ИЗУЧЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ И ОБЩЕГО ИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЦА

Цель работы: Изучение физической природы солнца.

Пособия: фотографии Солнца, палетка солнечных пятен, фотографии солнечных протуберанцев.

 

Солнечная активность характеризуется различными факторами, и одним из них является пятнообразовательная деятельность Солнца, которая изучается статистическими методами. Статистика солнечных пятен сводится к подсчету числа g групп пятен и числа всех пятен ¦, включая входящие в группы и одиночные пятна, причем, каждое пятно в общей полутени и каждая пара принимается в этом случае за отдельное пятно, а каждое отдельное пятно или пара за самостоятельную группу. По результатам подсчетов вычисляется относительное число пятен W₀, называется числом Вольфа:

W₀ = 10 × g + ¦ (1)

Так, если на солнце имеется две группы пятен, одна из которых содержит четыре пятна, а другая - шесть пятен и, кроме того, имеется семь отдельных пятен и пар, то число групп g = 2 + 7 = 9, число пятен ¦ = 4 + 6 + 7 = 17 и число Вольфа W₀= 10 × 9 + 17 = 107.

Статистическому изучению подвергается также площадь пятен, которая оценивается в миллионных (10^-6) долях площади солнечного диска по шкале специальной палетки диаметром 100 мм, накладываемой на фотографию Солнца, приче6м площадью пятна считается площадь, ограниченная его полутенью, а полутенью группы - сумма площадей пятен, входящих в неё. Так как форма пятен, расположенныхна периферии солнечного диска, искажается, то их площадь оценивается шкалой, соответствующей наибольшему видимому их диаметру.

Зная угловой D’ и линейный D¤ диаметры Солнца, можно по диаметру D его фотографии (в мм) установить угловой m’ и линейный m масштабы фотографии:

D = Dl / Dl; m’ = D’ / D; m = D¤ / D (2)

по которым вычислить угловые l’ и линейные l размеры солнечных пятен и их групп. Площадь этих образований в км² подсчитывается по шкале палетки, при известной площади солнечного диска в тех же единицах измерения.

Солнечная активность характеризуется также интенсивностью протуберанцев, высота выбросов которых может быть измерена на фотографиях и затем вычислена в радиусах Солнца R¤ или в километрах. Скорость выброшенного вещества все время изменяется под действием магнитного поля Солнца и его пятен, солнечного поля тяготения и давления солнечного электромагнитного излучения, и поэтому определение скорости протуберанцев представляет довольно сложную задачу. Однако эту задачу можно решить с некоторым приближением. Пусть в последовательные моменты времени T₁ и T₂ высота протуберанца была h₁ и h₂, а скорость его вещества на высоте u₁ и u₂. Тогда на участке пути h₂ - h₁ средняя скорость вещества протуберанца:

u_ср = ( h₂ - h₁) / (T₂ - T₁) = Dh - Dt (3)

Высоту h₁ и h₂ протуберанца измеряют по фотографии, на которой указаны и моменты фотографирования. Скорость протуберанца выражается в км / с.

Общее излучение Солнца легко подсчитать по Солнечной постоянной С = 1,388 × 10³ Дж×с^-1×м^-2. Сфера, радиусом а₀ = 1 а.е. получает в течении 1 с всю излучаемую Солнцем за этот же интервал времени энергию Е = 4 × p × а₀² × С.

Откуда нетрудно вычислить мощность солнечного излучения (количество энергии, излучаемой Солнцем за 1с) и годовое излучение Солнца, а затем определить ежесекундное и годовое уменьшение Dm массы Солнца, поскольку излучаемая энергия:

Е = с² × Dm

где с - скорость света.

Главным источником излучаемой Солнцем энергии являются ядерные процессы превращения водорода в гелий, происходящие в недрах Солнца. Если известно, сколько энергии e выделяется при превращении каждого грамма водорода в гелий (e), то поскольку в настоящую эпоху примерно 70% солнечной массы составляет водород, можно подсчитать продолжительность времени, на протяжении которого Солнце будет излучать энергию интенсивно, как излучает в настоящее время при условии постоянства интенсивности излучения.

 

Радиус Солнца - 696 000 000 м.

Масса Солнца - (1,9904 ± 0,002) × 10³⁰ кг.

Угловой диаметр Солнца - 32’.

e = 7,14 × 10¹¹ Дж.

 

 

ЗАДАНИЕ.

