Календар.

Система відліку великих проміжків часу з поділом на окремі періоди – роки, місяці і доби – називається календарем. За основу календарних одиниць лічби часу взято природні одиниці часу: сонячний рік, синодичний місяць і сонячну добу. Ці одиниці несумісні, а тому узгодження їх ускладнювало побудову календаря.

Незалежність основних одиниць часу зумовлює існування трьох типів календарів: сонячний, місячний і місячно-сонячний. У сонячному календарі основною одиницею є тривалість тропічного року 365,2422 середньої доби. Сучасний календар сонця. В основу місячного календаря покладено тривалість синодичного місяця (29,5 доби). Рік у ньому 354 або 355 доби. (12 місяців по 29,5 доби).

Порядкові номери років у календарях ведуться від умовного початку що називається ерою.

Сучасний календар складається з основних елементів сонячного римського календаря, який був розроблений Олександрійським астрономом Созігеном і введений в 45 році до нашої ери Юлієм Цезарем.

Рік у ньому становив 365,25 сонячної доби, для зручності три роки по 365 діб, а четвертий 366 діб. Всі роки, номери яких діляться на 4 називаються високосними.

Рік складається з 12 місяців тривалість і назви яких збереглися в європейському і російському календарях. Дійшов до нашого часу і вавилонський семиденний тиждень.

В Юліанському календарі різниця між календарним і тропічним роком становить 0,0078 доби. За 128 років вона збільшується на 1 добу.

На кінець XVI ст. відставання становило 10 діб. В кінці XVI ст. італійський професор математики Луїджі Ліліо Тараллі запропонував проект нового календаря. Який був затверджений папою Римським Григорієм XIII у 1852 році. Новий календар називається григоріанським або новим стилем. У папській буллі наказувалось вважати наступний після 4 жовтня 1582 р. день не 5 а 15 жовтня. Так було ліквідовано 10 діб відставання. Щоб надалі не допускати відставання домовились з кожних 400 років вважати 97 високосних і вважати простими ті вікові роки в яких число сотень не ділиться на 4 (1700, 1800, 1900). Григоріанський календар в СРСР було запроваджено декретом 25 січня 1918р. Щоб ліквідувати відставання в 13 діб, день після 31 січня 1918р. стали вважати 14 лютого.

Юліанські дні.

Задачу про число діб, що пройшли між двома заданими датами зручніше розв’язувати при допомозі юліанського періода або юліанських днів.

Юліанськими називаються дні що рахуються безпосередньо безперервно з 1 січня 4713 року до нашої ери.

Початком кожного юліанського дня вважають середній грінвічський полудень. В астрономічних календарях або в спеціальних таблицях подають цілі числа юліанських днів, які пройшли від початку до даної дати.

Початком рахунку юліанських днів умовний. Його запропонував в ХVIст. нашої ери Скалігер. Як початок великого періоду в 7980 років, який являється добутком трьох менших періодів:

1) 28 років – період через який повторюється розподіл днів тижня по днях року.

2) 15 років – період, що застосовувався в римській податковій системі.

3) 19 років – метонів цикл

Метонів цикл – число років через які місячні фази знову припадають на ті ж календарні числа.

Лінія зміна дат.

За міжнародною угодою лінія зміни дат проходить в більшій своїй частині по меридіану віддаленому від грінвічського на 180° і відступає від нього на захід біля островів Врангеля і Алеутський і на схід – біля Чукотського півострова, островів Фіджі, Самоа, Тонгатабу, Керадек і Чатам.

На захід від лінії зміни дати дата місяця завжди на одиницю більша ніж на схід від неї. Тому після перетину цієї лінії із сходу на захід необхідно збільшити календарну дату на одиницю. Наприклад. Якщо корабель перетинає демаркаційну лінію 10 травня ідучи з заходу на схід. То на кораблі дата опівночі, яка наступить на кораблі після перетину цієї лінії не зміниться (дві доби підряд датуються як 10 травня). І навпаки. Якщо корабель перетинає цю лінію 10 травня ідучи з сходу на захід то опівночі, яка наступить після перетину цієї лінії дата змінюється на 12 травня, а доби з датою 11 травня на кораблі не буде.

ЛЕКЦІЯ 4.

