3. Чумацький шлях
Чумацький шлях (Греч. galaxias) - перетинаюча зоряне небо срібляста туманна смуга. В Чумацький Шлях входить величезна кількість візуально невиразних зірок, що концентруються до основної площини Галактики. Поблизу цієї площини розташовано Сонце, так що більшість зірок Галактики проектується на небесну сферу в межах вузької смуги - Чумацький Шлях. Думка про те, що Чумацький Шлях складається з незліченної безлічі зірок, першим виказав, мабуть, Демокріт. Він вважав, що Чумацький Шлях - це розсіяне світло безлічі зірок, яке, поза сумнівом, було б видне по всьому небу, але виявився малопомітним в сонячному промінні. Арістотель спростував останнє твердження і сформулював правильну концепцію, що враховує рух Землі і форму земної тіні, але потім відмовився від неї і виказав припущення, що Чумацький Шлях - це скупчення пари розжарених небесних тел.
Ширина Чумацького Шляху різна: в найширших місцях - більше 15°, в найвужчих - всього декілька градусів.
Чумацький Шлях проходить по наступних сузір'ях: Однорогий, Малий Пес, Оріон, близнюки, Телець, Візничий, Персей, Жираф, Касіопея, Андромеда, Цефей, Ящірка, Лебідь, Лисичка, Ліра, Стріла, Орел, Щит, Стрілець, Змієносець, Південна Корона, Скорпіон, Наугольник, Вовк, Південний Трикутник, Центавр, Циркуль, Південний Хрест, Муха, Кіль, Вітрила, Корми.
неоднорідність будови Чумацького Шляху викликана, в основному, двома причинами: 1) дійсною нерівномірністю розподілу зірок в Галактиці, де зоряні хмари можна розглядати як своєрідні структурні деталі; 2) наявністю поглинаючого середовища, яке у вигляді темних туманностей самих різних форм і розмірів додає химерні контури. Клочковатость добре помітна в сузір'ї Лебедя. Але особливо чудова дуже яскрава і щільна зоряна хмара в сузір'ї Щита. Декілька зоряних хмар є в сузір'ї Стрільця.
Починаючи від Денеба, Чумацький Шлях спадає до горизонту північної півкулі неба двома сяючими потоками. Темний проміжок між ними ("велика щілина"), мабуть, викликаний численними і порівняно близькими до нас темними туманностями, які затуляють області Чумацького Шляху. В південній півкулі неба, поблизу Південного Хреста, знаходиться Вугільний мішок - чорний провал в Чумацький Шлях, який спостерігачі XVII вважали справжнім отвором в небі.
Середня лінія усередині Чумацького Шляху. - галактичний екватор.
Китайці виділили Чумацький Шлях вже до VI в. до н.е. як якесь явище невідомої природи. Його називали "Молочним Шляхом", Срібною Річкою, Небесною річкою і т.д.
4. Що таке зірки
В астрономічному значенні: небесні світила, що є джерелом променистої енергії, яка створюється в їх надрах і випромінюється в космічний простір. В зірках зосереджена основна маса видимої речовини галактик. Зірки - могутні джерела енергії. Зокрема, життя на Землі зобов'язано своїм існуванням енергії випромінювання Сонця. Зірки в космічному просторі не розподілені рівномірно, вони утворюють зоряні системи. До них відносяться кратні зірки, зоряні скупчення і галактики.
Більшість зірок знаходиться в стаціонарному стані, тобто змін їх фіз. характеристик не спостерігається. Це відповідає стану рівноваги. Але існують і такі зірки, властивості яких міняються видимим чином. Їх називають змінними зірками і нестаціонарними зірками. Слід зазначити зірки, в яких безперервно або час від часу відбуваються спалахи, зокрема - нові зірки. При спалахах т.наз. найновіших зірок речовина зірки в деяких випадках може бути повністю розсіяне в просторі.
Характеристики зірок діляться на видимі (найважливіша - блиск, який прийнято виражати в логарифмічній шкалі видимих зоряних величин) і істинні (світимість, колір зірок, радіус, маса). Найважливішу інформацію про властивості зірки дають їх спектри. Далі, існує класифікація зірок по світимості. Найпростіший вид цієї класифікації полягає в розділенні зірок на гіганти і карлики. При більш докладній класифікації виділяють надгіганти, субгіганти, субкарлики і т.п.