 

1. Пользуясь известными длинами волн спектральных линий водорода, построить дисперсионные кривые l = ¦ (l) и кривые изменения дисперсии D = F (l) для обеих спектрограмм водорода (d и g), указав принятые обозначения этих линий. Объяснить отличие кривых друг от друга.

2. По спектрам водорода, гелия и натрия отождествить линии в спектре Солнца и по таблицам спектральных линий определить их длину волны.

3. По дисперсионной кривой определить приближенное значение длины волны спектральных линий А, В, Е, в, Н и К солнечного спектра и по таблицам спектральных линий установить их принадлежность к химическим элементам и уточненное значение длины волны.

4. Вычислить угловой и линейный масштабы фотографии Солнца.

5. Определить число Вольфа, а также угловой и линейный диаметры самого большого пятна, сравнив его размеры с диаметром Земли.

6. Измерить высоту протуберанца, выразить её в радиусах Солнца и в км. Вычислить скорость вещества, если фотографии сделаны в моменты:

а) (d) 4 июня, 1ч 00мин.

б) ( l) 4 июня, 1ч 30мин.

7. По значению солнечной постоянной вычислить мощность солнечного излучения, энергию солнечного излучения за год и уменьшение массы Солнца за секунду и за год.

8. Вычислить продолжительность современной интенсивности солнечного излучения в будущем, при условии постоянства излучения до момента затухания солнца.

 

Лабораторная работа N13.

 

Изучение карты и рельефа Луны и некоторых больших спутников планет.

 

Цель работы: изучить топографию Луны и некоторых больших спутников планет и определить размеры объектов на поверхности.

 

Пособия: фотографическая карта видимого полушария Луны, фотография обратной стороны Луны, списки лунных объектов, фотография полной Луны, фотографии некоторых спутников больших планет, координатная сетка, Астрономический календарь (постоянная часть), персональная ЭВМ.

 

	Детали поверхности спутников Юпитера Ио Европа Ганимед Каллисто

 

 

Лунная поверхность покрыта горами, цирками и кратерами, протяженными горными хребтами, имеет обширные впадины, изрезана глубокими трещинами. Самая обширная впадина называется Океаном Бурь, а остальные - морями. На лунной поверхности зарегистрировано около 200 000 деталей. Главнейшие горные хребты имеют земные названия. Размеры цирков и кратеров различны: от 240 км до метров. Крупные цирки и кратеры названы именами ученых.

Изучение лунной поверхности осуществляется по фотографиям и картам, составленным на их основе, к которым прилагаются кальки с начерченными и занумерованными контурами лунных образований и списки их названий под теми же номерами.

Как правило, фотографии и карты воспроизводят телескопическое (перевернутое) изображение Луны, на котором ее северный полюс находится внизу.

 

Определение линейных размеров лунных образований по четким фотографиям не представляет затруднений.

Обозначим линейный диаметр Луны, выраженный в км, через D*, ее угловой диаметр - через D’ и линейный диаметр ее фотографического изображения в мм - через D. Тогда масштабы фотографического снимка будут :

линейный масштаб * ( 1 )

угловой масштаб ( 2 )

Видимый угловой диаметр Луны изменяется в зависимости от ее параллакса, но при приближеном решении задач его можно принять D’=32’.

Измерив в мм размеры d лунного объекта на фотографии с известными масштабами, получим угловые d’ и линейные d_л его размеры

( 3 )

и

( 4 )

Вследствие шарообразности Луны вид объектов лунной поверхности, расположенных вне центральной области лунного диска, заметно искажен и это искажение достигает максимальной величины у его краев. Искажению подвержены размеры объектов по всем направлениям, за исключением направления, перпендикулярного к радиусу диска, вдоль которого искажение является наибольшим. Поэтому формулы (3) и (4) применимы только для неискаженных размеров, а для размеров в направлении лунного радиуса применимы формулы:

( 5 )

( 6 )

где j - угловое расстояние центра объекта от центра лунного диска, определяемое с точностью до 1^о по экватору координатной сетки диаметром D_с = =100 мм, которая накладывается на фотографию Луны такого же диаметра так, чтобы экватор сетки прошел через объект и центр данного диска. Если диаметр сетки не соответствует диаметру фотографии Луны, то cosj может быть найден по наибольшему d_m и наименьшему d_n диаметрам цирков и кратеров, расположеных в области измерений, т.к. действительная круглая форма этих образований искажается перспективой в отношении

По известным масштабам m и m‘ фотографии полной Луны нетрудно определить масштабы m₁ и m₁‘ фотографии участка лунной поверхности, для чего необходимо отождествить одинаковые объекты и измерить в мм размеры d и d₁ их изображений на обеих фотографиях.