ЗАКОНИ КЕПЛЕРА

1.ЗАКОНИ КЕПЛЕРА

2. ЗАКОН ВСЕСВІТНЬОГО ТЯЖІННЯ

1.ЗАКОНИ КЕПЛЕРА

ПЕРШИЙ ЗАКОН КЕПЛЕРА: Кожна планета обертається навколо Сонця по елліпсу, в одному

з фокусів якого знаходиться Сонце. Ступінь

витягнутості еліпса характерізуєтся ексцентриситетом (е). Ексцентриситет – величина, яка дорівнює відношенню відстані від фокусу до центру еліпса до великої піввісі еліпса. Якщо е = 0, то форма орбіти має вигляд кола. Якщо е = 1,то форма орбіти має вигляд параболи. Найближча до Сонця точка орбіти планети називається перигелій, а найбільш удалена точка орбіти планети – афелій. Велика піввісь орбіти Землі прийнята за астрономічну одиницю (а.е.).

1а.е.= 150·10⁶ км.

ДРУГИЙ ЗАКОН КЕПЛЕРА. Радіус-вектор планети в рівні проміжки часу описує рівні площі. З цього закону витікає, що швидкість планети має бути обернено пропорційна відстані від планети до Сонця. Найбільшу швидкість планета має в перигелії, найменшу – в афелії.

ТРЕТІЙ ЗАКОН КЕПЛЕРА. Квадрати зіркових періодів обернення планет відносяться як куби великих піввісів їх орбіт.

КОНФІГУРАЦІЇ ПЛАНЕТ

Деякі взаємні розташування Сонця, Землі і планети називають конфігураціями . Планети Сонячної системи діляться на дві групи: нижні (внутрішні) і верхні (зовнішні).

Меркурій і Венера – нижні планети. Конфігурації таких планет називають: з'єднання і елонгацяі. Елонгация – це кутове видалення планети від Сонця. Для Меркурія найбільша елонгация складає 28⁰, а для Венери – 48⁰. У з'єднаннях планети не спостерігаються, оскільки або повернуті до Землі неосвітленою стороною, або ховаються в променях Сонця.

Марс, Юпітер і решта всіх планет є верхніми. Конфігурації таких планет називають протистояння і квадратурою. Краще всього планети видно в протистоянні, оскільки що найближче підходять до Землі. Кут, утворений напрямами Сонце, – Земля – планета може набувати будь-яких значень, тому верхню планету можна бачити і увечері, і вночі, і вранці. Якщо цей кут дорівнює 90⁰, то конфігурація називається квадратура.

2. ЗАКОН ВСЕСВІТНЬОГО ТЯЖІННЯ І. Ньютон

Закон усесвітнього тяжіння був відкритий на основі наступних спостережень:

-паденія тіл на Землю з постійним прискоренням 9,8м/с ;

-наявність приливів і відливів;

-рухи Луни навколо Землі

і планет навколо Сонця.

Ньютон припустив, що спостереження (за виключенням природно, останнього) викликані силою тяжіння Землі. Він розрахував доцентрове прискорення Луни при русі по орбіті по певному періоду і радіусу орбіти.

Розділ астрономії, що вивчає рух небесних тіл на основі законів КЕПЛЕРА і закону всесвітнього тяжіння, називається НЕБЕСНОЮ МЕХАНІКОЮ.

Ньютон узагальнює третій закон Кеплера на будь-які системи тіл, що вертаються .

Третій закон Кеплера з поправкою Ньютона дозволяє визначити невідому масу планети або супутника, або відношення мас, тобто зважити небесне тіло.

Якщо взаємодіють два небесних тіла, то траєкторії їх руху підпорядковуються фізичним і астрономічним розрахункам. Рух залежно від початкових умов може відбуватися по колу, еліпсу, параболі, гіперболі.

Дією сил усесвітнього тяжіння пояснюється існування приливного

тертя, що приводить до гальмування обертання планет та їх супутників. З цієї причини Місяц і супутники інших планет повернуті до своїх планет однією стороною. Приливне тертя з боку Сонця загальмувало Меркурій, тому його період обертання приблизно дорівнює періоду обертання навколо Сонця.

Закон всесвітнього тяжіння є пануючим у Всесвіті.

ЛЕКЦІЯ 5

ЕЛЕКТОРМАГНІТНЕ ВИПРОМІНЮВАННЯ НЕБЕСНИХ ТІЛ. ЗАСОБИ ТА МЕТОДИ АСТРОНОМІЧНИХ ДОСЛІДЖЕНЬ.

1.СУЧАСНІ НАЗЕМНІ ТА ОРБІТАЛЬНІ ТЕЛЕСКОПИ.

2.ВИПРОМІНЮВАННЯ: ПРИЙМАННЯ ТА АНАЛІЗ.

1.СУЧАСНІ НАЗЕМНІ ТА ОРБІТАЛЬНІ ТЕЛЕСКОПИ.

