Сонячна корона.

Сонячна корона – зовнішня і найбільш протяжна частина атмосфери Сонця. Яскравість корони майже в 10 разів менша за яскравість фотосфери. Зовнішній вигляд корони нагадує сріблясто біле сяйво навколо Сонця. Корона має променисту будову. Її форма змінюється з часом. В роки максимуму Сонця активності корона майже рівномірно оточує Сонце, а в роки мінімуму активності вона стиснута біля полюсів і її промені видно в основному вздовж екватора. Корону розділяють на дві зони: зовнішню і внутрішню. Ознака поділу – емісійні лінії, які спостерігаються у спектрі внутрішньої корони і їх відсутність у спектрі зовнішньої корони.

8. Радіовипромінювання Сонця.

Радіовипромінювання Сонця виявлено в діапазоні 8мм 12м ( всі хвилі, які пропускає атмосфера). Характер випромінювання на різних довжинах хвиль не однаковий. Це може бути обумовлено тим, що радіовипромінювання різних довжин хвиль відбувається з різних частин Сонця.

Короткохвильове випромінювання відбувається з більших глибин, а довгохвильове – з корони. Розрізняють дві складові сонячного випромінювання: “спокійного” і “збуреного” Сонця. Перша – коли на Сонці немає плям, спалахів та інших утворень. Друга – при активних утвореннях.

Повільно змінна компонента зумовлена тепловим випромінюванням сонячної атмосфери. На фоні випромінювання “спокійного” сонця час від часу спостерігаються змінні складові двох типів. Одна – повільно змінна, час її існування- кілька днів або тижнів, джерела цього випромінювання спостерігаються поблизу плям на Сонці.

Друга швидкозмінна – існує кілька годин чи хвилин, виникає внаслідок хромосферних спалахів.

Радіовипромінювання дуже посилюється з наближенням групи плям до центрального меридіана і послаблюється при їх віддаленні від центрального меридіану.

Сплески спостерігаються на всіх довжинах хвиль, починаючи з сантиметрових. Після початку оптичного спалаху з’являється випромінювання з довжиною хвилі декілька см, потім смуга випромінювання зміщується в бік метрових хвиль, при цьому змінюється ширина смуги і стан її поляризації.

Спостереження спалахів дає можливість передбачити збурення земної іоносфери, яке виникає внаслідок корпускулярних потоків, що надходять з його області.

ЛЕКЦІЯ 10

ПОДВІЙНІ ТА НЕСТАЦІОНАРНІ ЗІРКИ. УТВОРЕННЯ ТА ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР.

1. Загальні характеристики подвійних зір.

2. Візуально подвійні.

3. Затемнювано змінні зорі.

4. Спектрально-подвійні зорі.

5. Утворення та еволюція зір

1. Загальні характеристики подвійних зір.

Подвійність можна встановити за спостереженнями власних рухів зір, які утворюють пару. І коли видно тільки одна із зірок, яка здійснює взаємний рух. В цьому випадку шлях зорі на небі виглядає як хвиляста лінія.

Тепер відомо десятки тисяч тісних візуально подвійних зір. Із них лише 10 % впевнено виявляють відносний орбітальний рух і лише для 1 % (≈ 500 зір) можна надійно обчислити орбіти.

Рух компонентів відбувається за законами кеплера. Обидва компоненти описують еліптичні орбіти однакового ексцентриситету навколо спільного центра мас. Такий ж ексцентриситет має орбіта зорі-супутника відносно головної зорі. Велика піввісь орбіти відносного руху навколо головної зорі дорівнює сумі великих півосей орбіт обох зір відносно спільного центра-мас, а величина великих півосей цих двох еліпсів обернено пропорційні масам зір.

Якщо із спостережень відома орбіта відносного руху, то за формулою визначають суму мас компонентів подвійної зорі. Якщо відоме відношення півосей, то можна визначити відношення мас.

2. Візуально-подвійні зорі

Зорі, подвійність яких виявляють безпосередньо при телескопічних спостереженнях називаються візуально подвійними. В окремих випадках про подвійність зорі роблять висновок на основі складного власного руху зорі. Саме за такою методикою було відкрито білі карлики – супутники Сиріуса і Проціона.

На даний час зареєстровано приблизно 60000 візуально-двійних систем. Приблизно у 2000 виявили орбітальний рух з періодом від 2,62 року до багатьох десятків тисяч років. Надійно орбіти обчислені приблизно для 500 об’єктів з періодом не більше 500 років.