Як можливі джерела величезної енергії зірок сучасна фізика указує гравітаційне стиснення, що приводить до виділення гравітаційної енергії, і термоядерні реакції, в результаті яких з ядер легких елементів синтезуються ядра важчих елементів і виділяється велика кількість енергії. Енергії гравітаційного стиснення, як показують розрахунки, було б достатньо для підтримки світимості Сонця протягом всього лише 30 млн. років, тоді як з геологічних і ін. даних витікає, що світимість Сонця залишалася приблизно постійною протягом мільярдів років. Гравітаційне стиснення може служити джерелом енергії лише для дуже молодих зірок. З другого боку, термоядерні реакції протікають з достатньою швидкістю лише при температурах, в тисячі раз перевищуючих температуру поверхні зірки. В надрах зірок при температурах >10Е7 До і величезній густині газ володіє тиском в мільярди атмосфер. В цих умовах зірка може знаходитися в стаціонарному стані лише завдяки тому, що в кожному її шарі внутрішній тиск газу врівноважується дією сил тяжіння. Такий стан називається гідростатичною рівновагою. Отже, стаціонарна зірка є газовою (точніше, плазмовий) кулею, що знаходиться в стані гідростатичної рівноваги. Якщо усередині зірки температура з якої-небудь причини підвищиться, зірка повинна роздутися, оскільки зросте тиск в її надрах. Сили тяжіння не зможуть запобігти розширенню зірки, оскільки у поверхні зірки, що розширяється, вони зменшаться. Звідси витікає, що для збереження гідростатичної рівноваги зірки з великою температурою за інших рівних умов повинні мати менші розміри. Все сказане відноситься до хімічно однорідних (гомогенним) зоряних моделей, які цілком придатні для величезної більшості зірок. (такі зірки називаються зірками головної послідовності, до них відноситься і наше Сонце). Але існують зірки, процеси в яких описуються іншими моделями (напр., червоні гіганти). Стаціонарний стан зірки характеризується не тільки механічною, але і тепловою рівновагою: процеси виділення енергії в надрах зірок, процеси тепловідводу енергії з надр до поверхні і процеси випромінювання енергії з поверхні повинні бути збалансовані. Тому зірки - стійкі саморегульовані системи.
Світимість зірки (за винятком наймасивніших) пропорційна масі в ступені, що перевищує одиницю. Запас же ядерної енергії в зірках просто пропорційний масі. Отже, чим більше маса зірки, тим швидше вона повинна витратити свої внутрішні джерела енергії. Терміни еволюції тим менше ніж більше маси зірок. Для наймасивніших зірок світимість пропорційна масі. Час життя таких зірок у міру збільшення їх маси перестає зменшуватися і прагне певної величини порядка 3.5 млн. років, дуже малої по космічних масштабах. Таким чином, зірки з великим сяянням - це або молоді зірки (голубі гіганти класу Про), або зірки, еволюції, що недавно вступили в ту або іншу стадію (червонінадгіганти).
Відносну поширеність зірок різних типів в Галактиці можна охарактеризувати так: на 10 млн. червоних карликів доводиться близько 1 млн. білих карликів, приблизно 1000 гігантів і лише одна зірка-надгігант.
5. Народження астрономії
АСТРОНОМІЯ (від астро... і грец. nomos — закон), наука про будову і розвиток космічних тіл, утворюваних ними систем і Всесвіту в цілому. Астрономія включає сферичну астрономію, практичну астрономію, астрофізику, небесну механіку, зоряну астрономію, позагалактичну астрономію, космогонію, космологію і ряд інших розділів. Астрономія — якнайдавніша наука, що виникла з практичних потреб людства (прогноз сезонних явищ, рахунок часу, визначення місцеположення на поверхні Землі і ін.). Народження сучасної астрономії було пов'язано з відмовою від геоцентричної системи світу (Птолемей, 2 в.) і заміною її геліоцентричною системою (Н. Коперник, сірий. 16 в.), з початком телескопічних досліджень небесних тіл (Р. Галілей, поч. 17 в.) і відкриттям закону всесвітнього тяжіння (І. Ньютон, кон. 17 в.). 18-19 ст. були для астрономії періодом накопичення даних про Сонячну систему, Галактику і фізичну природу зірок, Сонця, планет і інших космічних тел. В 20 в. у зв'язку з відкриттям світу галактик стала розвиватися позагалактична астрономія. Дослідження спектрів галактик дозволило Э. Хабблу (1929) знайти загальне розширення Всесвіту, передбачене А. А. Фридманом (1922) на основі теорії тяжіння, створеної А. Эйнштейном в 1915-16. Науково-технічна революція 20 в. надала те, що революціонізувало дію на розвиток астрономії в цілому і астрофізики особливо. Створення оптичних і радіотелескопів з високим дозволом, вживання ракет і штучних супутників Землі для позаатмосферних астрономічних наглядів привели до відкриття цілого ряду нових видів космічних тіл: радіогалактик, квазарів, пульсарів, джерел рентгенівського випромінювання і ін. Були розроблені основи теорії еволюції зірок і космогонії Сонячної системи. Найбільшим досягненням астрофізики 20 в. стала релятивістська космологія — теорія еволюції Всесвіту в цілому.
