Rahulikus õhkkonnas jälgige asendit. Tekstülesanded (gia füüsikas)
Atmosfääris on külma ja kuuma õhuvoolud. Seal, kus külmade kihtide kohale tekivad soojad kihid, tekivad õhupöörised, mille mõjul valguskiired painduvad ja tähe asend muutub.
Tähe heledus muutub, kuna valesti kalduvad kiired on planeedi pinnale koondunud ebaühtlaselt. Samal ajal nihkub ja muutub kogu maastik atmosfäärinähtuste tõttu, näiteks tuule mõjul. Tähtede vaatleja satub kas rohkem valgustatud alale või, vastupidi, varjulisemale alale.
Kui soovite jälgida tähtede vilkumist, siis pidage meeles, et seniidis, rahuliku atmosfääriga, saate seda nähtust tuvastada vaid aeg-ajalt. Kui suunate oma pilgu horisondile lähemal asuvatele taevaobjektidele, märkate, et need virvendavad palju tugevamalt. See on tingitud asjaolust, et vaatate tähti läbi tihedama õhukihi ja läbistate vastavalt oma silmadega suurema hulga õhuvoolusid. Te ei märka üle 50° tähtede värvimuutusi. Kuid leidke sagedased värvimuutused tähtedel, mis on alla 35°. Sirius vilgub väga kaunilt, särades kõigis spektrivärvides, eriti talvekuudel, madalal silmapiiril.
Tähtede tugev vilkumine tõestab atmosfääri heterogeensust, mida seostatakse erinevate meteoroloogiliste nähtustega. Seetõttu arvavad paljud, et virvendus on seotud ilmaga. Sageli tugevneb see madala atmosfäärirõhu, temperatuuri langetamise, niiskuse suurenemise jne korral. Aga atmosfääri seisund sõltub nii paljudest erinevatest teguritest, et praegu pole tähtede vilkumise järgi võimalik ilma ennustada.
See nähtus jätab oma mõistatused ja ebaselgused. Eeldatakse, et see intensiivistub õhtuhämaruses. See võib olla nii optiline illusioon kui ka sel kellaajal sageli esinevate ebatavaliste atmosfäärimuutuste tagajärg. Arvatakse, et tähtede vilkumine on tingitud virmalistest. Kuid seda on väga raske seletada, arvestades, et virmalised on rohkem kui 100 km kõrgusel. Lisaks jääb mõistatuseks, miks valged tähed sädelevad vähem kui punased.
Tähed on päikesed. Esimene inimene, kes selle tõe avastas, oli Itaalia päritolu teadlane. Ilma igasuguse liialduseta on tema nimi tuntud kogu tänapäeva maailmas. See on legendaarne Giordano Bruno. Ta väitis, et tähtede seas on Päikesele sarnaseid nii suuruse kui ka pinnatemperatuuri ja isegi värvi poolest, mis sõltub otseselt temperatuurist. Lisaks on tähti, mis erinevad oluliselt Päikesest – hiiglased ja superhiiglased.
Auastmete tabel
Taevas olevate lugematute tähtede mitmekesisus sundis astronoome nende vahel teatud korda looma. Selleks otsustasid teadlased jagada tähed nende heleduse vastavatesse klassidesse. Näiteks tähti, mis kiirgavad mitu tuhat korda rohkem valgust kui Päike, nimetatakse hiiglasteks. Seevastu minimaalse heledusega tähed on kääbused. Teadlased on leidnud, et Päike on selle tunnuse järgi keskmine täht.
särada teisiti?
Mõnda aega arvasid astronoomid, et tähed ei paista ühtemoodi, kuna need asuvad Maast erinevalt. Kuid see pole nii. Astronoomid on leidnud, et isegi need tähed, mis asuvad Maast samal kaugusel, võivad omada täiesti erinevat nähtavat sära. See heledus ei sõltu mitte ainult kaugusest, vaid ka tähtede endi temperatuurist. Et võrrelda tähti nende näilise sära järgi, kasutavad teadlased kindlat mõõtühikut – absoluutset suurust. See võimaldab teil arvutada tähe tegelikku kiirgust. Seda meetodit kasutades on teadlased välja arvutanud, et taevas on ainult 20 heledaimat tähte.
Miks on tähed erinevat värvi?
Eespool oli kirjutatud, et astronoomid eristavad tähti nende suuruse ja heleduse järgi. See ei ole aga kogu klassifikatsioon. Lisaks suurusele ja nähtavale särale jagunevad kõik tähed ka nende värvi järgi. Fakt on see, et valgusel, mis määrab selle või teise tähe, on lainekiirgus. Need on üsna lühikesed. Vaatamata valguse minimaalsele lainepikkusele muudab isegi väikseim erinevus valguslainete suuruses dramaatiliselt tähe värvi, mis sõltub otseselt selle pinna temperatuurist. Näiteks raudpannil kuumutades omandab see ka vastava värvi.
Tähe värvispekter on omamoodi pass, mis määrab selle kõige iseloomulikumad omadused. Näiteks astronoomid tõstsid samas esile Päikese ja Capella (Päikesele sarnane täht). Mõlemad on kollakas-kahvatu värvusega, nende pinnatemperatuur on 6000°C. Pealegi sisaldab nende spekter samu aineid: jooned, naatrium ja raud.
Tähed nagu Betelgeuse või Antares on üldiselt iseloomuliku punase värvusega. Nende pinnatemperatuur on 3000°C, nende koostises on isoleeritud titaanoksiid. Tähed nagu Sirius ja Vega on valged. Nende pinnatemperatuur on 10000°C. Nende spektritel on vesinikujooned. Seal on ka täht, mille pinnatemperatuur on 30 000 ° C - see on sinakasvalge Orion.