3. Затемнювано-змінні зорі

Затемнювано-змінні – такі нерозділювані в телескоп пари зір, видима зоряна величина яких змінюється внаслідок періодичного затемнення одного компонента іншим. Тут зоря більшої величини називається – головною, а меншої – супутником. Приклад, Алголь (β Персея); β- Ліри.

Графік, що зображає зміну потоку випромінювання зорі з часом називається кривою блиску. Момент часу, в який зоря має найменшу зоряну величину називається епохою максимуму, а найбільшу – епохою мінімуму.

Амплітудою називають різницю зоряних величин в мінімумі і максимумі.

Періодом називають проміжок часу між двома послідовними мінімумами, або максимумами.

Приклад, для алголя Т = 2^d 20^h 49^m

β- Ліри Т = 12^d 21^h 48^m

За характером кривої блиску затемнювано-подвійної зорі можна знайти:

1) елементи орбіти однієї зорі відносно іншої;

2) відносні розміри компонентів;

3) в окремих випадках можна одержати уявлення про їх форму.

На основі детального вивчення кривих блиску можна отримати такі дані про компоненти затемнюванно змінних зір.

1. Характер затемнення (часткове, повне, центральне). Якщо диск однієї зорі перекриває повністю диск другої зорі, то на кривій блиску характерні ділянки (ІН Касіопеї). У випадку затемнень, мінімуми гострі (RX Геркулеса, β Персей).

2. За тривалістю мінімуму знаходять радіуси компонент R_{1 ,}R₂ виражені в частинах великої півосі орбіти, оскільки тривалість затемнення пропорційне діаметрам зірок.

3. Якщо затемнення повне, то за відношенням глибини мінімумів знаходять відношення світимостей, а при відомих радіусах – відношення ефективних температур компонентів.

4. Відношення проміжків часу від середини головного мінімуму до середини другого мінімуму і від другого мінімуму до середини наступного головного мінімуму залежить від ексцентриситета орбіти і довготи периаетра ω. Якщо вторинний мінімум лежить посередині між двома головними мінімумами (як у RX Геркулеса), то орбіта симетрична відносно променя зору і може бути круговою. Асиметрія положення вторинного мінімуму дає можливість визначити е cos ω.

5. Плавна зміна кривої блиску (β Персей) говорить про еліпсоїдальність зірок, яка викликана припливними діями дуже близьких компонентів подвійних зір. Приклад: β Ліри, W Великої Ведмедиці. В цьому випадку за кривою блиску можна визначити форму зорі.

6. Детальний хід кривої блиску в мінімумі інколи дає можливість судити про закон потемніння диска зорі до краю.

В даний час відомо більше 4000 затемнювано-змінних зір різних типів. Найменший відомий період – менший години, найбільший – 57 років.

4. Спектрально-подвійні зорі

В спектрах деяких зір спостерігається періодичне роздвоєння або коливання положення спектральних ліній. Якщо ці зорі являються затемнювано-змінними, то коливання ліній відбувається з тим же періодом, що і зміна блиску.

Зорі, подвійність яких можна встановити тільки на основі спектральних спостережень називаються спектрально-подвійними.

Якщо площина орбіти близька до картинної площини і тоді подвійність зорі виявити неможливо.

Найбільше роздвоєння ліній спостерігається при найбільшій променевій швидкості компонентів (одного - до спостерігача, другого – від нього. Якщо спостережуваний спектр належить тільки одному компоненту (другого не видно через його слабкість), то замість роздвоєння спостерігається ліній то в червону, то в синю сторону.

В даний час відомо біля 2500 зірок подвійність, яких встановлено тільки на основі спектральних спостережень. Тільки для 750 із них вдалося отримати криві променевих швидкостей, визначити періоди обертання і форму орбіти.

Тісні подвійні системи

Тісні подвійні системи являють собою такі пари зірок, віддаль між якими співрозмірна із розмірами самих зірок. В цьому випадку суттєву роль відіграють припливні взаємодії між компонентами. Під дією припливних сил подвійність зірок перестають бути сферичними і зорі еліптичної форми. У них виникають напрямлені один до одного припливні горби.

Для тісної подвійної системи еквіпотенціальна поверхня має складну форму і утворює декілька сімейств кривих. Форму цих кривих можна уявити розглянувши переріз критичних поверхонь, які розділяють сімейства еквіпотенціальних поверхонь.

ЛЕКЦІЯ 11