shpory_po_astronomii

перигелий яркость кометы начала расти, и у неѐ появился новый хвост, что свидетельствовало о частичном разрушении ядра кометы, а спустя сутки ядро перестало быть различимым, яркость кометы уменьшилась, и она стала выглядеть как вытянутое облако газа.

Астероиды Фаэтон и Диоретса

Фаэтон (диаметр равен 5.1 км) ближе всех других астероидов подходит к Солнцу – на расстояние

0.14 а. е. Наклонение орбиты равно 22°. При этом скорость Фаэтона вблизи Солнца может достигать почти 200 км/с (720000 км/ч). Из-за чрезвычайно большого эксцентриситета, близкого к 0.9, Фаэтон пересекает орбиты всех четырѐх планет земной группы.

Орбита Фаэтона больше похоже на орбиту кометы, чем на орбиту астероида. Установлено, что его поверхность состоит из твѐрдых пород, и за всѐ время наблюдений у него не разу не удалось зафиксировать появление ни комы, ни хвоста, ни ещѐ каких либо проявлений кометной активности.

Элементы орбиты Фаэтона практически совпадают с орбитальными параметрами метеорного потока Геминиды. Возможно, Фаэтон представляет собой выродившуюся комету, которая исчерпала весь свой запас летучих соединений, либо же они находятся под толстым слоем пыли.

Диоретса – один из 20 известных астероидов, которые движутся по ретроградным орбитам (Диоретса

– слово «астероид», написанное в обратном порядке). Эксцентриситет орбиты астероида Диоретса равен 0.901, перигелийное расстояние – 2.36 а. е., афелийное расстояние – 45.30 а. е., наклонение орбиты – 160.4°. Предполагается, что Диоретса может иметь кометное происхождение и первоначально принадлежал облаку Оорта.

Астероидно-кометная опасность

В настоящее время существует гипотеза, что произошедший около 65 млн. лет назад кризис в естественном развитии Земли (вымирание динозавров, исчезновение коралловых рифов и др.) был вызван столкновением крупного небесного тела (астероида) с Землѐй.

На полуострове Юкатан (Мексика) обнаружен большой кратер диаметром около 300 км. Расчѐт показал, что такой кратер мог образоваться при столкновении с астероидом диаметром 10 км,

имевшем скорость в 15 км/с. Пыль, поднятая в атмосферу после взрыва, полностью затмила Солнце,

что могло привести к катастрофическому понижению температуры Земли и вымиранию многих видов животных и растений. Оценка возраста кратера приводит к цифре в 65 млн. лет.

В Солнечной системе имеется несколько тысяч астероидов диаметром более 1 км, орбиты которых пересекают орбиту Земли. Астероид (1566) Икар (диаметр 1,4 км) в перигелии проникает внутрь орбиты Меркурия, и приближается к Солнцу на расстояние всего 28,5 млн. км (за что и получил своѐ имя). В 1968 году Икар прошѐл на расстоянии всего 6,36 млн. км от Земли. Икар сближается с Землѐй каждые 9, 19 и 38 лет. Последний раз астероид сближался с Землѐй в 1996 году, и пролетел на расстоянии 15,1 млн. км. Следующее приближение к нашей планете будет в 2015 году — астероид должен пролететь на расстоянии 8,1 млн. км от Земли. Астероид (1991) ВА диаметром 9 м 17 января

1991 года прошѐл на расстоянии всего 170 тыс. км от Земли, т. е. разница во времени прохождения точки пересечения Земли и астероида составила всего полтора часа.

17 (30) июня 1908 года в районе реки Подкаменная Тунгуска (Сибирь, Россия) произошѐл сильный взрыв, который предварялся пролѐтом большого огненного шара. Предполагается, что причиной послужил надповерхностный взрыв кометного тела диаметром 90 м.

На основе имеющихся данных об ударных кратерах на поверхности Земли, планет и спутников были выполнены следующий оценки:

•столкновения с крупными астероидами, которые могут привести к глобальным катастрофам в развитии Земли, происходят примерно 1 раз в 500 тыс. лет;

•столкновения с малыми астероидами происходят каждые 300 лет, но последствия столкновений носят только локальный характер.

