Атмосфера.

Магнітне поле Землі відіграло велику роль у мореплавстві (компас дав змогу орієнтуватись в морі у будь-яку погоду). Магнітна стрілка показує на північний магнітний полюс , який не співпадає з географічним. Кут між напрямом стрілки компаса та істинним напрямом на північ називається магнітним схиленням.

Положення магнітних полюсів змінюється з часом. Північний магнітний полюс дрейфує з швидкістю 5-6 км в рік. Магнітне поле Землі середньому близьке до магнітного поля диполя і відрізняється від нього місцевими збуреннями пов’язаними з наявністю магнітних порід в корі Землі.

Напруженість поля: 0,63 ерстед (на геомагнітних полюсах),

0,31 ерстед (на геомагнітному екваторі) .

Магнітне поле Землі підвласне віковим змінам. Швидкість і характер цих змін різні в різних географічних точках. Вивчення явищ палеомагнетизму призвело до таких наслідків:

Походження магнітного поля Землі та інших планет можливо пов’язане з динамо-механізмом.

Суть: Температура ядра досить висока і вона має значну провідність. Якщо в ядрі є будь-яке ( нехай дуже слабке) початкове магнітне поле, то при перетині цього поля початок провідної речовини виникне електричний струм. Електричний струм утворює магнітне поле , яке при сприятливій геометрії течій може підсилити початкове поле, а це підсилить струм. Магнітне поле Землі сильно впливає на електричні частинки, які рухаються в міжпланетному просторі. Ці космічні промені (електрони, протони і ядра важких елементів , які приходять із інших частин галактики) і електричні частинки випромінені сонцем. Заряджені частинки захоплюються магнітним полем і рухаються по спіралі віссю якої є силова лінія магнітного поля.

Такі частинки в атмосфері стикаючись з атомами газів атмосфери викликають ядерні реакції, а при реакціях випромінюються вторинні космічні промені. Частинки “заповнюють“ величезні кільця (чи пояси) що охоплюють Землю навколо геомагнітного екватора.

Виявлено два основних реакційних пояси. Внутрішній складається з протонів енергією 10 еВ і електронів з енергією 20-500 КеВ. Він розпочи-нається на висоті 2400 км і закінчується на висоті 5600 км, розташований між широтами 30 .

Зовнішній радіаційний пояс знаходиться на висотах від 12000 до 20000 км і складається з протонів і електронів меншої енергії. Поняття поясів досить умовне, їх межі і розміри залежать від того які частинки і з якими енергіями беруть до уваги при розрахунках в аналізі вимірювань. На висотах 50000-60000 км розташований третій пояс радіації або кільцевий струм силою 10 А, який складається з електронів енергією 200еВ.

Ще в 18 ст. було помічено , що магнітне поле Землі може змінюватись на короткі проміжки часу, а потім відновлюватись. Такі явища називаються магнітними бурями. Магнітні бурі розпочинаються раптово і одночасно на всьому світі.

В високих широтах під час збурень магнітного поля виникають полярні сяйва. Вони можуть тривати декілька хвилин, а часто до декількох годин. Полярні сяйва дуже різняться за формою, кольором, інтенсивністю; інколи ці характеристики змінюються з часом..

Збурення магнітного поля супроводжується порушенням радіозв’язку в полярних районах. Причиною цього є зміни в іоносфері, які говорять про те, що під час магнітної бурі діє потужне джерело іонізації. Спостереження показали, що бурі пов’язанні із спалахами на Сонці.

Жорстке випромінювання спалаха викликає в іоносфері додаткову іонізацію, яка супроводжується виникненням потоків і збуренням загального магнітного поля Землі.

4. ПЛАНЕТИ ЗЕМНОЇ ГРУПИ

МЕРКУРІЙ. Найближча до Сонця планета. Вона обертається навколо Сонця швидше, ніж навколо своєї осі. У зв'язку з цим на Меркурії спостерігається цікавий еффект – Сонце на небосхилі на деякий час завмирає. Астрономи називають це еффектом ІСУСА НАВІНА. Поверхня Меркурія покрита кратерами. Атмосфери як такої немає, лише залишки газової оболонки говорять про те, що молекули газів мали достатню швидкість і колись покинули планету із-за малої маси і високої температури. Температура на поверхні Меркурія коливається від 400⁰С вдень до -150 ⁰С вночі. Кутове видалення Меркурія від Сонця не перевищує 28 ⁰,тому його важко спостерігати.