Kas olete kunagi mõelnud, miks pole tähti päevasel ajal taevas näha? Õhk on ju päeval sama läbipaistev kui öösel. Asi on selles, et päevasel ajal hajutab atmosfäär päikesevalgust.
Kujutage ette, et viibite öösel hästi valgustatud ruumis. Läbi aknaklaasi paistavad üsna hästi väljas paiknevad eredad tuled. Kuid nõrgalt valgustatud objekte on peaaegu võimatu näha. Kuid niipea, kui ruumis valgus kustutatakse, lakkab klaas meie nägemist takistamast.
Midagi sarnast juhtub ka taevast vaadeldes: päeval on meie kohal olev atmosfäär eredalt valgustatud ja läbi selle paistab Päike, kuid kaugete tähtede nõrk valgus läbi ei pääse. Kuid pärast seda, kui Päike vajub horisondi alla ja päikesevalgus (ja koos sellega ka õhust hajutatud valgus) "kustutab", muutub atmosfäär "läbipaistvaks" ja saate tähti jälgida.
Kosmoses on see erinev. Kui kosmoselaev tõuseb kõrgusele, jäävad atmosfääri tihedad kihid allapoole ja taevas tumeneb järk-järgult.
Umbes 200-300 km kõrgusel, kus tavaliselt lendavad mehitatud kosmoselaevad, on taevas täiesti must. Must on alati, isegi kui Päike on hetkel selle nähtaval kohal.
«Taevas on täiesti must. Tähed selles taevas tunduvad mõnevõrra heledamad ja on musta taeva taustal paremini nähtavad,” kirjeldas esimene kosmonaut Yu. A. Gagarin oma kosmosemuljeid.
Kuid sellegipoolest ei paista kosmoseaparaadi päevapoolsel küljel kõik tähed, vaid ainult kõige heledamad. Päikese ja Maa valguse pimestav valgus segab silma.
Kui vaatame Maalt taevast, näeme selgelt, et kõik tähed vilguvad. Tundub, et need tuhmuvad, seejärel süttivad, särades erinevate värvidega. Ja mida madalamal on täht horisondi kohal, seda tugevam on vilkumine.
Tähtede vilkumine on tingitud ka atmosfääri olemasolust. Enne meie silmadeni jõudmist läbib tähe kiirgav valgus atmosfääri. Atmosfääris on alati soojema ja külmema õhu massid. Õhu tihedus sõltub õhu temperatuurist konkreetses piirkonnas. Ühest piirkonnast teise liikudes kogevad valguskiired murdumist. Nende levimise suund muutub. Tänu sellele on nad mõnel pool maapinnast kõrgemal koondunud, teisal suhteliselt haruldased. Õhumasside pideva liikumise tulemusena need tsoonid pidevalt nihkuvad ning vaatleja näeb tähtede heleduse suurenemist või vähenemist. Aga kuna erinevat värvi kiired ei murdu ühtemoodi, siis ei esine erinevate värvide võimendamise ja nõrgenemise hetked üheaegselt.
Lisaks võivad tähtede vilkumises teatud rolli mängida ka muud keerukamad optilised efektid.
Soojade ja külmade õhukihtide olemasolu, õhumasside intensiivne liikumine mõjutavad ka teleskooppiltide kvaliteeti.
Kus on parimad tingimused astronoomilisteks vaatlusteks: mägistes piirkondades või tasandikul, mererannas või mandri sügavuses, metsas või kõrbes? Ja üldiselt, mis on astronoomidele parem - kümme pilvitu ööd kuu jooksul või ainult üks selge öö, aga üks siis, kui õhk on täiesti läbipaistev ja rahulik?
See on vaid väike osa probleemidest, millega tuleb tegeleda vaatlusjaamade ehitamiseks ja suurte teleskoopide paigaldamise koha valimisel. Sarnaste probleemidega tegeleb eriline teadusvaldkond – astroklimatoloogia.
Loomulikult on parimad tingimused astronoomilisteks vaatlusteks väljaspool atmosfääri tihedaid kihte, kosmoses. Muide, siinsed tähed ei sära, vaid põlevad külma rahuliku valgusega.
Tuttavad tähtkujud näevad kosmoses välja täpselt samasugused kui Maal. Tähed asuvad meist väga kaugel ja paarsada kilomeetrit maapinnast eemal ei saa nende näilises vastastikuses paigutuses midagi muuta. Isegi Pluutolt vaadates oleksid tähtkujude piirjooned täpselt samad.
Maa-lähedasel orbiidil liikuva kosmoseaparaadi pardalt ühel orbiidil võib põhimõtteliselt näha kõiki maa taeva tähtkujusid. Tähtede vaatlemine kosmosest pakub kahekordset huvi: astronoomiline ja navigatsiooniline. Eelkõige on väga oluline jälgida atmosfääri poolt muutmata tähevalgust.
Kosmoses on sama oluline navigeerimine tähtede vahel. Eelvalitud "võrdlustähti" jälgides ei saa mitte ainult laeva orienteeruda, vaid määrata ka selle asukohta ruumis.
Astronoomid on pikka aega unistanud tulevastest vaatluskeskustest Kuu pinnal. Tundus, et atmosfääri täielik puudumine peaks looma ideaalsed tingimused astronoomilisteks vaatlusteks Maa looduslikul satelliidil nii kuuööl kui ka kuupäeva tingimustes.
Maa atmosfääri läbides muudavad valguskiired sirgjoonelist suunda. Atmosfääri tiheduse suurenemise tõttu suureneb valguskiirte murdumine Maa pinnale lähenedes. Selle tulemusena näeb vaatleja taevakehasid justkui tõstetud horisondi kohale nurga võrra, mida nimetatakse astronoomiliseks murdumiseks.
Murdumine on nii süstemaatiliste kui ka juhuslike vaatlusvigade üks peamisi allikaid. Aastal 1906 Newcomb kirjutas, et pole olemas sellist praktilise astronoomia haru, millest oleks nii palju kirjutatud kui murdumisest ja mis oleks nii ebarahuldavas seisus. Kuni 20. sajandi keskpaigani taandasid astronoomid oma vaatlused 19. sajandil koostatud murdumistabelitele. Kõigi vanade teooriate peamiseks puuduseks oli ebatäpne arusaam Maa atmosfääri ehitusest.
Võtame Maa pinna AB sfääriks raadiusega OA = R ja kujutame Maa atmosfääri sellega kontsentriliste kihtidena oi, a 1-1, a 2-2... tihedustega, mis suurenevad kihtide lähenedes maapinnale (joon. 2.7). Siis jõuab mõnelt väga kaugelt tähelt atmosfääris murdunud kiir SA punkti A suunas S¢A, kaldudes kõrvale oma algasendist SA või sellega paralleelsest suunast S²A mõne nurga võrra S¢AS²= r nimetatakse astronoomiliseks murdumiseks. Kõik kõverjoonelise kiire SA elemendid ja selle lõplik näiv suund AS¢ asuvad samal vertikaaltasandil ZAOS. Järelikult suurendab astronoomiline murdumine tähe tegelikku suunda ainult seda läbival vertikaaltasandil.
Valgusti nurkkõrgust horisondi kohal nimetatakse astronoomias valgusti kõrguseks. Nurk S¢AH = h¢ on tähe näiv kõrgus ja nurk S²AH = h = h¢ - r on selle tegelik kõrgus. Süstimine z on tähe tõeline seniidi kaugus ja z¢ on selle nähtav väärtus.
Murdumise väärtus sõltub paljudest teguritest ja võib muutuda igas kohas Maal, isegi päeva jooksul. Keskmiste tingimuste jaoks saadi ligikaudne murdumisvalem:
Dh = -0,9666 ctg h¢. (2.1)
Koefitsient 0,9666 vastab atmosfääri tihedusele temperatuuril +10°C ja rõhul 760 mm Hg. Kui atmosfääri omadused on erinevad, siis tuleb valemiga (2.1) arvutatud murdumisparandus korrigeerida temperatuuri ja rõhu korrektsioonidega.
Joonis 2.7 Astronoomiline murdumine
Astronoomilise murdumise arvessevõtmiseks astronoomiliste määramiste seniitmeetodites mõõdetakse valgustite seniitkauguste vaatlemisel temperatuuri ja õhurõhku. Täpsete astronoomiliste määramiste meetodite puhul mõõdetakse valgustite seniidikaugusi vahemikus 10° kuni 60°. Ülemine piir tuleneb instrumentaalvigadest, alumine piir on tingitud murdumistabelite vigadest.
Tähe seniidi kaugus, mida on korrigeeritud murdumiskorrektsiooniga, arvutatakse järgmise valemi abil:
Keskmine (normaalne temperatuuril +10°C ja rõhul 760 mm Hg. Art.) murdumine, arvutatud z¢;
Õhutemperatuuri arvestav koefitsient, mis arvutatakse temperatuuri väärtusest;
B- koefitsient, võttes arvesse õhurõhku.
Murdumise teooriat uurisid paljud teadlased. Esialgu eeldati, et atmosfääri erinevate kihtide tihedus väheneb koos nende kihtide kõrguse suurenemisega aritmeetilises progressioonis (Bouguer). Kuid see eeldus tunnistati peagi kõigis aspektides mitterahuldavaks, kuna see põhjustas liiga väikese murdumise ja liiga kiire temperatuuri languse kõrgusel maapinnast.
Newton püstitas hüpoteesi, et atmosfääri tihedus väheneb kõrgusega vastavalt geomeetrilise progressiooni seadusele. Ja see hüpotees osutus ebarahuldavaks. Selle hüpoteesi kohaselt selgus, et temperatuur kõigis atmosfääri kihtides peaks jääma konstantseks ja võrdseks Maapinna temperatuuriga.
Kõige geniaalsem oli Laplace'i hüpotees, vahepealne kahe ülaltoodud vahel. Sellel Laplace'i hüpoteesil põhinesid murdumise tabelid, mis lisati igal aastal Prantsuse astronoomilisse kalendrisse.
Maa atmosfäär oma ebastabiilsusega (turbulents, murdumise kõikumised) seab piirangu Maalt tehtavate astronoomiliste vaatluste täpsusele.
Suurte astronoomiliste instrumentide paigaldamise koha valimisel uuritakse kõigepealt põhjalikult piirkonna astrokliimat, mille all mõistetakse tegurite kogumit, mis moonutavad atmosfääri läbivate taevaobjektide kiirguse lainefrondi kuju. Kui lainefront jõuab seadmeni moonutamatult, saab seade sel juhul töötada maksimaalse efektiivsusega (teoreetilisele läheneva eraldusvõimega).
Nagu selgus, langeb teleskooppildi kvaliteet peamiselt atmosfääri pinnakihi tekitatud häirete tõttu. Maa oma soojuskiirguse tõttu jahtub öösel oluliselt ja jahutab sellega külgnevat õhukihti. Õhutemperatuuri muutus 1 °C võrra muudab selle murdumisnäitaja 10 -6 võrra. Eraldatud mäetippudel võib olulise temperatuurierinevuse (gradiendiga) õhupinnakihi paksus ulatuda mitmekümne meetrini. Öösel orgudes ja tasastel aladel on see kiht palju paksem ja võib ulatuda sadade meetriteni. See seletab astronoomiliste observatooriumite asukohtade valikut mäeharjade sõlmpunktides ja üksikutel tippudel, kust tihedam külm õhk võib orgudesse voolata. Teleskoobitorni kõrgus valitakse selliselt, et seade asuks temperatuuri ebaühtluse põhipiirkonnast kõrgemal.
Astrokliima oluline tegur on tuul atmosfääri pinnakihis. Segades külma ja sooja õhu kihte, põhjustab see seadme kohal asuvas õhusambas tiheduse ebaühtluse ilmnemise. Teleskoobi läbimõõdust väiksemad ebakorrapärasused põhjustavad pildi defokuseerimist. Suuremad tiheduse kõikumised (mitu meetrit või rohkem) ei põhjusta lainefrondi teravaid moonutusi ja põhjustavad peamiselt pildi nihkumist, mitte aga pildi teravust.
Atmosfääri ülemistes kihtides (tropopausis) täheldatakse ka õhu tiheduse ja murdumisnäitaja kõikumisi. Kuid tropopausi häired ei mõjuta märgatavalt optiliste instrumentide kujutiste kvaliteeti, kuna seal on temperatuurigradientid palju väiksemad kui pinnakihis. Need kihid ei tekita värinat, vaid tähtede vilkumist.
Astrokliima uuringutes luuakse seos meteoroloogiateenistuse registreeritud selgete päevade ja astronoomilisteks vaatlusteks sobivate ööde arvu vahel. Endise NSV Liidu territooriumi astroklimaatilise analüüsi kohaselt on kõige soodsamad piirkonnad mõned Kesk-Aasia riikide mägised piirkonnad.
Maa murdumine
Maapealsete objektide kiired, kui nad liiguvad atmosfääris piisavalt pika tee, kogevad samuti murdumist. Kiirte trajektoor murdumise mõjul on painutatud ja me näeme neid vales kohas või vales suunas, kus nad tegelikult on. Teatud tingimustel tekivad maapealse murdumise tagajärjel miraažid – kaugete objektide valepildid.
Maa murdumisnurk a on nurk vaadeldava objekti nähtava suuna ja tegeliku asukoha vahel (joonis 2.8). Nurga a väärtus sõltub kaugusest vaadeldava objektini ja vertikaalsest temperatuurigradiendist atmosfääri pinnakihis, milles levivad maapealsete objektide kiired.
Joon.2.8. Maa murdumise ilming vaatlemisel:
a) - alt üles, b) - ülalt alla, a - maa murdumisnurk
Geodeetiline (geomeetriline) nähtavuse vahemik on seotud maapealse murdumisega (joonis 2.9). Oletame, et vaatleja asub punktis A teatud kõrgusel h H maapinnast kõrgemal ja vaatleb horisonti punkti B suunas. NAS-tasand - maakera raadiusega risti läbiv punkti A läbiv horisontaaltasand, nimetatakse matemaatilise horisondi tasapinnaks. Kui valguskiired leviksid atmosfääris sirgjooneliselt, oleks Maa kaugeim punkt, mida punktist A vaatleja näeb, punkt B. Kaugus selle punktini (maakera puutuja AB) on geodeetiline (või geomeetriline) nähtavuspiirkond D 0 . Ringjoon maapinnal BB on vaatleja geodeetiline (või geomeetriline) horisont. D 0 väärtus määratakse ainult geomeetriliste parameetritega: Maa raadius R ja vaatleja kõrgus h H ning on võrdne D o ≈ √ 2Rh H = 3,57√ h H, mis tuleneb jooniselt 2.9.
Joon.2.9. Maapealne murdumine: matemaatilised (HH) ja geodeetilised (BB) horisondid, geodeetiline nähtavuse vahemik (AB = D 0)
Kui vaatleja vaatleb mõnda objekti, mis asub kõrgusel h pr maapinnast kõrgemal, siis on geodeetiline vahemik kaugus AC \u003d 3,57 (√ h H + √ h pr). Need väited oleksid tõesed, kui valgus leviks atmosfääris sirgjooneliselt. Aga ei ole. Temperatuuri ja õhutiheduse normaalse jaotuse korral pinnakihis on valguskiire trajektoori kujutav kõverjoon nõgusa küljega Maa poole. Seetõttu ei ole kaugeim punkt, mida A-st vaatleja näeb, mitte B, vaid B¢. Geodeetilise nähtavuse vahemik AB¢, võttes arvesse murdumist, on keskmiselt 6-7% suurem ja valemites oleva koefitsiendi 3,57 asemel on koefitsient 3,82. Geodeetiline ulatus arvutatakse valemite abil
, h - m, D - km, R - 6378 km
kus h n ja h pr - meetrites, D- kilomeetrites.
Keskmist kasvu inimese jaoks on horisondi ulatus Maal umbes 5 km. Kosmoselaevaga Sojuz-8 lennanud kosmonautide V. A. Šatalovi ja A. S. Elisejevi jaoks oli horisondi ulatus perigees (kõrgus 205 km) 1730 km ja apogees (kõrgus 223 km) - 1800 km.
Raadiolainete puhul on murdumine lainepikkusest peaaegu sõltumatu, kuid lisaks temperatuurile ja rõhule sõltub see ka veeauru sisaldusest õhus. Samades temperatuuri ja rõhu muutumise tingimustes murduvad raadiolained tugevamini kui valguslained, eriti kõrge õhuniiskuse korral.
Seetõttu on horisondi ulatuse määramise või radarikiire abil objekti tuvastamise valemites juure ees tegur 4,08. Seetõttu on radarisüsteemi horisont umbes 11% kaugemal.
Raadiolained peegelduvad hästi maapinnalt ja inversiooni alumiselt piirilt või madala õhuniiskuse kihist. Sellises omapärases lainejuhis, mille moodustavad maapind ja inversiooni alus, võivad raadiolained levida väga pikki vahemaid. Neid raadiolainete levimise omadusi kasutatakse radaris edukalt.
Õhutemperatuur pinnakihis, eriti selle alumises osas, ei lange alati kõrgusega. See võib väheneda erineva kiirusega, selle kõrgus ei pruugi muutuda (isotermia) ja see võib suureneda koos pikkusega (inversioon). Sõltuvalt temperatuurigradiendi suurusest ja märgist võib murdumine mõjutada nähtava horisondi ulatust erineval viisil.
vertikaalne temperatuurigradient homogeenses atmosfääris, kus õhu tihedus ei muutu kõrgusega, g 0 = 3,42 °C/100 m. Mõelge, milline saab olema kiire trajektoor AB erinevatel temperatuurigradientidel Maa pinna lähedal.
Lase , s.t. õhutemperatuur langeb kõrgusega. Sellises olukorras väheneb ka murdumisnäitaja kõrgusega. Valguskiire trajektoor pööratakse sel juhul nõgusa küljega maapinna poole (joon. 2.9 trajektoor AB¢). Sellist murdumist nimetatakse positiivseks. kaugeim punkt AT¢ Vaatleja näeb kiirte tee viimase puutuja suunas. See puutuja, s.o. murdumise tõttu nähtav horisont on võrdne matemaatilise horisondiga NAS nurk D, väiksem nurk d. Süstimine d on nurk matemaatilise ja geomeetrilise horisondi vahel ilma murdumiseta. Seega on nähtav horisont tõusnud nurga võrra ( d- D) ja laiendatud kui D > D0.
Kujutame nüüd seda ette g järk-järgult väheneb, s.t. temperatuur langeb kõrgusega aina aeglasemalt. Saabub hetk, mil temperatuurigradient muutub võrdseks nulliga (isoterm) ja siis muutub temperatuurigradient negatiivseks. Temperatuur enam ei lange, vaid kasvab koos kõrgusega, s.t. täheldatakse temperatuuri inversiooni. Temperatuurigradiendi vähenemisel ja selle üleminekul nullist tõuseb nähtav horisont aina kõrgemale ja saabub hetk, mil D võrdub nulliga. Nähtav geodeetiline horisont tõuseb matemaatiliseks. Maapind justkui sirgus, muutus tasaseks. Geodeetiline nähtavuse ulatus on lõpmatult suur. Kiire kõverusraadius sai võrdseks maakera raadiusega.
Veelgi tugevama temperatuuri inversiooni korral muutub D negatiivseks. Nähtav horisont on tõusnud matemaatilisest kõrgemale. Vaatlejale punktis A tundub, et ta on tohutu basseini põhjas. Horisondi tõttu tõusevad geodeetilisest horisondist kaugele jäävad objektid üles ja muutuvad nähtavaks (justkui hõljuks õhus) (joonis 2.10).
Selliseid nähtusi võib täheldada polaarmaades. Nii võib Ameerika Kanada Kanada rannikult läbi Smithi väina mõnikord näha Gröönimaa rannikut koos kõigi sellel asuvate hoonetega. Kaugus Gröönimaa rannikust on umbes 70 km, geodeetilise nähtavuse ulatus aga mitte rohkem kui 20 km. Veel üks näide. Pas de Calais' Inglise poolelt Hastingsist olen näinud Prantsusmaa rannikut üle väina umbes 75 km kaugusel.
Joon.2.10. Ebatavalise murdumise nähtus polaarmaades
Oletame nüüd, et g=g 0 , mistõttu õhu tihedus kõrgusega ei muutu (homogeenne atmosfäär), murdumist ja D=D 0 .
Kell g > g 0, murdumisnäitaja ja õhutihedus suurenevad kõrgusega. Sel juhul on valguskiirte trajektoor kumera küljega maapinna poole. Seda murdumist nimetatakse negatiivseks. Viimane punkt Maal, mida A-s asuv vaatleja näeb, on B². Nähtav horisont AB² kitsenes ja vajus nurga alla (D - d).
Eeltoodust saame sõnastada järgmise reegli: kui õhutihedus (ja sellest tulenevalt ka murdumisnäitaja) muutub koos valguskiire levimisega atmosfääris, siis valguskiir paindub nii, et selle trajektoor on alati kumer. õhu tiheduse (ja murdumisnäitaja) vähenemise suund.
Refraktsioon ja miraažid
Sõna miraaž on prantsuse päritolu ja sellel on kaks tähendust: "peegeldus" ja "petlik nägemine". Selle sõna mõlemad tähendused peegeldavad hästi nähtuse olemust. Miraaž on kujutis Maal tõesti eksisteerivast objektist, mis on sageli suurendatud ja tugevasti moonutatud. Sõltuvalt pildi asukohast objekti suhtes on mitut tüüpi miraaže: ülemine, alumine, külgmine ja kompleksne. Kõige sagedamini täheldatakse kõrgemaid ja madalamaid miraaže, mis tekivad siis, kui tiheduse (ja seega ka murdumisnäitaja) ebatavaline jaotus kõrgusel on, kui teatud kõrgusel või Maa pinna lähedal on suhteliselt õhuke. väga sooja õhu kiht (madala murdumisnäitajaga), milles maapealsetelt objektidelt tulevad kiired peegelduvad täielikult. See juhtub siis, kui kiired langevad sellele kihile nurga all, mis on suurem kui sisemise täieliku peegelduse nurk. See soojem õhukiht täidab õhupeegli rolli, mis peegeldab sinna langevaid kiiri.
Suurepärased miraažid (joonis 2.11) tekivad tugevate temperatuuriinversioonide korral, kui õhu tihedus ja murdumisnäitaja vähenevad kiiresti kõrgusega. Suuremate miraažide puhul asub pilt objekti kohal.
Joon.2.11. parem miraaž
Valguskiirte trajektoorid on näidatud joonisel (2.11). Oletame, et Maa pind on tasane ja sellega paralleelsed kihid võrdse tihedusega. Kuna tihedus väheneb kõrgusega, siis . Soe kiht, mis mängib peegli rolli, asub kõrgusel. Selles kihis, kui kiirte langemisnurk muutub võrdseks murdumisnäitajaga (), pöörduvad kiired tagasi maapinna poole. Vaatleja saab korraga näha objekti ennast (kui see ei asu horisondi taga) ja üht või mitut pilti selle kohal – sirgelt ja tagurpidi.
Joon.2.12. Kompleksne suurepärane miraaž
Joonisel fig. 2.12 näitab keerulise ülemise miraaži tekkimise skeemi. Objekt ise on nähtav ab, selle kohal on selle otsene kujutis a¢b¢, tagurpidi in²b² ja jälle otse a²¢b²¢. Selline miraaž võib tekkida siis, kui õhutihedus väheneb kõrgusega, kõigepealt aeglaselt, siis kiiresti ja jälle aeglaselt. Pilt pööratakse ümber, kui objekti äärmistest punktidest tulevad kiired lõikuvad. Kui objekt on kaugel (horisondist tagapool), siis ei pruugi objekt ise olla nähtav ja selle kõrgele õhku tõstetud kujutised on nähtavad suurtest kaugustest.
Lomonossovi linn asub Soome lahe rannikul, 40 km kaugusel Peterburist. Tavaliselt alates Lomonosovist Peterburi pole üldse näha või on näha väga halvasti. Mõnikord on Peterburi näha "ühe pilguga". See on üks paremate miraažide näiteid.
Ilmselt tuleks vähemalt osa nn kummituslikest Maadest, mida Arktikast aastakümneid otsiti ja mida kunagi ei leitud, kirjutada ülemiste miraažide arvu arvele. Eriti pikaks venis Sannikovi maa otsimine.
Yakov Sannikov oli jahimees, tegeles karusnahakaubandusega. Aastal 1811 ta asus koertega üle jää Uus-Siberi saarte rühma ja nägi Kotelnõi saare põhjatipust ookeanis tundmatut saart. Ta ei jõudnud selleni, kuid teatas uue saare avastamisest valitsusele. Augustis 1886 E.V Tol nägi oma ekspeditsioonil Uus-Siberi saartele ka Sannikovi saart ja tegi oma päevikusse sissekande: „Horisont on täiesti selge. Kirde suunas, 14-18 kraadi, nägime selgelt nelja mesa piirjooni, mis idas seostusid madala maaga. Seega sai Sannikovi sõnum igati kinnitust. Seetõttu on meil õigus tõmmata kaardile sobivasse kohta punktiirjoon ja kirjutada sellele: "Sannikovi maa".
Tol veetis 16 aastat oma elust Sannikovi maad otsides. Ta korraldas ja juhtis kolm ekspeditsiooni Uus-Siberi saarte piirkonda. Viimase ekspeditsiooni ajal kuunaril "Zarya" (1900-1902) hukkus Tolja ekspeditsioon Sannikovi maad leidmata. Keegi teine pole Sannikovi maad näinud. Võib-olla oli see miraaž, mis ilmub samasse kohta teatud aegadel aastas. Nii Sannikov kui Tol nägid selles suunas asuva sama saare miraaži, ainult palju kaugemal ookeanis. Võib-olla oli see üks De Longi saartest. Võib-olla oli see tohutu jäämägi – terve jääsaar. Sellised kuni 100 km2 pindalaga jäämäed rändavad üle ookeani mitu aastakümmet.
Miraaž ei petnud inimesi alati. Inglise polaaruurija Robert Scott 1902. aastal. Antarktikas nägin mägesid, justkui rippusid õhus. Scott arvas, et horisondi kohal on mäeahelik. Ja tõepoolest, Norra polaaruurija Raoul Amundsen avastas mäeaheliku hiljem täpselt sealt, kus Scott seda arvas.
Joon.2.13. alaväärtuslik miraaž
Inferior miraažid (joon. 2.13) tekivad väga kiire temperatuuri langusega koos kõrgusega, s.t. väga suurte temperatuurigradientide korral. Õhupeegli rolli täidab õhukese pinna kõige soojem õhukiht. Miraaži nimetatakse alumiseks, kuna objekti kujutis asetatakse objekti alla. Alumistes miraažides tundub, nagu oleks objekti all veepind ja kõik objektid peegelduvad sellel.
