Реферат на тему:

“Природа Сонця. Планети.

Малі тіла Сонячної системи”

План

Природа Сонця.

Планети.

Малі тіла Сонячної системи

1. ПРИРОДА СОНЦЯ

Сонце — центральне і наймасивніше тіло Сонячної системи. Його маса в 333
000 раз більша за масу Землі й у 750 раз перевищує масу всіх інших
планет, разом узятих. Сонце — могутнє джерело енергії, яку воно постійно
випромінює в усіх ділянках спектра електромагнітних хвиль — від
рентгенівських і ультрафіолетових променів до радіохвиль. Це
випромінювання дуже впливає на всі тіла Сонячної системи: нагріває їх,
позначається на атмосферах планет, дає світло й тепло, необхідні для
життя на Землі.

Водночас Сонце — найближча до нас зоря, в якої на відміну від усіх інших
зір можна спостерігати диск і за допомогою телескопа вивчати на ньому
невеликі деталі, розміром навіть до кількох сотень кілометрів. Це типова
зоря, тому її вивчення допомагає зрозуміти природу зір взагалі.

Видимий кутовий діаметр Сонця змінюється не на багато через еліптичність
орбіти Землі. У середньому він становить близько 32′ або 1/107 радіана,
тобто діаметр Сонця дорівнює 1/107 а.о., або приблизно 1 400 000 км, що
в 109 раз перевищує діаметр Землі.

На поверхню площею 1 м2, перпендикулярну до сонячних променів за межами
земної атмосфери, припадає 1,36 кВт променистої енергії Сонця.
Помноживши це число на площу поверхні кулі, радіус якої дорівнює
відстані від Землі до Сонця, дістанемо потужність повного випромінювання
Сонця (його світність), що становить близько 4 • 1023кВт. Так випромінює
тіло сонячних розмірів, нагріте до температури близько 6000 К (ефективна
температура Сонця). Земля дістає від Сонця приблизно 1/2000000000
частину випромінюваної ним енергії.

Як і всі зорі, Сонце — розжарена газова куля. В основному воно
складається з водню з домішками 10 % (за кількістю атомів) гелію.
Кількість атомів усіх разом узятих інших елементів приблизно в 1000 раз
менша. Однак маса цих важчих елементів становить 1 — 2 % маси Сонця.

На Сонці речовина дуже іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні
електрони й разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу —
плазми.

Середня густина сонячної речовини g ( 1400 кг/м3. Це значення сумірне з
густиною води і в тисячу раз більше від густини повітря біля поверхні
Землі. Однак у зовнішніх шарах Сонця густина в мільйони разів менша, а в
центрі — у 100 раз більша, ніж середня густина.

Під дією сил гравітаційного притягання, спрямованих до центра Сонця, в
його надрах створюється величезний тиск.

Коли б речовина всередині Сонця була розподілена рівномірно й густина
скрізь дорівнювала середній, то внутрішній тиск було б легко обчислити.
Зробимо приблизно такий розрахунок для глибини, що дорівнює 1/2 R( .

Силу тяжіння F = mg на цій глибині визначатимемо масою речовини, що
міститься в радіальному стовпчику заввишки 1/2 R( , площа якого S, а
також значенням g на поверхні сфери радіуса 1/2 R( . Маса сонячної
речовини, що міститься в цьому стовпчику, дорівнює

Мал. Сонце з плямами і протуберанцями

а гравітаційне прискорення на відстані 1/2 R( від центра «однорідного»
Сонця за законом всесвітнього тяжіння становитиме:

оскільки об’єм згаданої сфери становить 1/8 всього об’єму Сонця і при
сталій густині в ньому міститься 1/8 M(. Тому тиск

Звідси маємо: р = 6,6 • 1013Па, тобто тиск у мільярд разів більший за
атмосферний тиск.

За газовими законами тиск пропорційний температурі й густині. Це дає
можливість визначити температуру в надрах Сонця.

Точні обчислення, які враховують зростання густини й температури до
центра, показують, що в центрі Сонця густина газу становить близько 1,5
• 105 кг/м3 (у 13 раз більша, ніж у свинцю!), тиск — близько 2 • 1018
Па, а температура — близько 15000 000 К.

При такій температурі ядра атомів водню (протони) мають дуже великі
швидкості (сотні кілометрів за секунду) і можуть стикатися одне з одним,
незважаючи на дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення
завершуються ядерними реакціями, в результаті яких з водню утворюється
гелій і виділяється велика кількість тепла. Ці реакції є джерелом
енергії Сонця на сучасному етапі його еволюції. Внаслідок цього
кількість гелію в центральній частині світила поступово збільшується, а
водню — зменшується.

Потік енергії, що виникає в надрах Сонця, передається в зовнішні шари й
розподіляється на дедалі більшу площу. Внаслідок цього температура
сонячних газів спадає з віддаленням від центра. Залежно від значення
температури й характеру процесів, що нею визначаються, все Сонце можна
умовно поділити на 4 частини (мал. 67):

1) внутрішня, центральна частина (ядро), де тиск і температура
забезпечують перебіг ядерних реакцій; вона пролягає від центра на
відстань приблизно 1/3 /?©;/

2) «промениста» зона (відстань від 1/3 до 2/3 /?0), в якій енергія
передається назовні від шару до шару внаслідок послідовного вбирання і
випромінювання квантів електромагнітної енергії;

3) конвективна зона — від верхньої частини «променистої» зони майже до
самої видимої межі Сонця. Тут температура швидко зменшується з
наближенням до видимої межі світила, внаслідок чого відбувається
перемішування речовини (конвекція), подібне до кипіння рідини в
посудині, яка підігрівається знизу;

4) атмосфера, що починається відразу за конвективною зоною і
простягається далеко за межі видимого диска Сонця. Нижній шар атмосфери
містить тонкий шар газів, який ми сприймаємо як поверхню Сонця. Верхніх
шарів атмосфери безпосередньо не видно, їх можна спостерігати або під
час повних сонячних затемнень, або за допомогою спеціальних приладів.

Сонячну атмосферу також можна умовно поділити на кілька шарів (див»,
мал.).

Найглибший шар атмосфери, товщиною 200 — 300 км, називається фотосферою
(сфера світла). З нього виходить’майже вся та енергія Сонця, яка
спостерігається у видимій частині спектра.

У фотосфері, як і в глибших шарах Сонця, температура знижується з
віддаленням від центра, змінюючись приблизно від 8000 до 4000 К:
зовнішні шари фотосфери дуже охолоджуют-ься внаслідок випромінювання з
них у міжпланетний простір.

На фотографіях фотосфери (мал. 68) добре помітна її тонка структура у
вигляді яскравих «зерняток» — гра н у л розміром у середньому близько
1000 км, розділених вузькими темними проміжками. Ця структура
називається грануляцією. Вона є результатом руху газів, шо відбувається
в розміщеній під Ьотосферою конвективній зоні Сонця.

Зниженню температури в зовнішніх шарах фотосфери в спектрі видимого
випромінювання Сонця, яке майже цілком виникає у фотосфері, відповідають
темні лінії поглинання. Вони називаються фраунгоферовими на честь
німецького оптика Й. Фраунгофера (1787—1826), який уперше в 1814 р.
замалював кілька сотень таких ліній. З тієї самої причини (зниження
температури від центра Сонця) сонячний диск ближче до краю
здається темнішим.

У найвищих шарах фотосфери температура досягає близько 4000 К. При такій
температурі й густині 10~3—10~4 кг/м3 водень стає практично нейтральним.
Іонізовано тільки близько 0,01 % атомів, які належать здебільшого
металам. Однак вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація
знову починають підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко.
Частина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура і послідовно
іонізуються водень, гелій та інші елементи, називається хромосферою, її
температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів. У вигляді
блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска
Місяця в нечасті моменти повних сонячних затемнень. Вище від хромосфери
температура сонячних газів досягає 106 — 2-Ю6 К і далі протягом багатьох
радіусів Сонця майже не змінюється. Ця розріджена й гаряча оболонка
називається сонячною короною. У вигляді променистого перлового сяйва її
можна спостерігати під час повної фази затемнення Сонця, тоді вона являє
собою надзвичайно гарне видовище. «Випаровуючись» у міжпланетний
простір, газ корони утворює потік гарячої розрідженої плазми, що
постійно тече від Сонця й називається сонячним вітром.

Найкраще хромосферу й корону спостерігати із супутників та орбітальних
космічних станцій в ультрафіолетових і рентгенівських променях.

Часом у деяких ділянках фотосфери темні проміжки між гранулами
збільшуються, утворюються невеликі круглі пори, деякі з них розвиваються
у великі темні плями, оточені напівтінню, що складається з довгастих,
радіальне витягнутих фотосферних гранул.

Спостерігаючи сонячні плями в телескоп, Галілей помітив, що вони
переміщуються по видимому диску Сонця. На цій підставі він зробив
висновок, що Сонце обертається навколо своєї осі. Кутова швидкість
обертання світила зменшується від екватора до полюсів, точки на екваторі
здійснюють повний оберт за 25 діб, а поблизу полюсів зоряний період
обертання Сонця збільшується до 30 діб. Земля рухається по своїй орбіті
в тому самому напрямі, в якому обертається Сонце. Тому відносно земного
спостерігача період його обертання більший і пляма в центрі сонячного
диска знову пройде через центральний меридіан Сонця через 27 діб.

Плями — нестійкі утворення. Кількість і форма їх на Сонці весь час
змінюються. Звичайно сонячні плями з’являються групами.

Біля краю сонячного диска навколо плям видно світлі
утворення, які майже непомітні, коли плями близькі -до центра
сонячного диска. Ці утворення називаються факелами. Вони набагато
контрастніші і їх видно по всьому диску, якщо Сонце фотографувати не в
білому світлі, а в променях, що відповідають спектральним лініям водню,
іонізованого кальцію та деяких інших елементів. Такі фотографії
називаються с п е к т р о г е л і о г р а м а м й. За ними вивчають
структуру верхніх шарів сонячної атмосфери і найчастіше хромосфери.

Кількість активних ділянок і груп плям на Сонці періодично змінюється з
часом у середньому протягом приблизно 11 років. Це явище називається
циклом сонячної активності. На початку циклу плям майже немає, потім їх
кількість збільшується спочатку далеко від екватора, а потім дедалі
ближче до нього. Через кілька років настає максимум кількості плям, або,
як кажуть, максимум сонячної активності, а після нього — спад.

Головною особливістю плям, а також факелів є наявність м’агнітних полів.
У плямах індукція магнітного поля велика й досягає інколи 0,4 — 0,5 Тл,
у факелах магнітне поле слабше.

Як правило, у групі плям є дві особливо великі плями — одна на
західному, друга на східному боці групи, що мають протилежну магнітну
полярність подібно до двох полюсів підковоподібного магніту.

Магнітні поля відіграють дуже важливу роль у сонячній атмосфері, значно
впливаючи на рух плазми, її густину й температуру. Зокрема, збільшення
яскравості фотосфери у факелах і значне її зменшення (до 10 раз) в
області плям спричиняються відповідно посиленням конвективних рухів у
слабкому магнітному полі й великим їх послабленням при більшій індукції
магнітного поля.

Плями здаються чорними лише за контрастом з гарячішою і тому яскравішою
фотосферою. Температура плям становить близько 3700 К, тому в спектрі
плями є ему-, ги поглинання найпростіших двохатомних молекул: СО, ТіО,
СН, СN та ін., які в гарячішій фотосфері розпадаються на атоми.

Хромосфера над факелами яскравіша завдяки більшій температурі й густині.
Під час значних змін, які відбуваються в групах плям, у невеликій
ділянці інколи виникають хромосферні спалахи: раптово, за якихось 10—15
хв, яскравість хромосфери дуже збільшується, викидаються згустки газу,
прискорюються потоки гарячої плазми. Інколи деякі заряджені частинки
прискорюються до дуже великих значень енергії. Потужність сонячного
радіовипромінювання при цьому звичайно збільшується в мільйони раз
(сплески радіовипромінювання). У короні спостерігаються ще грандіозніші
за розмірами активні утворення — протуберанці. Це надзвичайно
різноманітні за формою і характером свого руху хмари густіших газів
порівняно з речовиною корони. Форма протуберанців та їхній рух пов’язані
з магнітними полями, що проникають з фотосфери в корону.

Сонце дуже впливає на явища, які відбуваються на Землі. Його
короткохвильове випромінювання зумовлює важливі фізико-хімічні процеси у
верхніх шарах атмосфери. Видимі й інфрачервоні промені є основними
«постачальниками» тепла для Землі. У різних країнах світу, в тому числі
й у нас, ведуться роботи щодо ширшого використання сонячної енергії для
господарських і промислових цілей (вироблення електроенергії, опалення
будинків та ін.). У майбутньому використання енергії прямого сонячного
випромінювання неминуче зросте.

Сонце не лише освітлює й зігріває Землю. Вияви сонячної активності
супроводяться цілим рядом геофізичних явищ. Потоки заряджених
частинок, прискорені під час спалахів, впливають на магнітне поле
Землі й спричиняють магнітні бурі, які сприяють проникненню
заряджених частинок у нижчі шари атмосфери, від чого й
виникають полярні сяйва. Короткохвильове випромінювання Сонця посилює
іонізацію верхніх шарів земної атмосфери (іоносфери), що дуже
впливає на умови поширення радіохвиль, іноді порушуючи
радіозв’язок. Виявилося, що активні процеси на Сонці, впливаючи на
атмосферу й магнітне поле Землі, опосередковано діють і на
складні процеси органічного світу — як тваринного, так і
рослинного. Ці впливи та їх механізм у наш час досліджують учені.

