення Землі сягнуло за 6 млрд. Скільки часу може існувати окрема цивілізація, ми не знаємо, бо спо стерігаємо тільки за розвитком людства. Існують кілька наукових оці нок тривалості життя цивілізації. За так званою песимістичною точкою зору середня тривалість існування окремої ізольованої цивілізації не перевищує 10000 років. Відповідно до цієї ш к а ли земна ци вілізація наближ ується до смерті, бо Інтернет людство зіткнулося з цілим рядом проблем, які Дозволяє нам значно збіль можуть призвести до катастрофічних наслідків. шити об'єм нових знань і отримати інформацію не Учені, які мають іншу, не таку безнадійну тільки з будь-якої бібліоте точку зору, вважають, що всі ці проблеми в май ки на Землі, але й побачити бутньому можуть бути розв’язані, тому оптиміс те, що відбувається у кос тична оцінка тривалості існування нашої цивіліза мосі на інших планетах. ції — 100000 років. Тобто за цією шкалою наша цивілізація тільки народжується, і в майбутньому нас чекає розквіт, освоєння міжзоряного простору та зустрічі з іно планетними цивілізаціями. Для цієї мети в наших школах і вивчають астрономію — науку про таємничий і дивовижний космос. Основні причини, які можуть викликати загибель нашої циві лізації: 1. Екологічна катастрофа, я к а може виникнути внаслідок забруд нення навколишнього середовища промисловими відходами на ш их підприємств. 2. Зміна клім ату на Зем лі через збільш ення кількості вуглекис лого газу в атмосфері, збільш ення парникового ефекту та під вищ ення температури. 3. Збільш ення озонових дір в атмосфері може викликати підви щ ення частки ультрафіолетового випромінювання Сонця, яке досягає поверхні Землі, внаслідок чого можуть загинути фло ра і фауна нашої планети (окрім ж ивих організмів у воді та під поверхнею Землі). 4. Катастрофічне зіткнення з астероїдом або кометою може при звести до різкого зниж ення температури та виникнення ново го льодовикового періоду. 5. Ц ивілізація може закінчити ж иття самогубством через атомну війну. Події останніх років показують, що така загроза існує, поки атомна зброя поширюється серед держав, я к і не спромож ні її належ ним чином контролювати. 6 . Інтелектуальна деградація людства.

136

§17. ЖИТТЯ У ВСЕСВІТІ

Висновки ----- ■-----------

-------- г ш—:■— ■ . ____

___

Життя — це складна відкрита система хімічних і біологічних сполук із ви соким ступенем упорядкованості, яка зберігає величезний об'єм інформації про се бе і навколишній світ. Земля за багатьма параметрами є закритою системою, тому проблема виживання людства пов'язана з освоєнням космосу. Наша цивілізація зро била перші кроки в цьому напрямку — ми почали дослідження Сонячної системи. Але в людства можуть виникнути проблеми під час установлення контактів із чужи ми цивілізаціями, які перебувають на вищому, у порівнянні з нами, ступені інтелекту.

ТЄСТИ

........ .................

............ .... ...... ............. ...

........................;■

1. С и н ер гети ка — ц е н о ва наука, щ о ви вчає:

А.

К о с м іч н е п р а в о . Б . Е в о л ю ц ію с к л а д н и х с и с т е м .

т о в у е к о л о г ію .

Е.

В.

С в іт о в у е к о н о м ік у .

Д.

С в і

Е к о л о г ію к о с м о с у .

К о н т а к т и з ін о п л а н е т н и м и ц и в іл із а ц ія м и в и з н а ч а ю т ь :

А.

З о р я н і в ій н и з ч у ж и м и ц и в іл із а ц ія м и .

Б.

О б м ін ін ф о р м а ц іє ю .

з м а г а н н я з ін о п л а н е т я н а м и . Г. Т о р г ів л ю з ін о п л а н е т я н а м и .

Д.

В.

С портивні

П е р е д а ч у ін ф о р

м а ц і ї ін о п л а н е т я н а м и . 3 . Як р о з ш и ф р о в у є т ь с я а б р е в іа т у р а НЛО?

А.

Б.

Н е л іт а ю ч і л е г к і о б 'є к т и .

Н е п із н а н і л е г к і о б 'є к т и .

В.

Н е п із н а н і л іт а ю ч і

о б 'є к т и . Г. Н о в і л іт а ю ч і о б 'є к т и . Д . Н а д н о в і л іт а ю ч і о б 'є к т и . 4.

Н а д я к о ю п р о б л е м о ю п р а ц ю є м і ж н а р о д н а о р г а н і з а ц і я 5£77?

А.

П о ш у к и ж и т т я у В с е с в іт і.

Б.

П о ш у к и ж и т т я з а м е ж а м и В с е с в іт у .

В.

П ош уки

р а д і о с и г н а л і в в ід ін ш и х ц и в іл із а ц ій . Г. П о ш у к и і н о п л а н е т н и х к о с м іч н и х к о р а б л ів .

Д.

П о ш у к и м а р с ія н .

5 . Я к у р о л ь в ід іг р а ю т ь к о с м іч н і к а т а с т р о ф и в е в о л ю ц і ї ж и т т я н а З е м л і? 6 . Які іс н у ю т ь п ід с т а в и д л я п о ш у к ів ж и т т я з а м е ж а м и С о н я ч н о ї с и с т е м и ?

7. 8.

С к іл ь к и ч а с у с у ч а с н і к о с м іч н і к о р а б л і п о в и н н і л е т іт и д о н а й б л и ж ч о ї з о р і? Ч и м о ж н а з а д о п о м о г о ю с у ч а с н и х р а д і о т е л е с к о п і в у с т а н о в и т и к о н т а к т із п о з а з е м н и м и ц и в іл із а ц ія м и ?

Щ о о з н а ч а є в и с л ів

звичайне життя?

Які ін ш і ф о р м и ж и т т я м о г л и б іс н у в а т и

у В с е с в іт і?

10.

К о с м іч н и й к о р а б е л ь с т а р т у в а в із п о в е р х н і З е м л і з т р е т ь о ю к о с м іч н о ю ш в и д к іс т ю ( д и в . § 5 ) . О б ч и с л іт ь , с к іл ь к и ч а с у б у д е т р и в а т и п о л іт д о м е ж і С о н я ч н о ї с и с т е м и , щ о р о з м і щ у є т ь с я н а в ід с т а н і

100000

а . о . в ід С о н ц я . ( В к а з ів к а : м о ж

н а в в а ж а т и , щ о к о р а б е л ь л е т и т ь п о в е л и ч е з н о м у е л іп с у , к о л и в п е р и г е л і ї в ід стань д о С онця стан ови ть

а . о ., а в а ф е л і ї —

Диспути на запропоновані теми ____ ___

100000

а . о.)

, ,,

......

11. Які ідеї для здійснення міжзоряних перельотів ви можете запропонувати? 12. Чи можуть бути НЛО космічними апаратами чужих цивілізацій? 13. Яка ваша думка щодо можливості існування комп'ютерної цивілізації?

Завдання для спостережень

.....

14. Часто з'являються повідомлення про непізнані літаючі об'єкти (НЛО) на до каз відвідування Землі космічними кораблями чужих цивілізацій. Якщо ви ко лись спостерігали незвичайне небесне явище, яке не було схожим на відо мі космічні світила (зорі, планети, комети, боліди і т. д.), то опишіть його. Укажіть дату і час його спостереження, яскравість у порівнянні із зорями або планетами, швидкість переміщення по небосхилу.

Ключові поняття і терміни:

--------------

Антропний принцип, контакти між цивілізаціями, космічна еволюція, синергети ка, смерть цивілізації.

Приклади розв'язання задач з астрономії

§ 1.

Зоря Вега розташована на відстані 26,4 св. року від Землі. Скіль ки років летіла б до неї ракета з постійною швидкістю ЗО км/с? Дано: 0 = 26,4 св. року с = 300 000 км /с С=30 км /с 1 =?

Розв’язання: і ----= 264 000 років. V

Швидкість ракети в 10000 разів менша, ніж швидкість світла, тому космонавти будуть летіти до Веги у 10000 разів довше.

Опівдні ваша тінь у два рази менша, ніж ваш зріст. Визначте ви соту Сонця над горизонтом. Дано: Розв’язання: Н = 2Ь Висота Сонця к вимірюється кутом між площиною горизонту та напрямком на світило. З прямокутного три Л= ? кутника, де катетами є Ь (довжина тіні) та Н (ваш зріст), знаходимо к = arctg(H /L) = arctg2 = 63°26'.

§ 3.

На скільки відрізняється місцевий час у Сімферополі від київсько го часу?

Дано: Хк = 30° = 2 год 00 хв ?,с = 34о06' = 2 год 16 хв Л Т -?

§ 4.

Астероїд Амур рухається по еліпсу з ексцентриситетом 0,43. Чи може цей астероїд зіткнутися із Землею, якщо його період обер тання навколо Сонця дорівнює 2,66 року? Дано: Т = 2 ,66 року е = 0,43 г

138

Розв’язання: Взимку АТ = Т С- Т К= ХС- \ К= = 16 хв. Тобто взимку місцевий час у Сім ферополі випереджає київський час. Вес ною стрілки всіх годинників у Європі пе реводять на 1 год вперед, тому київський час випереджає на 44 хв місцевий час у Сімферополі.

Розв’язання: Астероїд може зустрітися із Землею, якщо він перетнеться з орбітою Землі, тобто якщо від стань у перигелії гтіп = < 1 а. о.

ПРИКЛАДИ РОЗВ'ЯЗАННЯ ЗАДАЧ З АСТРОНОМІЇ

За допомогою третього закону Кеплера визначаємо велику піввісь орбіти астероїда: а1=а2{Т1/Т2)2/3, де а 2=1 а. о.— велика піввісь орбіти Землі; Т2=1 рік — період обертання Землі навколо Сонця. о1 =Г12/3 =Т 2/3= 1,92 а. о. а = с + гтіп; с = еа\ С п,„ = «

е);

гтт= 1,09 а. о. Відповідь. Астероїд Амур не пе ретне орбіту Землі, тому не мо же зіткнутися із Землею.

§ 5.

На якій висоті над поверхнею Землі має обертатися геостаціонарний супутник, який висить над однією точкою Землі? Дано: Т = 1 доба

Розв’язання: За допомогою третього закону Кеплера визначаємо велику піввісь орбіти супутника: о1 = а 2(Д/Т2)2/3,

де а 2= 380000 км — велика піввісь орбіти Місяця; Т х= 1 доба — період обертання супутника навколо Землі; 712= 27,3 доби — період обертання Місяця навколо Землі. а 1= 41900 км. 2. Я = а1 - Д ї = 35500 км. Відповідь. Геостаціонарні супутники обертаються із заходу на схід у пло щині екватора на висоті 35 500 км. § 6.

Чи можуть космонавти з поверхні Місяця неозброєним оком по бачити Чорне море? Дано: Я = 1000 км С = 380 000 км а = ?

Відповідь.

Розв’язання: Визначаємо кут, під яким із Місяця видно Чорне море. З прямокутного трикутника, у яко му катетами є відстань до Місяця і діаметр Чор ного моря, визначаємо кут: а = а п ^ ( Л / С ) « 9' .

Якщо в Україні день, то з Місяця Чорне море можна поба чити, бо його кутовий діаметр більший від роздільної здат ності ока.