Галузь астрономії, яка вивчає Всесвіт у видимому світлі, називається оптичною.

Але видиме світло займає лише маленьку ділянку електромагнітно­го спектра, куди входять також радіохвилі, інфрачервоне, ультрафіоле­тове, рентгенівське та гамма-випромінювання - різні за довжиною (чи частотою) електромагнітні хвилі.

Крізь товщу атмосфери до поверхні Землі доходить лише видиме світло з довжиною хвиль від 390 до 760 нм, радіохвилі з довжиною від 0,01 см до ЗО м та інфрачервоні промені довжиною 0,75 -5,2 мкм і вибірково в довжинах хвиль 8,2 - 22 мкм. В інших діапазонах електромагнітних хвиль земна атмосфера непрозора.

З XIX ст. астрономи почали вивчати космічні об'єкти в доступних інфрачервоних променях. А в 30-х роках XX ст. зародилася нова галузь астрономії - радіоастрономія, справжній розвиток якої почався після другої світової війни. Та оскільки небесні тіла випромінюють у всьому діапазоні електромагнітного спектра, перед астрономами постала зада­ча проведення досліджень поза межами атмосфери.

Порівняно просто ця задача вирішується для інфрачервоного та субміліметрового випромінювання з довжинами хвиль від 0,013 мм до 1 мм. Основна речовина, що поглинає інфрачервону радіацію, -це водяна пара, концентрація якої швидко зменшується з висотою. На висотах 25-30 км земна атмосфера стає прозорою для інфрачервоно­го випромінювання. Важливі спостереження в цьому діапазоні прово­дяться з аеростатів і з борту штучних супутників Землі.

Космічні про­мені складаються головним чином з протонів - ядер водню, а також з електронів, ядер гелію і ядер важчих хімічних елементів.

Нейтрино - це частинка, яка має неймовірну проникну здатність, бо майже не взаємодіє з речовиною. Не маючи електричного заряду, з масою спокою, ще й досі достовірно не встановленою, нейтрино здатне проходити крізь тверде тіло навіть легше, ніж світло крізь скло. Напри­клад, шар свинцю товщиною в 50 світлових років воно перетне так, не­мов це порожній простір. Утворюючись під час термоядерних реакцій, нейтрино негайно вилітає назовні, несучи інформацію про події у над­рах зорі в поточний момент, тоді як електромагнітне випромінювання мандрує до поверхні зорі сотні тисяч чи мільйони років. А тому методи нейтринної астрономії дуже важливі для вивчення процесів, що відбу­ваються у надрах Сонця і зір.

Таким чином, з другої половини XX ст. астрономія стала всехвильовою наукою, яка вивчає Всесвіт практично в усьому діапазоні електро­магнітних хвиль.

1. Наземні оптичні телескопи. Телескоп має три основ­них призначення: збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотопластинка, спектрограф тощо); бу­дувати у своїй фокальній площині зображення об'єкта чи певної ділянки неба; збільшувати кут зору, під яким спостерігаються не­бесні тіла, тобто розділяти об'єкти, розташовані на близькій кутовій відстані й тому нероздільні неозброєним оком.

Оптичні телескопи обов'язковими складовими частинами своєї конструкції ма­ють: об'єктив, який збирає світло і будує у фокусі зображення об'єкта чи ділянки неба; трубу (тубус), яка з'єднує об'єктив з приймальним пристроєм; монту­вання - механічну кострукцію, що тримає трубу і забезпечує її наве­дення на небо; у разі візуальних спостережень, коли приймачем світла є око, обов'язково - окуляр. Через нього розглядається зобра­ження, побудоване об'єктивом. При фотографічних, фотоелект­ричних, спектральних спостере­женнях окуляр не потрібний, тому що відповідні приймачі встанов­люються безпосередньо у фо­кальній площині. Першими було збудовано лінзові телескопи-рефрактори (від лат. «рефракто» - «заломлюю», . Проте світлові промені різних довжин хвиль заломлюються по-різному, і окрема лінза дає забарвлене зображення. Для усунення цього недоліку з часом поча­ли будувати об'єктиви з кількома лінзами зі скла з різними коефі­цієнтами заломлення.

На розміри телескопів-рефракторів накладаються певні обмеження, тому найбільший лінзовий об'єктив має діаметр лише 102 см.

Рефрактори, як правило, використовують в астрометрії, а от астро­фізики користуються дзеркальними телескопами-рефлекторами (від лат. «рефлекто» - «відбиваю», ). Перший такий телескоп з діаметром дзеркала 2,5 см побудував І. Ньютон. Головні дзеркала ре­флекторів спочатку мали сферичну форму, згодом - параболічну.

