§ 19. Будова сонячної атмосфери. Прояви сонячної активності та їхній вплив на Землю

Диск Сонця здається різко окресленим. Це тому, що практично все видиме випромінювання Сонця виходить з дуже тонкого шару — фотосфери. Слабке випромінювання більш високих шарів Сонця можна спостерігати під час повного сонячного затемнення, коли диск Місяця повністю закриває фотосферу й стає видно хромосферу та корону. Фотосфера, хромосфера й корона утворюють атмосферу Сонця.

Товщина фотосфери не перевищує 300 км. Найпомітніші об’єкти на Сонці — це темні плями, одну з яких у збільшеному вигляді показано на малюнку 4.4. Діаметри плям іноді сягають 200 тис. км. Зовсім маленькі плями називають порами. Уся фотосфера Сонця нагадує сукупність яскравих плям — гранул, розділених між собою вузькими й менш яскравими проміжками. Розмір кожної з гранул — близько 700 км. Малюнок, який утворюють гранули, постійно змінюється (буквально за 5-10 хв вони встигають з’явитися і зникнути). Плазма в гранулах піднімається вгору, а в міжгранульних просторах опускається вниз. Тому різниця температур гранул і темних проміжків сягає 600 К. Процес постійного виникнення і зникнення гранул у фотосфері називають грануляцією.

Картина сонячних плям постійно змінюється, але повільніше: плями з’являються, ростуть і розпадаються (мал. 4.5). Час життя груп плям становить 2-3 оберти Сонця навколо своєї осі. Плями холодніші від фотосфери на 2-2,5 тис. градусів, тому на загальному фоні сонячного диска вони темніші.

Сонячні плями зазвичай з’являються групами в межах невеликої області, витягнутої паралельно екватору. За розмірами у групі виділяють дві плями: головна (західна) пляма, що йде попереду за обертанням Сонця, і хвостова.

Постійні спостереження за сонячними плямами показують, що Сонце обертається в напрямку руху планет і площина сонячного екватора нахилена до площини екліптики під кутом 7°15′.

Також виявлено, що кутова швидкість обертання Сонця зменшується від екватора до полюсів. Період обертання Сонця змінюється від 25 діб на екваторі до 30 діб на полюсах. Багаторічні спостереження утворення плям на Сонці показали, що є циклічні коливання числа плям. Іноді їх не буває зовсім, а іноді одночасно виникають десятки великих плям. Середня тривалість такого циклу становить приблизно 11 років.

Крім плям, у фотосфері спостерігаються факели — яскраві утворення, видимі в білому світлі переважно поблизу краю диска Сонця. Факели мають складну волокнисту структуру, їхня температура на кілька сотень градусів перевищує температуру фотосфери.

Утворення плям і факелів пов’язане з магнітним полем Сонця. Як показують дослідження, індукція магнітного поля Сонця в середньому вдвічі вища, ніж на поверхні Землі, однак у місцях появи сонячних плям вона збільшується в тисячі разів, сягаючи 0,5 Тл. Це призводить до ослаблення конвекції й зменшення температури всередині сонячної плями.

У неперервному спектрі Сонця максимальна енергія випромінювання припадає на довжину хвилі λ_max = 470 нм. Тоді за законом зміщення Віна одержуємо температуру:

Над фотосферою розміщена хромосфера Сонця. Загальна її довжина 10-15 тис. км. Температура в хромосфері з висотою підвищується від 4500 К до кількох десятків тисяч. Випромінювання хромосфери в сотні разів менше від фотосфери, тому для її спостереження застосовують спеціальні методи, що дають змогу виділяти слабке випромінювання. Хромосфера досить неоднорідна, і для спостерігача вона ніби довгасті витягнуті язички або зубчики — спікули — завдовжки близько 10 тис. км, що надають їй вигляду палаючої трави. Спікули викидаються з нижньої хромосфери зі швидкістю до 30 км/с; час їхнього життя — кілька хвилин. Одночасно на Сонці існує до 250 тис. спікул.

На краю сонячного диска добре видно протуберанці — гігантські арки або виступи, що ніби спираються на хромосферу. Зміна й форма протуберанців (мал. 4.6) тісно пов’язані з магнітним полем Сонця. Протуберанці виділяються на фоні корони, тому що мають більш високу густину й температуру близько 10 4 К. Швидкість руху речовини активних протуберанців сягає 200 км/с, а висота підйому — 40 радіусів Землі.

У хромосфері спостерігаються й швидко розвиваються потужні процеси — спалахи (мал. 4.7). Ці яскраві утворення існують від кількох хвилин до 3 годин. Зазвичай сонячні спалахи проходять поблизу груп сонячних плям, які швидко розвиваються та супроводжуються викидами речовини зі швидкістю до 100 тис. км/с.

Сонячна корона — найбільш розріджена й гаряча оболонка Сонця, що поширюється від нього на кілька сонячних радіусів і має температуру плазми до 1 млн градусів (мал. 4.8). Яскравість сонячної корони в мільйон разів менша, ніж фотосфери. Тому спостерігати сонячну корону можна під час повних сонячних затемнень або за допомогою спеціальних телескопів-коронографів. Високу температуру й розрідженість корони підтверджено спектральним аналізом, а також її радіо- і рентгенівським випромінюванням.

Маса, радіус, кількість енергії, випромінюваної Сонцем, залишаються практично сталими, але на всіх рівнях сонячної атмосфери спостерігаються структурні утворення, що змінюють свої фізичні параметри в часі. Сукупність нестаціонарних процесів, що періодично виникають у сонячній атмосфері, називають сонячною активністю. Проявом сонячної активності є плями, факели у фотосфері, протуберанці, спалахи й викиди речовини в атмосфері й короні. Місця, де вони виникають, називають активними областями (мал. 4.9).

