Астрономия 10 класс Воронцов-Вельяминов (стр. 10 из 31)

Рис. 38. Определение линейных размеров небесных светил по их угловым
размерам.

sinl" = оп* - , где 206265 — число секунд в одном радиане.

Тогда

sin р = р" sin 1" = —Ј

206265" '

Знание этих соотношений упрощает вычисление расстояния по
известному параллаксу:

D _ 206265" д

11 1. Чему равен горизонтальный параллакс Юпитера, наблюдаемого с Земли
в противостоянии, если Юпитер в 5 раз дальше от Солнца, чем Земля?

Расстояние Луны от Земли в ближайшей к Земле точке орбиты (перигее)
363 ООО км, а в наиболее удаленной точке (апогее) 405 ООО км. Определите
величину горизонтального параллакса Луны в этих положениях.

А /\

Измерьте транспортиром угол DCA (рис. 36) и угол ASC (рис. 37), линей-
кой — длину базисов. Вычислите по ним соответственно расстояния СА и SC
и проверьте результат прямым измерением по рисункам.

Измерьте на рисунке 38 транспортиром углы р и q и определите по полу-
ченным данным отношение диаметров изображенных тел.

2. Определение размеров светил. На рисунке 38 Т — центр Земли,
М — центр светила линейного радиуса г. По определению гори-
зонтального параллакса радиус Земли R виден со светила под
углом р. Радиус же светила г виден с Земли под углом q Поскольку

D = и D = , ^

Sin Р Sin Q

то ясно, что

Г = sin Я
sin р

Если углыq и р малы, то синусы пропорциональны углам и можно
написать:

Этот способ определения размеров светил применим только тогда,
когда виден диск светила.

Зная расстояние D до светила и измерив его угловой радиусq,
можно вычислить его линейный радиус

г = D sin q,

или

r = DQl

если угол q выражен в радианах.

Расстояния до очень далеких светил узнают не по параллак-
су, а иными способами.

12 1- Во сколько раз Солнце больше, чем Луна, если их угловые диаметры
одинаковы, а горизонтальные параллаксы соответственно равны 8,8" и 57'?

Чему равен угловой диаметр Солнца, видимого с Плутона?

Чему равен линейный диаметр Луны, если она видна с расстояния 400 ООО км
под углом примерно 0,5°?

Во сколько раз больше получает энергии от Солнца каждый квадратный
метр поверхности Меркурия, чем Марса? Нужные данные возьмите из
приложений.

В каких точках небосвода земной наблюдатель видит светило, находясь
в точках В и А (рис. 37)?

В каком отношении численно меняется видимый с Земли и с Марса угловой
диаметр Солнца от перигелия к афелию, если эксцентриситеты их орбит
соответственно равны 0,017 и 0,093.

III.

ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА ТЕЛ
СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

. МЕТОДЫ ИЗУЧЕНИЯ ФИЗИЧЕСКОЙ ПРИРОДЫ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ

1. Применение спектрального анализа. Методом, дающим ценные и
наиболее разнообразные сведения о небесных светилах, является
спектральный анализ. Он позволяет установить из анализа
излучения качественный и количественный химический состав све-
тила, его температуру, наличие магнитного поля, скорость движения
по лучу зрения и многое другое.

Спектральный анализ основан на разложении белого света на
составные части. Если узкий пучок света пустить на боковую
грань трехгранной призмы, то, преломляясь в стекле по-разному,
составляющие белый свет лучи дадут на экране радужную полоску,
называемую спектром. В спектре все цвета расположены всегда в
определенном порядке

Как известно, свет распространяется в виде электромагнитных
волн. Каждому цвету соответствует определенная длина электро-
магнитной волны. Длина волны в спектре уменьшается от красных
лучей к фиолетовым примерно от 0,7 до 0,4 мкм. За фиолетовыми
лучами спектра лежат ультрафиолетовые лучи, не видимые глазом,
но действующие на фотопластинку. Еще меньшую длину вол-
ны имеют рентгеновские лучи. Рентгеновское излучение небесных
светил, важное для понимания их природы, атмосфера Земли задер-
живает. За красными лучами спектра находится область инфра-
красных лучей. Они невидимы, но созданы специальные прием-
ники инфракрасного излучения, например особым способом приго-
товленные фотопластинки. Под спектральными наблюдениями пони-
мают обычно наблюдения в интервале от инфракрасных до ультра-
фиолетовых лучей.

Для изучения спектров применяют приборы, называемые
спектроскопом и спектрографом. В спектроскоп
спектр рассматривают, а спектрографом его фотографируют. Фото-
графия спектра называется спектрограммой.

На рисунке 39 показано устройство спектрографа. Свет попа-
дает через узкую щель на объектив, который посылает его парал-
лельным пучком на одну или несколько призм. В призме свет раз-

Рис. 39. Схема устройства призменного
спектрографа.

Рис. 40. Сравнение спектра Солнца
(вверху) с лабораторным
спектром паров железа.