На основе расчетов и наблюдений уже изученных орбит астероидов был составлен список известных астероидов, орбиты которых пройдут на критическом расстоянии от Земли до конца XXI века. В

этом списке около 300 объектов. Число же потенциально опасных и пока не обнаруженных астероидов оценивается в 2500.

Астероид (99942) Апофис открыт 19 июня 2004 года. Его диаметр равен 270 м, масса – 27 млн. тонн,

период обращения – 0.886 года, перигелийное расстояние – 0.746 а. е., афелийное расстояние – 0.922

а. е. В 2029 году Апофис пройдѐт на расстоянии всего 37 тыс. км от Земли. Также имеется ненулевая вероятность столкновения этого астероида с Землѐй в 2036 году.

41. Метеоры и метеорные потоки. Радиант. Периодичность потоков и их

происхождение. Метеориты. Группы и состав метеоритов. Происхождение

метеоритов.

Метеоры и метеорные потоки. Радиант

Частицы межпланетной пыли, входя в земную атмосферу с большими скоростями, сгорают в ней,

превращаясь в метеоры – кратковременные вспышки, которые проносятся по небу и исчезают,

оставляя на несколько секунд узкий светящийся след. За сутки в атмосфере Земли вспыхивает около

100 млн. метеоров ярче 5m. Метеоров, имеющих звѐздную величину m, примерно в 2,5 раза больше,

чем (m – 1)-й звѐздной величины, т.е. яркие метеоры наблюдаются реже. Очень яркие метеоры, или болиды, могут наблюдаться и днѐм. Иногда болиды сопровождаются выпадением метеоритов.

Спектры метеоров состоят из эмиссионных линий. Когда метеорная частица тормозится в атмосфере,

она нагревается, начинает испаряться, и вокруг нее образуется облако из раскалѐнных газов.

Высвечиваются главным образом линии металлов: очень часто наблюдаются линии ионизованного кальция и линии железа.

По-видимому, химический состав метеорных частиц аналогичен составу каменных и железных метеоритов, но механическая структура метеорных тел должна быть совсем иной. На это указывают скорости торможения метеоров, поскольку торможение происходит так, как будто их средняя плотность очень мала, около 0,1 г/см3. Это означает, что метеорная частица представляет собой пористое тело, состоящее из более мелких частиц. Вероятно, поры были заполнены когда-то летучими веществами, которые впоследствии испарились.

Метеорная частица, порождающая метеор 5-й звездной величины, имеет массу около 3 мг и диаметр около 0,3 мм. Эти данные вычислены для быстрого метеора, имеющего геоцентрическую скорость

50–60 км/с. Большинство же метеоров, порождаемых частицами такой массы, гораздо слабее.

Частота появления метеоров и их распределение по небу не всегда являются равномерными.

Систематически наблюдаются метеорные потоки, метеоры которых на протяжении определенного промежутка времени (несколько ночей) появляются примерно в одной и той же области неба. Если их следы продолжить назад, то они пересекутся вблизи одной точки, называемой радиантом метеорного потока.

Многие метеорные потоки являются периодическими, повторяются из года в год и именуются по названиям созвездий, в которых лежат их радианты. Так, метеорный поток, действующий ежегодно примерно с 20 июля по 20 августа, назван Персеидами, поскольку его радиант лежит в созвездии Персея. От созвездий Лиры и Льва получили соответственно своѐ название метеорные потоки Лирид

(середина апреля) и Леонид (середина ноября).

Периодичность метеорных потоков и их происхождение

Активность метеорных потоков в разные годы различна. Бывают годы, в которые число метеоров,

принадлежащих потоку, очень мало, а в иные годы (повторяющиеся, как правило, с определенным периодом) настолько обильно, что само явление получило название звѐздного дождя. Меняющаяся

активность метеорных потоков объясняется тем, что метеорные частицы в потоках неравномерно разбросаны вдоль эллиптической орбиты, пересекающей земную.