У середині XIX ст. швейцарський астроном Рудольф Вольф (1817-1893) запропонував характеризувати стан сонячної активності відносними числами плям (названих згодом числами Вольфа) W = 10g + f, де g — кількість груп плям; f — загальна кількість усіх плям, які є в цей момент на диску Сонця.

Сонячну активність характеризують також сумарна площа плям, потік радіовипромінювання в сантиметровому діапазоні хвиль тощо. На початку 11-річного циклу, після мінімуму W, плями з’являються досить далеко від сонячного екватора — на широтах близько 30°. Протягом циклу зона плям спускається до екватора до 15° у максимумі W і до 8° у наступному мінімумі. Далі на високих широтах 30° утворюються плями нового циклу. Ці закономірності стосуються й активних областей у цілому.

Не тільки поява плям, але й сонячна активність у цілому мають 11-річну циклічність (коливання циклів фактично проходить у межах від 7,5 до 16 років).

Електромагнітне випромінювання Сонця, максимум якого припадає на видиму частину спектра, не все проходить через земну атмосферу. Вона «прозора» тільки для видимого світла й частково ультрафіолетового та інфрачервоного випромінювань, а також для радіохвиль у порівняно вузькому діапазоні.

В ультрафіолетовому й рентгенівському діапазонах потужність сонячного випромінювання різко зменшується — у сотні тисяч разів порівняно з потужністю випромінювання в оптичному діапазоні. Але якщо в оптичному діапазоні Сонце є постійною зорею, то випромінювання в короткохвильовій області спектра залежить від сонячної активності, збільшуючись або зменшуючись у кілька разів протягом 11-річного сонячного циклу. Сильно зростає потік короткохвильового випромінювання під час хромосферних спалахів. З нижніх шарів хромосфери виходить ультрафіолетове випромінювання, максимальна інтенсивність якого може вдвічі перевищувати мінімальне значення в 11-річному циклі. Основне рентгенівське випромінювання виходить з корони Сонця.

Рентгенівське та ультрафіолетове випромінювання Сонця поглинається у верхніх шарах атмосфери Землі. Воно йонізує гази земної атмосфери. Йонізований шар верхньої атмосфери Землі називають йоносферою, яка повністю визначає поширення коротких радіохвиль між віддаленими пунктами земної поверхні. Під час сильних сплесків сонячного рентгенівського випромінювання через хромосферні спалахи порушується зв’язок на коротких радіохвилях.

Довгохвильове ультрафіолетове випромінювання Сонця здатне проникати на 30-35 км в атмосферу Землі. Там воно розділяє молекули Оксигену О₂ на дві складові — атоми. Вільні атоми, з’єднуючись з молекулами Оксигену, утворюють нову речовину — озон, кожна молекула якого складається з трьох атомів Оксигену.

Озоновий шар поглинає практично все ультрафіолетове випромінювання Сонця, залишаючи лише малу частину, що досягає поверхні Землі, і людина має можливість засмагати. Коли товщина озонового шару зменшується, сонячне ультрафіолетове випромінювання може зрости в 1,5-2 рази. Тоді це випромінювання стає дуже активним і може спричинити рак шкіри.

Потік розрідженої плазми, що радіально поширюється від Сонця вздовж ліній напруженості магнітного поля й заповнює собою міжпланетний простір, називають сонячним вітром. У його складові входять протони, електрони, а також α-частинки та в незначних кількостях ряд високойонізованих атомів Оксигену, Сіліціуму, Сульфуру, Феруму. Швидкість частинок сонячного вітру збільшується з віддаленням від Сонця. Поблизу Землі швидкість сонячного вітру сягає 450 км/с, а густина становить кілька частинок у кубічному сантиметрі.

Потік сонячної плазми не може перебороти протидію магнітного поля Землі й обтікає його. При цьому утворюється простір — магнітосфера (мал. 4.10). Магнітосфера має краплеподібну форму: 1) ударна хвиля; 2) перехідна зона; 3) магнітопауза; 4) магнітосфера; 5) північна пелюстка магнітного хвоста; 6) південна пелюстка магнітного хвоста; 7) плазмосфера. З боку Сонця магнітосфера стиснута тиском сонячного вітру. Межа магнітосфери повернена до Сонця й перебуває на відстані в середньому 10-12 радіусів Землі. З протилежного (нічного) боку магнітосфера витягнута подібно до хвоста комети й має довжину близько 6000 радіусів Землі. Зі зміною швидкості та густини частинок сонячного вітру змінюється і форма магнітосфери.

Сонячна активність впливає, у першу чергу, на зовнішні оболонки Землі — магнітосферу та йоносферу. Під час потужних сонячних спалахів частинки можуть розганятися до 100 000 км/с, тобто виникають космічні промені сонячного походження. Під їхнім впливом утворюється окис азоту NО, взаємодіючи з озоном, активно його руйнує за рахунок реакції NO + О₃ → NО₂ + O₂. Після потужних спалахів на Сонці спостерігається зниження вмісту озону в стратосфері над полярними шапками Землі.

За допомогою коронографів, установлених на космічних апаратах, реєструють грандіозні викиди речовини зі збудженої корони Сонця (мал. 4.11). Згусток відірваної корональної плазми несе всередині себе замкнуту петлю магнітного поля, що називають корональним викидом маси.

