ПРИРОДА МЕГАСВІТУ

Методи визначення параметрів мегасвіту

Шляхи, якими люди проникають в суть небесних явищ, представляються мн майже настільки ж дивовижними, як і сам ці явища.

І. Кеплер

Питання про те, що являє собою Космос, що оточує Землю, не можна було вирішити раніше, ніж були визначені відстані до небесних тіл. І це уточнення масштабів світу тривало майже 2500 років Якими тільки одиницями ні вимірювалися ці відстані, починаючи від грецьких стадій і кінчаючи сьогоднішніми мегапарсек. Залишимо еволюції методів вимірювання відстані до небесних тіл і розглянемо основних зас методи, за допомогою яких визначимо геометричні розміри Космос і відстані до небесних тіл. Перш ніж перейти до методів вимірювання цікаво поглянути на порівняльну шкалу розмірів у Всесвіті (рис. 9.1).

Порівняльна шкала розмірів у Всесвіті (але осі показник ступеня десяти)

Мал. 9.1. Порівняльна шкала розмірів у Всесвіті (але осі показник ступеня десяти)

Основним методом вимірювання відстані до небесних тіл є метод параллактического усунення або тригонометричного паралаксу, коли вимірюється кут, під яким спостерігається небесне тіло до якого визначається відстань, з різних точок спостереження Відстань між точками називають базисом. Знаючи величину базису і кута спостереження, за формулами тригонометрії можна визначити відстань до небесного тіла. Кут, під яким видно базис з небесного тіла, до якого визначається відстань, називається параллаксом При цьому відстані до небесного тіла паралакс тим більше, че більше базис.

У межах Сонячної системи в якості базису використовують радіус Землі, і метод вимірювання відстаней називають методом суточног параллакса. Кут, під яким із світила, що знаходиться на горизонті було б видно радіус Землі, називається горизонтальним добова параллаксом світила. Звичайно, зі світила ніхто не спостерігає радіу Землі, а горизонтальний паралакс визначають за вимірюваннями максимальної висоти світила з двох точок земної поверхні, находящіхс на одному географічному меридіані і мають відомі географічні широти.

Найбільший горизонтальний добовий паралакс має найближче до Землі небесне тіло - Місяць л = 57 '). Параллакси планет і Сонць складають всього лише кілька секунд з = 8 ", 8). Масштаби відстаней в світі небесних тіл змушують астрономів користуватися здатний більшими одиницями вимірювання відстаней, ніж кілометри Однією з таких одиниць є астрономічна одиниця (а.о.) , рівний середній відстані від Сонця до Землі (1 а.е. = 149,6 млн км) до Меркурія від Сонця = 0,4 а.о., а відстань до найдальшої планети Плутон можна прийняти як розмір Сонячної системи і равн приблизно 40 а.о.

У другій половині XX в. виникла ідея безпосереднього методу визначення відстані до небесних тіл. Він полягає в тому, чт на небесне тіло посилають потужний короткочасний радіоімпульс а потім приймають відбитий сигнал. Знаючи швидкість поширення світла у вакуумі с = 300000 км / с і час поширення, визначаю відстань. Радіолокаційні спостереження дозволяють з більшою точністю визначити відстань до небесних тіл в Сонячній системі Цим методом уточнені відстані до Місяця, Венери, Меркурія Марса, Юпітера. Незабаром після винаходу потужних джерел світлового випромінювання - оптичних квантових генераторів (лазерів) - став проводити досліди але лазерної локації Місяця. Метод лазерної локації аналогічний радіолокації, проте точність вимірювання значно вище. Оптична лазерна локація дає можливість визначити відстань між обраними точками місячної і земної поверхні з точністю до сантиметрів, що дозволяє вивчити рельєф поверхні перед небесних тіл.

Метод паралакса придатний і для визначення відстаней до найближчих зірок. Тільки в якості базису використовується не радіус Землі, а середній радіус земної орбіти і метод визначення відстані до звез по куту, під яким із зірки було б видно середній радіус земно орбіти, називають річним параллаксом (рис. 9.2).

