16.4 Наиболее известные кометы.

Комета Веста. Была открыта в 1975 году. Яркость головы в 1976 году была сравнима с яркостью Венеры, так что комету можно было наблюдать и днём недалеко от диска Солнца.

Считается, что это была самая крупная и самая яркая комета ХХ века.

Хвост имеет лучистую структуру. При пролёте вблизи перигелия ядро распалось на четыре части. Это случилось под действием приливных сил Солнца. Масса первичного ядра была 10¹⁸ г. В следующий раз комета прилетит к Земле через 1000 лет.

Комета Галлея. Эдмунд Галлей впервые объяснил движение комет по теории Ньютона и предсказал в 1705 году, что одна из комет, движение которой он изучал, вернётся в 1758 году. Эта комета вернулась и была названа кометой Галлея. Она наблюдалась и намного раньше. Некоторые учёные предполагают, что её появление сопутствовало рождению Иисуса Христа.

При своём появлении в 1066 году она была запечатлена на гобеленах, описывающих завоевание Англии норманнами. Период кометы 76 лет.

Последний раз комета подлетала к Земле весной 1986 года. Специально для её изучения были направлены три космических аппарата. Два советских “Вега-1” и “Вега-2” и один Европейского сообщества - “Джотто”.

Станция “Вега-2” прошла на расстоянии 8200 км. от ядра. Наблюдатели при этом зафиксировали редкое явление - от кометы оторвался хвост.

Вещество оторвавшегося хвоста находится в плазменном состоянии. В спектрах хвоста видны эмиссионные линии СО⁺ и N₂⁺.

Предполагается, что причиной отрыва плазменного хвоста может быть взаимодействие межпланетного магнитного поля с магнитным полем кометы. Возможно, что отрыв явился причиной временного прекращения газовыделения из ядра. через несколько часов после отрыва у кометы снова образуется плазменный хвост.

Станция “Джотто” прошла на расстоянии 1500 км от ядра и передала изображение головы кометы. Ядро имеет удлинённую форму 16х7,5х7,5 км.

Состоит на 80% из водяного льда. Ядро имеет очень низкую отражательную способность. оно покрыто слоем пыли, причём температура пыли более 300К. Под пылевой коркой находится грязный лёд.

Ядро вращается с периодом 7,4 суток вокруг длинной оси.

Первые столкновения с частицами пыли зафиксированы уже на расстоянии 250 тыс. км. от ядра. При тесном сближении станция испытала более 120 столкновений в секунду. Наиболее многочисленными оказались пылинки из органических веществ CHON. Масса пылинок около 10^-6 г.

На фотографиях ядра видны холмы и кратеры.

17. Основные параметры Солнца.

17.1 Размеры, масса, средняя плотность, температура. Верчение Солнца.

Солнце - обычная звезда, наблюдающаяся с Земли в виде круга, размеры которого немного меняются с течением года из-за изменения расстояния от Земли до Солнца.

Когда Земля находится в перигелии (начало января), видимый диаметр Солнца составляет 32’35”, а в афелии (начало июля) - 31’31”.

На среднем расстоянии от Земли видимый диаметр Солнца составляет 960”, что соответствует линейному радиусу = 696 000 км.

R_sol = 149,6^.10⁶ км ^.960”/206265” = 696 000 км.

Объём Солнца:

V_sol = 4/3  R_sol³ = 1,41^.10¹⁸ км³ = 1,41 ^.10²⁷ м³.

Масса Солнца:

m_sol = 1,99 ^.10³³ г = 2 ^.10³⁰ кг.

Средняя плотность вещества:

_sol = m_sol/(4/3  R_sol³) = 1,41 г/см³

Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца:

g_sol= f m_sol / R_sol² = 2,74^.10⁴ см/с² = 274 м/с^2.

Температура Солнца:

- Эффективная температура, определяемая полным потоком излучения = 5770 К.

- По положению максимума излучения в спектре 6750 К.

- Цветовые температуры для разных длин волн:

— 4700 - 5400 А температура 6500 К.

— 4300 - 4700 А температура 8000 К.

— в зелёных лучах - 6400 К.

— в радиодиапазоне метровых волн достигает миллиона К.

Температура солнечного вещества меняется с глубиной. Различное излучение доносит до нас температуру разных глубин. Радио-, ультрафиолетовое и видимое излучения относятся соответственно к всё более и более глубоким слоям Солнца.