Дзеркала виготовляли із бронзи. З середини XIX ст. почали робити скляні дзеркала і розробили метод зовнішнього сріблення скляних дзеркал, а з 1930 р. їх почали алюмініювати. Дуже зручною, а тому і найчастіше вживаною, була система Кассегрена, в якій головне дзер­кало - увігнуте параболічне, а допоміжне - опукле гіперболічне; проте телескопи і павільйони, в яких їх встановлювали, були надзвичайно громіздкими.

Наприклад, з 1948 по 1975 р. найбільшим у світі був 5-метровий ре­флектор Паломарської обсерваторії (СІНА). Вага його дзеркала -13 т, маса труби (точніше, ґратчастої конструкції) довжиною 17 м-140 т, телескоп було встановлено у башті діаметром 41,5 м з вагою купола 1 000 т. У 1975 р. на Північному Кавказі було введено в дію 6-метровий телескоп; за товщини дзеркала 65 см його вага становить 40 т, довжина «труби» - 24 м, діаметр башти - 44 м.

Справжня революція в телескопобудуванні відбулась у 70-х ро­ках XX ст. На зміну системі Кассегрена прийшла телескопічна си­стема Річі-Кретьєна, у якій головне дзеркало за формою дещо відрізняється від параболоїда, а допоміжне - від гіперболоїда. То­му і довжина труби, і діаметри павільйонів у два - чотири рази менші, ніж у попередніх телескопів. На 2000 рік введено в дію близько десяти телескопів системи Річі-Кретьєна з діаметром дзер­кал 3,6-4,2 м. З 1996 р. працює багатодзеркальний (діаметр сегмента становить 1,8 м) телескоп «Кек-І» з сумарним.діаметром дзеркала 10 м, аз 1998 р. - такий же «Кек-ІІ» (мал. 11.5). Введено в дію «Джеміні» з діаметром дзеркала 8,1 м та японський «Субару» з діаметром дзеркала 8,3 м. З 1998 р. почергово вводяться в дію одне із шести (діаметром 8,2 м) дзеркал «Дуже великого телескопа» («Very Large Teleskope» - VLT).

2. Астрономічні обсерваторії. Упродовж тривалого часу заняття астрономією було ледь не приватною справою окремих ен­тузіастів. Але в XVII ст. було усвідомлено її значення для потреб гео­графії та мореплавання. Розпочалось будівництво перших державних астрономічних обсерваторій (AO): Паризької (1671 p.), Гринвіцької (1675 р.) тощо.

В наш час у світі налічують близько 400 AO. В Україні провідними є Головна астрономічна обсерваторія НАН України (1944 p.), Інститут радіоастрономії з його унікальним декаметровим телескопом УТР-2 під Харковом, Кримська астрофізична обсерваторія (1950 p.). Певні традиції досліджень і спостережень зберігають AO університетів -Львівського (1769 p.), Харківського (1898 p.), Київського (1845 p.), Одеського (1871 p.).

Довгий час AO будувались поблизу чи навіть у населених пунктах, з XIX ст. їх почали розташовувати на гірських вершинах. Серед найбільших AO світу найвідомішими сьогодні є: введена в дію 1990 p. AO на вершині древньої вулканічної гори Мауна-Кеа (4215 м, о. Гавайї), оголошеної науковим заповідником за свій унікальний аст-роклімат; тут встановлено кілька 4-метрових телескопів, а також теле­скопи «Кек», «Джеміні», «Субару» ); англійська АО на о. Ла-Пальма (2327 м, 1986 р.), американська АО Лас-Кампанас (2280 м, 1976 р.) у Чилі і там же європейська АО Ла-Сілла (2347 м, 1976 р.), де встановлено «Дуже великий телескоп».

В останні роки не менше половини наукових публікацій з астро­номії грунтуються на спостереженнях небесних об'єктів із страто­статів, штучних супутників Землі, орбітальних космічних станцій та автоматичних міжпланетних станцій (AMC). В космосі працює ціла низка інфрачервоних, ультрафіолетових, рентгенівських, гамма-об-серваторій, які досліджують небо у всіх діапазонах електромагнітних хвиль, наприклад рентгенівська обсерваторія «Чандра». Важливою для астрономів подією був запуск 25 квітня 1990 р. на орбіту висотою 612 км «Космічного телескопа ім. Габбла» з діамет­ром дзеркала 2,4 м, який вирішує велику кількість астрофізичних за­дач. Загалом з 1962 р. для астрономічних досліджень запущено бли­зько 50 ШСЗ та AMC.