Метеоры, не принадлежащие к потокам, называются спорадическими. Статистическое распределение орбит спорадических метеоров точно не исследовано, однако есть основания полагать, что оно похоже на распределение орбит периодических комет.

Орбиты метеорных потоков близки к орбитам известных комет. Известны случаи, когда комета исчезала, а связанный с ней метеорный поток оставался. Всѐ это заставляет думать, что метеорные потоки возникают в результате разрушения комет.

Метеориты

Метеориты, или «небесные камни», известны человечеству очень давно. По-видимому, появление первых железных орудий, сыгравших огромную роль в эволюции доисторических культур, связано с использованием метеоритного железа. Крупные метеориты служили иногда предметом поклонения у древних народов. Официальная наука признала их небесное происхождение лишь в начале XIX века.

За исключением образцов лунных пород, доставленных на Землю, метеориты пока представляют собой единственные космические тела, которые можно исследовать в земных лабораториях.

По химическому составу и структуре метеориты разделяются на три большие группы: каменные

(аэролиты), железо-каменные (сидеролиты) и железные (сидериты).

Вопрос об относительном количестве различных типов метеоритов не вполне ясен, так как железные метеориты легче находить, чем каменные, и, кроме того, каменные метеориты сильнее разрушаются при прохождении сквозь атмосферу. Большинство исследователей полагает, что в космическом пространстве преобладают каменные метеориты (80–90% от общего числа), хотя собрано больше железных метеоритов, чем каменных.

Железные метеориты содержат в среднем 91% железа, 8,5% никеля и 0,5% кобальта. Каменные метеориты – 36% кислорода, 26% железа, 18% кремния и 14% магния. Каменные метеориты по содержанию кислорода и кремния близки к земной коре, но металлов в них гораздо больше.

Содержание радиоактивных элементов в метеоритах меньше, чем в земной коре, причем в железных меньше, чем в каменных.

Когда метеоритное тело входит в плотные слои атмосферы, его поверхность настолько нагревается,

что вещество поверхностного слоя начинает плавиться и испаряться. Воздушные струи сдувают с поверхности железных метеоритов крупные капли расплавленного вещества, причем следы этого сдувания остаются в виде характерных выемок.

Каменные метеориты часто дробятся, и тогда на поверхность Земли извергается целый «дождь» обломков самых разнообразных размеров. Железные метеориты прочнее, но и они иногда разрушаются на отдельные куски. На месте падения метеорита может образоваться кратер – астроблема.

Группы метеоритов

По структуре и характеру условий, в которых они сформировались, метеориты делятся на две группы: дифференцированные метеориты и хондриты.

Химические соединения, присутствующие в дифференцированных метеоритах, и их кристаллическая структура показывают, что метеоритное вещество сформировалось в условиях высоких давлений и температур. Это означает, что эти метеориты входили когда-то в состав крупных тел, имевших большие размеры (возможно, больших астероидов). По относительному содержанию радиоактивных элементов и продуктов их распада можно определить возраст метеоритов. Для разных образцов он получается различным и колеблется обычно в пределах от нескольких сотен миллионов до нескольких миллиардов лет.

Хондриты образовались в результате объединения мелких частиц, по-видимому, входящих в состав протопланетной туманности, и поэтому их исследование является важнейшим источником данных об еѐ характеристиках. Хондриты получили своѐ название от слова «хондра», которым обозначаются силикатные шарики диаметром около 1 мм, представляющие собой капли вещества,

сконденсировавшегося при охлаждении некоторой газовой среды.

Среди хондритов имеется редкая разновидность – углистые хондриты, в которых нелетучие элементы содержатся в такой же пропорции, как на Солнце. Предполагается, что углистые хондриты отражают состав протопланетной туманности в некоторый начальный период, когда вещество в ней было хорошо перемешано и ещѐ не существовало ни Солнца, ни планет.

42. Нормальные звѐзды. Спектральная классификация звѐзд. Размеры звѐзд.