ВЕНЕРА. Її часто плутають на небосхилі із зірками, оскільки це найяскравіше після Сонця світило. Венеру можна бачити або відразу після заходу Сонця, або перед сходом. Її кутове видалення від Сонця не перевищує 48 ⁰.Планета оповита щільною атмосферою, що складається в основному з вуглекислого газу. Із-за непрозорості атмосфери для теплового випромінювання спостерігається сильний парниковий ефект. Тиск атмосфери

приблизно у 100 разів більше, ніж на Землі. Температура близько 500 ⁰С. Венера обертається навколо своєї осі під кутом приблизного 90 ⁰ до площини своєї орбіти, тому зміни порів року на ній немає. Обертання навколо осі відбувається у зворотному напрямі, так що Сонце там сходить на заході і заходить на сході.

МАРС. за геологічними ознаками схожий на Землю. Поверхня планети

є млявою пустелею з численними кратерами метеоритного походження, вулканами, каньйонами. На Марсе знаходиться найвища гора серед гір

планет Сонячної системи – це гора Олімп, її висота 27 км. Вельми розріджена атмосфера Марса складається з вуглекислого газу з невеликою кількістю азоту і води. Атмосферний тиск приблизно в 100 разів менше земного. Добові коливання температуривід +10 ⁰С (влітку в екваторіальних областях) до -100 ⁰С. Ні рослинного, ні тваринного життя на Марсе не виявлено. Має два супутники – Фобос і Деймос (страх і жах).

5. ПЛАНЕТИ – ГІГАНТИ

Планети – гіганти мають дуже багато загального: основні хімічні елементи –

ВОДЕНЬ, ГЕЛІЙ; немає твердої поверхні (РИХЛІ); всі вони дуже швидко обертаються навколо своєї осі і із-за швидкого обертання сильно СПЛЮСНУТІ; всі мають кільця і багато супутників.

ЮПІТЕР. Це найкрупніша планета Сонячної системи (КОРОЛЬ ПЛАНЕТ).

Гігантська холодна планета (-140 ⁰С), оповита щільною великою водньо–

гелієвою атмосферою. У атмосфері спостерігаються стійкі вихори величезного розміру.

Особливо вражає Велику Червону Пляму – колосальний атмосферний вихор елліптичної форми розміром близько 15-30 тисяч кілометрів. У 1610 році Галілей відкрив 4 супутника Юпітера: Іо, Европа, Ганімед і Каллісто. Ганімед – найбільший супутник Сонячної системи.

САТУРН. Найменш щільна з планет Сонячної системи. Складається в основному з водню і гелію. Оточена кільцями, що складаються з дрібних частинок, покритих льодом.

До 1995 року у Сатурна було відомо 22 супутники. Майже всі вони складаються з водяного льоду. Найприкметніший з супутників – ТИТАН. Це самий великий за масою супутник в Сонячній системі і другий за величиною після Ганімеда.

Володіє могутньою атмосферою, що складається з азоту з домішкою метану і, можливо, аргона.

УРАН. 13 березня 1781 року планету Уран відкрив вчитель музики з Англії Вільям Гершель. Планета складається з молекул водню і гелію, водно–амміачного і метанового льоду. Уран звертається навколо Сонця як би лежачи на боці. Обертання навколо вісі відбувається в напрямі, зворотньому напряму руху інших планет. Температура (-218) ⁰С. Всього в Урану 15 супутників.

НЕПТУН. Відкритий «на кінчику пера» 23 вересня 1846 року англійцем Джо-

ном Адамсом і французом Урбеном Льоверье. По будові і складу Нептун схожий на Уран: складається з водню і гелію. Основний компонент атмосфери – метан, тому планета здається блакитно- зеленою. Має 8 супутників, 6 з яких відкриті в 1989 році. Найприкметніший – Тритон. Він, як і Титан, має власну атмосферущо складається з азоту з домішкою метану.

ПЛУТОН. Відкритий «на кінчику пера» в лютому 1930 року американським астрономом Клайдом Томбо. Є найменшою серед великих планет. Має разріджену атмосферу, що складається з метану. Поверхня Плутона, що складається з скельних порід, покрита метановим льодом. Має супутник Харон.

ЛЕКЦІЯ 7

МАЛІ ТІЛА СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ. СУПУТНИХ ЗЕМЛІ – МІСЯЦЬ.

1.МАЛІ ТІЛА СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ

2. СУПУТНИК ЗЕМЛІ – МІСЯЦ.

1. МАЛІ ТІЛА СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ

Малі тіла – це АСТЕРОЇДИ, КОМЕТИ і МЕТЕОРНІ ТІЛА, до яких

відносять МЕТЕОРИТИ і БОЛІДИ.

Пояс АСТЕРОЇДІВ розташований між орбітами Марса і Юпітера. Але є

такі, орбіти яких розташовані у середині орбіти Меркурія, і такі, орбіти яких знаходяться поза орбітою Сатурна. Найкрупніший астероїд – ЦЕРЕРА, найяскравіший – ВЕСТА. Всього астероїдів налічується зараз більше 5000. Вони залізокам'яні величезні глиби. З часом астероїди розвалюються на шматки при випадкових зіткненнях.

КОМЕТИ рухаються навколо Сонця по еліптичним і параболічним орбітам.

Далеко від Сонця комета має вигляд туманої плями. При наближенні до Сонця у комети з'являється хвіст, завжди направлений від світила. Основні частини комети – ГОЛОВА (ядро) і ХВІСТ. Голова є крижаною глибою, що складається з суміші кристалізованих газів (аміак, метан, вуглекислий газ, ціан і ін.) і порошинок – твердих частинок різного розміру (метали, камінь, вугілля). Хвіст з'являється, коли комета, наближаючись до Сонцю, прогрівається сонячним теплом, і льод починає випаровуватися. Він складається з разрідженних газів: вуглекислого і чадного. Періодично або одноразово залітаючи в нашу Сонячну систему, комети приносять інформацію про процеси, що відбуваються поза її межами.

Після неодноразового проходження навколосонячного простору речовина ко-

мети випаровується, а дрібні частинки, що складали ядро, продовжують рух по постійній орбіті. Якщо таке тіло (або тіла) проходять поблизу Землі і потрапляють в її атмосферу то залежно від розміру цього тіла відбуваються різні явища:

- якщо тіло невелике, то у верхніх шарах атмосфери відбувається спалах; таке явище називають МЕТЕОРОМ;

- якщо тіло має велику масу, але не згорає повністю в атмосфері, то на

Землю падає МЕТЕОРИТ; метеорити бувають залізні, кам'яні і залізнокам'яні.

Один з найкрупніших метеоритів впав в Арізоні (кратер 1200 м). А у відрогах хребта Сихоте–алінь на Далекому Сході випав метеоритний дощ;

-якщо метеорне тіло велике, але не дуже щільне, то воно встигає згоріти до

падіння на Землю. При цьому спостерігається вогненна куля, що летить, з хвостом, що світиться – БОЛІД; іноді поблизу поверхні Землі чується вибух. Існує гіпотеза, що Тунгуський метеорит був болідом.

2. СУПУТНИК ЗЕМЛІ – МІСЯЦ.

384000 км. відокремлюють Землю від її природного супутника Місяця. У місячному грунті містяться кремній, алюміній, залізо. Щільність Луни 3300 кг/м³. Це означає, що у Місяці нема щільного залізного ядра, або воно дуже маленьке. Одній з сенсацій місячних досліджень стало відкриття могутньої кори товщиною 60 – 100 км. Поверхня покрита кратерами і улоговинами великого розміру – морями і океанами. Світлі ділянки – “материки” займають 60% місячного диска. Темні ділянки – “моря” займають 40% місячного диска. Типові елементи місячного ландшафту:

Кратери. На видному боці налічується близько 300000 кратерів з діаметром від 1 до 100 км. 5 кратерів мають розміри понад 200 км.

На видному боці Місяця налічується близько 500 тріщин. Деякі з них досягають до 300 км в довжину, 5 км у ширину і декількох сотень метрів у глибину. Зустрічаються довгі і круті обриви. Одним з них є Пряма стіна розташовона у південно-східній частині Моря Хмар. Її довжина приблизно 100 км, висота 300 м.