Зіткнення плазмової хмари з магнітосферою Землі спричиняє її сильне збудження. Вплив коронального викиду призводить до виникнення сильних магнітних бур та розігріву й прискорення плазми всередині магнітосфери. При цьому швидкі протони та електрони, зіштовхуючись із молекулами повітря на висоті 100-200 км, йонізують їх і змушують світитися. При подібній йонізації повітря на певній частоті починає світитися. У результаті йонізації на Землі, переважно в навколополярних широтах, спостерігаються полярні сяйва (мал. 4.12). За високої геомагнітної активності полярні сяйва з’являються на висоті 300-400 км.

Під час магнітної бурі змінюються електричні поля над поверхнею Землі. Це призводить до виникнення перевантажень у лініях електропередач (до кількох сотень ампер) та їхнього відключення й до наведення сильних струмів у трубах газо- і нафтопроводів та до виходу з ладу їхніх систем керування. Також наслідки магнітної бурі позначаються на бортових електронних системах космічних апаратів. Магнітні бурі спричиняють зміни тиску в тропосфері (нижньому шарі атмосфери Землі), у результаті чого розвиваються циклони.

Уперше ще в 1915 р. Олександр Чижевський (1987-1964) звернув увагу на те, що Сонце впливає на біологічні об’єкти та на здоров’я людини. Проаналізувавши історичні документи, учений дійшов висновку, що в минулому масові стихійні лиха, соціальні «вибухи» і спалахи епідемій припадали переважно на роки максимумів сонячної активності. На підставі цього вчений спробував передбачати деякі епідемії на 35 років уперед. Його прогнози збулися в сімох випадках з восьми.

Щоб усебічно досліджувати явища, що відбуваються на Сонці, учені проводять безперервні спостереження за Сонцем, які називають Службою Сонця. Служба Сонця — сукупність заходів у різних астрономічних обсерваторіях світу для систематичного вивчення всіх проявів сонячної активності.

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

• 1. З яких оболонок складається атмосфера Сонця?
• 2. Що таке фотосфера Сонця?
• 3. Які об’єкти характерні для фотосфери Сонця?
• 4. Чому сонячні плями темніші, ніж фотосфера?
• 5. Що розуміють під грануляцією?
• 6. Що розуміють під хромосферою та короною Сонця?
• 7. Які явища спостерігаються в хромосфері й короні Сонця?
• 8. Що таке сонячна активність і яка її циклічність? Які прояви сонячної активності спостерігаються в різних шарах атмосфери Сонця?
• 9. Що таке сонячний вітер? Як він виникає?
• 10. Які причини походження полярних сяйв?
• 11. Які причини й наслідки магнітних бур на Землі і який їхній вплив на живі організми?

Дослідіть з точки зору фізики причину виникнення полярних сяйв.

ЧИ ЗНАЄТЕ ВИ, ЩО.

• Чижевський є одним із засновників геліобіології. Ця наука, що виникла на стику фізики Сонця та біології, вивчає вплив циклічної активності Сонця на біологічні об’єкти, здоров’я людини й соціальні катаклізми.

• До коливань сонячної активності особливо чутлива нервова система людини. Встановлено, що число хворих різко збільшується в дні підвищеної сонячної активності. Сонячна активність впливає на людину через збурення магнітного поля Землі. Поява магнітної бурі погіршує вироблення мелатоніну в організмі, у корі надниркових залоз стимулюється вироблення величезної кількості кортизолу, який спричиняє стрес. Це явище провокує загальну слабкість організму, а також занепокоєння, тахікардію, звуження артеріальних судин і підвищення артеріального тиску.

• Якщо магнітна буря триває довгий період, це може призвести до збою біоритмів і спровокувати неврози та порушення гормонального фону.

• Навіть невеликі бурі можуть бути приводом для серйозного нездужання. Лікарі відзначають, що саме в період магнітних бур спостерігається підвищена кількість інсультів та інфарктів, частішають гіпертонічні кризи. Найпоширенішою реакцією на магнітні бурі є посилені головні болі, а також пришвидшення серцевого ритму. Найчастіше виникають і різні запаморочення, зниження активності та безсоння.

§ 17. ДОСЛІДЖЕННЯ ТІЛ СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ ТА ВСЕСВІТУ ЗА ДОПОМОГОЮ КОСМІЧНИХ АПАРАТІВ

1. Сучасні дослідження Всесвіту. Ще донедавно позаатмосферна астрономія була мрією багатьох учених-астрономів. Тепер вона перетворилася в розвинену галузь науки. Результати, отримані на космічних телескопах, без найменшого перебільшення перевернули багато наших уявлень про Всесвіт.

Величезний обсяг інформації про космос цілком залишається за межами земної атмосфери. Більша частина інфрачервоного й ультрафіолетового діапазону, а також рентгенівські й γ-промені космічного походження недоступні для спостережень з поверхні Землі. Для того щоб вивчати Всесвіт у цих променях, потрібно винести прилади для спостережень у відкритий космос.

Для успішної роботи космічної обсерваторії потрібні спільні зусилля різних фахівців. Космічні інженери готують телескопи до запуску, виводять їх на орбіту, стежать за забезпеченням енергією всіх приладів та їхнім нормальним функціонуванням. Кожен об’єкт можна спостерігати протягом кількох годин, тому особливо важливо втримувати орієнтацію супутника, що обертається навколо Землі, у тому самому напрямку, щоб вісь телескопа залишалася націленою строго на об’єкт.