3. Радіотелескопи і радіоінтерферометри. Радіовипромі­нювання від космічних об'єктів приймається спеціальними установка­ми, які називаються радіотелескопами (РТ). Сучасні радіотеле­скопи досліджують космічні радіохвилі в довжинах від одного міліметра до декількох десятків метрів.

Основними складовими частинами типового радіотелескопа є анте­на і дуже чутливий приймач. Антени РТ, які приймають міліметрові, сантиметрові, декаметрові та метрові хвилі - це найчастіше параболічні відбивачі, подібні до дзеркал звичайних оптичних рефлекторів. У фо­кусі параболоїда встановлюється опромінювач - пристрій, який збирає радіовипромінювання, направлене на нього дзеркалом. Опромінювач передає прийняту енергію на вхід приймача, і після підсилення та виділення заданої частоти сигнал реєструється на стрічці самописного електричного приладу. Сучасні підсилювачі дають змогу виявляти (розрізняти) радіосигнали, що виникають при змінах температури всьо­го на 0,001 К.

Радіоастрономічні дзеркала не вимагають такої точності виго­товлення, як оптичні. Щоб дзеркало не спотворювало зображень, його відхилення від заданої параболічної форми не повинно пере­вищувати 1/8 довжини хвилі, яку він приймає. Наприклад, для до­вжини хвилі 10 см досить мати точність дзеркала близько 1 см. Більше того, дзеркало РТ можна робити не суцільним: досить на­тягнути металеву сітку на каркас, який надає йому параболічної форми. Нарешті, РТ можна зробити нерухомим, якщо замінити по­ворот дзеркала зміщенням опромінювача. Завдяки таким особли­востям РТ можуть набагато перевищувати оптичні телескопи у розмірах.

Найбільша у світі радіоастрономічна антена, встановлена у кра­тері згаслого вулкана Аресібо на острові Пуерто-Ріко, має діаметр 305 м (мал. 11.8). Нерухома антена, спрямована в зеніт, не дозволяє приймати радіохвилі з будь-якої точки неба, але завдяки добовому обертанню Землі і можливості зміщувати опромінювач більша части­на небесної сфери доступна для спостережень.

Інші найбільші радіотелескопи з параболічною антеною встанов­лено: в Радіоастрономічному інституті ім. М. Планка (Еффельсберг, ФРН) - діаметр антени 100 м, в обсерваторії Грін Бенк у штаті

Вірджинія (США) - ан­тена 110x100 м, а та­кож 76-метровий РТ в обсерваторії Джодрел Бенк (Англія), 64-мет-ровий РТ в обсерва­торії Парке (Авст­ралія), 22-метровий РТ недалеко від Євпаторії в Криму (мал. 11.7, на стор. 58). Усі вони лег­ко спрямовуються в за­дану точку неба пово­ротом навколо двох осей - вертикальної (встановлюється азимут об'єкта) і горизонта­льної (установка висо­ти об'єкта). В подаль­шому ЕОМ безперерв­но подає сигнали керуючим пристроям, які ведуть РТ услід за об'єктом при його зміщенні, зумовленому добовим обертанням не­бесної сфери.

Радіотелескопи дуже великих розмірів можуть бути побудовані з великої кількості окремих дзеркал, що фокусують випромінювання на один опромінювач. Прикладом є РАТАН-600 («радіотелескоп Академії наук, діаметр 600 м»), встановлений поблизу станиці Зе­ленчук на Північному Кавказі неподалік від 6-метрового оптичного телескопа. Він являє собою замкнене кільце діаметром 600 м і скла­дається з 900 плоских дзеркал розмірами 2x7,4 м, що утворюють сег­мент параболоїда. В такому РТ може працювати як усе кільце, так і його частина.

На довжинах хвиль від кількох метрів і більше параболічна ан­тена не застосовується, замість неї використовують системи з вели­кої кількості плоских дипольних антен, електричний зв'язок між якими забезпечує необхідну для РТ спрямованість прийому. Саме за таким принципом побудовано найбільший у світі радіотелескоп декаметрового діапазону УТР-2 (мал. 11.9), розташований під Хар­ковом.

Використовуючи відоме у фізиці явище інтерференції, дослід­ники розробили методи радіоінтерферометричних спостережень з використанням двох різних приймачів. Об'єднуючи декілька РТ, будують так звані радіоінтерферометри (РІ).