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела. Йеркская система классификации звѐзд.

Основные характеристики звѐзд

Звѐзды — наиболее распространенные из наблюдаемых объектов во Вселенной. Большáя часть массы видимого космического вещества сосредоточено в этих объектах. Остальная часть его рассеяна в межзвѐздном пространстве.

Звезда — это небесное тело, в котором происходят, происходили или будут происходить термоядерные реакции синтеза. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в которой идут в данный момент ядерные реакции. Солнце — типичная звезда спектрального класса G. Звѐзды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары.

С эволюцией звѐзд связано образование химических элементов в природе. Поэтому звѐзды представляют интерес не только как космические объекты, являющиеся важным элементом структуры Вселенной, но и как тела, эволюция которых — важное звено в эволюции материи, т.к.

большая часть атомов, из которых построен окружающий мир, когда-то возникли в звѐздах или хотя бы один раз побывали в их недрах.

Звѐзды отличаются весьма большим разнообразием. Однако среди них можно выделить отдельные группы звѐзд, обладающих общими свойствами. Такое разделение необходимо для изучения всего множества существующих звѐзд.

Особенно интересны те из подобных групп, члены которых, например, отличаются нестационарностью или совершают пульсации, взрываются и т. д. Как правило, наличие таких особенностей позволяет сделать важные выводы не только о природе отдельных звѐзд, но и в ряде случаев о более общих закономерностях Вселенной.

Звѐзды, не обладающие указанными особыми свойствами, называются нормальными.

Основные свойства звѐзды определяются прежде всего еѐ массой, светимостью и радиусом. С точки зрения наблюдений первоочередная задача состоит в определении этих величин, а также в выяснении индивидуальных особенностей отдельных звѐзд и различных групп звѐзд. Кроме упомянутых характеристик важны также спектр (цвет) звезды, температура еѐ поверхности,

элементный состав и металличность.

Спектральная классификация звѐзд

Спектры испускания 13 типов звѐзд в области 400–700 нм (сверху вниз, в порядке уменьшения температуры поверхности): O6, B0, B6, A1, A5, F0, F5, G0, G5, K0, K5, M0, M5

Изучение нормальных звѐзд позволяет найти физически обоснованные принципы классификации всех звѐзд.

Уже при первом знакомстве со звѐздным небом обращает на себя внимание различие звѐзд по цвету.

Гораздо сильнее это различие выявляется при рассмотрении спектров.

Звѐзды имеют непрерывный спектр, на который накладываются спектральные линии, чаще всего поглощения. В спектрах некоторых звѐзд наблюдаются яркие эмиссионные линии.

Спектральная классификация звѐзд начала разрабатываться ещѐ до того, как было объяснено возникновение звѐздных спектров. При этом сразу же стало ясно, что важнейшие их особенности связаны с различием физических свойств звѐзд.

Спектры большинства звѐзд эмпирически удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других — усиливаются.

Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить подклассы. Дальнейшие исследования показали, что звѐзды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами.

Интенсивности некоторых спектральных линий в спектрах звезд настолько чувствительны к температуре, что еѐ можно оценить «на глаз» по одному только внешнему виду спектрограммы, не производя специальных фотометрических измерений. Количественным критерием принадлежности звезды к тому или иному спектральному классу или подклассу является отношение интенсивностей определѐнных спектральных линий.

Такой принцип спектральной классификации звѐзд впервые был удачно применен в начале XX

столетия в Гарвардской обсерватории (США). Гарвардская классификация звѐзд легла в основу современной спектральной классификации.

В гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой ещѐ не была известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв.

Основные звѐздные спектральные классы схематически можно расположить следующим образом:

O – B – A – F – G – K – M.

Класс О. О высокой температуре звѐзд этого класса можно судить по большой интенсивности УФ области непрерывного спектра, вследствие чего свет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов

(углерода, кремния, азота, кислорода). Наблюдаются слабые линии нейтрального гелия и водорода.