Вблизи самой поверхности Солнца расположен слой, обладающий минимальной температурой - 4500 К, который можно наблюдать в ультрафиолетовых лучах. Выше и ниже этого слоя температура растёт.

Большая часть солнечного вещества должна быть сильно ионизована. При температуре 5 - 6 000 К ионизуются атомы многих металлов, а при температуре 10 - 15 000 К ионизуется водород. Солнечное вещество представляет собой плазму, т.е. газ, большинство атомов которого ионизовано. Лишь в тонком слое вблизи видимого края ионизация слабая и преобладает нейтральный водород.

Наблюдения отдельных деталей на солнечном диске, а также измерения смещений спектральных линий в различных его точках говорят о движении солнечного вещества вокруг одного из солнечных диаметров, называемого осью вращения Солнца.

Плоскость, проходящая через центр Солнца и перпендикулярная к оси вращения, называется плоскостью солнечного экватора. Она образует с плоскостью эклиптики угол в 7⁰15’ и пересекает поверхность Солнца по экватору. Угол между плоскостью экватора и радиусом, проведённым из центра Солнца в данную точку на его поверхности называется гелиографической широтой.

Угловая скорость вращения Солнца убывает по мере удаления от экватора и приближения к полюсам.

В среднем = 14⁰,4 - 2⁰,7 sin²B, где В - гелиографическая широта. Угловая скорость измеряется углом поворота за сутки.

Сидерический период экваториальной области равен 25 суток, вблизи полюсов он достигает 30 суток. Вследствие вращения Земли вокруг Солнца его вращение кажется более замедленным и равно 27 и 32 суток соответственно (синодический период).

17.2 Солнечный спектр, распределение в нём энергии. Химический состав. Солнечная постоянная.

В видимой области излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на фоне которого заметно несколько десятков тысяч тёмных линий поглощения, называемых фраунгоферовыми. Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в синезелёной части, у длин волн 4300 - 5000 А. В обе стороны от максимума интенсивность спектра убывает.

Внеатмосферные наблюдения показали, что Солнце излучает в невидимые коротковолновую и длинноволновую области спектра. В более коротковолновой области спектр резко меняется. Интенсивность непрерывного спектра быстро падает, а тёмные фраунгоферовы линии сменяются эмиссионными.

Самая сильная линия солнечного спектра находится в ультрафиолетовой области. Это резонансная линия водорода L_с длиной волны 1216 А.

В видимой области наиболее интенсивны резонансные линии Н и К ионизованного кальция. После них по интенсивности идут первые линии бальмеровской серии водорода H_, H_, H_, затем резонансные линии натрия, линии магния, железа, титана, других элементов. Остальные многочисленные линии отождествляются со спектрами около 70 известных химических элементов из таблицы Д.И. Менделеева. Присутствие этих линий в спектре Солнца свидетельствует о наличии в солнечной атмосфере соответствующих элементов. Установлено присутствие на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, магния, натрия, железа, кальция, др. элементов.

Преобладающим элементом на Солнце является водород. На его долю приходится 70% массы Солнца. Следующим является гелий - 29% массы. На остальные элементы вместе взятые приходится чуть больше 1%.

Поток излучения от Солнца принято характеризовать солнечной постоянной Q, под которой понимают полное количество солнечной энергии, проходящей за 1 минуту через перпендикулярную к лучам площадку в 1 см², расположенную на среднем расстоянии Земли от Солнца.

По современным измерениям её значение известно с точностью до 1%:

Q = 1,95 кал/(см^{2 .} мин) = 1,36 ^.10⁶ эрг/(см^{2 .} с) = 1360 Вт/м²

Умножая эту величину на площадь сферы с радиусом в 1 а.е. получим полное количество энергии, излучаемое Солнцем по всем направлениям в единицу времени, т.е. его интегральную светимость. Она равна 3,8 ^.10²⁶ Дж/с.

Единица поверхности Солнца (1 м²) излучает 6,28 ^.10⁷ Вт.

Интегральная светимость Солнца отличается исключительным постоянством. Слабые колебания солнечной постоянной находятся в пределах 1%.

У поверхности Земли поток солнечного излучения уменьшается из-за поглощения и рассеяния в земной атмосфере и составляет в среднем 800 - 900 Вт/ м².