139

ПРИКЛАДИ РОЗВ'ЯЗАННЯ ЗАДАЧ З АСТРОНОМІЇ

На поверхні якої планети земної групи вага космонавтів буде най меншою? Розв’язання: Р = тй\ й ^ С М / И 2, де О — гравітаційна стала; М — маса планети, 7? — радіус планети. Най менша вага буде на поверхні тієї планети, де менше прискорення вільного падіння. З формули £=С М /Д 2 визначаємо, що на Меркурії £=3,78 м/с2, на Венері £ = 8,6 м/с2, на Марсі £=3,72 м/с2, на Землі £=9,78 м/с2. Відповідь. Вага буде найменшою на Марсі — у 2,6 разу меншою, ніж на Землі. §

§ 12. Коли, взимку чи влітку, у вікно вашої квартири опівдні потра пляє більше сонячної енергії? Розгляньте випадки: А. Вікно вихо дить на південь; Б. Вікно виходить на схід. Розв’язання: А. Кількість сонячної енергії, яку отримує одиниця поверхні за одиницю часу, можна обчислити за допомогою такої формули: Е = д со в і, де д — сонячна стала; і — кут падіння сонячних променів. Стіна розташована перпендикулярно до горизонту, тому взимку кут падіння сонячних променів буде меншим. Отже, як це не дивно, взимку у вікно вашої квартири від Сонця надходить більше енергії, ніж улітку. Б. Якщо вікно виходить на схід, то сонячні промені опівдні ніко ли не освітлюють вашу кімнату. § 13. Визначте радіус зорі Вега, яка випромінює у 55 разів більше енергії, ніж Сонце. Температура поверхні становить 11000 К. Який вигляд мала б ця зоря на нашому небі, якби вона світила на місці Сонця? Дано: Ь = 55 Т = 11000 К Д =?

Розв’язання: Радіус зорі визначають за допомогою форму ли (13.11): П гп2

Д, де =695 202 км — радіус Сонця; ТФ=6000°С — температура поверх ні Сонця. гр2

-^§-7 Г ~ 2 ; Д = 7 ^ * 1 4 0 0 0 0 0 км Відповідь.

Зоря Вега має радіус у 2 рази більший, ніж у Сонця, тому на нашому небі вона мала б вигляд синього диска з куто вим діаметром 1°. Якби Вега світила замість Сонця, то Зем ля отримувала б у 55 разів більше енергії, ніж тепер, і тем пература на її поверхні була б вищою за 1000 °С. Таким чином, умови на нашій планеті стали б непридатними для будь-яких форм життя.

Э е ^ е п Р Ь А Ы Е Т -и А

Лабораторні роботи

h ttp ://w w w .e x .u a /v ie w /16 8 6 7 9 2 4

Лабораторна робота № 1 Визначення географічної широти на місцевості за допомогою Полярної зорі Мета:

навчитись орієнтуватися на місцевості за допомогою Поляр ної зорі. Обладнання: транспортир, штатив, нитка, висок-тягарець. ТЕОРЕТИЧНІ ВІДОМОСТІ Для орієнтування на поверхні Землі застосовують горизонтальну систему координат, у якій основною площиною є математичний горизонт та прямовисна лінія. Прямовисну лінію ОЕ (див. рис. 2.4) визначають за допомогою звичайного виска-тягарця, який підвішують на нитці. Мате матичний горизонт є площиною, яку проводять перпендикулярно до пря мовисної лінії та через око спостерігача. Площина небесного меридіана (див. рис. 2.5) збігається з географіч ним меридіаном на поверхні Землі та перетинає горизонт у точках N (пів ніч) і &' (південь), а точки перетину небесного екватора та горизонту — Е (схід) та IV (захід). Лінія N 8 перетину площин меридіана та горизонту називається полуденною лінією. ВИКОНАННЯ РОБОТИ 1. Знайдіть на небі за допомогою карти зоряного неба Полярну зорю в сузір’ї Малої Ведмедиці (див. рис. 2 . 8 ). 2. Прикріпіть на штативі«транспортир із виском (рис. Л.1.1). 3. Спрямуйте транспортир на По лярну зорю таким чином, щоб ваше око було на одній прямій з лінійкою транспортира та зорею. Площина транспортира при цьому буде розташована в пло щині меридіана. 4. Виміряйте кут ф між позначкою 90° на транспортирі та ниткою виска, який дорівнює географіяній широті місця спостереження. 5. Позначте на поверхні Землі напрям полуденної Ліни

Рис. Л.1.1. Визначення географічної широти за допомогою Полярної зорі. Кут між пло щиною горизонту та напрямком на полюс світу дорівнює географічній широті місця спостереження

141

ЛАБОРАТОРНІ РОБОТИ

6 . Визначте географічну довготу Хк та широту срк вашого населеного

пункту за допомогою карти або дод. 5. 7. Результати запишіть у таблицю. Г е о г р а ф іч н і к о о р д и н а т и н а с е л е н о г о п у н к т у н а к а р т і Ш ирота ф к

Г е о г р а ф іч н а ш и р о т а м іс ц я с п о с т е р е ж е н н я ф

Д о в г о т а і.к

8 . Порівняйте фк і ф.

9. Зробіть висновок.

Лабораторна робота №2 Визначення географічної довготи за допомогою сонячного годинника Увага: під час виконання цієї роботи не можна дивитися на Сонце без спеціального світлофільтра! Мета:

навчитися орієнтуватися на місцевості за допомогою со нячного годинника. Обладнання: папір, ножиці, клей. ТЕОРЕТИЧНІ ВІДОМОСТІ При вимірюванні часу збереглися дві системи відліку — зоряний час і сонячний час (§ 3). У повсякденному житті ми використовуємо тільки сонячний час, який можна визначити за допомогою сонячного годинни ка — звичайної палички, тінь від якої визначає місцевий час. Місцевий полудень — 12 година за місцевим часом — настає під час верхньої куль мінації Сонця, коли тінь від палички найкоротша. Різниця географічних довгот місця спостереження Хм та Києва лк визначається різницею між місцевим часом Тм та київським часом Тк: ^ =

Тк—

~ А.к.

(1 )

Увага! Весною, в останню неділю березня, всі годинники в Євро пі переводять на одну годину вперед, тому вліт ку київський час буде випереджати місцевий час усіх міст України. ВИКОНАННЯ РОБОТИ 1. Зробіть сонячний годинник. Для цього перенесіть його викрійку (рис. Л.2.1) на аркуш паперу, розріжте окремі смуги і склейте їх, сполучаючи відповідні букви на них, як показано на рис. Л.2.2.

ЛАБОРАТОРНІ РОБОТИ

гі

_Т - г т

" Т ----- Г " ' Т ' т ю о ю о

її

оі

ПаГ

Зігнути на потрібній широті сп і л со та приклеїти до основи о со о

СМ П П __І__

_1__І_|_

Приклеїти до основи

ІО

о:

іт

•

ті

Пробити отвір

Рис. Л.2.1. Частини сонячного годинника. Пунктиром показано лінії, по яких треба розрізати викрійку

2. Установіть годинник у напрямку на південь так, щоб у момент кульмінації Сонця «зайчик» від дірочки по казував 12 годину. Це буде відповідати 12 год за міс цевим часом (Тм). 3. Обчисліть ДГ = Тя- Тк. 4. Знайдіть довготу місця спостереження Х„ за форму лою ( 1 ).678 5. Результати вимірювань та обчислень запишіть у таб лицю: Ч ас К И ЇВ С Ь К И Й

Тк

Д овгота

м іс ц е в и й ц

К иєва ц

м іс ц я с п о с т е р е ж е н н я

Рис. Л.2.2. Готовий со нячний годинник

6 . Знайдіть географічну довготу місця спостереження X вашого населе

ного пункту за допомогою географічної карти або дод. 5. 7. Порівняйте X і Х„. 8 . Зробіть висновок.

143

ЛАБОРАТОРНІ РОБОТИ

Лабораторна робота №3 Сонячне світло — джерело енергії * Увага: під час виконання цієї роботи не можна дивитися на Сонце без спеціального світлофільтра! Мета:

виміряти кількість сонячної енергії, яку отримує певна ділянка поверхні Землі протягом певного часу. Обладнання: олівець, лінійка. ТЕОРЕТИЧНІ ВІДОМОСТІ Кількість енергії, яку отримує поверхня Землі від Сонця, зале жить від кута падіння сонячних променів і: Е = дсоБІ ,

( 1)

де <7—1,4 кВ т/м 2 — сонячна стала, або кількість енергії, яку отримує одиниця поверхні Землі, якщо сонячні промені падають перпендикуляр но до поверхні, тобто при і = 0° (див. § 12). На широті 50° (Харків, Київ, Львів) кількість енергії, що отримує поверхня за довгий літній день, досягає 7 (кВт • год)/м 2= 25,2 • 106 Д ж /м 2, що більше навіть від тієї со нячної енергії, яку отримує поверхня на екваторі, де цілий рік трива лість дня складає 12 годин. Для визначення кількості енергії, яку отримує певна ділянка пло щею 5 за проміжок часу 1, будемо вважати, що кут падіння сонячних променів і за цей час залишається сталим: £ = дДїсоаг.

(2)

ВИКОНАННЯ РОБОТИ 1. Виміряйте довжину олівця Н та тіні Ь від сонячного світла. Для цього установіть олівець перпендикулярно до площини стола. Зна йдіть кут падіння і сонячних променів за формулою: і = а гсі§ [Н / Ь ) . 2. Визначте площу шкільного подвір’я Д. 3. Обчисліть за допомогою формули (2), яку енергію отримує від Сон56 ця шкільне подвір’я протягом 1 год. 4. Результати запишіть у таблицю: //, м

і, м

і, °

Я, м 2

Е , к В т -г о д

5. Визначте, скільки часу зможе світитися електрична лампа потуж ністю 100 Вт, якщо на її роботу буде витрачено 50% одержаної со нячної енергії. 6 . Зробіть висновок. * Цю роботу можна виконати двічі за рік — узимку та восени або весною.