Типичная звезда – δ Ориона (Альнитак), масса которой ~25 МSun, радиус ~20 RSun.

Класс B. Линии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии водорода и некоторых ионизованных элементов. Цвет голубовато-белый. Типичная звезда — α Девы

(Спика), масса которой 7–11 МSun, радиус 4,0–7,8 RSun.

Класс A. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизованного кальция, наблюдаются слабые линии других металлов. Цвет звѐзд белый. Типичные звѐзды: α Лиры (Вега) и α Большого Пса (Сириус).

Класс F. Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизованных металлов (особенно кальция, железа, титана). Цвет слегка желтоватый. Типичная звезда — α Киля (Канопус), масса 8,5

МSun, радиус 65 RSun.

Класс G. Водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет звезды жѐлтый. Типичные примеры — Солнце, α

Центавра (Толиман).

Класс K. Линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Фиолетовая часть непрерывного спектра заметно ослаблена, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры по сравнению с ранними классами (О, В, А). Цвет звезды красноватый, как, например, у α Волопаса

(Арктур) и α Тельца (Альдебаран).

Класс M. Красные звѐзды. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечѐн полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Типичная звезда — α Ориона

(Бетельгейзе) – одна из крупнейших известных стационарных звѐзд. Масса всего 20 МSun, радиус

950–1000 RSun, светимость превышает солнечную в 135000 раз. Ещѐ один представитель класса М –

α Скорпиона (Антарес). Масса 15,5 МSun, радиус 700 RSun, светимость превышает солнечную в

65000 раз.

Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации O – B – A – F – G – K –

M существуют мнемонические формулы, например:

О-ла-ла, бачыў аднойчы: фiзрук жангляваў кавалкамi морквы! (Уладзiмiр Багач, 2009)

О, беларуская Айчына, файна жывi, калi магчыма! (Зьмiцер Ушакоў, 2009)

О, Барак Абама, феерычных жанчын каляровая мара! (Таццяна Купрэйчык i Андрэй Фiлiпчык, 2011)

Кроме основных спектральных классов, существуют дополнительные:

W — звѐзды Вольфа – Райе, или очень тяжѐлые яркие звѐзды с температурой около 70000 K и

интенсивными эмиссионными линиями в спектрах;

L — коричневые карлики с температурой 1500–2000 K и соединениями металлов в атмосфере;

T — метановые коричневые карлики с температурой 700 – 1500 K;

Y — очень холодные (метано-аммиачные) коричневые карлики с температурой ниже 700 K;

D — белые карлики.

Существуют также дополнительные классы, являющиеся ответвлениями от классов G и К и представляющие собой звезды с аномальным химическим составом, отличающимся от химического состава большинства других звезд.

Первое ответвление происходит от класса G и содержит «углеродные» звезды класса С, которые отличаются от классов К и М наличием линий поглощения атомов углерода и полос поглощения простейших соединений углерода.

Второе ответвление происходит от класса К и содержит «циркониевые» звезды класса S. Звезды этого класса отличаются от звезд класса М тем, что вместо полос окиси титана TiO присутствуют полосы окиси циркония (ZrO).

Внутри каждого спектрального класса можно установить плавную последовательность подклассов,

переходящих из одного в другой.

Каждый класс (кроме класса О) делится на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после обозначения спектрального класса, например, В8, А0, G5. Спектральный класс О подразделяется на подклассы от O5 до O9, или Oa, Ob, …, Of.

После таких обозначений ставятся дополнительные значки, если спектр звезды обладает теми или иными особенностями. Если в спектре присутствуют эмиссионные линии, то это обозначается буквой е (от emission). Так, В5е означает звезду класса В5 с эмиссионными линиями в спектре.

Звезды-сверхгиганты часто отличаются глубокими узкими линиями; это отмечается буквой с (от characteristic) перед названием класса: cF0.

Другие особенности в спектре звезды, не типичные для данного спектрального класса, отмечаются буквой р (от peculiar) — пекулярные, т. е. особенные спектры. Буква р ставится после названия класса (А5р).