Річний паралакс зірки

Мал. 9.2. Річний паралакс зірки

Відстань до зірки, яке відповідає річному паралаксу в 1 ", називається парсек (від слів« паралакс »і« секунда », обозначаетс пк. 1 пк = 206265 а.о.). Ця одиниця використовується в зоряній астрономії так як не тільки кілометр, але навіть астрономічна одиниця (а.о.) занадто малі для вимірювання відстаней до зірок. найближча до нас зірок після Сонця знаходиться в сузір'ї Центавра (Проксима Центавра мул Кентавра). Її річний паралакс - 0,76 ", що відповідає 1,33 пк Нижче дано співвідношення між кілометром, астрономічної одиницею парсек і світловим роком, відстанню, яку світло проходить за рік:

Вимірювання параллактического усунення зірок хоча й дуже занадто багато роботи, але є самим надійним, фундаментальним способом визначення вартості відстаней до них. Природно, що це зміщення помітно тільки у порівняно близьких зірок. На сучасному етапі воно визначається за чотирма фотографій зоряного неба, отриманим протягом року чере інтервали часу в три місяці. До теперішнього часу тригонометричні паралакси визначені приблизно у 7500 зірок.

Відстань до більш далеких зірок визначається за періодом зміни блиску (світності) зір - цефеїд. Цефеїди - це пульсуючі зірки, які періодично роздуваються і стискуються. Між періодом (Р) пульсації довгоперіодичних цефеїд і світність цих звез існує залежність, яка отримала назву «період - світність» Якщо з спостережень відомий період зміни блиску цефеїд, то, користуючись залежністю період - світність, можна визначити її абсолютну зоряну величину (М), яка дорівнює видимої зоряної величин ( т ) цієї зірки з відстані 10 пк, за формулою М = 0,2 (2 - ^ Р). Тоді за формулою 1 / р "= 0,2 (т - М) + 1 легко обчислити відстань до цефеїди знаючи із спостережень її видиму зоряну величину ( т ). Так як цефеїд відносяться до зірок - гігантам і надгігантів (тобто тим , які маю величезні розміри і світності), то вони видно з великих відстаней Виявляючи цефеїди в далеких зоряних системах, можна визначить відстань до цих систем.

До більш далеких галактик, де спостерігаються спалахи наднових зірок (у яких відбувається раптове різке збільшення світності), расстоя ня можна оцінити, виходячи з того, що всі наднові зірки, як его випливає з спостережень, мають приблизно однакову абсолютну зоряну величину в максимумі блиску М тах . В цьому випадку по спостерігається величиною М тах можна знайти модуль відстані і відстань до цієї галактики.

Є й інші способи визначення відстаней до галактик, але зупинимося лише на одному, що застосовується для оцінки расстояни до далеких галактик, особливо тих далеких галактик, що не можна розв'язати на зірки через їх дальності від нас.

В спектрах далеких галактик спектральні лінії зміщені в бік червоного кінця спектра. Це явище отримало назву червоного зсуву і викликано видаленням галактик. У 1929 році американський астрофізик

Е. Хаббл встановив закономірність, яка називається нині законом Хаббла: В променеві швидкості галактик г ) пропорційні відстаням до них (г): У У г - Нг. В цьому законі коефіцієнт пропорційності Н називаетсо постійної Хаббла. Відстані до далеких галактик виявилися настільки великими, що їх доводиться висловлювати не в парсеках (пк) і кілопарсек (кпк), а в мегаіарсеках (Мпк). В даний час значення красног зміщення виміряна в спектрах більш 15000 галактик, причому виявилося що променеві швидкості найбільш далеких перевищують 100000 км / с, а їх відстані становлять сотні і тисячі мегапарсек, тобто світло від них доходи до нас за сотні мільйонів і мільярди років.

Для визначення мас небесних тіл важливе значення має узагальнення Ісааком Ньютоном третього закону Кеплера на будь-які системи обертаються тел. Якщо, зокрема, масивним (центральним) тілом являетс Сонце з масою М з , то для нього і двох рухомих навколо нього плані з масами т х і т 2 третій закон Кеплера матиме вигляд:

тобто квадрати періодів звернення х 2 і Г 2 2 ), помножені на суму мас Сонця і планети з + тп х і М з + т 2 ), відносяться як куби великих піввісь орбіт планет х 3 і а 2 3 ) . Можна застосувати третій зако Кеплера і до інших систем, наприклад до руху планет навколо Сонць і супутника навколо планет. Позначимо маси Сонця, планети і її супутника відповідно через М з , т і т л , періоди обертання планети вокру Сонця і супутника навколо планети - через Г і Г, і середні расстояни планети від Сонця і супутника від планети - через а і а х Тоді третини закон Кеплера можна записати у вигляді:

Сонця більше, ніж сума мас усіх тіл Сонячної системи в 750 разів, більше маси Юпітера в 1050 разів і перевищує масу Земл в 330000 раз, тобто М  » т

Маса Сонця більше, ніж сума мас усіх тіл Сонячної системи в 750 разів, більше маси Юпітера в 1050 разів і перевищує масу Земл в 330000 раз, тобто М з » т. Маса планети зазвичай також дуже велика в порівнянні з масою супутника (виняток становлять Земля і Місяць, а також Плутон з його супутником Хароном), тобто т » т х Тому з достатнім ступенем точності можна обчислити відношення маси Сонць до маси планети за формулою

Ця формула отримана з розгляду руху планети навколо Сонця і супутника навколо планети. Аналогічний вигляд матиме формула для визначення маси планети, що має супутника, якщо цю систем небесних тіл порівняти з іншою планетою і її супутником:

де / і 1 і - маси порівнюваних планет; Т і Т х - періоди обертання супутників планет; а 1 і а - середні відстані між супутниками планет Маси небесних тіл, які не мають супутників, визначають за величиною сил тяжіння, яке надає дане небесне тіло на інші небесні тіла. Відхилення в русі небесного тіла під дією тяжіння з боку небесного тіла, масу якого необхідно виміряти, називають в небесній механіці збуреннями. За величиною обурення можн визначити масу невідомого небесного тіла. Прикладом цього являетс відкриття Нептуна і Плутона. Меркурій, Венера, Марс, Юпітер і Сатур відомі людям з глибокої давнини. Планету, що знаходиться за орбито Сатурна і не видиму неозброєним оком, відкрив в 1781 р з допомогу телескопа англійський астроном (професійний музикант, котори почав займатися астрономією як любитель) Вільям Гершель. Вона був названа Ураном. Грунтуючись на законах небесної механіки, астроном вирахували орбіту Урана, але досить скоро з'ясувалося, що в движени нової планети помітні відхилення від кеплеровской орбіти. Спостережувані відхилення могли означати або те, що дія закону всемірног тяжіння обмежена лише близькими планетами, або те, що за урано є ще якась планета, обурює його рух. Визнач величину обурення, астрономи вирішили спробувати відкрити нову планету, обчисливши її положення в просторі. Незалежно один від один таке завдання вдалося вирішити двом молодим математикам - англієць Джону Адамсу і французу Урбен Левер'є. Астроном Берлінської обсерваторії Йоганн Галле, отримавши телеграму від Левер'є з проханням пошукати планету в зазначеному місці, 23 вересня 1846 р виявив в сузір'ї Водолія світило, якого не було на зоряній карті. Так була відкрита восьма планета Сонячної системи. Це був тріумф небесної механіки торжество геліоцентричної системи. Таким же чином по збурень Нептуна американський астрофізик Ловелл обчислив, а Томбо в 1930 р виявив дев'яту планету Сонячної системи - Плутон.

Маси зірок визначають також зі спостережень подвійних зірок. До систем подвійних зірок застосовні закон всесвітнього тяжіння і узагальнені Ньютоном закони Кеплера. Нехай маси головної зірки з більшою масо М ,, а її супутника, що обертається навколо головної, ~ М 2 , період обертання супутника позначимо через Г, велику піввісь орбіти супутника чере А. Тоді, позначивши через М з і М 3 маси Сонця і Землі, Т 3 - перио обертання Землі, а - велика піввісь земної орбіти, можна написати:

Якщо прийняти масу Сонця за одиницю (М з = 1) і врахувати, що М 3 «А / с , Г3 = 1 рік, а = 1 а.о., то

Величина А пов'язана з річним параллаксом зірки (к) і кутовим відстанню між компонентами (а) простим співвідношенням:

де а і 7Г виражені в секундах дуги, а відстань А - в астрономічних одиницях. тоді

Маси зірок на відміну від їх светимостей і розмірів розрізняються не дуже сильно. Найбільш масивні зірки більше, ніж Сонце в 50-80 разів, а найменші по масам зірки становлять 0,05 мас Сонця, хоча в даному випадку слід говорити вже не про зірку, а про об'єкт, за своєю природою близький до планет.

Температура, хімічний склад, фізичні властивості небесних тіл вивчають, використовуючи методи спектрального аналізу і закони абсолютн чорного тіла. Аналіз електромагнітного випромінювання небесних тіл являетс найважливішим методом вивчення природи мегамира.

 
Переглянути оригінал
< Попер   ЗМІСТ   ОРИГІНАЛ   Наст >