Додатки

1. Г Р Е Ц Ь К И Й А Л Ф А В І Т

А, а — альфа в, р — бета Г, у - гамма А, 5 — дельта Е, є — епсилон дзета 2, £ Н, т] — ета 0 , 0 — тета

І, і К, к А, X М, ц N. V з ,$ 0, о П, к

— — — — —

йота каппа лямбда мю ню ксі омікрон пі

Р, Р 2 , <;, о Т, т V, и Ф, ер X, х ф, ф Сі, (о

— — —

ро сігма тау іпсилон фі хі псі омега

2 . А С Т Р О Н О М ІЧ Н І З Н А К И І С И М В О Л И С им воли Зем ля

Зн ак и

1° = 6 0 '

Т елець

М ін у т а д у г и

1' = 60"

Б л и зн я та

С екунда дуги

Рак

Г оди н а часу

I й = 60™

Л ев

«Я

о*

Д ів а

О в ен

С онце

М іс я ц ь

М е р к у р ій В ен ера М арс

П озн ач к и Г радус дуги

Х ви л и н а часу

І - = 60*

С ек ун да ч асу

Д оба

I і = 24* І^ З в б ^ М в М б *

Ю п іт е р

Т ер ези

С атурн

С к о р п іо н

ПІ

Р ік

С т р іл е ц ь

Xі

С хил ення

ч*

К о зо р іг

По

П ряме сходж ення

•Є *

В о д о л ій

У ран Н еп тун П лутон Зоря

Риби

Г е о г р а ф іч н а ш и р о т а

Г е о г р а ф іч н а д о в г о т а

г*-

3 . О Д И Н И Ц І В И М ІР Ю В А Н Н Я В ІД С Т А Н Е Й А . Н а Зем лі

Б. У к осм осі

1 м е т р = 1 / 4 0 0 0 0 0 0 0 д о в ж и н а м е р и д іа н а

1 а . о . « 1 ,4 9 6 • 1 0 п м

1 а н г л ій с ь к а м и л я = 1 6 0 9 м

1 п а р с е к и 2 0 6 2 6 5 а . о . ~ 3 • 1 0 16 м

1 м орськ а м и л я = 1 8 5 2 м

1 с в . р і к » 9 , 4 6 • 1 0 15 м

1 в е р с т а = 5 0 0 с а ж н ів = 1 0 6 6 м 1 'с а ж е н ь = 3 а р ш и н и = 2 ,1 3 м 1 ф у т = 1 2 д ю й м ів ~ 3 0 ,4 8 см

145

ДОДАТКИ

4 . Д Е Я К І Ф І З И Ч Н І Т А А С Т Р О Н О М ІЧ Н І В Е Л И Ч И Н И Г р а в іт а ц ій н а с т а л а

6 , 6 7 - 1 0 11 Н - м 2/ к г 2 -

Ш в и д к іс т ь с в іт л а у в а к у у м і

с = 2 ,9 9 7 9 2 5 - 1 0 а м /с

С тала П л а н к а

6 , 6 3 - 1 0 34 Д ж - с

М аса п р о т о н а

1 , 6 7 3 - 1 0 27 к г = 1 8 3 6 т .

М а са н е й т р о н а

1 , 6 7 5 - 10~ 27 к г

М а са е л е к т р о н а

9 , 1 1 - 1 0 31 к г

С тала А в о га д р о

6 , 0 2 • 1 0 23 м о л ь

У н ів е р с а л ь н а г а з о в а с т а л а

8 ,3 1 Д ж /м о л ь - К

С тала Б о л ь ц м а н а

1 , 3 8 - 10"2а Д ж / К

С тал а С т е ф а н а -Б о л ь ц м а н а

5 , 6 7 - 1 0 8 В т / м 2- К 4

1 т р о п іч н и й р ік (с е к )

3 1 5 5 6 9 2 5 ,9 7 4 7 = 3 , 1 6 - 1 0 7

1 а с т р о н о м іч н а о д и н и ц я

а. о . = 1 4 9 6 0 0 0 0 0 км

1 с в іт л о в и й р ік

1 с в . р . = 9 , 4 6 - 1 0 15 м

1 парсек

1 п к = 3 , 0 9 - 1 0 16 м

Д іа м е т р Г а л а к т и к и

2 0 0 0 0 0 св. р.

В ід с т а н ь д о г а л а к т и к и М 3 1 (А н д р о м е д а )

2 , 3 м л н с в . р . ~ 1 0 22 м

С тала Г аббла

7 0 к м /с -М п к 5 . Г Е О Г Р А Ф ІЧ Н І К О О Р Д И Н А Т И М ІС Т У К Р А ЇН И

№ п /п

М істо

Р ізн и ц я м іж м ісц ев и м та київськ и м ч асом взи м к у влітку

Д овгота

Ш ирота

ГОДИНИ

1 год 54 хв

-0

год 06 хв

-1

год 06

ХВ

Д н іп р о п е т р о в с ь к

4 8 ° ЗО' 3 5 ° 0 5 '

2 год 20 хв

+ 0 год 20 хв

-0

год 4 0

ХВ

Д онецьк

4 7° 59'

год 29 хв

Ж итом ир

16 '

28° 40'

+ 0 год 31 хв - 0 год 05 хв

-0

2 год 31 хв 1 год 55 хв

-1

год 05 хв

З а п о р іж ж я

4 7° 58'

3 5 ° 15 '

+ 0 год 21 х в

-0

ГОД

І в а н о -Ф р а н к ів с ь к

48° 56'

24° 45'

2 год 21 хв 1 год 39 хв

-1

3 0 ° ЗО'

- 0 год 21 хв + 0 год 02 хв

год 21 хв Г О Д 58 хв

-0 -0

ГОД

год 19 хв

-1

год 19 хв

год 24 хв + 0 Г О Д 08 хв

-1 -0

год 24 хв год 52 хв

-0

год 57 хв

-0 -1

год 4 2 х в

ЗО'

СО

4 9 ° 14'

В ін н и ц я

СЛ О

го 00

гр адуси

45'

К и їв

50° 27'

К ір о в о г р а д

4 8 ° ЗО' 3 2 ° 15 '

2 год 02 хв 2 год 09 хв

Л уган ськ

48° 35'

3 9 ° 15 '

2 год 37 хв

+ 0 год 09 хв + 0 год 3 7 хв

-0

2 5 ° 15 '

1 год 41 хв

-0

4 9° 51'

24° 02'

-0

М и к о л а їв

46° 58'

32° 00'

1 год 36 хв 2 год 08 хв

13 14

О деса

46° 28'

ГОД

49° 36'

34° 34'

2 год 03 хв 2 год 18 хв

П олтава

ГОД

03 хв 18 хв

Р ів н е

50° 35'

26° 00'

1 год 44 хв

-0

ГОД

16 хв

С ім ф е р о п о л ь

4 4 ° 58'

ГОД

16 хв

С ум и

3 4 ° 0 6 ’ 2 год 16 хв 50° 53' 3 4 ° 45' 2 год 19 хв

ГОД

19 хв

Т е р н о п іл ь

4 9° 34'

2 5 ° ЗО'

1 год 4 2 хв

-0

год 18 хв

-1

У ж город

4 8° 38'

2 2 ° 15'

Х а р к ів

00'

3 6 ° 13'

- 0 год 31 хв + 0 год 25 хв

-1

1 год 29 хв 2 год 2 5 хв

Х ерсон

4 6° 38'

32° 30'

Х м ельницький

49° 24'

27° 00'

2 год 10 хв 1 год 4 8 хв

- 0 год 12 хв

Ч ерк аси

49° 27'

32° 00'

2 год 0 8 хв

ГОД

08 хв

-0

Ч е р н ів ц і

4 8 ° 17'

2 5 ° 57'

1 год 44 хв

-0

ГОД

16 хв

-1

Ч е р н іг ів

51° 2 9 ’ 3 1° 18'

2 год 0 5 хв

+ 0 год 0 5 хв

50° 45'

Л ь в ів

Л уцьк

СЛ О

7 8

45'

ГОД

10 хв

3 9 хв

51 х в год 2 3 хв

год 16 хв

- 0 год 4 4 хв - 0 год 41 хв ГОД

18 хв

год 31 хв - 0 год 35 хв - 0 год 5 0 хв - 1 год 12 хв год 5 2 хв

год 16 хв - 0 год 55 хв

Оезі§єп РЬАЫЕТ-и/Г h t t p : // w w w .e x .u a / v ie w / 1 6 8 6 7 9 2 4 -------------------------

........................................ -

..............

ДОДАТКИ

6 . Д А Т И Н О ВО ГО М ІС Я Ц Я ( 2 0 0 1 — 2 0 5 7 р р .) М ісяць

III

V II

V III

XII

2001 2020 2039

2002 2021 2040

Р ік

2003 2022 2041

1, 31

2004 2023 2042

2005 2024 2043

1, 31

2006 2025 2044

2007 2026 2045

2008 2027 2046

1 , ЗО

2009 2028 2047

2010 2029 2048

2011 2030 2049

1, 31

2012 2031 2050

2013 2032 2051

2014 2033 2052 1, 31

—

1, 31

2015 2034 2053

2016 2035 2054

1 , 31

2017 2036 2055

2018 2037 2056

2019 2038 2057

1, 31

7. З А Т Е М Н Е Н Н Я С О Н Ц Я , Я К І М О Ж Н А С П О С Т Е Р ІГ А Т И В У К Р А Ї Н І ( 2 0 1 1 — 2 1 8 7 р р .) Д ата

Ч ас м акс.

Ф а за М ісц е Вид К иїв п о в н о ї ф а зи

0 4 .0 1 .2 0 1 1

1 0 -4 9

0 .8 1

2 0 .0 3 .2 0 1 5

1 2 -0 7

0 .6 2

2 1 .0 6 .2 0 2 0

8 -5 1

0 .0 4

1 0 .0 6 .2 0 2 1

1 4 -1 4

0 .1 3

2 5 .1 0 .2 0 2 2

1 2 -3 5

0 .6 2

2 9 .0 3 .2 0 2 5

1 4 -3 8

0 .0 1

1 2 .0 8 .2 0 2 6

2 1 -0 3

0 .8 6

ч. п. к. к. ч. ч. п.

Д ат а

Ч ас м ак с.

Ф а за М ісце Вид К иїв повної ф ази

—

2 1 .0 6 .2 0 3 9

2 1 -2 2

0 .9 2

А рктика

1 1 .0 6 .2 0 4 8

1 7 -0 0

К.

Є вропа

0 .9 0

К.

Є вропа —

А з ія

1 4 .1 1 .2 0 5 0

1 6 -2 0

0 .7 0

Ч.

А рктика

1 2 .0 9 .2 0 5 3

1 1 -4 5

0 .4 0

П.

А з ія

—

0 5 .1 1 .2 0 5 9

9 -5 8

0 .5 0

К.

Африка

—

3 0 .0 4 .2 0 6 0

1 3 -4 9

0 .5 7

П.

А з ія

2 0 .0 4 .2 0 6 1

5 -3 5

0 .9 7

П.

О деса, Крим

0 2 .0 8 .2 0 2 7

1 2 -3 3

0 .3 7

п.

А фрика

0 6 .0 7 .2 1 8 7

1 0 -4 4

0 .9 8

п.

Х а р к ів , Ч ерк аси

I I — п о в н е з а т е м н е н н я , К — к іл ь ц е в и д н е з а т е м н е н н я , Ч — ч а с т к о в е за т е м н е н н я Ч а с м а к с и м а л ь н о ї ф а з и з а т е м н е н н я п о д а н о з а к и їв с ь к и м ч а с о м .