Астрономи збирають заявки на проведення спостережень, відбирають з них найважливіші, готують програму спостережень, стежать за одержанням і обробкою результатів. Дані, отримані космічними телескопами, протягом деякого часу доступні лише авторам програми спостережень.

Потім вони надходять у комп’ютерні мережі, і будь-який астроном може використовувати їх для своїх досліджень через мережу Інтернет.

За часи дослідження космосу було проведено значну кількість наукових космічних місій, які зробили вагомий внесок у розвиток наших знань про Всесвіт. Зупинимося на кількох з них.

2. Космічні телескопи та обсерваторії. У 1946 р. американський астрофізик Лайман Спітцер (1914-1997) опублікував статтю «Астрономічні переваги позаземної обсерваторії» (англ. Astronomical advantages of anextra-terrestrial observatory). У статті зазначено дві головні переваги космічного телескопа: 1) його кутова роздільна здатність буде обмежена лише дифракцією, а не турбулентними потоками в атмосфері; 2) космічний телескоп міг би вести спостереження в інфрачервоному діапазоні, ультрафіолетовому, рентгенівському та γ-діапазоні, у яких випромінювання поглинається земною атмосферою.

У жовтні 1959 р. земляни вперше побачили зображення зворотного боку Місяця.

У 1962 р. Велика Британія запустила орбітальний телескоп «Аріель» для досліджень Сонця. У 1966 р. НАСА запустила в космос першу орбітальну обсерваторію ОАО-1 (англ. Orbiting Astronomical Observatory). Місія не мала успіху через відмову акумуляторів за 3 дні після старту. У 1968 р. було запущено ОАО-2, яка проводила спостереження ультрафіолетового випромінювання зір і галактик аж до 1972 р., перевищивши розрахунковий термін експлуатації.

У 1967 р. американська космічна обсерваторія OSO-3 виявила γ-випромінювання нашої Галактики, а в 1975-1982 рр. європейський супутник COS-B склав першу γ-променеву карту Чумацького Шляху. Протягом 70-80-х рр. XX ст. на навколоземній орбіті працювало кілька десятків штучних супутників Землі та орбітальних космічних станцій, що використовувалися для проведення астрономічних досліджень у різних спектральних діапазонах.

Місії ОАО та OSO продемонстрували можливості орбітальних телескопів. Тому НАСА в 70-90-х рр. XX ст. спроектувала та побудувала 4 великі космічні обсерваторії, кожна з яких досліджувала Всесвіт у певній частині спектра.

Вивчення інфрачервоного випромінювання в астрономії почалося з того, що за допомогою орбітального телескопа провели точні вимірювання температури поверхні й атмосфери планет Сонячної системи.

Так, в атмосферах Марса, Венери і Юпітера було виявлено вуглекислий газ. Інфрачервоні спостереження планет-гігантів дали змогу дізнатися про структуру їхніх атмосфер і виявити лід на супутниках.

Сенсаційним відкриттям інфрачервоної астрономії стала вода, виявлена в космосі у великій кількості. Вона присутня в газопилових туманностях, кометах і на малих планетах.

Першу інфрачервону обсерваторію було запущено в січні 1983 р. у рамках спільного американсько-європейського проекту IRAS. До складу комплексу IRAS входив телескоп-рефлектор з діаметром дзеркала 57 см (мал. 3.48).

У зв’язку з тим, що земна атмосфера сильно екранує ультрафіолетове випромінювання, його приймачі доводиться розміщувати на штучних супутниках Землі. Проведені в 1999 р. спостереження дали дуже цікаві наукові результати. Виявилося, що в нашій Галактиці широко поширені маси дуже нагрітого (до півмільйона градусів) міжзоряного газу, що перебуває на відстані від 5 до 10 тис. світлових років від центральної площини Чумацького Шляху. Цей газ нагрівається надзвичайно швидко у результаті спалахів наднових зір.

Мал. 3.48. Інфрачервона обсерваторія IRAS

Мал. 3.49. Обсерваторія «Чандра»

Другою великою космічною обсерваторією стала обсерваторія ім. Комптона, названа на честь Нобелівського лауреата з фізики Артура Комптона (1892-1962).

Запустили її 5 квітня 1991 р. на борту космічного човна «Атлантіс». За її допомогою вперше проводився огляд всього неба в γ-променях, а також спостереження Сонця, квазарів, пульсарів, наднових зір, чорних дір. За десять років роботи обсерваторія виявила понад 400 джерел космічного γ-випромінювання, у 10 разів більше ніж було відомо до її запуску. Вона також зареєструвала понад 2,5 тис. γ-спалахів, тоді як раніше було зафіксовано тільки близько 300.

Джерелами γ-випромінювання є спалахи на Сонці, ядра активних галактик, квазари. За допомогою рентгенівських космічних обсерваторій досліджуються наднові зорі, туманності, нейтронні зорі, сонячна корона й спалахи на Сонці.

Третю велику космічну обсерваторію для дослідження Всесвіту в рентгенівському діапазоні було виведено на орбіту в 1999 р. Інформація, отримана цією орбітальною обсерваторією, свідчить, що у Всесвіті існує не менше як 300 млн чорних дір. Обсерваторія «Чандра» (мал. 3.49) уперше зафіксувала процес руйнування звичайної зорі, яка дуже близько підійшла до чорної діри. А в 2004 р. вона уперше зареєструвала потужні рентгенівські джерела, які можуть бути чорними дірами нового типу з масою кілька сотень сонячних мас.

3. Дослідження досягнень орбітального телескопа «Кеплер». Орбітальний телескоп «Кеплер» (англ. Kepler) – космічний телескоп НАСА (мал. 3.50), призначений для пошуків екзопланет і названий на честь Йоганна Кеплера.

Телескоп було запущено 7 березня 2009 р. з космодрому на мисі Канаверал у штаті Флорида. Місія «Кеплера» планувалася на 3,5 року. Весь цей час він мав спостерігати близько 100 тис. схожих на Сонце зір, навколо яких можуть обертатися екзопланети. Апарат шукає планети, що розміщені поза Сонячною системою, за допомогою транзитного методу. (Коли планета проходить на фоні диска своєї зорі, вона закриває від спостерігача частину її випромінювання. Аналізуючи коливання яскравості світил, астрономи можуть не тільки знаходити планети, але й приблизно оцінювати їхній розмір.) «Кеплер» обертається навколо Сонця орбітою радіусом близько 1 а. о. Фактично повторює шлях нашої планети, що обертається навколо Сонця.

На момент запуску астрономи виявили близько 350 екзопланет, а станом на 22 грудня 2011 р. – уже 716 екзопланет у 584 планетних системах. Більшість з них – газові гіганти на зразок Юпітера. На таких планетах не можуть розвиватися організми земного типу, а саме заселеність екзопланет найбільше цікавить учених. «Кеплер» зможе знаходити планети, придатні для життя і меншого розміру.

Мал. 3.50. Орбітальний телескоп «Кеплер»

Едвін Габбл

Мал. 3.51. Телескоп «Габбл»

Так, станом на 20 січня 2015 р. встановлено існування 1900 екзопланет у 1202 планетних системах, у 480 з яких більше ніж одна планета. Екзопланетний архів НАСА визнає відкритими 1795 позасонцевих планет. За проектом «Кеплер», нині є 4175 небесних тіл, що є потенційними екзопланетами, але для офіційного підтвердження їхнього статусу потрібна повторна реєстрація наземними телескопами (за статистикою, це стається в 90 % випадків).

Оптика космічного телескопа (мал. 3.51) Едвіна Габбла (1889-1953) наближається до ідеальної оптичної системи. Поза атмосферою дзеркало цього телескопа діаметром 2,4 м дає змогу досягти роздільної здатності 0,06″.

Загальна кількість екзопланет у нашій галактиці може сягати сотень мільярдів, якщо не рахувати «планети-сироти», яких у Чумацькому Шляху вірогідно існує до трильйона (їх зазвичай рахують окремо, а знаходять за допомогою обчислення, подібно до того, як відкрили субкоричневий карлик WISE 0855-0714). Звичайних орбітальних планет, – імовірно, від 100 мільярдів, з них – від 5 до 20 мільярдів, імовірно, «землеподібних». Також, за поточним оцінюванням, 22 % сонцеподібних зір мають на своїх орбітах схожі на Землю планети, що перебувають у придатних для життя зонах.

4. Космічні дослідження поверхні Місяця. 16 липня 1969 р. американці на космічному кораблі «Аполлон-11» з екіпажем у складі трьох астронавтів – командир Нейл Армстронг, пілот місячного модуля Едвін Олдрін і пілот командного модуля Майкл Коллінз – уперше висадилися безпосередньо на поверхню Місяця.

Армстронг спустився на поверхню Місяця 21 липня 1969 р. о 2 год 56 хв 20 с за Гринвічем. Ступивши на Місяць, він вимовив: «Це один маленький крок для людини, але гігантський стрибок для всього людства». Камера, встановлена зовні модуля, транслювала вихід Армстронга на поверхню Місяця. А через 15 хв на Місяць ступив й Олдрін, який відразу став випробовувати різні способи пересування поверхнею. Астронавти зібрали потрібну кількість матеріалів, розмістили прилади і встановили телевізійну камеру. Астронавти, перебуваючи на Місяці, могли бачити на небі нашу Землю (мал. 3.52). Американські космічні кораблі серії «Аполлон» протягом наступних трьох років 6 разів доставляли в різні місця Місяця експедиції (12 астронавтів досліджували місця посадок, вони зібрали понад 360 кг місячних зразків). Місячні породи доставляли і радянські автоматичні станції «Луна».

Першим механізмом на Місяці став радянський «Луноход-1» (мал. 3.53). Його запустили в 1970 р., керували по радіо із Землі. Він став першим штучним об’єктом, що пересувався Місяцем. Замість запланованих 90 днів «Луноход-1» пропрацював майже рік і подолав 10,5 км. Місце, де він остаточно зупинився, довго було невідоме. Тільки в 2005 р. «Луноход-1» «знайшовся» на фото, зроблених орбітальним місячним апаратом НАСА.

Мал. 3.52. Земля – вигляд з поверхні Місяця

Мал. 3.53. «Луноход-1»

Мал. 3.54. Китайський апарат «Чан’е-4» на поверхні Місяця

На початку XXI ст. програми дослідження Місяця активізувалися. Про свої плани створити орбітальну навколомісячну станцію оголосило кілька країн, зокрема США, Китай, Індія, Росія, Японія. Міжнародний космічний консорціум планував зробити це до 2010 р.

У 2019 р. 3 січня китайський апарат «Чан’е-4» (мал. 3.54) здійснив м’яку посадку на зворотному боці Місяця. Це перший апарат, який опустився на невивчений і невидимий із Землі бік Місяця. Посадку було здійснено в басейні Ейткена в районі Південного полюса Місяця. Апарат передав на Землю фото поверхні та почав наукове дослідження нашого природного супутника. На борту апарата будуть проводитися досліди з вирощування організмів в умовах малої сили тяжіння.

Компанія Space X планує відправити урочисту місію навколо нашого природного супутника, а НАСА розробляє Exploration Mission 1. Планується відправити на Місяць пілотовану експедицію Exploration Mission 2 і розпочати будівництво місячної бази, яка буде не лише освоювати Місяць, але і полегшуватиме польоти на Марс та інші планети Сонячної системи.

5. Космічна місія «Розетта». Космічний апарат «Розетта» стартував 2 березня 2004 р. з космодрому Куру (Французька Гвіана) у напрямку до ядра комети Чурюмова-Герасименко. Комету названо на честь її відкривачів – українських науковців Клима Чурюмова та Світлани Герасименко (мал. 3.55).

Комета 67Р/Чурюмова-Герасименко є короткоперіодичною кометою, яка має період обертання приблизно 6 років і 7 місяців. З моменту відкриття комети вона поверталася до Землі вже 7 разів. Перед її сьомою появою поблизу Сонця до комети було відправлено космічний апарат «Розетта».

У травні 2014 р. «Розетта» зменшила свою швидкість відносно ядра комети до 2 м/с і наблизилася до нього на відстань 25 км. Усі прилади «Розетти» увімкнулися на повну готовність та почали систематичні дослідження ядра й навколоядерної області комети (мал. 3.56).

У листопаді 2014 р. було проведено найскладніший і найголовніший етап цієї місії – відділення від орбітального модуля зонда «Філи» і посадка його на одну з 5 обраних для цієї мети безпечних площадок на ядрі комети. «Філи» – це унікальний науковий контейнер масою близько 21 кг. На ньому встановлено 10 приладів, у тому числі спектрометр α-променів, протонів і рентгенівських променів для дослідження елементного складу кометної речовини.

Мал. 3.55. Клим Чурюмов та Світлана Герасименко (1975 р.)

Мал. 3.56. Космічна лабораторія «Розетта» біля комети Чурюмова-Герасименко

Мал. 3.57. Перші фото комети Чурюмова-Герасименко

Операція з висадження «Філи» відбулася на відстані понад 500 млн км від Землі. Таким чином, 12 листопада о 18 год 02 хв за київським часом уперше в історії людства штучний зонд після 10 років космічних подорожей здійснив м’яку посадку на поверхню комети.

Протягом своєї місії «Розетта» ніколи не наближалася до комети ближче ніж на 1,9 км. Під час зниження апарата на «довічне паркування» науковці отримали від «Розетти» детальні фото небесного тіла (мал. 3.57) та дійшли важливих наукових висновків з отриманих даних лабораторії «Філи». Космічна місія була першою в історії «зустріччю» з кометою.

6. Дослідження поверхні Марса. 6 серпня 2012 р. американський марсохід Curiosity сів на Марсі (мал. 3.58). Зовнішня поверхня марсохода має наукову лабораторію, оснащену приладами, які проводять аналіз зразків марсіанського ґрунту.

Головною метою цієї експедиції була спроба з’ясувати, чи існували будь-коли на поверхні Марса умови для зародження життя.

Завдовжки американський дослідницький апарат трохи менший ніж 3 м, а його вага – 900 кг. Пересувна марсіанська лабораторія забезпечена трьома парами коліс, і кожне з них приводиться в рух індивідуальною силовою установкою.

Марсохід може долати перешкоду заввишки до 75 см, а також робити на місці розворот на 360°, фотографуючи поверхню планети. Досліджувати планету можна через мережу Інтернет за адресою доступу: http://mars.nasa.gov/multimedia/interactives/billionpixel/.

26 листопада 2018 р. космічний апарат InSight американського космічного агентства НАСА здійснив успішну посадку на поверхню планети Марс (мал. 3.59). Він стартував з Каліфорнії в травні і за півроку пролетів 548 млн км. Його оснащено інструментами для вимірювання температури під поверхнею планети і вивчення її сейсмічної активності. Апарат увійшов в атмосферу Марса на швидкості 19 795 км/год, після чого розмістився в середині нагір’я Елізіум неподалік від екватора.

Мал. 3.58. Марсохід Curiosity і поверхня Марса

Мал. 3.59. Космічний апарат InSight та фото Марса

InSight проведе на Марсі 24 місяці, тобто приблизно 1 марсіанський рік. За цей час апарат проведе дослідження, які дадуть змогу відповісти на питання про походження Марса, а також й інших скельних планет внутрішньої Сонячної системи, у тому числі й Землі.

ЧИ ЗНАЄТЕ ВИ, ЩО.

• Астрономи-любителі можуть шукати нові екзопланети на сайті http://www.planethunters.org/. Через мережу Інтернет є можливість переглянути дані, отримані з космічного телескопа «Кеплер», що аналізують по фото зміну яскравості «світних точок», за якими визначають наявність екзопланет біля віддалених зір.

• На навколоземні орбіти ШСЗ виводять нові унікальні ультрафіолетові, інфрачервоні й оптичні телескопи. Поступово збільшуються діаметри їхніх головних дзеркал, удосконалюється світлоприймальна апаратура, підвищується чутливість приладів, розробляються нові методи стабілізації телескопів на орбіті. Наступним кроком позаатмосферної астрономії може стати реалізація проектів побудови космічних телескопів діаметром до 8 м і більше, а також створення астрономічних обсерваторій на Місяці, які будуть додавати нові «цеглинки» в космологічну картину Всесвіту.