Моря – долини заповнені темною речовиною, яка нагадує застиглу вулканічну лаву. Моря оточують підвищення, які називають – Корьдельєри.

Загалом біля 1300 об’єктів поверхні Місяця мають власні назви. Кратери названі іменами видатних вчених (Тіхо, Птолимей, Коперник, Арістарх, Платон). Гірські хребти мають такі ж назви як і на Землі: Карпати, Кавказ, Альпи, Апеніни, Алтай. Назви окремих морів: Море Вологості, Море Хмар, Море Достатку, Море Спокою, Море Криз, Море Холоду.

Хімічний склад місячних порід такий же що і земний, хоча зауважим відмінність відносного вмісту різних хімічних елементів (там менше платини, золота і срібла, але більше ртуті, свинцю, хлору і брому). Вік зразків досягає 4,4 млрд років.

Внаслідок тривалого бомбардування поверхні Місяця метеоритами на ній утворився пухкий шар товщиною до 6 метрів – реголіт.

В загальному стале магнітне поле Місяця приблизно в 1000 раз слабше земного. Безпосередні вимірювання на поверхні Місяця вказують на те, це поле змінюються від точки до точки.

Сейсмографи реєстрували від 600 до 3000 місяцетрусів щороку.

Атмосфери і води на Луне немає. Луна відображає сонячне світло, тому ми її бачимо на небі. В залежності від положення, яке Місяц займає щодо Землі і Сонця, ми бачимо Місяц в різних фазах: молодику, першій чверті, повному місяці, останній чверті.

Розрізяють чотири основні фази, які поступово преходять одна в одну в такій послідовності: новомісяччя ●, перша чверть ◗, повномісяччя○, остання чверть◖.

Покриття світил Місяцем. Сонячні затемлення.

Покриття Сонцем Місяцем називається сонячним затемненням.Для різних точок земної поверхні сонячне затемнення має різний вид.

Диск Сонця буде повністю закритий для спостерігача який знаходиться всередині конуса тіні. знову настає

У кожній зоні затемнень може нетрапитись Місячного затемнення, але обовязково відбудеться сонячне. Найменша кількість затемнень у році - 2 Сонячних. Найбільша кількість затемнень - 7 (5 -Сонячних і 2 Місячних, або 4 Сонячних і 3 Місячних)

У середньому в певній місцеврості Землі повне сонячне затемнення трапляється раз на 300 років

Місячне затемнення.

Конус земної тіні довший конуса місячної тіні, а діаметр на віддалі Місяця більший в 2,5 раза діаметра Місяця. Прирусі навколо Землі Місяць може попасти в облась тіні і тоді відбудеться місячне затемнення. Місячне затемнення видно на всій нічній півкулі і для всіх точок тієї півкулі воно починається і закінчується в один і той же фізичний момент. Місячні затемнення можуть відбуватись під час повного місяця.

ЛЕКЦІЯ 8

ЗАГАЛЬНІ ХАРАКТЕРИСТИКИ СТАЦІОНАРНИХ ЗІРОК

1. Спектри зір. Спектральна класифікація

2. Зоряні величини і світимість зір

3. Діаграма спектр-світність

4. Методи визначення розмірів зір

5. Фізичні умови в надрах і будова зір

1. Спектри зір. Спектральна класифікація

Спектри зір розташовується у вигляді послідовності, вздовж якої лінії одних хімічних елементів поступово ослаблюються, а інших – посилюються. Подібні між собою спектри об’єднують в класи. Кількісним критерієм приналежності зорі до того чи іншого класу є відношення інтенсивностей певних спектральних ліній.

В Гарвардській класифікації спектральні типи позначені буквами латинського алфавіту:

О, В, А, F, G, K, M.

Клас О. Про високу температуру зір цього класу можна судити за великою інтенсивністю ультрафіолетової частини неперервного спектру. Внаслідок цього зорі здаються голубуватими. Найбільш інтенсивні лінії: іонізованого гелію, високоіонізованих вуглець, кремній, азот, кисень. Слабкі лінії нейтрального азоту і водню.

Клас В. Лінії нейтрального гелію досягають найбільшої інтенсивності. Добре видно лінію водню і деяких інших іонізованих елементів (N, C, O, Ci). Колір голубувато-білий (α-Діви “Спіка”).