лагается на составные части и дает спектр. Его изображение
строят линзой на фотопластинке и получают спектрограмму. В спек-
троскопе это изображение рассматривают через окуляр. В астро-
номических спектрографах, кроме призмы, используют также и ди-
фракционную решетку, которая отражает свет и одновременно раз-
лагает его в спектр.

Существуют следующие виды спектров.

Сплошной, или непрерывный, спектр в виде ра-
дужной полоски дают твердые и жидкие раскаленные тела (уголь,
нить электролампы) и достаточно плотные массы газа.

Линейчатый спектр излучения дают разреженные
газы и пары при сильном нагревании или под действием электри-
ческого разряда. Каждый газ излучает свет строго определенных
длин волн и дает характерный для данного химического элемента
линейчатый спектр. Сильные изменения состояния газа или условий
его свечения, например нагрев или ионизация, вызывают определен-
ные изменения в спектре данного газа.

Составлены таблицы с перечнем линий каждого газа и с указа-
нием яркости каждой линии. Например, в спектре натрия особенно
ярки две желтые линии.

Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары,
когда за ними находится яркий источник, дающий непрерывный
спектр. Спектр поглощения представляет собой непрерывный спектр,
перерезанный темными линиями, которые находятся в тех
самых местах, где должны быть расположены яркие линии, прису-
щие данному газу (рис. 40). Например, две темные линии погло-
щения натрия расположены в желтой части спектра (Вы можете
сравнением легко отождествить линии водорода в спектрах Солнца
и Сириуса, используя рисунок заднего форзаца.)

Изучение спектров позволяет производить анализ химического
состава газов, излучающих или поглощающих свет Количество ато-

мов или молекул, излучающих или поглощающих энергию, определя-
ется по интенсивности линий. Чем больше атомов, тем ярче линия
в спектре излучения или тем она темнее в спектре поглощения.

Солнце и звезды окружены газовыми атмосферами. Непрерывный
спектр их видимой поверхности перерезан темными линиями погло-
щения, возникающими при прохождении излучения через атмосферу
звезд. Поэтому спектры Солнца и звезд — это спектры поглощения.
(Рассмотрите изображения разных спектров на форзаце.)

Надо помнить, что спектральный анализ позволяет определять
химический состав только самосветящихся или поглощающих излуче-
ние газов. Химический состав твердого тела при помощи спектраль-
ного анализа определить нельзя.

Скорости движения небесных светил относительно Земли по лу-
чу зрения (лучевые скорости) определяются при помощи
спектрального анализа на основании принципа Доплера —
Ф и з о: если источник света и наблюдатель сближаются, то длины
волн, определяющие положения спектральных линий, укорачиваются,
а при их взаимном удалении длины волн увеличиваются. Это
явление выражается формулой:

где v — лучевая скорость относительного движения с ее зна-
ком (минус при сближении), К0— нормальная длина волны све-
та при неподвижном источнике, X — длина волны при движении
источника и с — скорость света. Иначе говоря, при сближении
наблюдателя и источника света линии спектра смещаются к его
фиолетовому, а при удалении — к красному концу.

Скорости движения тел на Земле могли бы вызвать лишь ни-
чтожные смещения линий в спектрах тел, но и скорости небесных
тел (обычно десятки и сотни км/с) вызывают смещения столь ма-
лые, что их можно измерить на спектрограмме только под микро-

tkonom.

Получив спектрограмму светила, над ней и под ней впечатывают
спектры сравнения от земного источника излучения, например
от ртутной или неоновой лампы (рис. 41). Спектр сравнения для
нас неподвижен, и относительно него можно определять сдвиг ли-
ний спектра звезды. Он обычно составляет сотые или десятые до-
ли миллиметра на фотографии. Чтобы выяснить, какому изменению
соответствует полученный на спектрограмме сдвиг, надо знать
масштаб спектра — на сколько меняется длина волны, если мы
продвигаемся вдоль спектра на 1 мм. Подстановка в формулу
величин Я, и с = 300000 км/с позволяет определить v — луче-
вую скорость движения светила.

Когда тело раскалено докрасна, в его сплошном спектре ярче
всего красная часть. При дальнейшем нагревании наибольшая яр-
кость в спектре переходит в желтую, потом в зеленую часть и т. д.
Теория излучения света, проверенная на опыте, показывает, что
распределение яркости вдоль сплошного спектра зависит от тем-

Рис. 41 Смещение линии Нт в спектре одной из звезд при ее движении по лучу
зрения. Сверху и снизу — лабораторные спектры сравнения ванадия.
Над ними написаны длины волн в ангстремах (1А =0,0001 мкм).

пературы тела. Зная эту зависимость, можно установить темпера-
туру Солнца и звезд. Температуру планет и температуру звезд
определяют еще при помощи термоэлемента, помещенного
в фокусе телескопа или специально созданных приемников инфра-
красного излучения.