2. ПЛАНЕТИ

Планети земної групи — Меркурій, Венера, Земля і Марс — відрізняються
від планет-гігантів тим, що мають менші розміри, меншу масу, більшу
густину, повільніше обертаються, у них більш розріджені атмосфери, мала
кількість супутників або їх зовсім немає.

Нині дослідження планет цієї групи (як і Місяця) має комплексний
характер і привертає увагу не лише астрономів, а й спеціалістів інших
профілів: геологів, геофізиків, топографів, радіо-інженерів та ін. Вони
використовують для вивчення планет методи, які добре випробувані в
земних умовах і дають можливість здобувати надійні відомості про будову
їхньої поверхні та атмосфери.

1. Меркурій. Це найближча до Сонця планета, трохи більша за Місяць,
однак її середня густина майже така сама, як і в Землі. Радіолокаційні
спостереження виявили дуже повільне обертання Меркурія. Зоряна доба
його, тобто період обертання навколо осі відносно зір, становить 58,65
нашої доби. Сонячна доба на цій планеті (тобто проміжок часу між двома
послідовними полуднями) становить близько 176 земних діб. Вона дорівнює
двом меркуріанським рокам, оскільки один оберт навколо Сонця Меркурій
робить за 88 земних діб.

Атмосфери на Меркурії практично немає. Тому його денна півкуля дуже
нагрівається. У підсонячній точці на Меркурії було виміряно температуру
понад 400 °С. При такій температурі плавляться свинець, олово і навіть
цинк.

Поверхня Меркурія настільки вкрита кратерами, що на фотографіях її важко
відрізнити від поверхні Місяця (мал).

Подібні вони також за відбивною здатністю і теплопровідністю
поверхневого шару. Помітною відмінністю є мала кількість западин,
подібних до місячних «морів». Найбільша з них — море Спеки — має діаметр
близько 1300 км.

2. Венера. Ця планета лише ненабагато менша від Землі за об’ємом і
масою. Ще Ломоносов і його сучасники виявили існування у Венери
атмосфери. Ломоносов правильно передбачав, що вона густіша від земної.
Венера оповита суцільними білими хмарами, проникними лише для
радіохвиль. Радіолокаційні спостереження виявили, що Венера обертається
навколо осі в бік, протилежний тому, у який обертаються всі планети
(крім Урана) і в який обертається вона сама навколо Сонця. Сонячна доба
на ній становить 117 земних діб.

Нахил осі Венери до площини її орбіти близький до прямого кута, тому
північна і південна півкулі завжди освітлюються Сонцем однаково.

З 1961 р. до Венери почали запускати радянські автоматичні станції.
Деякі з них мали апарати, що опускалися на планету на парашуті.
Автоматичні прилади станцій вимірювали характеристики атмосфери Венери
на різній висоті й біля поверхні та передавали ці відомості по радіо на
Землю. Магнітного поля планети прилади не виявили. Біля поверхні вони
зареєстрували температуру 470—480 °С й тиск, приблизно в 100 раз більший
від атмосферного на Землі ((107Па). З’ясувалося, що атмосфера Венери на
97% за масою складається з вуглекислого газу. Азот та інертні гази
становлять лише кілька процентів, кисень — близько 0,1 %, а водяна пара
— ще менше.

В атмосфері Венери зареєстровано грозові розряди.

Надзвичайно-висока температура в нижніх шарах атмосфери планети і на її
поверхні великою мірою обумовлена так званим «парниковим ефектом».
Енергія сонячних світлових променів поглинається в нижніх шарах і,
випромінюючись назад у вигляді інфрачервоних променів, затримується
шаром хмар, як тепло в парниках. З висотою над поверхнею температура
знижується, і в стратосфері Венери панує мороз.

У видимих променях хмари Венери зовсім однорідні й білі, та в
ультрафіолетових чітко видно структуру хмарного шару (мал.), що свідчить
про циркуляцію газу у верхніх шарах атмосфери.

Швидкість вітрів, яка становить лише кілька метрів за секунду в нижніх
шарах атмосфери, на висоті близько 50 км досягає 60 м/с. Крізь хмари
Венери (вони складаються, очевидно, з краплинок сірчаної кислоти з
невеликими домішками інших хімічних сполук) її поверхні не видно.
Радіолокаційні дослідження, що проводяться як із Землі, так і з
автоматичних міжпланетних станцій, дали можливість вивчити рельєф
поверхні Венери. На ній виявлено гірські хребти і кратери.

Аналіз вмісту радіоактивних калію, урану і торію у поверхневих породах
Венери показав, що вони подібні до земних базальтових порід.

Телевізійні камери радянських автоматичних станцій, опущені на поверхню
планети, вперше в світі передали на’ Землю панорами позбавленої життя
кам’янистої місцевості, що їх оточувала: у 1975 р.— у чорно-білому
зображенні («Венера-9» і «Венера-10»), а в 1982 р.— в кольоровому
(«Венера-13» і «Венера-14»). Атмосферу Венери вивчали за допомогою
наукової апаратури, встановленої на повітряних кулях, доставлених на
планету радянськими автоматичними станціями, наприклад у 1986 р.
станціями «Вега-1 і -2», запущеними для дослідження Венери та комети
Галлея з близької відстані (звідси й назва Ве/нера/ та Га/ллея/).

Певно, тільки подальші дослідження зможуть дати відповідь на запитання:
чому така подібна до Землі розмірами і масою планета стала в процесі
своєї еволюції багатьма характеристиками дуже відрізнятися від нашої?

Незважаючи на серйозні відмінності в природі двох сусідніх планет,
дослідження атмосферних процесів на Венері дають результати, корисні для
розв’язання завдань земної метеорології.

3. Марс. Марс удвічі менший від Землі за діаметром. Його орбіта має
значний ексцентриситет, тому, коли Марс знаходиться у протистоянні
поблизу перигелію, він сяє на небі, поступаючись яскравістю тільки
Венері. Такі протистояння називаються великими й повторюються через 15 і
17 років.

Рік Марса майже вдвічі довший від земного, є там і зміна пір року, бо
вісь добового обертання планети нахилена до площини її орбіти майже так,
як земна.

У шкільний телескоп на Марсі можна помітити білі полярні шапки, темні
плями («моря») на загальному оранжево-червоному фоні марсіанських
«пустинь».

Автоматичні станції-лабораторії, виведені на орбіту навколо Марса, за
командою із Землі фотографували поверхню планети й вивчали її атмосферу,
існування якої встановлено вже давно. Виявилось, що атмосфера Марса дуже
розріджена і її тиск приблизно в 100 раз менший від земного. В основному
вона складається з вуглекислого газу. Кисню й водяної пари в ній дуже
мало.

Умови на Марсі .суворі. Навіть на екваторі влітку температура рідко
піднімається до О °С, а вночі вона знижується до суворого морозу (—70,
—100 °С). Добові температурні зміни на Марсі досягають 80—100 °С.

Особливо холодно на полюсах (до – 130 0С). За таких умов замерзає не
тільки вода, а й вуглекислий газ, які утворюють білий покрив, що його
добре видно біля полюсів, проте є він і в інших частинах планети.

В атмосфері Марса (на відміну від Венери) лише іноді можна спостерігати
розріджені білі хмари й туман, найчастіше над полярними шапками.

Зрідка на Марсі відбуваються потужні пилові бурі, які тривають іноді
місяцями й піднімають у повітрю величезну кількість найдрібніших
пилинок. Отже, підтверджується існування там піщаних пустинь, які
визначають оранжевий колір Марса в цілому.

Судячи з пилових бур, на Марсі можуть бути сильні вітри, що дмуть із
швидкостями десятки метрів за секунду.

Кілька космічних апаратів опускалось на поверхню Марса. Зроблено тисячі
фотографій планети з різної відстані, на основі яких складено докладні
карти її поверхні.

Марс, подібно до Місяця й Меркурія, укритий кратерами (мал.).

Форма марсіанських кратерів свідчить про явища вивітрювання й
вирівнювання його поверхні. На Марсі виявлено кілька гігантських,
мабуть, давно згаслих вулканів. Висота найбільшого з них 27 км. Між
деякими ділянками поверхні планети, як і на Землі, е великі перепади
висот. Виявлено на Марсі й каньйони, які за своїми масштабами нагадують
земні русла висохлих річок.

Дослідження марсіанського грунту, виконані автоматичними станціями на
поверхні планети, дають можливість зробити висновок про подібність порід
із земними й місячними, а червонуватий відтінок її пояснити наявністю
гідратів оксидів заліза.

Магнітне поле Марса значно слабше від земного.

Біологічні експерименти щодо виявлення органічних сполук і живих
організмів (принаймні у формі бактерій), які проводилися автоматичними
космічними апаратами «Вікінг-1» і «Вікінг-2», не дали позитивних
результатів.

3. МАЛІ ТІЛА СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ

Астероїди. Малі планети, або астероїди, здебільшого обертаються між
орбітами Марса і Юпітера й невидимі неозброєним оком. Першу малу планету
відкрито в 1801 р., і за традицією її назвали одним з імен
греко-римської міфології — Церера. Незабаром було знайдено й інші малі
планети, названі Палладою, Вестою і Юноною. Застосовуючи фотографію,
почали відкривати дедалі слабші астероїди. У наш час відомо понад 3000
астероїдів. Протягом мільярдів років астероїди час від часу стикаються
один з одним.

На цю думку наводить те, що ряд астероїдів має не кулясту, а неправильну
форму. Сумарна маса астероїдів оцінюється лише як 0,1 маси Землі.

Найяскравіший астероїд — Веста не буває яскравішим від 6-ї зоряної
величини. Найбільший астероїд — Церера. Його діаметр близько 800 км, і
за орбітою Марса навіть у найсиль-ніші телескопи на такому малому диску
нічого не можна побачити. Діаметр найменших відомих астероїдів становить
лише близько кілометра. Звичайно, астероїди не мають атмосфери. На небі
малі планети схожі на зорі, тому їх назвали астероїдами, що в перекладі
з давньогрецької означає «зореподібні». Як і для планет, для них
характерне петлеподібне переміщення на фоні зоряного неба. Орбіти деяких
астероїдів мають незвичайно великі ексцентриситети. Внаслідок цього в
перигелії астероїди підходять до Сонця ближче, ніж Марс і Земля, а Ікар
— ближче, ніж Меркурій. У 1968 р. Ікар наблизився до Землі на відстань
менш як 10 млн. кілометрів, але його зовсім незначне притягання ніяк не
вплинуло на Землю. Часом близько підходять до Землі Гермес, Ерот та інші
малі планети.

Нові астероїди відкривають щороку. Першовідкривач має переважне право
вибрати назву відкритої ним планети. У наш час найчастіше астероїдам
присвоюють імена відомих учених, героїв, діячів науки і мистецтва. Так,
у 1978 р. було відкрито астероїд, який дістав згодом ім’я Воронвелія на
честь автора цього підручника.

2. Боліди і метеорити. Болідом називається досить рідкісне явище —
летюча по небу вогненна куля. Це явище спричиняється вторгненням у
щільні шари атмосфери великих твердих частинок, які називають метеорними
тілами. Рухаючись в атмосфері, частинка нагрівається внаслідок
гальмування, і навколо неї утворюється обширна світна оболонка з
розжарених газів. Боліди часто мають помітний кутовий діаметр, і їх
видно навіть удень. Марновірні люди вважали такі вогненні кулі літаючими
драконами з вогнедишною пащею. Від сильного опору повітря метеорне тіло
нерідко розколюється і з гуркотом падає на Землю у вигляді осколків.
Рештки метеорних тіл, що впали на Землю, називаються метеоритами.

Метеорне тіло невеликих розмірів іноді повністю випаровується в
атмосфері Землі. Здебільшого його маса за час польоту дуже зменшується й
до Землі долітають тільки рештки, які звичайно встигають охолонути, коли
космічну швидкість погасив опір повітря. Іноді випадає навіть
метеоритний дощ. Під час польоту метеорити обплавляються й покриваються
чорною кірочкою. Один такий «чорний камінь» у Мецці вмурований у стіну
храму і є предметом релігійного поклоніння.

Відомо три види метеоритів: кам’яні, залізні (мал. 59) та
залізо-кам’яні. Іноді метеорити знаходять через багато років після
їхнього падіння. Особливо багато знайдено залізних метеоритів. В СРСР
метеорит є власністю держави й підлягає здаванню у наукові заклади для
вивчення. За вмістом радіоактивних елементів і свинцю визначають вік
метеоритів. Він різний, а найстаріші метеорити мають вік 4,5 млрд.
років.

Деякі дуже великі метеорити при великій швидкості падіння вибухають і
утворюють метеоритні кратери, які нагадують місячні. Найбільший з
виявлених кратерів знаходиться в Арізоні в США. Його діаметр 1200 м і
глибина 200 м. Цей кратер виник, очевидно, близько 5000 років тому.
Знайдено сліди ще більших і давніших метеоритних кратерів. Усі метеорити
— це члени Сонячної системи.

Оскільки відкрито чимало невеликих астероїдів, які перетинають орбіту
Марса, можна гадати, що метеорити — це осколки астероїдів з орбітами,
які перетинають орбіту Землі. Структура деяких метеоритів свідчить про
те, що на них впливали високі температури й тиски, отже, метеорити могли
існувати в надрах зруйнованої планети або великого астероїда.

У складі метеоритів виявлено значно менше мінералів, ніж у земних
гірських породах. Це свідчить про примітивний характер
метеоритної речовини. Однак багато мінералів, що входять до складу
метеоритів, не зустрічаються на Землі. Наприклад, більшість кам’яних
метеоритів містить округлі зерна — хондри, хімічний склад яких майже
такий самий, як у Сонця. Ця найдавніша речовина дає відомості про
початковий етап формування планет Сонячної системи.

3. Комети, їх відкриття і рух. Перебуваючи в просторі далеко від Сонця,
комети мають вигляд дуже слабких, розмитих, світлих плям з ядром у
центрі. Стають дуже яскравими й утворюють хвости лише ті комети, які
проходять порівняно близько від Сонця. Вигляд комети із Землі залежить
також од відстані до неї, кутової відстані від Сонця, світла Місяця
тощо. Великі комети — туманні утворення з довгим блідим хвостом —
вважалися провісниками всіляких бід, воєн і т. ін. Ще в 1910 р. в
царській Росії служили молебні, щоб відвести «божий гнів в образі
комети».

Уперше І. Ньютон обчислив орбіту комети, спостерігаючи її переміщення на
фоні зір, і переконався, що вона, подібно до планет, рухалася в Сонячній
системі під дією тяжіння Сонця. Його сучасник, англійський учений Е. Гал
лей (1656—1742), обчисливши орбіти кількох комет, висловив припущення,
що в 1531, 1607 і 1682 рр. спостерігалась одна й та сама комета, яка
періодично повертається до Сонця, і вперше передбачив її появу. У 1758
р., як і передбачив Галлей (через 16 років після його смерті), вона
справді з’явилася і дістала назву комети Гал лея. В афелії вона виходить
за орбіту Нептуна (мал. 61) і через 75—76 років знову повертається до
Землі і Сонця. У 1986 р. комета Галлея також пройшла на найкоротшій
відстані від Сонця. На зустріч з нею вперше було направлено автоматичні
міжпланетні станції з науковою апаратурою.

Комета Галлея належить до періодичних комет. Нині відомо багато
короткоперіодичних комет з періодами обертання від трьох (комета Енке)
до десяти років, їхні афелії знаходяться

біля орбіти Юпітера. Наближення комет до Землі та їхній майбутній
видимий шлях по небу обчислюють заздалегідь з великою точністю. Разом з
тим є комети, які рухаються по дуже витягнутих орбітах з великими
періодами обертання. Ми беремо їхні орбіти за параболи, хоч насправді
вони, очевидно, є дуже витягнутими еліпсами, але відрізнити ці криві,
знаючи тільки малий відрізок шляху комет поблизу Землі і Сонця, нелегко.
Більшість комет не мають хвоста і видно їх тільки в телескоп.

Щороку з’являються відомості про відкриття кількох невідомих раніше
комет, яким дають назву за прізвищем ученого, що їх відкрив. До
каталогів занесено близько тисячі комет, які спостерігалися.

4. Фізична природа комет. Маленьке ядро діаметром кілька кілометрів —
єдина тверда частина комети, і в ньому практично зосереджена вся її
маса. Маса комет надто мала й зовсім не впливає на рух планет. А планети
спричиняють великі збурення в русі комет.

Ядро комети, очевидно, складається із суміші пилинок, твердих грудочок
речовини й замерзлих газів, таких, як вуглекислий газ, аміак, метан. З
наближенням комети до Сонця ядро прогрівається і з нього виділяються
гази й пил. Вони утворюють газову оболонку — голову комети. Газ і пил,
що входять до складу голови, під дією тиску сонячного випромінювання і
корпускулярних потоків утворюють хвіст комети, завжди спрямований у
протилежний від Сонця бік.

Чим ближче до Сонця підходить комета, тим вона яскравіша і тим довший її
хвіст внаслідок її опромінювання та інтенсивного виділення газів.
Найчастіше він прямий, тонкий, струменистий. У великих і яскравих комет
іноді спостерігається широкий, вигнутий віялом хвіст. Деякі хвости
досягають у довжину відстані від Землі до Сонця, а голова комети —
розмірів Сонця. З віддаленням від Сонця вигляд і яскравість змінюються у
зворотному порядку і комета зникає з поля зору, досягнувши орбіти
Юпітера.

Спектр голови і хвоста комети має звичайно яскраві смути. Аналіз його
показує, що голова комети складається в основному з пари вуглецю й
ціану, а до складу її хвоста входять іонізовані молекули оксиду вуглецю
(II) (чадного газу). Спектр ядра комети є копією сонячного спектра,
тобто ядро світиться відбитим сонячним світлом. Голова і хвіст світяться
холодним світлом, поглинаючи і потім перевипромінюючи сонячну енергію
(це різновид флуоресценції). На відстані Землі від Сонця комета не
гарячіша, ніж Земля.