Клас А. Найбільш інтенсивні лінії водню. Добре видно лінії іонізованого та нейтрального кальцію, нейтрального заліза, слабкі лінії інших металів. Колір – білий. α-Піри (Вега), α-Великого Пса (Сиріус).

Клас F. Лінії водню стають слабші. Підсилюються лінії іонізованих металів (кальцій, залізо, титан). Колір – жовтуватий. α–Малого Пса (Проціон).

Клас G. Лінії водню не виділяються серед багато чисельних ліній металів (Fe, Na,Mn). Дуже інтенсивні лінії іонізованого кальцію. Колір – жовтий. Сонце.

Клас К. Лінії водню не помітні серед дуже інтенсивних ліній металів. Фіолетовий кінець неперервного спектру помітно ослаблений. Це свідчить про зменшення температури в порівнянні з класами О, В, А. Колір зір червонуватий. α–Волопаса (Арктур), α-Тельця (Альдебаран). В спектрах багато ліній іонізованих металів (іонізований Са), виділяється смуга G .

Клас М. Червоні зорі. Лінії металів слабшають. Є молекулярні смуги. Спектр пересічений смугами поглинання молекул окису титану та інших молекулярних з’єднань. α–Оріона (Бетельгейзер).

2. Зоряні величини

В астрономії освітленість, яку створюють зорі вимірюють в спектральній логарифмічній шкалі – зоряних величин. За інтервал в 1 зоряну величину прийнято інтервал освітленостей в 2,512 раз. Це число вибрано для зручності так, щоб його десятковий логарифм дорівнював 0,4.

(lg 2,512 = 0,4),

а інтервал 5^m відповідав би відношенню 100 раз.

Абсолютна зоряна величина і світимість зір

Зоряна величина, яку б мала зоря, якби вона знаходилася на відстані 10nс називається абсолютною.

де Е і Е₀ – освітленості від зорі на віддалі r і 10 nс, тоді

Якщо абсолютна зоряна величина відома з інших вимірювань, то можна знайти віддаль до зір

lg r = 1 + 0,2 (m – M).

При визначенні зоряних величин безпосередньо із спостережень реєструється тільки та частина випромінювання, яка пройшла через атмосферу, дану оптичну систему і зареєстрована світлочутливим приладом. Для знаходження сумарного випромінювання слід ввести поправку на випромінювання, яке не дійшло до приладу. Зоряна величина, визначена з урахуванням випромінювання в усіх ділянках спектра називається болометричною.

Болометричні поправки обчислюють теоретично. Останнім часом для цього застосовують позаатмосферних вимірювань зір в ультрафіолетовій області спектра.

3. Діаграма спектр-світність

На початку ХХ століття датський астроном Герцшпрунг і американський астрофізик Рессел виявили існування залежності між видом спектру (температурою) і світимістю зорі. Ця залежність зображається графіком по одній осі відкладаються спектральний клас, а по другій абсолютну зоряну величину. Цей графік називається діаграмою спектр-світимість, або діаграмою Герцшпрунга-Рессела.

Замість абсолютної зоряної величини можна відкладати світимість (в логарифмічній шкалі), а замість спектральних класів – показник кольору або ефективну температуру.

Положення кожної зорі в тій чи іншій точці діаграми визначається її фізичною природою і стадією еволюції. Тому на діаграмі Герцшпрунга-Рессела ніби зображена вся історія системи зір. В цьому і полягає її знання. Діаграма дає можливість виділити різні групи зір об’єднані спільними фізичними властивостями і встановити залежність між окремими фізичними характеристиками.

Верхня частина діаграми – зорі великої світимості, які при даному значенні температури відзначаються великими розмірами.

В нижній частині діаграми розташовані гарячі зорі більш ранніх класів.

В правій частині – більш холодні зорі, які відповідають пізнім спектральним класам.

У верхній частині діаграми знаходяться зорі, які мають найбільшу світимість (гіганти і надгіганти).

Зорі, які лежать в нижній частині діаграми мають низьку світимість і називаються карликами.

Найбагатшу зоряну діагональ, яка іде зліва вниз направо називають головною послідовністю. Вздовж неї розташовані зорі починаючи від найгарячіших до найхолодніших.

Зорі на діаграмі Герцшпрунга-Рессела розподілені не рівномірно, що відповідає існуванню певної залежності між світимістю і температурами всіх зір.