Vaikses vees peegelduvad hästi kõik kaldal seisvad objektid. Maapinnalt kuumutatud õhukeses õhukihis peegeldumine on täiesti analoogne vees peegeldumisega, peegli rolli täidab vaid õhk ise. Õhuseisund, milles halvemad miraažid tekivad, on äärmiselt ebastabiilne. Lõppude lõpuks asub allpool, maapinna lähedal, tugevalt kuumutatud ja seetõttu kergem õhk ning selle kohal külmem ja raskem. Maapinnast tõusvad kuuma õhu joad tungivad läbi külma õhu kihtidesse. Tänu sellele muutub meie silme all miraaž, “vee” pind tundub lainetavat. Piisab väikesest tuulepuhangust või tõukest ja tekibki kokkuvarisemine, s.t. õhukihtide ümberpööramine. Raske õhk tormab alla, hävitades õhupeegli ja miraaž kaob. Soodsad tingimused madalamate miraažide tekkeks on steppides ja kõrbetes aset leidev homogeenne ühtlane Maa aluspind ning päikesepaisteline tuulevaikne ilm.
Kui miraaž on pilt reaalsest objektist, siis tekib küsimus – pilti sellest, millist veepinda näevad kõrbes rändurid? Lõppude lõpuks pole kõrbes vett. Fakt on see, et miraažis nähtav näiline veepind või järv on tegelikult mitte veepinna, vaid taeva kujutis. Osad taevast peegelduvad õhupeeglis ja loovad täieliku illusiooni säravast veepinnast. Sellist miraaži võib näha mitte ainult kõrbes või stepis. Need tekivad isegi Peterburis ja selle lähiümbruses päikesepaistelistel päevadel üle asfaltteede või tasase liivaranna.
Joon.2.14. külgmine miraaž
Külgmised miraažid tekivad siis, kui sama tihedusega õhukihid paiknevad atmosfääris mitte horisontaalselt, nagu tavaliselt, vaid kaldu ja isegi vertikaalselt (joonis 2.14). Sellised tingimused tekivad suvel, hommikul veidi pärast päikesetõusu mere või järve kiviste kallaste läheduses, kui kallas on juba päikese poolt valgustatud ning veepind ja õhk selle kohal on veel külm. Genfi järvel on korduvalt täheldatud külgmisi miraaže. Külgmiraaž võib tekkida Päikesest köetud maja kiviseinale ja isegi köetud ahju kõrvale.
Kompleksset tüüpi miraažid ehk Fata Morgana tekivad siis, kui on olemas tingimused nii ülemise kui ka alumise miraaži ilmnemiseks üheaegselt, näiteks olulise temperatuuri inversiooniga teatud kõrgusel suhteliselt sooja mere kohal. Õhutihedus suureneb kõigepealt kõrgusega (õhutemperatuur langeb) ja seejärel ka kiiresti väheneb (õhutemperatuur tõuseb). Sellise õhutiheduse jaotuse korral on atmosfääri seisund väga ebastabiilne ja allub äkilistele muutustele. Seetõttu muutub miraaži välimus meie silme all. Kõige tavalisemad kivid ja majad muutuvad korduvate moonutuste ja suurenduse tõttu meie silme all imelisteks Fairy Morgana lossideks. Fata Morganat vaadeldakse Itaalia, Sitsiilia ranniku lähedal. Kuid see võib esineda ka kõrgetel laiuskraadidel. Nii kirjeldas tuntud Siberi maadeavastaja F. P. Wrangel Nižnekolmskis nähtud fata morganat: „Horisontaalse murdumise toimel tekkis perekond fata morgana. Lõuna pool asuvad mäed tundusid meile mitmesugustes moonutatud vormides ja õhus rippumas. Kaugemad mäed tundusid olevat ümberkukkunud tipud. Jõgi kitsenes selleni, et vastaskallas tundus olevat peaaegu meie onnide juures.
Astronoomid nimetavad sähvatusi "juhuslikeks" – need on äkilised ja ettearvamatud. Pealegi on vaatluste põhjal teada, et punastele kääbustele on omane väga intensiivne sähvatustegevus. Nad on vähem massiivsed tähed kui meie Päike ja neid peetakse sobivateks ka "elu hällide" rolli. Hiljuti on teadlased välja selgitanud selle nähtuse põhjuse.
Huvi punaste kääbuste sähvatusnähtuse vastu on üsna loomulik – tõsiasi on see, et nii võimas sähvatus võib kujunevale või arenenud elustikule saatuslikuks saada. Kuid punastel kääbustel on planeedid, millest mõnel on elu eksisteerimiseks üsna normaalsed tingimused.
Hiidtähtede taustal näevad punased kääbused välja nagu nõrgalt helendavad tähed, seega tehakse nende vaatlusi piiratud lähiulatuses. Meie galaktikas, Suure Suuruse tähtkujus, on kaksiktähesüsteem, mis koosneb kahest punasest kääbusest – neid eraldab 190 astronoomilise ühiku pikkune kaugus. Päikesesüsteemi skaalal on see neljakordne kaugus Päikesest Pluutoni.