147

ДОДАТКИ

8 . З А Т Е М Н Е Н Н Я М ІС Я Ц Я , Я К І М О Ж Н А П О Б А Ч И Т И В У К Р А Ї Н І ( 2 0 1 1 — 2 0 6 2 р р .) Д ат а

Ч ас

Ф а за

Д ата

Ч ас

Ф а за

Д ата

1 5 .0 6 .1 1

2 3 -1 3

повне

1 0 .1 2 .1 1

1 6 -3 0

2 5 .0 4 .1 3

2 3 -0 9

2 8 .0 9 .1 5

5 -4 6

0 7 .0 8 .1 7

Ч ас

Ф аза

1 9 .0 8 .3 5

4 -0 8

0 .1 0

1 2 .0 2 .5 5

0 -4 2

повне

1 2 .0 2 .3 6

0 0 -1 3

повне

1 7 .0 6 .5 7

5 .2 5

0 .7 6

0 ,0 1

0 7 .0 8 .3 6

5 -5 0

повне

1 1 .1 2 .5 7

2 -5 2

0 .9 2

повне

0 6 .0 6 .3 9

2 1 -5 4

0 .8 4

0 6 .0 6 .5 8

2 2 -1 2

повне

2 1 -1 9

0 ,2 5

3 0 .1 1 .3 9

1 8 -5 5

0 .9 4

3 0 .1 1 .5 8

5 -1 4

повне

2 7 .0 7 .1 8

2 3 -2 2

повне

1 8 .1 1 .4 0

2 1 -0 2

повне

0 5 .0 4 .6 1

0 -5 4

повне

2 1 .0 1 .1 9

7 -1 0

повне

1 6 .0 5 .4 1

3 -4 2

0 .0 5

2 5 .0 3 .6 2

5 -3 4

повне

1 7 .0 7 .1 9

0 0 -3 1

0 ,6 5

0 8 .1 1 .4 1

6 -3 0

0 .1 7

1 8 .0 9 .6 2

2 1 -2 9

повне

9 . Н А Й Я С К Р А В ІШ І ЗО Р І № п /п 1

148

Н азва С ір іу с

С узір ’я

В ідстан ь

С вітність

Т ем п ер ат ур а

пк

Ь = Е/Е3

а В ел . П ес

-1 ,4 6

2 ,7

Р а д іу с

я/я

11000

1 ,3

К анопус

а К іл ь

-0 ,7 5

5 5 ,0

20000

7500

8 5 ,0

А рктур

а В олопас

- 0 ,0 5

11Д

113

5000

1 4 ,0

Р іг е л ь

а К ен тавр

- 0 ,0 1

1 ,3

1 ,4

5800

1 ,2

В ега

а Л ір а

+ 0 ,0 3

8 ,1

11000

2 ,0

К ап ел л а

а В із н и ч и й

+ 0 ,0 8

1 3 ,7

151

5600

1 3 ,0

Р іг е л ь

Р О р іо н

+ 0 ,1 3

2 5 0 ,0

50000

12000

5 2 ,0

П р о ц іо н

а М ал. П ес

+ 0 ,3 7

3 ,5

7 ,6

7000

2 ,0

Б етел ь гей зе

а О р іо н

+ 0 ,4 7

1 5 0 ,0

13000

3000

4 2 6 ,0

А хернар

а Е р ід а н

+ 0 ,5 1

4 0 ,0

870

15000

4 ,0

Радар

Р К ен тавр

+ 0 ,6 3

1 5 0 ,0

10000

20000

8 ,0

А л ь т а їр

а О рел

+ 0 ,7 6

5 ,1

1 1 ,3

9000

1 ,4

А льдебаран

а Т ел ец ь

+ 0 ,8 6

2 0 ,0

160

4500

2 1 ,0

А нтарес

а С к о р п іо н

+ 0 ,9 1

1 3 0 ,0

6300

3000

3 0 0 ,0

С п ік а

а Д ів а

+ 0 ,9 1

8 0 ,0

2400

25000

2 ,6

П оллукс

Р Б л и зн я та

+ 1 ,1 4

1 1 ,0

5000

4 ,5

Ф ом альгаут

а П ів д . Р и б а

+ 1 ,1 9

7 ,7

10000

1 ,4

Д ен еб

а Л е б ід ь

+ 1 ,2 5

5 0 0 ,0

70000

10000

9 0 ,0

Р егул

а Л ев

+ 1 ,3 5

2 7 ,0

200

13000

2 ,8

К астор

а Б л и зн я та

+ 1 ,5 8

1 6 ,0

11000

ДОДАТКИ

10.

АСТРОБЛЕМ И

Давні геологічні структури, які пов’язані з падінням великих метеоритів Н азв а

Д іа м ., км

А др ес а

С адбері

В ік

К а н а д а , О н т а р іо

200

1 ,8 м л р д р .

П ів д . А ф р и к а

200

2 м лрд р.

П оп игай ська

П і в н іч н и й С и б ір , Р о с ія

100

Б овтиська

с. Б ов ти ш к а, Ч ер к аськ а обл.

65 ±

О болоньська

с . О б о л о н ь , С е м е н ів с ь к и й р -н ,

1 6 9 ± 7 м л н р.

Т е р н ів с ь к а

с . В е с е л і Т е р н и , К ір о в о г р а д с ь к а о б л .

2 8 0 ± 1 0 м лн р.

І л л ін е ц ь к а

м . І л л ін ц і, В ін н и ц ь к а о б л .

6 ,5

4 0 0 ± ЗО м лн р.

Б іл и л ів с ь к а

с . Б іл и л ів к а , Ж и т о м и р с ь к а о б л .

5 ,5

1 6 5 ± 6 м л н р.

(БийЬигу) В р едеф ор т (У гссІе/огД Ш п у )

1 , 2 м л н р.

П олт. обл.

Р о т м и с т р ів с ь к а

с . Р о т м и с т р ів к а , Ч е р к а с ь к а о б л .

2 ,2

1 3 0 ± 1 0 м лн р.

Зеленогайська

с . З е л е н и й Г а й , К ір о в о г р а д с ь к а о б л .

0 ,8

6 0 м л н р.

Зеленогайська

с . З е л е н и й Г а й , К ір о в о г р а д с ь к а о б л .

0 ,7

6 0 м л н р.

1 1 . А С Т Р О Н О М ІЧ Н І О Б С Е Р В А Т О Р ІЇ У К Р А ЇН И І С В ІТ У Н азв а Г о л о в н а а с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія Н А Н У

М істо

К р а їн а

Р ІК заснування

К и їв

У к р а їн а

1944

К и їв

У к р а їн а

1845

Н аучний

У к р а їн а

1908

Л ь в ів

У к р а їн а

1769

М и к о л а їв

У к р а їн а

1821

О деса

У к р а їн а

1871

П олтава

У к р а їн а

1926

У ж город

У к р а їн а

1957

Х а р к ів

У к р а їн а

1806

Х а р к ів

У к р а їн а

1985

h t t p : //w w w .m a o .k ie v .u a К и їв с ь к а а с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія h t t p : //w w w .o b s e r v .u n iv .k ie v .u a К р и м с ь к а а с т р о ф із и ч н а о б с е р в а т о р ія h t t p : / / w w w . c r a o .c r i m e a .u a Л ь в ів с ь к а а с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія h tt p ://a s tr o .f r a n k o .lv iv .u a М и к о л а їв с ь к а а с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія h t t p : //w w w .m a o .n ik o la e v .u a О д е с ь к а а с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія h t t p : //w w w .a s t r o - o b s e r v a t o r y .o d e s s a .u a П о л т а в с ь к а г р а в ім е т р и ч н а о б с е р в а т о р ія p g o @ p o l t a v a .u k r t e l .n e t У ж г о р о д с ь к а л а б о р а т о р ія к о с м іч н и х д о с л ід ж е н ь h tt p ://w w w .u n iv .u z h g o r o d .u a Х а р к ів с ь к а а с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія . І з 2 0 0 2 р . І н с т и т у т а с т р о н о м ії h tt p ://a s tr o n .k h a r k o v .u a Х а р к ів с ь к и й ін с т и т у т р а д іо а с т р о н о м і ї h tt p : //w w w .n b u v .g o v .u a /in s t it u t io n s /r a i

149

ДОДАТКИ

Закінчення таблиці Н азв а П а р и з ь к а а с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія

М істо

К р аїн а

Р ІК засн у в а н н я

П ариж

Ф р а н ц ія

1671

Л ондон

А н г л ія

1675

В іл ь н ю с

Л итва

1753

К р а к ів

П ольщ а

1795

Р о с ія

1839

h t t p : / / w w w .o b s p m .f r Г р и н в іц ь к а а с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія h t t p : //w w w .n m m .a c .u k В іл ь н ю с ь к а а с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія h t t p : / /w w w .a s t r o .f f .v u .lt К р а к ів с ь к а а с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія h tt p ://w w w .o a .u j .e d u .p l П у л к о в с ь к а а с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія

С .- П е т е р

h t t p : / /'w w w .g a o .s p b .r u

бург

О н д р ж е й о в с ь к а а с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія

П рага

Ч е х ія

1898

М а у н т -В іл ь с о н о б с е р в а т о р ія

К а л іф о р

СШ А

1904

h t t p : //w w w .m t w ils o n .e d u

н ія К анада

1910

Г р у з ія

1932

h t t p : //w w w .e x p a t s .c z /o n d r e io v o b s e r v a t o r y

А с т р о ф із и ч н а о б с е р в а т о р ія у В ік т о р ії

Бр. К о

h t t p : //w w w .n r c - c n r c .g c .c a

л у м б ія

А б а с т у м а н с ь к а а с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія

А басту-

h tt p ://w w w .g e n a o .o r g

м ані

Б ю р о к а н с ь к а а с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія

Б ю рокан

В ір м е н ія

1946

С п е ц іа л ь н а а с т р о ф із и ч н а о б с е р в а т о р ія

П ів н .

Р о с ія

1966

h tt p ://w w w .s a o .r u

К авказ

А с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія М а у н а -К е а

Гавайї

СШ А

1970

А м е р и к а н с ь к а а с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія

Л ас-

Ч іл і

1976

h t t p : //w w w .lc o .c l

К ам панес

Є в р о п е й с ь к а а с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія h tt p ://w w w .e s o .o r g

Л а - С іл л а

Ч іл і

1976

І И е м а х и н с ь к а а с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія

Ш ем аха

А зер бай дж ан

1960

СШ А

2010

h t t p : / / w w w . a r a s .a m /Ь а о .h tm l

h t t p : //w w w .if a .h a w a ii.e d u /m k o

h tt p ://w w w .s h a o .a z Н а у к о в и й ін с т и т у т к о с м іч н о г о т е л е с к о п а Г аббла (h t t p : // w w w .s t s c i .e d u /h s t /) 1 2 . Х Р О Н О Л О Г ІЯ К О С М ІЧ Н И Х П О Д ІЙ 1 5 0 0 0 0 0 0 0 0 0 р . д о н . е . з а р о д ж е н н я В с е с в іт у — В е л и к и й В и б у х . 5 0 0 0 0 0 0 0 0 0 р. д о н. е. за р о д ж ен н я С он яч н ої си стем и . 4

5 0 0 0 0 0 0 0 0 р . д о н . е. у т в о р е н н я З е м л і.

3 5 0 0 0 0 0 0 0 0 р . д о н . е . п о ч а т о к а р х е й с ь к о ї е р и в ш к а л і г е о л о г іч н о г о л іт о ч и с л е н н я . 1 9 0 0 0 0 0 0 0 0 р . д о н . е . н а З е м л і з ’я в и л и с ь п е р ш і в о д о р о с т і. 5 0 0 0 0 0 0 0 0 р . д о н . е . п о ч а т о к п а л е о з о й с ь к о ї е р и — з ’я в и л и с ь п е р ш і с п о р о в і р о с лини. 4 0 0 0 0 0 0 0 0 р. до н. е. на Зем л і ви никли п ерш і риби. 2 3 0 0 0 0 0 0 0 р . д о н . е . п о ч а т о к м е з о з о й с ь к о ї е р и — з ’я в и л и с ь х в о й н і р о с л и н и . 2 0 0 0 0 0 0 0 0 р . д о н . е . п о ч а т о к ю р с ь к о г о п е р іо д у — в и н и к л и п е р ш і п л а з у н и і п т а х и .