При уважному вивченні діаграми дає можливість виділити на ній ряд інших послідовностей (більш дисперсних ніж головна). Ці послідовності говорять про те, що у деяких окремих груп зір існує індивідуальна залежність від температури. Такі послідовності називаються класами світимості і позначають римськими цифрами від І до VII, проставленими після найменування класу.

Сонце відноситься до головної послідовності і попадає в V клас світимості.

Повна класифікація зір залежить від двох параметрів: перший характеризує спектр (температуру), другий – світимість.

Приналежність зір до класів:

Клас світимості І – надгіганти, ці зорі займають на діаграмі спектр-світимість верхню частину і діляться на декілька послідовностей.

ІІ – яскраві гіганти

ІІІ – гіганти

ІV - субгіганти

Зорі класу ІІ, ІІІ та ІV розташовані на діаграмі між областю надгігантів та головною послідовністю.

V – зорі головної послідовності.

VІ – яскраві субкарлики. Вони утворюють послідовність, яка проходить нижче головної приблизно на одну зоряну величину починаючи з класу АО.

VІІ – білі карлики.

Належність зір до даного класу світимості на основі спеціальних додаткових ознак спектральної класифікації

4. Методи визначення розмірів зір

Безпосереднє вимірювання радіуса зір практично не можливе. Кутові розміри двох-трьох десятків зір визначено за допомогою кутових інтерферометрів. В окремих випадках для визначення кутових розмірів зір вдається використати інтерференційну картину, яка виникає при покритті зір Місяцем. Лінійні розміри можна визначити у затемнювано-подвійних зір по тривалості затемнення.

Опосередкованим шляхом розміри зорі можна знайти, якщо відома її болометрична світимість і ефективна температура.

Поперечники найбільших зір в 1000 і більше раз більші за діаметр Сонця. Розміри нейтронних зір приблизно десятки кілометрів.

5. Фізичні умови в надрах і будова зір

В надрах зір головної послідовності пізніх спектральних класів G, К, М, як і в Сонці виділення ядерної енергії в основному відбувається внаслідок протон-протонної реакції. В гарячих зорях ранніх спектральних класів температура – десятки мільйонів градусів. Тут головну роль відіграє температура водню в гелій за рахунок вуглецевого циклу. Внаслідок цього виділяється значно більше енергії , ніж при протон-протонних реакціях. Саме цим пояснюється більша світимість зір ранніх спектральних класів.

Зорі, які розташовані на різних ділянках спектр-світність відрізняються своєю будовою.

Зорі верхньої частини головної послідовності

Це гарячі зорі, маса яких більша за масу Сонця. Тиск в надрах більший, ніж в надрах Сонця. Виділення термоядерної енергії відбувається через вуглецевий цикл прискореними темпами. Світимість їх більша за світимість зір пізніших класів, а тому вони повинні швидше розвиватися. Це означає, що гарячі зорі, які знаходяться на головній послідовності повинні бути молодими.

Виділення енергії при вуглецевому циклі пропорційне ~Т²⁰, а випромінювання ~Т⁴ (за законом Стефана-Больцмана). Це означає, що випромінювання не може винести з надр зорі енергію, яка там виділяється. Тому що енергія повинна виносити речовина, яка починає переміщуватися. Внаслідок цього в надрах масивних зір виникають центральні конвективні зорі. Для зір масою М = 10 М_Θ радіус внутрішньої конвективної зони ≈ 0,25 R, а густина в центрі ≈ 25 ρ_е , де ρ_е – середня густота зорі.

Шари , які оточують конвективне ядро знаходяться в стані променевої рівноваги.

Зорі нижньої частини головної послідовності

За своєю будовою ці зорі подібні до Сонця. При протон-протонних реакціях потужність енерговиділення ~Т⁴ так як потік випромінювання. В центрі зорі конвективні потоки не виникають і ядро – променисте. Проте через сильну непрозорість більш холодних шарів у цієї групи зір виникає досить протяжні зовнішні конвективні оболонки. Чим холодніша зоря, тим на більшу глибину відбуваються переміщення. В Сонця тільки 2 % зовнішніх підфотоефектних шарів охоплене конвекцією, а в карлика KV з масою 0,6 М_Θ в переміщуванні бере участь 10 % маси.