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

• 1. Що розуміють під позаатмосферною астрономією?
• 2. Які орбітальні обсерваторії ви знаєте?
• 3. Що ви знаєте про космічну місію «Розетта»?
• 4. Що ви знаєте про американський марсохід Curiosity та його знахідки на Марсі?
• 5. Назвіть основні астрономічні сайти та портали мережі Інтернет, через які можна дізнаватися про останні наукові космічні дослідження та відкриття.

§ 8. ВИЗНАЧЕННЯ РОЗМІРІВ, МАС НЕБЕСНИХ ТІЛ І ВІДСТАНЕЙ ДО НИХ У СОНЯЧНІЙ СИСТЕМІ

1. Визначення розмірів Землі. Кулястість Землі дає змогу визначити її розміри способом, що вперше застосував грецький учений Ератосфен, ідея якого полягає в такому. На одному географічному меридіані земної кулі виберемо дві точки О₁ і О₂ (мал. 1.27). Позначимо довжину дуги меридіана О₁О₂ через l, а її кутове значення через n (у градусах). Тоді

Довжина дуги меридіана між обраними на земній поверхні точками О₁ і О₂ у градусах дорівнює різниці географічних широт цих точок, тобто

Для визначення n Ератосфен використав ту обставину, що міста Сієна й Александрія лежать на одному меридіані і відстань між ними відома. За допомогою простого приладу, що вчений назвав скафісом, було встановлено: якщо в Сієні опівдні в день літнього сонцестояння Сонце освітлює дно глибоких колодязів (перебуває в зеніті), то в цей самий час в Александры Сонце міститься від вертикалі на 1/50 частину кола (7,2°). Отже, визначивши довжину дуги l і кут n, Ератосфен підрахував, що довжина земного кола становить 252 тис. стадіїв (стадій ≈ 180 м). З огляду на точність вимірювальних приладів того часу й ненадійність початкових даних, результат вимірювання був досить задовільним (дійсна середня довжина меридіана Землі дорівнює 40 008 км).

Мал. 1.27. Вимірювання радіуса Землі

Точне вимірювання відстані l між точками О₁ і О₂ (мал. 1.27) ускладнене через природні перешкоди (гори, річки, ліси тощо). Тому довжина дуги l визначається шляхом обчислень, що вимагають вимірювання тільки порівняно невеликої відстані – базису і ряду кутів. Цей метод, розроблений у геодезії, називають тріангуляцією (від лат. triangulum – «трикутник»).

Суть цього методу така. По обидва боки дуги О₁О₂, довжину якої потрібно визначити, вибирають кілька точок А, В, С, . на відстанях до 50 км так, щоб з кожної точки було видно щонайменше дві інші.

В усіх точках встановлюються геодезичні сигнали у вигляді вишок пірамідальної форми (мал. 1.28, а) заввишки від 6 до 55 м, залежно від умов місцевості. У верхній частині кожної вишки є майданчик для розміщення спостерігача й установки кутомірного інструмента – теодоліта (мал. 1.28, б). Відстань між будь-якими двома сусідніми точками вибирається на зовсім рівній поверхні й приймається за базис тріангуляційної мережі. Довжину базису дуже ретельно вимірюють спеціальними мірними стрічками.

Виміряні кути в трикутниках і довжина базису дають змогу за допомогою тригонометричних рівнянь обчислити сторони трикутників, а за ними й довжину дуги О₁О₂ з урахуванням її кривизни.

Важливе значення для розвитку геодезії мала пропозиція голландського вченого Снелліуса (15801626) використовувати як метод передачі координат тріангуляцію. У 1615-1617 рр. Снелліус виконав у Голландії градусний вимір по дузі меридіана, що складається з 33 трикутників і має протяжність близько 130 км.

З 1816 по 1855 р. під керівництвом астронома і геодезиста Василя Струве (1793-1864) було виміряно дугу меридіана завдовжки 2800 км. У 30-х рр. XX ст. високоточні градусні вимірювання було проведено під керівництвом професора Феодосія Красовського (1871-1948). Довжина базису в той час вибиралася невеликою: від 6 до 10 км. Пізніше завдяки використанню світло- і радіолокації довжина базису була збільшена до 30 км. Точність вимірювання дуги меридіана збільшилася до 2 мм на кожні 10 км довжини.

Тріангуляційні вимірювання показали, що довжина дуги 1° меридіана неоднакова на різних широтах: біля екватора вона дорівнює 110,6 км, а біля полюсів – 111,7 км, тобто збільшується до полюсів.

Дійсна форма Землі не може бути представлена жодним з відомих геометричних тіл. Тому в геодезії і гравіметрії форму Землі вважають геоїдом, тобто тілом з поверхнею, близькою до поверхні спокійного океану й продовженою під материками.

Мал. 1.28. Тріангуляційна вишка та теодоліт

У наш час створено тріангуляційні мережі з електронною радіолокаційною апаратурою, встановленою на наземних пунктах та з відбивачами на геодезичних штучних супутниках Землі, що дає змогу точно обчислювати відстані між пунктами. Цей напрям є найпоширенішим і наймасовішим в геодезії. Він доступний через мережу Інтернет. Супутникові приймачі вже сьогодні широко застосовуються в багатьох геодезичних підрозділах України для оновлення геодезичних мереж, прив’язки аерофотознімків, топографічних і кадастрових зйомок та інших видів робіт.

2. Визначення відстаней методом горизонтального паралаксу. Середню відстань від усіх планет до Сонця в астрономічних одиницях можна обчислити, використовуючи третій закон Кеплера. Визначивши середню відстань від Землі до Сонця (тобто значення 1 а. о.) в кілометрах, можна знайти в цих одиницях відстані до всіх планет Сонячної системи.