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела. Йеркская система классификации звѐзд

В 1910 году датский астроном Герцшпрунг (Ejnar Hertzsprung) и независимо от него американский астрофизик Рассел (Henry Norris Russell) установили существование зависимости между видом спектра (т.е. температурой) и светимостью звезд.

Эта зависимость иллюстрируется графиком, по одной оси которого откладывается спектральный класс, а по другой — абсолютная звѐздная величина. Такой график называется диаграммой спектр – светимость или диаграммой Герцшпрунга – Рассела.

Вместо абсолютной звѐздной величины можно откладывать светимость (обычно в логарифмической шкале), а вместо спектральных классов — показатели цвета (B – V = mB – mV, B = blue, 453 нм, V = visual, 555 нм) или непосредственно эффективную температуру.

Положение каждой звезды в той или иной точке диаграммы определяется еѐ физической природой и стадией эволюции.

Поэтому на диаграмме Герцшпрунга – Рассела как бы запечатлена вся история рассматриваемой совокупности звѐзд. В этом огромное значение диаграммы спектр – светимость, анализ которой является одним из важнейших методов звѐздной астрономии, т. к. позволяет выделить различные группы звѐзд, объединенные общими физическими свойствами, и установить зависимость между некоторыми их физическими характеристиками, а также помогает в решении ряда других проблем

(например, в исследовании химического состава и эволюции звезд).

Наиболее богатую звѐздами диагональ, идущую слева вниз направо, называют главной последовательностью. Вдоль неѐ расположены звѐзды, начиная от самых горячих (в верхней части)

до наиболее холодных (в нижней).

Вверхней части диаграммы находятся звѐзды, обладающие наибольшей светимостью (гиганты и сверхгиганты). Звѐзды в нижней половине диаграммы обладают низкой светимостью и называются карликами.

Влевой части диаграммы располагаются горячие звѐзды более ранних спектральных классов, а в правой — более холодные звѐзды, соответствующие поздним спектральным классам.

В целом звѐзды распределяются на диаграмме Герцшпрунга – Рассела весьма неравномерно, что соответствует существованию определѐнной зависимости между светимостями и температурами всех звѐзд.

Наиболее чѐтко это выражено для звѐзд главной последовательности. Однако внимательное изучение диаграммы позволяет выделить на ней ряд других последовательностей, правда, обладающих значительно большей дисперсией, чем главная.

Эти последовательности говорят о наличии у некоторых определѐнных групп звѐзд индивидуальной зависимости светимости от температуры. Такие последовательности называются классами светимости и обозначаются римскими цифрами от I до VII, проставленными после наименования спектрального класса.

Йеркская система классификации звѐзд

Таким образом, полная классификация звезд оказывается зависящей от двух параметров, один из которых характеризует спектр (температуру), а другой — светимость. Эта принятая в настоящее время классификация звѐзд называется йеркской или МК (Моргана – Кинана) системой классификации:

Класс светимости I — сверхгиганты; эти звѐзды занимают на диаграмме спектр – светимость верхнюю часть и разделяются на несколько подклассов.

Класс светимости II — яркие гиганты.

Класс светимости III — гиганты.

Класс светимости IV — субгиганты. Последние три класса расположены на диаграмме между областью сверхгигантов и главной последовательностью.

Класс светимости V — звѐзды главной последовательности.

Класс светимости VI — яркие субкарлики. Они образуют последовательность, проходящую ниже главной примерно на одну звѐздную величину, начиная от класса А0 вправо.

Класс светимости VII — белые карлики. Они обладают весьма малой светимостью и занимают нижнюю часть диаграммы.

Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы Герцшпрунга – Рассела, то йеркская — положение звезды на этой диаграмме.

Дополнительным преимуществом йеркской классификации является возможность по виду спектра звезды оценить еѐ светимость и, соответственно, по видимой величине — расстояние (метод спектрального параллакса). Солнце, будучи жѐлтым карликом, имеет йеркский спектральный класс

G2V.