6. Комети і їх природа
Комети (від грец. kometes [aster] - "волохата [зірка]") - малі тіла Сонячної системи (разом з астероїдами і метеорними тілами), що рухаються по сильно витягнутих орбітах і різко міняючі свій вигляд з наближенням до Сонця. Комети - тіла, що утворилися в зовнішній частині Сонячної системи (включаючи область вищих планет).
Комети, знаходячись оддалік Сонця, виглядають як туманні, слабо світяться об'єкти (розмиті диски із згущуванням в центрі). З наближенням комет до Сонця у них утворюється "хвіст", звичайно направлений в протилежну від Сонця сторону. Усередині туманної плями, званої "головою" комети або комою, іноді видно порівняльне яскраве ядро, схоже на зірку, а навкруги голови - концентричні кільца-галоси. Ядро комети є великою глибою змерзлих газів, усередині якої знаходяться і тверді частинки, - від найдрібнішого пилу до крупних кам'янистих мас. Лід цей не зовсім звичайний, в ньому, окрім води, містяться аміак і Метан. Хімічний склад кометного льоду нагадує склад Юпітера. Поперечники ядер комети складають імовірно 0.5 - 20 км і мають масу порядка 1014 - 1019 р. Проте зрідка з'являються До. із значно великими ядрами. Численні ядра менше 0.5 км породжують слабкі комети, практично неприступні наглядам. Видимі поперечники голів До. складають звичайно від 10 тис. до 1 млн. км, змінюючись з відстанню від Сонця. У деяких комет максимальні розміри голови перевищували розміри Сонця. Ще більші розміри (понад 10 млн. км) мають оболонки з атомарного водню навкруги голови. Як правило, хвости бувають менш яскравими, ніж голова, і тому їх вдається спостерігати не у всіх комет. Довжина їх видимої частини складає 106 -107 км, тобто звичайно вони занурені у водневу оболонку. У деяких комет хвіст вдавалося прослідити до відстані понад 100 млн. км. В головах і хвостах До. речовина украй розріджений; не дивлячись на гігантський об'єм цих утворень, практично вся маса комети зосереджена в її твердому ядрі. Густина хвоста настільки нікчемна, що крізь нього просвічують слабкі зірки.
Назва " комета " пояснюється тим, що яскраві комети схожі на голову з розбещеним волоссям. Щорічно відкривають 5-10 комет. Кожну з них привласнюють попереднє позначення, що включає прізвище відкрив комету, рік відкриття і букву латинського алфавіту в порядку відкриття. Потім його замінюють остаточним позначенням, що включає рік проходження через перигелій і римську цифру в порядку дат проходження через перигелій.
Комети спостерігаються тоді, коли ядро комети наближається до Сонця ближче 4-6 а.о., нагрівається його промінням і починає виділяти газ і пилові частинки.
Більшість комет, що спостерігалися, належить Сонячній системі і звертається навкруги Сонця по витягнутих еліптичних орбітах різних розмірів, довільно орієнтованим в просторі. Розміри орбіт більшості До. в тисячі раз більше поперечника планетної системи. Поблизу афеліїв своїх орбіт комети знаходяться найбільшу частину часу, так що на далеких околицях Сонячної системи існує хмара комет - т.наз. хмара Оорта (на ім'я данського астронома, що запропонував дану теорію). Походження даної хмари зв'язано, мабуть, з гравітаційним викидом крижаних тіл із зони планет-гігантів під час їх освіти. Хмара Оорта містить порядка 100 млрд. кометних ядер. У комет, що віддаляються до периферичних частин хмари Оорта (їх відстані від Сонця можуть досягати 100 тис. а.о., а періоди обігу навкруги Сонця - 1-10 млн. років), орбіти міняються під дією тяжіння найближчих зірок. При цьому деякі комети придбавають параболічну швидкість по відношенню до Сонця (для таких далеких відстаней - порядка 0.1 км/с) і назавжди втрачають зв'язок з Сонячною системою. Інші (дуже небагато) придбавають при цьому швидкості порядка 1 м/с, що приводить до їх руху по орбіті з перигелієм поблизу Сонця, і тоді вони стають доступними для наглядів. У всіх комет при їх русі в області, зайнятою планетою, орбіти змінюються під дією тяжіння планет. При цьому серед комет, що прийшли з периферії хмари Оорта, близько половини придбаває гіперболічні орбіти і втрачається в міжзоряному просторі, У інших, навпаки, розміри орбіт зменшуються, і вони починають частіше повертатися до Сонця.