150

ДОДАТКИ

6 7 0 0 0 0 0 0 р . д о н . е . п о ч а т о к к а й н о з о й с ь к о ї е р и — з ’я в и л и с ь к в іт к о в і р о с л и н и і с с а в ц і. 6 5 0 0 0 0 0 0 р . д о н . е . к а т а с т р о ф іч н е з і т к н е н н я З е м л і з а с т е р о їд о м , к о л и з а г и н у ли ди н озавр и . 4 0 0 0 0 0 0 р . д о н . е . з ’я в и л и с ь а в с т р а л о п іт е к и — л ю д и н о п о д і б н і м а в п и , п р а р о д и чі лю дини. 2

0 0 0 0 0 0 р. д о н . е. п о ч а т о к а н т р о п о г е н н о г о п е р іо д у — в и н и к л и р о з у м н і л ю д и .

2 0 0 0 0 0 р . д о н . е . з ’я в и л и с ь н е а н д е р т а л ь ц і — п і д в и д л ю д и н и р о з у м н о ї. 4 0 0 0 0 р . д о н . е . з ’я в и л и с ь к р о м а н ь й о н ц і — м о ж л и в і п р е д к и є в р о п е о їд н о ї р а с и . 5 5 0 9 р . д о н . е . 1 в е р е с н я п о ч а т о к е р и л іт о ч и с л е н н я в ід « с т в о р е н н я с в іт у » з а к а л е н д а р е м В із а н т і ї. 5 5 0 8 р . д о н . е . 1 б е р е з н я п о ч а т о к л іт о ч и с л е н н я в ід « с т в о р е н н я с в іт у » з а к а л е н д а р е м Р у с і. 4 7 1 3 р . д о н . е . 1 в е р е с н я п о ч а т о к в і д л і к у л іт о ч и с л е н н я ю л іа н с ь к о г о п е р і о д у . 4 2 0 0 р. д о н . е. у Є ги п ті ст в ор ен о со н я ч н и й к а л ен д а р , щ о ґр у н т у в а в ся н а тро п і ч н о м у р о ц і. 3 7 6 1 р . д о н . е . 7 ж о в т н я п о ч а т о к л іт о ч и с л е н н я в ід « с т в о р е н н я с в іт у » з а є в р е й ським к ал ен дар ем . 2 1 0 0 р . д о н . е . п е р ш і з г а д к и п р о м е т е о р и т и в д а в н ь о є г и п е т с ь к о м у п а п і р у с і. 2 0 0 0 р . д о н . е . з б у д о в а н о С т о у н г е н д ж — д а в н я а с т р о н о м іч н а о б с е р в а т о р ія в А н гл ії. 6 0 0 р. д о н. е. у В ав и л он і створ и л и сон я ч н и й годи н н и к . 5 5 5 р . д о н . е . П іф а г о р у п е р ш е в и з н а ч и в п а р а м е т р и з е м н о ї к у л і і в в ів с л о в о к о с

м о с д л я п о з н а ч е н н я В с е с в іт у . 4 3 3 р . д о н . е . М е т о н о б ч и с л и в ц и к л д л я в і д л ік у т р о п іч н о г о р о к у т а с и н о д и ч н о г о м іс я ц я . 3 5 0 р . д о н . е . Є в д о к с у п е р ш е с т в о р и в к а р т у з о р я н о г о н е б а , н а я к і й є е к л іп т и к а і з о д іа к . 3 3 0 р . д о н . е . А р іс т о т е л ь с ф о р м у л ю в а в б у д о в у г е о ц е н т р и ч н о ї с и с т е м и с в іт у . 2 5 0 р . д о н . е . А р х і м е д с т в о р и в а с т р а р іу м — г о д и н н и к , щ о в і д т в о р ю є в и д и м и й н а н ебі р у х С онця і п лан ет. 2 4 0 р . д о н . е . Е р а т о с ф е н у п е р ш е в и м ір я в д у г у м е р и д і а н а д л я в и з н а ч е н н я р а д іу с а З е м л і. 2 2 2 р . д о н . е . А р іс т а р х С а м о с ь к и й в и с у н у в ід е ю п р о г е л і о ц е н т р и ч н у си ст ем у с в іт у . 1 2 5 р . д о н . е . Г іп п а р х с к л а в к а т а л о г з і р і п о з н а ч и в ї х я с к р а в іс т ь з о р я н и м и в е личинам и. 4 6 р . д о н . е . р и м с ь к и й ім п е р а т о р Ю л ій Ц е з а р у в ів к а л е н д а р , я к и й н а й ого честь н а з в а л и ю л іа н с ь к и м . 1 4 0 р . н . е . К . П т о л о м е й н а п и с а в к н и г у « В е л и к а м а т е м а т и ч н а п о б у д о в а а ст р о н о м ії» ( М е г іс т е ). 525 р.

Д іо н іс ій

М а л и й з а п р о в а д и в л і т о ч и с л е н н я в ід в т іл е н н я (н а р о д ж е н н я )

Ісуса Х р и ста . 622 р.

1 6 л и п н я п о ч а т о к іс л а м с ь к о ї е р и л іт о ч и с л е н н я — е р а г ід ж р а .

9 8 8 р.

к н я з ь В о л о д и м и р з а п р о в а д и в у Р у с і ю л іа н с ь к и й к а л е н д а р .

1054 р.

с п а л а х Н а д н о в о ї в с у з і р ’ї Т е л ь ц я , п р о я к у є з г а д к и в л іт о п и с а х Р у с і.

1091 р.

п е р ш і з г а д к и п р о п о л іт б о л ід а в л іт о п и с а х Р у с і.

1 3 3 0 р.

В іл ь я м О к к а м с ф о р м у л ю в а в п р и н ц и п , я к и й в ід о м и й я к «Б р и т ва О ккам а».

1483 р.

н а д р у к о в а н о п е р ш у к н и г у з а с т р о н о м ії у к р а їн с ь к о г о а в т о р а Ю рія Д р о г о б и ч а ( К о т е р м а к а ).

ДОДАТКИ

1543 р.

М и к о л а й К о п е р н ік с ф о р м у л ю в а в з а с а д и г е л іо ц е н т р и ч н о ї с и с т е м и с в іт у ,

1 5 4 6 р.

Т іх о Б р а г е д о в ів , щ о к о м е т и р о з т а ш о в у ю т ь с я д а л і , н і ж М іс я ц ь ,

1 5 8 2 р.

з а п р о в а д ж е н о Г р и г о р іа н с ь к и й к а л е н д а р (н о в и й с т и л ь ) у д е я к и х к р а ї н а х

1 6 0 0 р.

Д ж о р д а н о Б р у н о б у в с п а л е н и й н а в о г н и щ і і н к в і з и ц і ї з а ід е ю

Є вропи. ж иття

у к о с м о с і. 1609 р.

Г а л іл е о Г а л іл е й п р о в ів п е р ш і с п о с т е р е ж е н н я М іс я ц я т а п л а н е т з а д о п о

1 6 0 9 р.

Й о г а н н К е п л е р с ф о р м у л ю в а в з а к о н и р у х у п л а н е т — 1 -й т а 2 - й з а к о н и

м огою тел еск оп а. К еплера. 16 4 4 р.

Р е н е Д е к а р т в и с у н у в п е р ш у г іп о т е з у п р о у т в о р е н н я С о н я ч н о ї с и с т е м и ,

16 4 7 р.

Я н Г е в е л ій с к л а в п е р ш у д е т а л ь н у к а р т у М іс я ц я ,

1659 р.

в ід к р и т о к і л ь ц е С а т у р н а .

16 7 6 р.

Р е н е Р ь о м е р з а д о п о м о г о ю с у п у т н и к і в Ю п іт е р а в п е р ш е в и з н а ч и в ш в и д к іс т ь с в іт л а .

1687 р.

І с а а к Н ь ю т о н с ф о р м у л ю в а в з а к о н в с е с в іт н ь о г о т я ж і н н я ,

17 2 8 р.

Д ж е й м с Б р а д л е й в и з н а ч и в ш в и д к іс т ь с в іт л а з а д о п о м о г о ю а б е р а ц і ї с в і т л а в ід з і р .

17 4 0 р.

Е д м о н д Г а л л ей п е р е д б а ч и в п о в е р н е н н я у 1 7 5 8 р . к о м е т и , я к у п із н іш е н а зв а л и на й ого ч есть.

1761 р.

М и х а й л о Л о м о н о с о в ( Р о с ія ) в ід к р и в а т м о с ф е р у В е н е р и п і д ч а с ї ї п р о х о дж ен н я по ди ск у С онця.

1766 р.

Й о г а н н Т іц і у с в ід к р и в з а к о н п л а н е т н и х в і д с т а н е й , я к и й н а з в а л и п р а в и л о м Б о д е - Т іц і у с а .

1772 р.

П е т р Д а л л а с у С и б ір у з н а й ш о в м е т е о р и т м а с о ю б л и з ь к о 5 0 0 к г .

1781 р.

В іл ь я м Г е р ш е л ь в ід к р и в У р а н .

17 8 2 р.

Д ж о н Г у д р а й к в и с у н у в п р и п у щ е н н я , щ о з о р я А л г о л ь ((3 П р е с е я ) є п о д в ій н о ю з о р я н о ю с и с т е м о ю .

1783 р.

В іл ь я м Г е р ш е л ь в ід к р и в р у х С о н ц я в н а п р я м к у с у з і р ’я Г е р к у л е с ,

1801 р.

Д ж у з е п п е П і а ц ц і в ід к р и в п е р ш и й а с т е р о їд — Ц е р е р у ,

1814 р.

Й о зе ф Ф р а у н го ф е р в и я в и в ч и с л е н н і л ін ії п о г л и н а н н я у с п е к т р і С о н ц я ,

1826 р.

Г е н р іх О л ь б е р с с ф о р м у л ю в а в ф о т о м е т р и ч н и й

парадокс

—

парадокс

О льберса. 1839 р.

В а с и л ь С т р у в е в П у л к о в с ь к ій о б с е р в а т о р ії ( Р о с ія ) о д н и м і з п е р ш и х в и м ір я в п а р а л а к с В е г и ( а Л і р и )

1842 р.

Х р и с т і а н Д о п п л е р д о в ів іс н у в а н н я е ф е к т у з м і н и д о в ж и н и х в и л і в а к у с т и ц і й о п т и ц і.

1846 р.

Й о г а н н Г а л л е в ід к р и в п л а н е т у Н е п т у н н а о с н о в і о б ч и с л е н ь А д а м с а т а Л евер ьє.

1848 р.

В іл ь я м Т о м с о н (л о р д К е л ь в ін ) у в ів а б с о л ю т н у ш к а л у т е м п е р а т у р ,

1851 р.

Ж а н Ф у к о з а д о п о м о г о ю м а я т н и к а д о в ів о б е р т а н н я З е м л і н а в к о л о о с і.

18 5 2 р.

Р у д о л ь ф В о л ь ф у в ів ін д е к с с о н я ч н о ї а к т и в н о с т і, я к и й н а з и в а ю т ь ч и с лом В ольф а.

1859 р.

Н о р м а н П о г с о н у в ів к о е ф іц іє н т д л я в и з н а ч е н н я з о р я н и х в е л и ч и н — ф о р

1860 р.

Д ж е й м с М а к с в е л л с т в о р и в т е о р ію е л е к т р о м а г н іт н о г о п о л я ,

м ул у П огсона. 1864 р.

Е д у а р д Р о ш д о в ів н а я в н іс т ь н и ж н ь о ї м е ж і д л я о р б іт и п р и р о д н о г о с у п утника пл анети — м еж а Р ош а.