На сьогодні найвідомішим РІ є введений у дію 1980 p. РТ VLA («Very Large Array» - «Дуже велика гратка»), який встановлено в пустельній місцевості штату Нью-Мексико, США (мал. 11.10). Цей РТ складається з 27 повцрповоротних 25-метрових параболічних антен, розміщених у формі літери У з довжиною двох плечей по 21 км, а третього - 19 км. У цьому і аналогічних випадках антени пов'язані між собою електрични­ми лініями.

Розроблено також методи наддалекої радіоінтерферометри, коли використовують попарно ве­ликі антени, розташовані на відстанях до 12 000 км. З допомо­гою таких систем в радіоастро­номії вдалось отримати кутове розділення дуже тісних об'єктів порядку 0,0001", що набагато краще, ніж дають оптичні теле­скопи (для порівняння: кутова роздільна здатність людського ока рометра є РТ, виведений супутником на орбіту Землі. Завдяки радіоінтер­ферометрам вдається вивчати структуру далеких радіоджерел.

4. Телескопи для спостережень у високоенергетичних діапазонах електромагнітних хвиль. Оскільки земна атмосфера затримує електромагнітні хвилі, коротші за 300 нм, всі приймачі ультрафіолетових, рентгенівських та гамма-променів доводиться виносити за її межі. Значну частину досліджень в ультрафіолеті від 300 нм до 120 нм здійснено за допомогою звичайних телескопів з дзеркалами, покритими алюмінієм, для ще коротших хвиль використовують дзеркала, покриті тонким шаром фтористого магнію, та добре відомі лічильники Гейгера-Мюллера. Особливі труднощі виникають при спостереженнях рентгенівського випромінювання з довжиною хвиль від 0,01 нм до 1 нм. Сучасні методи полірування та шліфування матеріалів не дозволяють виготовити дзеркало з такою високою точністю. Однак виявляється, що при падінні і відбиванні променя під дуже малим кутом до дзеркала вимоги до точності його виготовлення значно послаблюються. Такий телескоп є поєднанням двох дзеркал - параболоїда обертання і гіперболоїда обертання, відбивні поверхні яких покриті шаром хрому і нікелю. Промінь відбивається від першого дзеркала під кутом лише 1° до відбивної поверхні, потрапляє на друге дзеркало, а після цього - у фокальну площину, де й будується зображення, скажімо, Сонця. Усі ж інші промені, що йдуть ближче до головної осі дзеркала, затримуються діафрагмою (непрозорим екраном).

2.ВИПРОМІНЮВАННЯ: ПРИЙМАННЯ ТА АНАЛІЗ.

Інформацію про яви­ща і процеси, що відбуваються у навколишньому Всесвіті, астрономи отримують шляхом реєстрації електромагнітного випромінювання, яке приходить від космічних об'єктів. Досі ми розглядали його як електро­магнітні хвилі певної довжини (або частоти), але можна уявити його і як частинки, які називаються фотонами.

Від Сонця на кожний квадратний метр земної поверхні, перпен­дикулярної до сонячних променів, в середньому надходить енергія <7 = 1370 Вт/м². Середня частота цього випромінювання V = 6 • 10" Гц. Таким чином, середня енергія одного кванта стано­вить Л\> = 4 • 10 ¹⁹ Дж. За одну секунду на площу 1 м² від Сонця над­ходить 1370 / (4 • 10 ¹⁹) = 3,4 • 10²¹ квантів електромагнітного ви­промінювання.

Як відомо, потік енергії через вибрану площу змінюється обернено пропорційно квадрату відстані до джерела. Відстані до найближчих зір у середньому майже у 300 000 разів перевищують відстань до Сонця. Якби Сонце знаходилося на такій відстані, ми б отримували від нього лише 4,1 • 10^е квант/см² за секунду. Найвідоміша галактика Ту­манність Андромеди знаходиться від нас на відстані 2,3 млн/св.р., це майже в 1,5 • 10¹⁰ разів далі, ніж Сонце. Нехай у ній знаходиться 200 млрд. таких сонць, як наше. Отже, від неї маємо потік квантів 3,1 • 10⁶ квант/см² за секунду. Від такої ж галактики з відстані в 2 млрд/св.р. отримаємо лише 3 квант/см² за секунду, а з відстані в 10 млрд/св.р. - 1 квант/см² за 10 секунд.

Ось чому для вивчення явищ і процесів, що відбуваються в таких да­леких об'єктах, потрібні потужні телескопи і надчутливі реєструючі пристрої. Ми вже знаємо (§ 3), що освітленості від небесних світил оцінюють у зоряних величинах. Отже, якщо діаметр об'єктива телеско­па D [см], то гранична зоряна величина, яку ще побачить спостерігач у телескоп, така:

Зокрема, у телескоп з діаметром дзеркала 6 м можна бачити зорі до 22^т. Світловий потік від таких зір у 2,5 млн. разів менший, ніж від найслабкішої зорі, яку ми ще бачимо неозброєним оком.