Комети, що належать Сонячній системі, час від часу (з періодами від 3.3 року, як у комети Енке, до декількох десятків тисяч років) проходять поблизу Сонця і називаються періодичними. Оддалік Сонця комета тьмяно освітлюється його промінням, не має хвоста і не доступна для наглядів. У міру наближення до Сонця, її освітлення посилюється, замерзлі гази ядра, що нагріваються сонячним промінням, випаровуються і закутують ядро газопиловою оболонкою, створюючою голову комети. Під дією світлового тиску з боку сонячного проміння і елементарних частинок, що викидаються Сонцем, газ і пил йдуть від голови комети, утворюючи хвіст, який в більшості випадків направлений убік від Сонця і, залежно від природи вхідних в нього частинок, може мати різну форму, від майже ідеально прямій (хвіст складається з іонізованих газових молекул) до різко викривленої (хвіст з важких пилових частинок). У деяких комет спостерігаються невеликі аномальні хвости, направлені до Сонця. Деякі комети мають два хвости: один викривлений, складався з частинок пилу; інший - прямий, газовий, витягнутий в напрямі, точно протилежному напряму на Сонці. У ряду комет було помічено по декілька пилових хвостів. Спостерігалися комети, хвости яких пнулися майже на півнеба.
Форма хвоста описується наступною шкалою: 0 - хвіст прямий; 1 - злегка відхилюючий; 2 - помітно зігнутий; 3 - різко зігнутий; 4 - направлений до Сонця.
Видима довжина кометного хвоста оцінюється в градусах дуги. Якщо видне ядро комети, то його блиск оцінюється подібно блиску змінних зірок.
Чим частіше комета підходить до Сонця, тим швидше вона втрачає свою речовину. Тому періодичні До., які йдуть від Сонця порівняно недалеко (наприклад, до орбіти Юпітера або сатурна) і часто до нього повертаються (короткоперіодичні; їх відомо близько 100), не можуть бути яскравими. Вони не видні неозброєним оком. Навпаки, довгоперіодичні До. з великими періодами обігу навкруги Сонця поблизу нього звичайно вельми яскраві і видні неозброєним оком.
7. Календарі
Календар (від лат. calendarium - "боргова книга": в римському місячному календарі перше число кожного місяця називалося "календами" - Calendae, і цього дня відбувалися сплати відсотків по боргах) - система, що дозволяє погоджувати тривалість середніх сонячних діб з іншими, більш тривалими періодичними явищами (зміною пір року, фазами Місяця і т.п.), і звичайно вживана для рахунку тривалих проміжків часу. Календар виник на зорі становлення цивілізації і генетично споріднений астрології. Вже в глибокій старовині люди помітили, що проміжки часу, сприятливі для тієї або іншої діяльності, повторюються з певною періодичністю. Наприклад, час, сприятливий для посіву, повторюється приблизно через 365 змін дня і ночі, а повний місяць, що сприяє нічному полюванню, повторюється кожні 29-30 діб. Не менше важливе значення мало точне визначення моментів часу, найсприятливіших для здійснення жертвопринесень богам, магічних дій і т.п. Подібні функції календарі схожі з функціями астрології. Підтвердженням цього є і те, що у деяких народів астрологія пов'язана з календарями не менше ніж з положеннями план, а іноді і зовсім заснована тільки на календарі. Основна проблема, з якою зіткнулися вже стародавні творці календаря, полягає в тому, що ні тривалість тропічного року, ні тривалість сінодичного місяця не рівні цілому числу доби. Більш того, неможливо підібрати яке-небудь ціле число тропічних років (або сінодичних місяців, в якому б містилося ціле число доби). В старовині ця проблема ускладнювалася ще і тим, що не були точно відомі тривалість тропічного року і сінодичного місяця.
Календарі, в яких використовувався тропічний рік (сонячні календарі), складалися перш за все в сільськогосподарських цілях для визначення сезонів польових робіт. Основною проблемою при розробці цих календарів була проблема високосів, яка дозволила б зробити календар наскільки можливо точним. В даний час найширше поширення набув григоріанський календар з досить зручною системою високосних років. Погрішність в 1 доби в ньому нагромаджується приблизно за 3300 років. Сонячними календарями є також юліанський календар і Хайяма календар.
Календарі, засновані на синодичному місяці (місячні календарі), використовувалися звичайно для культових цілей, оскільки були непридатні для визначення термінів сільськогосподарських робіт (один і той же місяць в різні роки доводився на різні пори року). Головним в розробці систем місячного було підібрати таке число цілих місячних років по 354 і 355 днів, щоб тривалість цього періоду була найбільш близька до цілого числа. Найвдалішими співвідношеннями є: 354.36706 x 8 = 2834.936 днів; 354.36706 х 30 = 10641.012 днів (354.36706 - тривалість 12 місячних місяців). Тільки ця рівність
28-04-2015, 23:35