152

ДОДАТКИ

1 8 6 5 р.

Г . Р іх т е р в и с у н у в г іп о т е з у п р о з а н е с е н н я н а З е м л ю ж и т т я з к о с м о с у —

1 8 6 5 р.

Р у д о л ь ф К л а у з іу с с ф о р м у л ю в а в п а р а д о к с « т е п л о в о ї см ерті В с е с в іт у » .

1 8 7 1 р.

Д ж о н Р е л е й о п у б л ік у в а в п р а ц ю п р о п о л я р и з а ц і ю с в іт л а та п о я с н и в бла

1 8 7 7 р.

А с а ф Х о л л в ід к р и в Ф о б о с і Д е м о с — с у п у т н и к и М а р са .

1 8 8 1 р.

Д ж о в а н н і С к іа п а р е л л і в ід к р и в н а М а р с і « к а н а л и » .

1 8 8 4 р.

Г р и н в іц ь к и й м е р и д іа н з а м іж н а р о д н о ю у г о д о ю п р и й н я т о з а п о ч а т к о в и й .

п а н с п е р м ія .

к и т н и й к о л ір н е б а .

1 9 0 0 р.

М а к с П л а н к в ід к р и в е н е р г ію к в а н т а т а з а к о н в и п р о м ін ю в а н н я ч ор н ого т іл а .

1 9 0 2 р.

К о с т я н т и н Ц і о л к о в с ь к и й ( Р о с ія ) в и в ів ф о р м у л у д л я в и з н а ч е н н я ш ви д

1 9 0 8 р.

у п а в Т у н г у с ь к и й м е т е о р и т (С и б ір , Р о с ія ) .

к ості рак ети . 1 9 1 3 р.

Г е н р і Р е с с е л п о б у д у в а в д іа г р а м у с п е к т р — с в і т н і с т ь з ір .

1 9 1 7 р.

А л ь б е р т А й ш т а й н з г ід н о і з з а г а л ь н о ю т е о р іє ю в ід н о с н о с т і п о б у д у в а в ста т и ч н у м о д е л ь В с е с в іт у .

1 9 1 9 р.

Г у г о З е л і г е р с ф о р м у л ю в а в г р а в і т а ц і й н и й п а р а д о к с н е с к і н ч е н н о г о В се

1 9 1 9 р.

с т в о р е н о М іж н а р о д н и й А с т р о н о м і ч н и й С о ю з (М А С ).

1 9 2 2 р.

О л е к с а н д р Ф р ід м а н (Р С Ф С Р ) п о б у д у в а в н е с т а т и ч н у м о д е л ь В с е с в іт у ,

1 9 2 5 р.

з а п р о в а д ж е н о В с е с в іт н ій ч а с д л я о б ч и с л е н н я а с т р о н о м іч н и х е ф е м е р и д .

1 9 2 5 р.

Д ж о р д ж Х е й л в ід к р и в 2 2 - р і ч н у п е р іо д и ч н іс т ь а к т и в н о с т і С о н ц я .

с в іт у .

1 9 2 9 р.

Ю р ій К о н д р а т ю к (С Р С Р ) о п у б л ік у в а в к н и г у « З а в о ю в а н н я м іж п л а н е т н и х п р о с т о р ів » .

1 9 2 9 р.

Е д в ін Г а б б л в ід к р и в р о з б і г а н н я г а л а к т и к .

1 9 3 0 р.

К л а й д Т о м б о в ід к р и в П л у т о н .

1 9 3 1 р.

К а р л Я н с ь к и й в ід к р и в р а д іо в и п р о м ін ю в а н н я М о л о ч н о г о Ш л я х у .

1 9 3 2 р.

Л е в Л а н д а у (С Р С Р ) т е о р е т и ч н о д о в і в м о ж л и в і с т ь і с н у в а н н я н е й т р о н

1 9 3 4 р.

Ф р а н к Д а й с о н з а п р о п о н у в а в д л я е н е р г о з б е р е ж е н н я с т в о р и т и сф ер у н а в

1 9 4 6 р.

Д ж о р д ж Г ам ов за п р о п о н у в а в г а р я ч у м о д ел ь В с е с в іт у ,

н и х з ір . к оло С онця. 1 9 5 0 р.

у П а р и ж і з а с н о в а н а М іж н а р о д н а Ф е д е р а ц ія А с т р о н а в т и к и .

1 9 5 0 р.

Я н О о р т в и с у н у в г іп о т е з у п р о іс н у в а н н я « х м а р и к о м е т » з а о р б іт о ю П л у тона.

1 9 5 7 р.

п о ч а т о к к о с м іч н о ї ер и : в С Р С Р ст в о р ен о п е р ш и й у с в іт і ш туч н и й су п у т

1 9 5 8 р.

с т в о р е н о Н А С А (Н а ц іо н а л ь н е К о с м іч н е А г е н т с т в о , С Ш А ).

н и к З е м л і. 1 9 5 8 р.

В а н А л л е н в и я в и в р а д іа ц ій н і п о я с и н а в к о л о З е м л і .

1 9 5 9 р.

АМС

« Л у н а -1 »

(С Р С Р ) с т а л а п е р ш о ю

ш тучною

п л ан етою С онячної

систем и . 1 9 5 9 р.

А М С « Л у н а - 3 » (С Р С Р ) у п е р ш е у с в іт і с ф о т о г р а ф у в а л а зв о р о т н и й б ік М і сяц я.

1961 р.

Ю р ій Г а г а р ін (С Р С Р ) у п е р ш е у с в і т і о б л е т ів З е м л ю н а к о с м іч н о м у к о рабл і «В осток ».

1 9 6 3 р.

с т в о р е н о С Е Т І (Є Е Т І) — о р г а н із а ц ію д л я п о ш у к ів ж и т т я у В с е с в іт і,

1 9 6 3 р.

в і д к р и т і к в а з а р и — п о з а г а л а к т и ч н і д ж е р е л а р а д іо в и п р о м ін ю в а н н я .

1 9 6 5 р.

А р н о П е н з іа с і Р о б е р т В іл с о н в ід к р и л и р е л ік т о в е в и п р о м ін ю в а н н я .

153

ДОДАТКИ

1 9 6 6 р.

АМС

« Л у н а - 9 » (С Р С Р ) з д і й с н и л а п е р ш у у с в іт і м ’я к у п о с а д к у н а п о

в е р х н ю М іс я ц я . 1 9 6 7 р.

А М С « В е н е р а - 4 » (С Р С Р ) д о с я г л а а т м о с ф е р и В е н е р и .

1 9 6 7 р.

в ід к р и т і п у л ь с а р и ( н е й т р о н н і з о р і ) .

1 9 6 9 р.

н а М іс я ц ь з р о б и в

п о с а д к у п іл о т о в а н и й

к о с м іч н и й

к орабель

«А пол-

л о н - 1 1 » (С ІЛ А ). 1 9 6 9 р.

в А в с т р а л ії в п а в м е т е о р и т М а р ч е с о н , у я к о м у зн а й ш л и з а л и ш к и Д Н К .

1 9 7 0 р.

А М С « Л у н а - 1 6 » (С Р С Р ) в а в т о м а т и ч н о м у р е ж и м і д о с т а в и л а н а З е м л ю ґ р у н т і з М іс я ц я .

1 9 7 0 р.

А М С « В е н е р а -7 » (С Р С Р ) з р о б и л а м ’я к у п о с а д к у н а п о в е р х н ю В е н е р и .

1 9 7 2 р.

старт АМ С

« П іо н е р -1 0 »

(С Ш А ) —

перш ий

п о л іт з а м е ж і С о н я ч н о ї

систем и. 1 9 7 2 р. 1 9 7 4 р.

з а п р о в а д ж е н о м іж н а р о д н и й а т о м н и й ч а с — Т А І . П е р ш а с п р о б а в і д іс л а т и п о в ід о м л е н н я ін о п л а н е т я н а м р а д іо т е л е с к о п о м А р е с іб о (С Ш А ).

1 9 7 5 р.

А М С « В е н е р а - 9 , 1 0 » (С Р С Р ) о т р и м а л и т е л е в із ій н е з о б р а ж е н н я п о в е р х н і

1 9 7 5 р.

с т в о р е н о Є в р о п е й с ь к е к о с м іч н е а г е н т с т в о — Е Б А .

В енери.

1 9 7 6 р.

А М С « В ік ін г - 1 ,2 » (С Ш А ) п е р е д а л и т е л е в із ій н і з о б р а ж е н н я п о в е р х н і М а р с а .

1 9 7 6 р.

А н д р ій С є в е р н и й (С Р С Р ) в ід к р и в к о л и в а н н я с о н я ч н о ї ф о т о с ф е р и з п е

1 9 7 7 р.

с т а р т а п а р а т ів « В о я д ж е р » (С Ш А ), я к і п о л е т я т ь д о з і р і з п о с л а н н я м д о

р іо д о м 1 6 0 х в . ін о п л а н е т я н . 1 9 7 7 р.

в ід к р и т о к іл ь ц е У р а н а п ід ч а с з а т е м н е н н я п л а н е т о ю с л а б к о ї з о р і ,

19 8 1 р.

у С Ш А з м о н т о в а н о р а д іо ін т е р ф е р о м е т р « Д у ж е в е л и к а а н т е н а » з 2 7 а н т е н д іа м е т р о м 2 5 м .

1 9 8 4 р.

в ід к р и т о к іл ь ц е Н е п т у н а п ід ч а с п о к р и т т я п л а н е т о ю с л а б к и х з і р .

1 9 8 5 р.

у Х а р к о в і с т в о р е н о р а д іо а с т р о н о м іч н и й ін с т и т у т ( Р І Н А Н У ) .

1 9 8 6 р.

А М С « В е г а - 1 ,2 » (С Р С Р ) у п е р ш е б у л о о д е р ж а н о з о б р а ж е н н я я д р а к о м е ти Г ал лея.

1 9 8 7 р.

с п а л а х Н а д н о в о ї в с у с ід н ій г а л а к т и ц і М а г е л л а н о в а Х м а р а , я к у б у л о в и д

1991 р.

з а с н о в а н а У к р а їн с ь к а а с т р о н о м іч н а а с о ц і а ц ія ,

19 9 2 р.

с т в о р е н о Н а ц іо н а л ь н е к о с м іч н е а г е н т с т в о У к р а їн и ,

но н еозброєн и м оком .

1 9 9 3 р.

с т в о р е н о У Р А Н — У к р а їн с ь к и й р а д іо ін т е р ф е р о м е т р Н А Н У .

1 9 9 3 р.

с т в о р ен о С ою з н а у к о в и х т о в а р и ст в Р о с ії — С Н Т Р .

1 9 9 3 р.

з м о н т о в а н о г о н а й б і л ь ш и й у с в іт і т е л е с к о п - р е ф л е к т о р і з д іа м е т р о м д з е р

1 9 9 4 р.

п а д і н н я н а Ю п іт е р к о м е т и Ш у м е й к е р а - Л е в і.

1 9 9 5 р.

в и в е д е н о н а о р б іт у п е р ш и й у к р а їн с ь к и й ш т у ч н и й с у п у т н и к З е м л і « С іч » .

2 0 1 2 р.