Із 40-х рр. XX ст. минулого століття радіотехніка дала змогу визначати відстані до небесних тіл за допомогою радіолокації, про яку ви знаєте з курсу фізики. Класичним способом визначення відстаней був і залишається кутомірний геометричний спосіб. Ним визначають відстані й до далеких зір, до яких метод радіолокації застосувати не можливо. Геометричний спосіб ґрунтується на явищі паралактичного зміщення.

Удаване зміщення світила, обумовлене переміщенням спостерігача, називають паралактичним зміщенням, або паралаксом світила.

Визначення відстаней до тіл Сонячної системи ґрунтується на вимірюванні їхніх горизонтальних паралаксів.

Кут р, під яким зі світила видно радіус Землі, перпендикулярний до променя зору, називають горизонтальним паралаксом (мал. 1.29).

Мал. 1.29. Горизонтальний паралакс світила

3. Радіолокаційний метод. Для визначення відстаней до тіл Сонячної системи використовують найбільш точні методи вимірювання — радіолокаційні вимірювання. Вимірявши час t, потрібний для того, щоб радіолокаційний імпульс досяг небесного тіла, відбився і повернувся на Землю, визначають відстань D до цього тіла за формулою

де c – швидкість світла, наближено дорівнює 3 • 10 8 м/с (точніше 299 792 458 м/с).

За допомогою радіолокації визначено найбільш точні значення відстаней до тіл Сонячної системи, уточнено відстані між материками Землі, більш точно визначено астрономічну одиницю (1 а. о. = 149 597 870 км).

Методи лазерної локації (наприклад, спеціальні кутові відбивачі, доставлені на Місяць) дали змогу виміряти відстань від Землі до Місяця з точністю до кількох сантиметрів.

4. Визначення розмірів тіл Сонячної системи. Під час спостереження небесних тіл Сонячної системи можна виміряти кут, під яким їх видно спостерігачеві із Землі. Знаючи кутовий радіус світила р (мал. 1.30) і відстань D до світила, можна обчислити лінійний радіус R цього світила за формулою: R = D sin p.

Мал. 1.30. Визначення лінійних розмірів тіл Сонячної системи

Визначити розміри небесних тіл таким способом можна тільки тоді, коли видно їхні диски.

5. Визначення маси Землі. Однією з найважливіших характеристик небесного тіла є його маса. Закон всесвітнього тяжіння дає змогу визначати масу небесних тіл, у тому числі й масу Землі.

На тіло масою m, що перебуває поблизу поверхні Землі, діє сила тяжіння F = mg, де g – прискорення вільного падіння.

Якщо тіло рухається тільки під дією сили тяжіння, то, використовуючи закон всесвітнього тяжіння, прискорення вільного падіння дорівнює:

Середню густину Землі можна визначити, знаючи її масу й об’єм. Середня густина буде дорівнювати 5,5 • 10 3 кг/м 3 . Однак густина Землі не є сталою величиною – з глибиною вона збільшується.

6. Визначення мас небесних тіл. Маси небесних тіл можна визначити різними способами: 1. Шляхом вимірювання сили тяжіння на поверхні даного небесного тіла (гравіметричний спосіб). 2. За третім узагальненим законом Кеплера.

Перший спосіб для Землі ми розглянули вище. Перш ніж розглядати другий спосіб, перевіримо виконання третього закону Кеплера для випадку колового руху планети зі швидкістю v_K.

Нехай тіло масою т рухається з лінійною швидкістю v_K навколо тіла М (m K (мал. 1.31). Це можливо, якщо рух

Мал. 1.31. Коловий рух тіл

лювати так: відношення куба великої півосі орбіти тіла до квадрата періоду його обертання та маси центрального тіла є величина стала.

Якщо масою m меншого тіла не можна знехтувати порівняно з масою M центрального тіла, то в третій закон Кеплера, як показав Ньютон, замість маси М увійде сума мас (M + m), і останнє співвідношення запишеться у вигляді:

Узагальнивши це рівняння для двох небесних тіл масами М₁ і М₂, одержимо:

тобто квадрати сидеричних періодів супутників (T₁ 2 і Т₂ 2 ), помножені на суму мас головного тіла й супутника (М₁ + m₁ і М₂ + m₂), відносяться як куби великих півосей орбіт супутників (a₁ 3 і a₂ 3 ).

На основі уточненого Ньютоном третього закону Кеплера можна обчислити другим способом маси планет, що мають супутники, а також обчислити масу Сонця. Третій закон Кеплера також можна використовувати для визначення мас подвійних зір.

Маси планет, що не мають супутників, можуть бути визначені за збуреннями, які вони породжують у русі Землі, Марса, астероїдів, комет, а також за їхніми взаємними збуреннями.

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

• 1. Як грецький учений Ератосфен визначив розміри Землі?
• 2. Перелічіть способи визначення відстаней до тіл Сонячної системи, які ви знаєте.
• 3. Як визначають довжину дуги меридіана тріангуляційним методом?
• 4. Що розуміють під горизонтальним паралаксом? Як визначити відстань до світила, знаючи його горизонтальний паралакс?
• 5. Що таке астрономічна одиниця?
• 6. У чому полягає радіолокаційний метод визначення відстаней до небесних тіл?
• 7. Як Ньютон узагальнив закони Кеплера?
• 8. Як залежить період обертання супутників від мас планет? Як можна розрахувати масу Землі, Сонця?