Видатний російський учений Ф. О. Бредіхін (1831 —1904) розробив спосіб
визначення за кривизною хвоста сили, що діє на його частинки. Він
класифікував кометні хвости і пояснив ряд спостережуваних у них явищ на
основі законів механіки

й фізики. В останні роки з’ясували, що рух газів у прямих хвостах та
злами в них спричинені взаємодією іонізованих молекул газів хвоста з
потоком частинок (корпускул), який налітає на них від Сонця і який
називається сонячним в і т-р о м. Дія сонячного вітру на іони кометного
хвоста перевищує притягання їх Сонцем у тисячі разів. Посилення
короткохвильової радіації Сонця і корпускулярних потоків викликає
раптові спалахи яскравості комет.

І в наш час іноді серед населення висловлюються побоювання, що Земля
зіткнеться з кометою. У 1910 р. Земля пройшла крізь хвіст комети Галлея,
де є чадний газ. Однак його домішку в приземному повітрі не вдалось
виявити, бо навіть у голові комети гази надзвичайно розріджені.
Зіткнення Землі з ядром комети дуже малоймовірне. Можливо, таке
зіткнення спостерігалося в 1908 р. як падіння Тунгуського метеорита. При
цьому на висоті кількох кілометрів стався потужний вибух, повітряна
хвиля якого повалила ліс на величезній площі.

5. Метеори і метеорні потоки. Давно помічено, що ядра періодичних комет
виснажуються, з кожним обертом вони світяться дедалі слабше. Не раз
спостерігався поділ кометних ядер на частини. Це руйнування спричиняли
або сонячні припливи, або зіткнення з метеоритними тілами. Комету,
відкриту чеським ученим Біелою ще в 1772 р., спостерігали під час
повторних повернень із семирічним періодом. У 1846 р. її ядро розпалося,
і вона перетворилася у дві слабкі комети, яких після 1852 р. не вдалося
побачити. Коли в 1872 р., за розрахунками, зниклі комети повинні були
пройти поблизу Землі, спостерігався дощ «падаючих зір». З тих пір 27
листопада це явище повторюється щороку, хоч і менш ефектно. Дрібні
тверді частинки ядра колишньої комети Біели, яке розпалося, розсіялись
уздовж її орбіти (мал. 64), і, коли Земля перетинає їх потік, вони
влітають в її атмосферу. Ці частинки спричиняють в атмосфері явище
метеорів і повністю руйнуються, не долітаючи до Землі. Відомий ряд інших
метеорних потоків, ширина яких незмірне більи_а за розмір ядер комет, що
їх породили.

З кометою Галлея пов’язані два метеорні потоки, один з яких
спостерігається у травні, другий — у листопаді.

Фотографуючи шлях одного й того самого метеора на зоряному небі, як він
проектується для спостерігачів, Ідо перебувають на відстані 20—30 км
один від одного, визначають висоту, на якій з’явився метеор. Найчастіше
метеорні тіла починають світитися на висоті 100—120 км і повністю
випаровуються вже на висоті 80 км. У їхніх спектрах видно яскраві лінії
заліза,

кальцію, кремнію тощо. Вивчення спектрів метеорів дає змогу встановити
хімічний склад твердих частинок, що покинули ядро комети. Фотографуючи
політ метеора камерою, об’єктив якої перекривається обертовим затвором,
дістають переривчастий слід, за яким можна оцінити гальмування метеора
повітрям.

За розрахунками, маса метеорних тіл — порядку міліграмів, а розмір —
частки міліметрів. Очевидно, метеорні тіла — це пористі частинки,
заповнені кометним льодом, що випаровується першим.

Вдається визначити швидкість метеорів. Метеорні тіла, які наздоганяють
Землю, влітають у її атмосферу зі швидкістю, не меншою за 11 км/с, а ті
що летять назустріч Землі, мають швидкість близько 60— 70 км/с.

Інколи здається, шо метеори вилітають з якогось простору на небі, який
називається радіантом метеорного потоку. Це ефект перспективи. Якщо
продовжити шляхи метеорів, що летять у паралельних напрямах, то
здаватиметься, ніби вони сходяться вдалині, як рейки залізниці. Радіант
знаходиться на небі в тому напрямі, звідки летять дані метеорні тіла.
Кожний радіант займає певне положення серед сузір’їв і бере участь у
добовому обертанні неба. Положення радіанта визначає назву метеорного
потоку. Наприклад, метеори, які спостерігаються 10—12 серпня і радіант
яких знаходиться в сузір’ї Персея, називаються п е р с е ї д а м и.

Спостереження метеорних потоків — важливе наукове завдання, цілком
посильне для школярів. Воно сприяє вивченню нашої атмосфери й речовини
комет, що зруйнувалися.

PAGE

PAGE 14

Похожие записи