А М С « В о я д ж е р -1 » п р о л е т и т ь г е л іо п а у з у — м е ж у м іж з о р я н о ї т а с о н я ч

к а л а 1 0 м ( Г а в а й ї, С Ш А ),

н ої п л азм и . 1 3 3 3 3 р . П ів н іч н и й п о л ю с с в іт у в н а с л ід о к п р е ц е с і ї о п и н и т ь с я п о б л и з у з о р і В е г а в с у з і р ’ї Л ір а .

154

Відповіді до письмових вправ та вказівки до розв'язання

1 .1 1 .

5 0 0 с; 4 г о д ЗО х в ; 1 ,5 р о к у .

3 .1 1 .

/і = а г с ^ ( Н / Ь ) , д е Н — в и с о т а п а л и ч к и ; Ь — д о в ж и н а т ін і.

3 .1 2 .

У Л ь в о в і, т о м у щ о Л ь в ів р о з т а ш о в а н и й н а з а х о д і У к р а їн и .

4 .1 1 .

В к а з і в к а . В и к о р и с т о в у ю ч и т р е т ій з а к о н К е п л е р а , в и з н а ч а є м о п ів в іс ь о р б іт и а с т е р о їд а : а = 2 , 8 а . о . А с т е р о їд м о ж е з іт к н у т и с я з п л а н е т о ю , б о в п е р и г е л ії в ін н а б л и ж у є т ь с я д о С о н ц я гт1п = 0 , 8 а. о. і п е р е т и н а є о р б іт у З е м л і .

4 .1 2 .

Т а к а к о м е т а м о ж е іс н у в а т и , б о ї ї п е р і о д о б е р т а н н я н а в к о л о С о н ц я т а в е л и к а п ів в іс ь о р б іт и в ід п о в ід а ю т ь т р е т ь о м у з а к о н у К е п л е р а .

4 .1 3 .

Р = т д ; д = Є М / Я 2\ Я = С т М / Я 2, д е т — м а с а к о с м о н а в т а ; М — м а с а п л а н е т и ; Я — р а д іу с п л а н е т и ; С — г р а в іт а ц ій н а с т а л а .

5 .8 .

7 7 4 6 м /с .

5 .9 .

І з ф о р м у л и ( 5 . 3 ) а ~ 5 0 0 0 к м < Я®, т о м у т а к и й с у п у т н и к іс н у в а т и н е м ож е.

6 .9 .

4 ,8 м л р д к м ~ 3 2 а. о. В к а з і в к а . Т р еб а в и зн а ч и т и , з я к о ї в ід с т а н і к у т о в и й д іа м е т р С о н ц я б у д е м е н ш и й в ід 1': а = а г с з іп (£ > /г ), д е І ) — л і н і й н и й д іа м е т р С о н ц я ; г — в ід с т а н ь .

6 .1 0 .

М о ж н а п о б а ч и т и , б о к у т о в и й д іа м е т р в е л и к и х к р а т е р ів б іл ь ш и й 1'.

8 .1 2 .

Н а М е р к у р ії Р ~ 0 , 3 8 Р®, н а М а р с і Р я 0 , 3 7 Р®, Н а В е н е р і Р ~ 0, 9Р®.

8 .1 3 .

0 , 5 2 а . о .; 2 , 5 2 а . о .

9 .9 .

* 4 , 2 а . о .; « 6 , 2 а . о.

1 0 .1 0 .

В к а з і в к а . Р = т д, д е д — п р и с к о р е н н я в іл ь н о г о п а д ін н я , я к е в и з н а ч а є м о з а д о п о м о г о ю з а к о н у в с е с в іт н ь о г о т я ж ін н я : д = ( 4 / 3 ) п С Я р , д е Є — г р а в іт а ц ій н а с т а л а ; Я, р — в ід п о в ід н о р а д іу с та г у с т и н а с у п у т н и к а .

1 0 .1 1 .

Н а п о в е р х н і Іо Р я 0 , 1 8 Р Ф.

1 1 .1 3 .

Р я 0 ,0 0 0 8 .? ® .

1 2 .1 1 .

В к а з і в к а . Я к щ о д а х м а є ч о р н и й к о л ір і й о г о п л о щ и н а р о з т а ш о в а н а п а р а л ел ь н о го р и зо н т у , то = ф а с о в і, д е д — сонячна стала; і — кут п а д ін н я с о н я ч н и х п р о м е н ів ; 5 — п л о щ а д а х у ; і — ч а с . Д л я в и з н а ч е н н я к у т а п а д ін н я і м о ж н а в и к о р и с т а т и в ід п о в ід ь в п р ав и 3 .6 : і = 9 0 - Іг.

1 3 .1 1 .

г = 8 ,3 3 п к = 2 7 ,1 св . р.

1 4 .1 2 .

1 ,9 • 1 0 9 г / с м 3.

1 4 .1 3 .

2 , 2 • 10"8 г / с м 3.

1 5 .1 0 .

8 6 0 0 к м /с . В к а з і в к а . В и к о р и с т о в у й т е за к о н Г а б б л а , д л я ц ь о го в ід с т а н ь н е о б х ід н о в и р а з и т и у п а р с е к а х .

1 6 .1 0 .

3 2 6 0 0 0 0 0 0 р о к ів .

1 6 .1 1 .

21 0 0 0 к м /с .

1 7 .1 0 .

* 1 6 0 0 0 0 0 0 р о к ів .

155

Предметний покажчик

А А бсолю тн а зор я н а в ел и чина 104 А нтропний п р и н цип 132 А п огей 41 А с т е р о їд 9 , 8 6 А стробл ем и 89 А с т р о л о г ія 11 А с т р о м е т р ія 11 А с т р о н о м іч н а о д и н и ця 9, 10, 33 А с т р о н о м ія 5 , 13 А с т р о ф із и к а 1 1 , 4 6 А тм осф ер а С онця 9 8 А ф е л ій 3 2 Б

Г е л іо ц е н т р и ч н а с и с т е м а с в іт у 7 Г е о г р а ф іч н и й п о л ю с 15 Г е о с т а ц іо н а р н и й с у п у т н и к 41 Г еоц ен тр и ч н а си стем а с в іт у 6 Г о л о в н а п о с л ід о в н іс т ь з ір 1 0 7 , 1 0 8 Г о р и зо н т 1 6 Г р и н в іч 15

д Д іа г р а м а Г ер ц ш п р ун га— Р ессела (с п е к т р — с в іт н іс т ь ) 107 Д о б а 21

Б о л ід 8 9 В В еликий В и бух 126 В енера 9 , 67 В е р х н я к у л ь м ін а ц ія 1 7 В идим а зор я н а вел и ч и на 49 В и с о к о с н и й р ік 2 7 В ід к р и т а с и с т е м а 1 3 2 В с е с в іт 5 , 1 0 , 1 2 3 В с е с в іт н ь о г о т я ж ін н я з а к о н 7, 3 5 Г Г аббл а з а к о н 1 2 3 Г алакти ки 9 , 1 1 8 , 121 — В е л и к а с т ін а 1 2 2 — г а л а к т и ч н и й р ік 1 2 0 — р о з л іт а н н я г а л а к тик 123 — ск л адові гал ак тик 1 1 8 , 120 — с п ір а л ь н і р у к а в и 1 2 0 — типи галактик 121 Г а л іл е є в і с у п у т н и к и 8 1

Е Е к л іп т и к а 2 4 Е л е к т р о н н о -о п т и ч н и й п е р е т в о р ю в а ч 51 Е к о л о г іч н а к а т а с т р о фа 58 Е л о н г а ц ія 31

З З а т е м н е н н я М іс я ц я 5 9 Затем н ен н я С онця 59 З б іл ь ш е н н я т е л еск о п а 5 0 Збур ен н я 36 Зем л я 9 , 57 — атм осф ер а 57 — будова 58 — м а г н іт н е п о л е 5 8 З е м н и й е к в а т о р 15 З е н іт 1 6 З о д іа к 2 3 Зор і 5, 102 — б іл и й к а р л и к 1 0 7 — з м ін н а зо р я 1 1 1 — Н аднова 112 — Н ей трон н а 114

— Н ов а 1 1 2 — п р о т о зо р я 1 1 0 — ц е ф е їд а 1 1 5 — ч е р в о н и й г іг а н т 1 0 7 — червоний к арл и к 107 — чер вон и й н адгіган т 108 З о р я н і а с о ц іа ц ії 1 1 8 З ор я н а величина 103 З ор я н і ск уп ч ен н я 118 З о р я н и й ч а с 21 К К ал ен дар 28 — г р и г о р іа н с ь к и й 2 8 — ю л іа н с ь к и й 2 7 , 2 8 К в а за р и 1 0 , 1 2 7 К еп л ера зак он и 3 2 , 3 3 , 34 К іл ь ц я п л а н е т 8 2 , 8 3 К о л о с х и л е н н я 18 К ом ета 9 , 91 К о н т а к т и м іж ц и в іл із а ц ія м и 1 3 5 К о н ф іг у р а ц ії п л а н е т ЗО К о р п у с к у л я р н е в и п р о м і ню вання 100 К о с м іч н і ш в и д к о с т і 111 К о с м о л о г ія 1 1 , 1 2 6 К о с м о л о г іч н і п а р а д о к си 123 К осм он авти к а 8 , 39 К осм ос 5 К у л ь м ін а ц ія 1 7 К ул ясті ск уп ч ен н я 120 Л Л ін ія з м ін и д а т 2 3 М М а г н іт н а б у р я 1 0 0 М ар с 9 , 6 9 М еж а Р ош а 82 М е р к у р ій 6 5 М ет ео р 8 9

ПРЕДМЕТНИЙ ПОКАЖЧИК

М етеори т 8 9 М етеорн а ч асти н а 8 9 М іс я ц ь 5 9 — в у з л и м іс я ч н о ї о р б і ти 60 — ф ази 5 9 , 6 0 — ф із и ч н і у м о в и 6 0 , 61 М о д е л і В с е с в іт у 1 2 3 М олочний Ш лях 10, 118 Н Н а д и р 16 Н е б е с н а м е х а н ік а 1 1 , 12 Н е б е с н а с ф е р а 14 Н е б е с н і к о о р д и н а т и 18 Н е б е с н и й е к в а т о р 15 Н е б е с н и й м е р и д іа н 16 Н еп тун 9 , 78 Н и ж н є с п о л у ч е н н я 31

О О б р ій 1 6

п П а р н ік о в и й е ф е к т 5 7 П ар ал ак с гор и зон тал ь ний 37 П а р а л а к с р іч н и й 1 0 2 П ар сек 103 П ер и гей 41 П е р и г е л ій 3 2 П е р іо д о б е р т а н н я п л а н ет — с и д е р и ч н и й 31 — с и н о д и ч н и й 31 П ів н іч н и й п о л я р н и й ряд 104 П ланети 6, 56 — г іг а н т и 5 6 , 74 — зем н о ї групи 5 6 , 65 — карлики 9, 8 6 , 93 П лан етарн а т ум ан н іс т ь 9 , 9 3 П л ям а сон я ч н а 99 П лутон 93 П о л ю с с в іт у 1 5 П о я с а с т е р о їд ів 8 7 , 9 3 П ояс К ой п ера 8 7 , 94 П о я с и р а д іа ц ії 5 7 П р е ц е с ія 6 , 2 5 П ри пливні си ли 83 П р о с т и й р ік 2 7 П р о т и с т о я н н я ЗО, 31 П ротуберан ц і 100 П рям е сх о д ж ен н я 18