З 1880 р. в астрономії систе­матично використовують фотографію. У наш час понад 50% усіх астро­номічних спостережень здійснюють саме шляхом фотографування не­бесних об'єктів. Фотографічна емульсія, на відміну від ока, здатна на­копичувати кванти світла, на ній водночас утворюються зображення со­тень і тисяч світил. Такі зображення певної ділянки неба чи об'єкта мо­жуть зберігатися багато років. У наш час небо фотографують на кольо­рову емульсію, що дає змогу, зокрема, виявляти особливості структури газових туманностей тощо.

Якщо £ - тривалість експозиції у хвилинах, то гранична зоряна ве­личина зафіксованого об'єкта оцінюється формулою

де, як і раніше, Б - в см. При И = 250 см і ї = 100 хв гранична фото-грі річна зоряна величина дорівнює 24"'.

Але за межами земної атмосфери такий же телескоп здатний влов­лювати сигнали від об'єктів, у 40 разів слабкіших (до 28^га).

З 40-х років XX ст. успішно використовують фотоелектронні по­множувачі, в яких потік фотонів, що надходить від небесного світи­ла, перетворюється в електричний струм. Фотоелектронний помно­жувач (ФЕП) - це скляний прозорий балон, у якому створено вакуум і в який вмонтовані фотокатод, емітери або диноди - загальною кількістю до двох десятків - і анод. Усі вони мають виводи, на які подаються все зростаючі електричні потенціали. Електрон, вирва­ний внаслідок фотоефекту з фотокатода, прискорюється в електрич­ному полі, вдаряється об поверхню першого емітера і вибиває з ньо­го декілька електронів, які, у свою чергу, рухаються в напрямку другого емітера, вдаряються об нього і вибивають ще більше елек­тронів і т.д.

У підсумку кількість електронів, що потрапляють на анод, буде у 10⁶-10⁹ разів більшою від початкової кількості, вирваної з катода.

З початку 70-х років в астрономії застосовують приймачі, дія яких грунтується на притаманному всім напівпровідникам явищі внутрішнього фотоефекту. Для зниження шумів прилад охолоджу­ють до температури рідкого азоту (77 К). Одним із варіантів таких фотоприймачів є прилади із зарядовим зв'язком (ПЗЗ, англомовна абревіатура CCD). Тут електрони, що вивільнилися при поглинанні речовиною фотонів, зберігаються в окремих елементах кремнієвої кристалічної пластинки - в пікселах, а зчитувальний пристрій підраховує і реєструє величину нагромадженого реального заряду.

ЛЕКЦІЯ 6.

БУДОВА СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ. ПЛАНЕТИ СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ.

ВИДИМИЙ РУХ ПЛАНЕТ

2. СИСТЕМА СВІТУ ПТОЛОМЕЯ

3. СИСТЕМА СВІТУ КОПЕРНИКА

4. ПЛАНЕТИ ЗЕМНОЇ ГРУПИ

5. ПЛАНЕТИ – ГІГАНТИ

ВИДИМИЙ РУХ ПЛАНЕТ

Меркурій і Венера завжди знаходяться на небі в тому місці де Сонце, або поблизу нього. Найбільша кутова віддаль планети на схід від сонця називається східною елонгацією. При східній елонгації планету видно на заході в променях Сонця що заходить і після заходу сонця. Планета через деякий після заходу Сонця заходить.

Після східної елонгації планета рухається у зворотньому напрямку (з сходу на захід) починає наближатися до сонця і через деякий час зникає у його променях. В цей час наступає нижнє сполучення планети з Сонцем; планета проходить між Землею і Сонцем. Через деякий проміжок часу після нижнього сполучення планета знову стає видимою, але в східній частині неба перед сходом сонця. В цей час вона продовжує рухатись у зворотньому напрямі поступово віддаляючись від сонця. Швидкість руху сповільнюється. Коли досягне західної елонгації – зупиняється і змінює напрям свого руху на прямий. Віддаль планети від сонця зменшується і нарешті вона зникає в ранкових променях сонця. В цей час планета проходить за сонцем – наступає верхнє сполучення планети з сонцем. Через деякий час планета стає знову видимою в західній частині неба. Продовжуючи рухатись в прямому напрямі, вона поступово зменшує свою швидкість.

Після досягнення найбільшого східного відхилення (східної елонгації) планета зупиняється змінює напрям свого руху на зворотній і все повторюється спочатку. Таким чином, нижні планети здійснюють коливання відносно сонця, як маятники навколо положення рівноваги.

2. СИСТЕМА СВІТУ ПТОЛОМЕЯ

Чотири основних припущення Птолемея:

1) Всесвіту;

2) Земля нерухома;

3) Всі небесні тіла рухаються навколо землі;

4) Рух небесних тіл відбувається по колах із сталою швидкістю.

Система Птолемея називається геоцентричною і в спрощеному вигляді зводиться до:

Планети рухаються рівномірно по колах – епіциклах, центри яких в свою чергу рухаються по інших колах – деферентах в спільному центрі яких знаходиться нерухома земля. Сонце і Місяць рухаються навколо землі по деферентах (без епіциклів). Деференти сонця і місяця, деференти і епіцикли планет лежать в середині сфери, на поверхні якої розташовані „нерухомі” зорі.Система Птолемея пояснює петлеподібний рух планет. Для кожної планети Птолемей підібрав відносні розміри радіусів епіцикла і деферента і швидкість руху планети по епіциклу і центра епіцикла по деференту так, що при спостереженні із точки т. получався рух, який співпадає із спостережуваним. Це було можливо при виконанні деяких умов, які Птолемей прийняв як постулати.

Постулати Птолемея:

1) Центри епіциклів нижчих планет лежить на напрямі із т. до сонця.

2) У всіх верхніх планет цьому напряму паралельні радіуси епіциклів, проведені в точку положення планети.

В системі Птолемея напрям на сонце виявився превілейованим. Періоди обертання планет по епіциклах виявились рівними синодичними періодом, а періоди обертання центрів епіциклів по деферентах рівні зоряним періодам планет.

Система Птолемея давала можливість обчислити положення планет на майбутній час з точністю, яка задовільняє недосконалі спостереження „на око”.

З підвищенням точності спостережень систем Птолемея ускладнювалась і на початок XVI ст.не могла вже задовільняти тих вимог, які ставились перед астрономією життям.

3. СИСТЕМА СВІТУ КОПЕРНИКА

Книга Коперника „про обертання небесних сфер”, була опублікована 1543р. незадовго до смерті вченого.

Основні положення системи Коперника:

1) В центрі світу знаходиться Сонце;

2) Кулеподібна Земля обертається навколо своєї осі і це обертання пояснює добовий рух всіх світил;

3) Земля, як і всі інші планети, обертається навколо сонця і це обертання пояснює видимий рух сонця серед зірок;

4) Всі видимі рухи можна представити за допомогою комбінацій рівномірних кругових рухів.

5) Спостережувані прямі і зворотні рухи планет належать не їм, а землі.

Коперник вважав, що місяць рухається навколо землі, і як супутник, разом з землею навколо сонця.

Із спостережень Коперник прийшов до висновку, що всі планети, і земля також, рухаються навколо сонця приблизно в одній і тій же площині. Тільки при такій умові видимі з Землі шляхи планет можуть знаходитись поблизу екліптики.

Оскільки Меркурій і Венера не відходять далеко від сонця, то їх орбіти розташовані до сонця ближче ніж земля. Інші планети обертаються навколо сонця та більших віддалях ніж земля. Найближче до землі Марс, тому що його видимий рух серед зірок найшвидший. Далі іде „повільніший” Юпітер і зовсім „повільний” Сатурн.

Коперник вперше в астрономії дав правильний план будови сонячної системи, визначив відносні віддалі планет до сонця, обчислив періоди їх обертання.

Добове обертання небесних світил Коперник вважав порізним і пояснював його обертанням землі навколо своєї осі.

Річний рух Сонця по екліптиці Коперник також вважав порізним і пояснював рухом землі навколо сонця.

ПЛАНЕТА - ЗЕМЛЯ

1. Внутрішня будова Землі.

За фізичними характеристиками наша планета складається з трьох шарів. Тверда частина планети називається Літосферою. Водна оболонка-гідросферою, газова оболонка- атмосферою.

Земля за сучасними уявленнями складається з 3 частин: кора, оболонка ядра (мантія) і ядра (зовнішнє і внутрішнє).

Земна кора складається з граніту– верхні шари і бальзату– нижні шари. Речовина земної кори знаходиться в кристалічному стані. Середня густина 2,7-3г/см³. Товщина кори 30-50км, на суші товщина кори більша, а під океаном менша. Кора відділена від мантії .

Вважають що, температура в центрі З. -7000-10000 .

Гідросфера- сукупність океанів, морів, континентальних водних басейнів: займає 71% площі земної поверхні.