Seda tähesüsteemi nimetatakse Gliese 412-ks ja seda on üsna põhjalikult uuritud. Selle tähed, punased kääbused, on järgmised: esimene - Gliese 412 A mass ulatub poole Päikese massist ja helendab palju nõrgemalt - ulatub vaid 2 protsendini meie tähe heledusest. Teine täht Gliese 412 B on palju vähem massiivne ja sellel pole pidevat heledust. See väga hämar M6-klassi täht on sada korda tuhmim kui tema naaber Gliese 412 A! Kuid tähtede sähvatuste eredamad hetked tuvastavad sellised muutlikud tähed, see on tõesti nende "tähemoment" - kõige tugevam heleduse heleduse puhang leitakse vaatlustes.
Tähepõletuste teooria selgitab neid nähtusi kui transformatsioone tähtede aktiivsust reguleerivate tähtede magnetväljade keerulises hierarhias. See on Päikesel selgelt näha: moodustub uus täppidega tegevuskompleks, see kasvab ja muutub ning uue tugeva magnetvoo tekkimisel ühendatakse jõujooned uuesti ning juhtivas plasmakeskkonnas toimub võimas energia muundumine. Päike, mida nähakse välguna. Sellel väljaheitel on hiiglaslik kineetiline energia ja see lendab Päikesest eemale kiirusega üle 1000 km/s. Hiiglaslikud rakud tekivad punastel kääbustel, nende tähtede konvektiivne plasmakeskkond tekitab põletusaktiivsust sama elektrilahendusskeemi järgi.
Santiago de Compostela ülikooli (Galicia, Hispaania) professor Vakhtang Tamazyan koos rühma kolleegidega Hispaaniast ja Armeeniast tuvastas ja uuris sellise sähvatusprotsessi erakordselt võimsa näite: muutuvtäht WX UMa suurendas oma heledust 15 võrra. korda 160 s. Selle pinna temperatuur, mis võrdub 2800 K, ulatus sähvatuspiirkonnas 18000 K-ni - selline on spektriklassi B siniste hiiglaste pinnatemperatuur! Kuid sinised hiiglased toidavad oma koletu heledust pideva energia sissevooluga tähe sügavustest. Punase kääbuse puhul näitab see temperatuur koronaalpõletussilmuse kuumenemist, punase kääbuse atmosfääri ülemistes kihtides asuvat aktiivset moodustist, mille heleduse käivitab magnetvälja realiseerunud energia.
Sarnane muutus Päikese koronaalse silmuse heleduses avastati Koronas-F kosmoseeksperimendis IZMIRANis, mis sai nime V.I. N. V. Pushkov RAS, avastus pälvis riikliku preemia. Tavaliselt kuumutatakse Päikese kroon umbes 2 miljoni kraadini, Koronas-F katses täheldati kuumenemist kuni 20 miljoni kraadini. Punastel kääbustel, tüüpilistel põletustähtedel realiseeritakse sel viisil ebastabiilsus nende keerulistes magnetväljades. Neid nähtusi pole vähese heleduse tõttu lihtne registreerida, kuna punaseid kääbusi pole Maast kaugemal kui 60 valgusaastat võimalik jälgida, see on tänapäevaste tehniliste võimaluste piir.
Tähepaar, mis sisaldab tähte WX UMa, annab teadlastele ainulaadse võimaluse "uurida, kas sähvatuste sagedus ja üksteise ümber pöörlevate valgustite paari suhteline asend on omavahel seotud," rõhutab Vakhtang Tamazyan. Kahekomponentsete süsteemide uurimine, kus punased kääbused üksteisega gravitatsiooniliselt suhtlevad, võimaldab uurida põletusprotsesside ühenduvuse küsimust ja laiendada meie arusaama punaste kääbuste ainulaadsete põletuste füüsilisest olemusest.
Samaaegselt tähe WX UMa vaatlusega uuris astronoomide meeskond nelja täiendavat kahendsüsteemi punaste kääbustega, jälgides nende sähvatusaktiivsust. Võimsaid puhanguid ei täheldatud, kuid sellegipoolest muutusid puhangute ajal heledamaks veel kolm kääbust, kellest ainult üks ei näidanud vaatlusperioodil sellist aktiivsust. Niisiis, nagu selgus, ei ole punaste kääbuste sähvatusomadustel ilmnenud perioodilisus. Selle tulemusena pakkusid teadlased välja, et kuna kahendsüsteemides registreeriti nii lühikese aja jooksul suur hulk rakette, ilmnevad need ilmselt kaastähe mõjul.
Tuleb märkida, et sähvatustest möllavad punased kääbused pole selles suhtes meie palju stabiilsema Päikese moodi. Päikese sähvatustegevus saab alguse iga 11-aastase tsükli kasvuharult, saavutab oma apogee tsükli maksimumil, langedes minimaalsete ilminguteni Päikese aktiivsuse miinimumi juures. Kuigi üldistest trendidest on juba täheldatud erandeid: 2003. aastal, veidi enne miinimumi, toimus rida võimsaid päikesepurskeid, mis äratasid spetsialistide suurt tähelepanu.
Selliseid tugevaid sähvatusi Päikesel nimetatakse röntgenkiirte sähvatusteks, punktideks M ja X. Päikese ja tähtede aktiivsuse kõige energeetilisemate ilmingute uuringud salvestatakse hoolikalt ja analüüsitakse tänapäevaste kosmoseobservatooriumite järgi. Nende olemus muutub teadlastele üha selgemaks, kuid sähvatussündmuste prognoos on endiselt ainult tõenäosuslik ega ole täpne. Kuid on täiesti võimalik, et teadmiste paranedes võib selline prognoos ilmuda ...
Infomaterjal "noore lugejanurk"
Arst, kes on hävitamisest kaugel
Kust osta väävelhapet?