П р я м о в и с н а л ін ія 16 П ульсар 1 1 4 , 134 Р Р а д іу с з о р і 1 0 6 , 1 0 7 Р а д іу с н е б е с н о ї с ф е ри 114 Р е г о л іт 6 2 Р е л ік т о в е в и п р о м ін ю вання 128 Р о з д іл ь н а зд а т н іс т ь ока 48 Р о з л іт а н н я г а л а к тик 123 С С ар ос 6 0 С атур н 9 , 76 С в іт л о в и й р ік 9 , 10 С в іт н іст ь — зо р і 1 0 4 , 105 — С онця 9 6 С и н г у л я р н іс т ь 1 2 7 С и н ергети к а 133 С он ц е 9 6 — а к т и в н іс т ь 9 9 — будова 9 7 , 98 — ф із и ч н і х а р а к т е р и с тики 96 С он ц естоян н я 26 С онячна стала 26 С о н я ч н и й в іт ер 9 8 С о н я ч н а д о б а 21 С о н я ч н и й ч ас 21 С п ек т р 8 С пектральні к л аси 105 С пектральні сп ост ер е ж ен н я 105 С п о л у ч е н н я 31 С тал а Г аббл а 1 2 3 С т у п ін ь р и з и к у 8 8 С у з ір ’я 6 , 14 С упутн ики пл ан ет 9, 8 0 — 84 С хи л ен н я 18 Т Т елескоп 49 — р а д іо ін т е р ф е р о м ет р 51 — р а д іо т е л е с к о п 51 — реф лек тор 4 9 , 50 — реф рактор 4 9 , 50 Т ем н а е н е р г ія 1 3 0

Т е м н а м ат ер ія 1 3 0 Т е о р ія відн осн ості 8 , 1 2 6 Т е о р ія е в о л ю ц ії В с е с в і ту 8 , 127 Т о ч к а в есн я н ого р ів н о д е н н я 18, 2 5 Т р о п іч н и й р ік 2 7 Т р оп осф ер а 5 7 У У р а н 9 , 77 У явна н ебесн а с ф ер а 15 Ф Ф о т о п о м н о ж у в а ч 51 Ф р а у н г о ф е р о в і л ін і ї 8

X Х м ара О орта 9 2 Х р ом осф ер а 9 8 Х ром осф ерни й спал ах 100

ц Ц ерера 8 6 , 94

Ч Ч ас 22 — в с е с в іт н ій 2 2 , 23 — к и їв с ь к и й 23 — л іт н ій 2 3 — м іс ц е в и й 23 — п о я с н и й 2 2 , 23 Ч о р н а д ір а 114 Ч о р н е т іл о 4 7 , 105 Ч у т л и в іс т ь ок а 49 Ш Ш в и д к іс т ь — колова 40 — п е р ш а косм іч н а 4 0 — д р у г а к осм іч н а 42 — т р е т я к осм іч н а 42 Ш и р о т а геогр аф іч н а 14 Ш т у ч н и й суп утн и к З е м л і 8 , 41 Ю Ю п ітер 9 , 75 Я Я д р о г а л а к т и к и 119 Я дро к ом ети 92

Зміст

Ю сь іу еп Р Ь А Ы Е Т -и А h t t p : //w w w .e x .u a /v ie w / 16 8 6 7 9 2 4

Передмова........................................З

5 Д р у г а і т р е т я к о с м іч н і ш в и д к о с т і................................................4 2

§1. Що вивчає астрономія?

6 П рак тич не ви користання к о с м о н а в т и к и ....................................4 3

1 П р е д м е т а с т р о н о м і ї ............................. 5

2 К о р о т к а іс т о р ія а с т р о н о м ії . . . 6 3 Н а ш а к о с м іч н а а д р е с а .................... 9 4 О с н о в н і р о з д і л и а с т р о н о м ії . . 1 1

§ 2. Основи практичної астрономії 1 Н е б е с н а с ф е р а .................................... 1 4 2 Т о ч к и та л ін ії н е б е с н о ї с ф е р и ...................................... 1 5 З 4

О р іє н т у в а н н я н а м і с ц е в о с т і . . 1 6 Е к в а т о р іа л ь н а с и с т е м а небесни х координат і к а р т и з о р я н о г о н е б а .................... 1 8

§3. Вимірювання часу та календар

§6. Методи астрофізичних досліджень 1 Щ о в и в ч а є а с т р о ф із и к а ? . . . . 4 6 2 Ч о р н е т і л о ............................................... 4 7 3 А с т р о н о м іч н і с п о с т е р е ж е н н я н е о з б р о є н и м о к о м ............................. 4 8 4 Т е л е с к о п и .................................................. 4 9 5 Е лектронні прилади для р е є с т р а ц ії в и п р о м ін ю в а н н я к о с м і ч н и х с в і т и л ............................. 5 1 6 Р а д і о т е л е с к о п и ................................... 5 1 7 В и в ч е н н я В с е с в іт у за д о п о м о г о ю к о с м іч н и х а п а р а т і в ..................................................... 5 3

1 В и м ір ю в а н н я ч а с у .......................... 2 1 2 С о н я ч н и й ч а с т а з о д і а к ............ 2 3 3 З м і н а п ір р о к у н а З е м л і . . . . 2 5 4 К а л е н д а р і .................................................. 2 7

§4. Закони руху планет 1 К о н ф іг у р а ц і ї п л а н е т ..................... ЗО 2 С идеричний і си н оди ч н и й п е р іо д и о б е р т а н н я п л а н е т . . . 31 3 З а к о н и К е п л е р а ................................... 3 2

§7. Земля і Місяць 1 П лан ети зем н ої групи т а п л а н е т и - г і г а н т и .......................... 5 6 2 З е м л я — н а й ч а р ів н іш а план ета С он яч н ої с и с т е м и . . . 57 3 4 5 6

Е к о л о г іч н а с и с т е м а З е м л і . . . 5 8 М і с я ц ь ........................................................ 5 9 Ф із и ч н і у м о в и н а М і с я ц і . . . . 6 0 Д о с л і д ж е н н я М і с я ц я .................... 6 2

4 З а к о н в с е с в іт н ь о г о т я ж і н н я . . 3 5 5 В и з н а ч е н н я в ід с т а н е й д о п л а н е т .................................................. 3 6

§5. Основи космонавтики 1 Зар о д ж ен н я косм онавти ки . . 39 2 К о л о в а ш в и д к і с т ь ............................. 4 0 3 Р у х к о с м і ч н и х а п а р а т ів п о е л іп т и ч н и х о р б і т а х ................. 4 1 4 П е р іо д о б е р т а н н я к о с м іч н о г о а п а р а т а .......................... 4 1

§8. Планети земної групи 1 Загальн а хар ак тер и сти к а п л а н е т з е м н о ї г р у п и ..........................6 5 2 М е р к у р і й .................................................. 6 5 3 В е н е р а ...................................................... 6 7 4 М а р с .............................................................. 6 9

§9. Планети-гіганти 1

Загальн а харак тери сти к а п л а н е т - г і г а н т і в ................................... 7 4

ЗМІСТ

2 Ю п і т е р ........................................................ 7 5 3 С а т у р н ...................................................... 7 6 4 У р а н .............................................................. 7 7 5 Н е п т у н ........................................................ 7 8

§10. Супутники планет 1 С у п у т н и к и М а р с а ...............................8 0

§15. Будова Всесвіту 1 Б у д о в а Г а л а к т и к и .......................... 1 1 8 2 Ц е н т р Г а л а к т и к и ........................ 1 1 9 3 О бертан н я з ір у Г алакти ці . . 1 2 0 4 Н а й б л и ж ч і с у с ід и Г а л а к т и к и ............................................ 1 2 1

« С ім ’я » С а т у р н а ................................ 8 2

5 Р о з п о д іл г а л а к ти к у В с е с в і т і ............................................... 121

4 К іл ь ц я С а т у р н а ...................................8 2

6 З а к о н Г а б б л а ...................................... 123

5 С у п у т н и к и У р а н а ...............................8 3

7 М о д е л і В с е с в і т у .................................123

2 С у п у т н и к и Ю п і т е р а .........................8 1 3

6 С у п у т н и к и Н е п т у н а .........................8 4

§16. Еволюція Всесвіту §11. Малі тіла Сонячної системи 1 А с т е р о ї д и ..................................................8 6 2 Т а є м н и ц і а с т е р о ї д і в ....................... 8 7 3 Н е б е з п е ч н і а с т е р о ї д и .................... 8 8 4 М е т е о р и т а м е т е о р и т и ................. 8 9 5 З агадк а Т ун гуськ ого м е т е о р и т а ..................................................9 0 6 К о м е т и ........................................................9 1

1 В ел и к и й В ибух т а в ік В с е с в і т у ................................ 126 2 Г о л о в н і ер и в і с т о р і ї В с е с в і т у .............................1 2 6 3 Р е л ік т о в е ф о н о в е в и п р о м і н ю в а н н я ............................ 1 2 8 4 М а й б у т н є В с е с в і т у ...................... 1 2 9

7 П л а н е т и - к а р л и к и ............................. 9 3

§ 17. Життя у Всесвіті §12. Сонце — наша зоря 1 Ф із и ч н і х а р а к т е р и с т и к и С о н ц я ...........................................................9 6 2 Б у д о в а С о н ц я ......................................9 7 3 С о н я ч н а а к т и в н і с т ь ....................... 9 9 4 В плив сон я ч н ої ак ти вн ості н а З е м л ю ............................................... 1 0 0

§13. Фізичні характеристики зір 1 В и м ір ю в а н н я в ід с т а н е й д о з і р ........................................................ 1 0 2 2 В и д и м і зор я н і вел и ч и н и . . . 103 3 А бсол ю тн і зор я н і вел и ч и н и і с в іт н іс т ь з о р і .................................1 0 4 4 К о л ір і т е м п е р а т у р а з і р . . . . 1 0 5 5 Р а д іу с и з і р ............................................ 1 0 6

А н т р о п н и й п р и н ц и п ................. 1 3 2

2 Ж и т т я я к в ід к р и т а с и с т е м а , я к а з б е р іг а є та п ер едає ін ф о р м а ц ію з м и н у л о г о в м а й б у т н є .........................................1 3 3 З

П р о б л е м и к о н т а к т ів із п о за зем н и м и ц и в іл із а ц ія м и ................................... 1 3 4

М о ж л и в і н а с л ід к и к о н т а к т ів і з ч у ж и м и ц и в іл із а ц ія м и . . . 1 3 5

5 П р о г н о з и е в о л ю ц ії з е м н о ї ц и в і л і з а ц і ї ...........................1 3 6

Приклади розв'язання задач з астрономії..................................... 138

6 Д іа г р а м а с п е к т р — с в іт н іс т ь . . 1 0 7

§14. Еволюція зір

Лабораторні роботи......................141

1 З а р о д ж е н н я з і р ..............................1 1 0 2 З о р я в с т а н і г р а в іт а ц ій н о ї р і в н о в а г и ............................................... 1 1 1

Додатки ......................................... 145

3 З м і н н і з о р і ............................................ 1 1 1 4 Н о в і т а Н а д н о в і з о р і ...............1 1 2

Відповіді до письмових вправ та вказівки до розв'язання. . . . 155

5 П у л ь с а р и і н е й т р о н н із о р і . . 1 1 4 6 Ч о р н і д і р и ............................................ 1 1 4 7 Е в о л ю ц ія С о н ц я ............................. 1 1 5

Предметний покажчик.................156