Тогда в масштабе одной фотографии

и

а в масштабе другой фотографии

и

откуда

и

Используя полученные масштабы m₁ и m₁‘ можно определить угловые и линейные размеры лунных объектов с достаточной точностью.

Измерение длины l тени гор позволяет вычислить их высоту Н (рис.1), если известна высота Солнца h* над горизонтом лунной местности в моменты фотографирования, т. к.

*

Приближенное значение h* можно определить по линейному расстоянию d_Л горы от терминатора. Солнечные лучи можно считать параллельными, и поэтому высота Солнца, выраженная в градусах

* * ( 7 ),

где s - угол при центре Луны между вершиной горы и терминатором; R* - радиус Луны, а d_Л вычисляются в зависимости от положения горы по формулам (4) и (6). Угол s может быть непосредственно найден по координатной сетке, наложенной на фотографию Луны, или вычислен по формуле (7) с учетом формулы (6). Для объектов центральной области лунного диска, расположенных вблизи терминатора, вычисление h* упрощается, т.к. можно пренебречь искажениями линейных размеров. В этом случае линейное расстояние d_Л горы от терминатора можно выразить через расстояние r от Луны до Земли и видимое с Земли угловое расстояние d’ горы от терминатора и измеряемое на фотографиях лунной поверхности:

,

 

где d’ выражено в минутах дуги. Подставляя значение d_Л в формулу (7) и учитывая, что * 220 будем иметь

* ,

 

где h* и s выражены в градусах, а d’ - в минутах дуги. Другой метод определения лунных гор принадлежит Галилею. Он основан на том, что вершина горы освещается Солнцем раньше ее подножия и выглядит светлой точкой на темном фоне неосвещенного полушария (рис. 2) на некотором расстоянии S от терминатора. Измерив S и зная радиус Луны R* можно по теореме Пифагора написать:

*

и пренебрегая H² в сравнении с 2R* вычислить высоту горы

* .

Положение точек на лунной поверхности определяется селенографическими координатами (от греч. слова Селена - Луна), аналогичными географическим координатам.

Селенографическая широта b отсчитывается от лунного экватора и считается положительной в северном полушарии Луны и отрицательной - в южном ее полушарии. Селенографическая долгота отсчитывается по экватору от начального меридиана и считается положительной в сторону видимого западного полушария и отрицательной - в сторону видимого восточного края. Отсчет ведется по координатной сетке, накладываемой на фотографию Луны.

Если два объекта имеют координаты l₁, b₁; l₂, b₂ то угловое расстояние между ними определяется по теореме косинусов

,

а линейное расстояние между ними

,

где R* - линейный радиус Луны.

 

 

Задания к работе № 13

 

1. Вычислить угловой и линейный масштабы большой фотографической карты видимого полушария Луны и определить угловые и линейные размеры моря, протяжённость горного хребта и диаметры двух кратеров.

2. Установить названия и определить селенографические координаты объектов, значащихся под номерами:

3. Вычислить угловое и линейное расстояние между теми же объектами.

4. Отождествить кратеры, значащиеся под номерами:

5. Вычислить высоту двух лунных гор, обозначенных на фотографии лунной поверхности числом и буквой:

6. Изучить фотографии спутников Юпитера: Ио, Европы, Ганимеда и Каллисто. Сравнить их внешний вид и определить особенности деталей поверхности.

7. Сравнить фотографии спутников Юпитера с фотографиями Луны. Определить сходство и различие.

Лабораторная работа № 14

 

Фотографическая фотометрия звёзд.

Цель работы:

Изучение основных сведений по звёздной фотометрии, определение видимых звёздных величин и изучение причин различия их блеска. Ознакомление с современными методами определения звёздных величин.

Оборудование:

Персональная ЭВМ, компьютерная программа «CLEA exercise - Photoelectric photometry», фотографии двух участков звёздного неба в фотовизуальных и фотографических лучах, карта рассеянного звёздного скопления Плеяды. Астрономический календарь (постоянная часть), лупа, линейка.

Вопросы к допуску:

1. Понятие звёздной величины.

2. Различия между визуальной и фотографической звёздными величинами. Показатель цвета.

3. Системы U, B, V.

 

Основные теоретические сведения: