I en rolig atmosfære observeres situasjonen. Tekstoppgaver (gym i fysikk)
Det er kalde og varme luftstrømmer i atmosfæren. Der de varme lagene er over de kalde, dannes luftvirvler, under påvirkning av hvilke lysstråler bøyes, og stjernens posisjon endres.
Lysstyrken til en stjerne endres fordi stråler som avviker feil er konsentrert ujevnt over planetens overflate. Samtidig er hele landskapet i stadig endring og endring på grunn av atmosfæriske fenomener, for eksempel på grunn av vind. Observatøren av stjernene befinner seg enten i et mer opplyst område, eller omvendt i et mer skyggelagt område.
Hvis du vil se glimt av stjerner, husk at på senit, i en rolig atmosfære, kan dette fenomenet bare av og til oppdages. Hvis du vender blikket mot himmelobjekter nærmere horisonten, vil du oppdage at de glimter mye mer. Dette forklares av det faktum at du ser på stjernene gjennom et tettere luftlag, og følgelig trenger inn i et større antall luftstrømmer med blikket. Du vil ikke legge merke til endringer i fargen på stjerner som ligger i en høyde på mer enn 50°. Men du vil finne hyppige fargeendringer i stjerner under 35°. Sirius flimrer veldig vakkert, og skimrer med alle fargene i spekteret, spesielt i vintermånedene, lavt over horisonten.
Det sterke blinket av stjerner beviser atmosfærens heterogenitet, som er assosiert med ulike meteorologiske fenomener. Derfor tror mange at flimring er relatert til været. Den får ofte styrke ved lavt atmosfærisk trykk, lavere temperatur, økt luftfuktighet, etc. Men atmosfærens tilstand avhenger av så mange forskjellige faktorer at det foreløpig ikke er mulig å forutsi været ved et glimt av stjerner.
Dette fenomenet beholder sine mysterier og tvetydigheter. Det antas at den forsterkes i skumringen. Dette kan være en optisk illusjon eller en konsekvens av uvanlige atmosfæriske endringer som ofte oppstår på denne tiden av dagen. Det antas at glimt av stjerner er forårsaket av nordlyset. Men dette er veldig vanskelig å forklare, gitt at nordlyset befinner seg i en høyde på mer enn 100 km. I tillegg er det fortsatt et mysterium hvorfor hvite stjerner blinker mindre enn røde.
Stjerner er soler. Den første personen som oppdaget denne sannheten var en vitenskapsmann av italiensk opprinnelse. Uten noen overdrivelse er navnet hans kjent over hele den moderne verden. Dette er den legendariske Giordano Bruno. Han hevdet at blant stjernene er det lik solen i størrelse, temperatur på overflaten og til og med farge, som direkte avhenger av temperaturen. I tillegg er det stjerner som er vesentlig forskjellige fra solen - kjemper og superkjemper.
Tabell over rangeringer
Mangfoldet av de utallige stjernene på himmelen tvang astronomer til å etablere en viss orden blant dem. For å gjøre dette bestemte forskere seg for å dele stjernene inn i passende klasser av deres lysstyrke. For eksempel kalles stjerner som sender ut lys flere tusen ganger mer enn solen for kjemper. I kontrast er stjerner med minimal lysstyrke dverger. Forskere har funnet ut at solen, ifølge denne egenskapen, er en gjennomsnittlig stjerne.
lyser de annerledes?
En tid trodde astronomer at stjerner skinner annerledes på grunn av deres forskjellige plasseringer fra jorden. Men dette er ikke helt sant. Astronomer har funnet ut at selv de stjernene som befinner seg i samme avstand fra jorden kan ha en helt annen tilsynelatende lysstyrke. Denne lysstyrken avhenger ikke bare av avstand, men også av temperaturen til selve stjernene. For å sammenligne stjerner etter deres tilsynelatende lysstyrke, bruker forskere en spesifikk måleenhet - absolutt størrelse. Den lar oss beregne den virkelige strålingen til en stjerne. Ved å bruke denne metoden har forskere beregnet at det bare er 20 av de lyseste stjernene på himmelen.
Hvorfor har stjerner forskjellige farger?
Det ble skrevet ovenfor at astronomer skiller stjerner ved deres størrelse og deres lysstyrke. Dette er imidlertid ikke hele klassifiseringen deres. Sammen med deres størrelse og tilsynelatende lysstyrke, klassifiseres alle stjerner også etter sin egen farge. Faktum er at lyset som definerer denne eller den stjernen har bølgestråling. Disse er ganske korte. Til tross for lysets minste bølgelengde, endrer selv den minste forskjellen i størrelsen på lysbølgene dramatisk fargen på stjernen, som direkte avhenger av temperaturen på overflaten. Hvis du for eksempel varmer opp en jernstekepanne, får den tilsvarende farge.
Fargespekteret til en stjerne er et slags pass som bestemmer dens mest karakteristiske trekk. For eksempel ble Solen og Capella (en stjerne som ligner på Solen) identifisert av astronomer som en og samme. Begge har en blekgul farge og en overflatetemperatur på 6000°C. Dessuten inneholder spekteret deres de samme stoffene: linjer, natrium og jern.
Stjerner som Betelgeuse eller Antares har generelt en karakteristisk rød farge. Overflatetemperaturen deres er 3000°C, og de inneholder titanoksid. Stjerner som Sirius og Vega er hvite. Overflatetemperaturen deres er 10000°C. Spektrene deres har hydrogenlinjer. Det er også en stjerne med en overflatetemperatur på 30 000°C – dette er den blåhvite Orionis.
Har du noen gang lurt på hvorfor stjernene ikke er synlige på himmelen på dagtid? Tross alt er luften like gjennomsiktig om dagen som den er om natten. Hele poenget her er at atmosfæren på dagtid sprer sollys.
Tenk deg at du er i et godt opplyst rom om kvelden. Gjennom vindusglasset er skarpe lys plassert utenfor ganske tydelig synlige. Men svakt opplyste gjenstander er nesten umulig å se. Men så snart du slår av lyset i rommet, slutter glasset å tjene som et hinder for synet vårt.
Noe lignende skjer når man observerer himmelen: om dagen er atmosfæren over oss sterkt opplyst og solen er synlig gjennom den, men det svake lyset fra fjerne stjerner kan ikke trenge gjennom. Men etter at solen synker under horisonten og sollyset (og med det lyset spredt av luften) «slår seg av», blir atmosfæren «gjennomsiktig» og stjernene kan observeres.
Det er en annen sak i verdensrommet. Når romfartøyet stiger til høyden, forblir tette lag av atmosfæren under og himmelen blir gradvis mørkere.
I en høyde på rundt 200-300 km, der bemannede romfartøy vanligvis flyr, er himmelen helt svart. Den er alltid svart, selv om solen for øyeblikket er på den synlige delen av den.
«Himmelen er helt svart. Stjernene på denne himmelen ser noe lysere ut og er tydeligere synlige mot bakgrunnen av den svarte himmelen», slik beskrev den første kosmonauten Yu A. Gagarin sine rominntrykk.
Men likevel, selv fra romfartøyet på dagsiden av himmelen, er ikke alle stjernene synlige, men bare de lyseste. Øyet blir forstyrret av det blendende lyset fra solen og jordens lys.
Hvis vi ser på himmelen fra jorden, vil vi tydelig se at alle stjernene blinker. De ser ut til å blekne, deretter blusse opp, skimrende med forskjellige farger. Og jo lavere stjernen er plassert over horisonten, jo sterkere flimring.
Stjerneglimt forklares også av tilstedeværelsen av en atmosfære. Før det når øynene våre, passerer lyset som sendes ut av en stjerne gjennom atmosfæren. I atmosfæren er det alltid masser av varmere og kaldere luft. Dens tetthet avhenger av temperaturen til luften i et bestemt område. Når lysstråler går fra ett område til et annet, oppleves brytning. Forplantningsretningen deres endres. På grunn av dette er de noen steder over jordens overflate konsentrert, andre steder er de relativt sjeldne. Som et resultat av den konstante bevegelsen av luftmasser, skifter disse sonene hele tiden, og observatøren ser enten en økning eller reduksjon i stjernenes lysstyrke. Men siden forskjellige fargede stråler ikke brytes likt, skjer ikke øyeblikkene med intensivering og svekkelse av forskjellige farger samtidig.
I tillegg kan andre, mer komplekse optiske effekter spille en viss rolle i glimt av stjerner.
Tilstedeværelsen av varme og kalde luftlag og intense bevegelser av luftmasser påvirker også kvaliteten på teleskopbilder.
Hvor er de beste forholdene for astronomiske observasjoner: i fjellet eller på slettene, på kysten eller i innlandet, i skogen eller i ørkenen? Og generelt, hva er bedre for astronomer - ti skyfrie netter i løpet av en måned eller bare én klar natt, men én når luften er helt klar og rolig?
Dette er bare en liten del av problemene som må løses ved valg av plassering for bygging av observatorier og installasjon av store teleskoper. Et spesielt vitenskapsfelt omhandler slike problemer - astroklimatologi.
Selvfølgelig er de beste forholdene for astronomiske observasjoner utenfor de tette lagene av atmosfæren, i verdensrommet. Forresten, stjernene her blinker ikke, men brenner med et kaldt, rolig lys.
Kjente konstellasjoner ser nøyaktig like ut i verdensrommet som de gjør på jorden. Stjernene er i enorme avstander fra oss, og å bevege seg bort fra jordoverflaten med noen hundre kilometer kan ikke endre noe i deres tilsynelatende relative posisjon. Selv når de ble observert fra Pluto, ville konturene av stjernebildene være nøyaktig de samme.
I løpet av en bane fra et romfartøy som beveger seg i lav bane rundt jorden, kan du i prinsippet se alle stjernebildene på jordhimmelen. Å observere stjerner fra verdensrommet er av dobbel interesse: astronomisk og navigasjonsmessig. Spesielt er det veldig viktig å observere stjernelys umodifisert av atmosfæren.
Navigasjon etter stjernene er ikke mindre viktig i verdensrommet. Ved å observere forhåndsvalgte "referanse"-stjerner kan du ikke bare orientere skipet, men også bestemme posisjonen i rommet.
I lang tid har astronomer drømt om fremtidige observatorier på Månens overflate. Det så ut til at det fullstendige fraværet av en atmosfære skulle skape ideelle forhold på jordens naturlige satellitt for astronomiske observasjoner både under månens natt og under månedagen.
Når lysstrålene passerer gjennom jordens atmosfære, endrer de sin rette retning. På grunn av økningen i atmosfærisk tetthet, øker brytningen av lysstråler når de nærmer seg jordoverflaten. Som et resultat ser observatøren himmellegemene som om de er hevet over horisonten med en vinkel som kalles astronomisk brytning.
Refraksjon er en av hovedkildene til både systematiske og tilfeldige observasjonsfeil. I 1906 Newcombe skrev at det ikke er noen gren av praktisk astronomi som det er skrevet så mye om som om refraksjon, og som ville være i en så utilfredsstillende tilstand. Fram til midten av 1900-tallet reduserte astronomene sine observasjoner ved å bruke refraksjonstabeller satt sammen på 1800-tallet. Den største ulempen med alle gamle teorier var en unøyaktig forståelse av strukturen til jordens atmosfære.
La oss ta jordens overflate AB som en kule med radius OA=R, og forestille oss jordens atmosfære i form av lag konsentriske med den aw, en 1 i 1 og 2 i 2...med tettheter økende når lagene nærmer seg jordoverflaten (fig. 2.7). Da vil en stråle SA fra et veldig fjernt legeme, brutt i atmosfæren, komme til punktet A i retningen S¢A, som avviker fra dens utgangsposisjon SA eller fra retningen S²A parallelt med den med en viss vinkel S¢AS²= r, kalt astronomisk refraksjon. Alle elementene i den buede strålen SA og dens endelige tilsynelatende retning AS¢ vil ligge i det samme vertikale plan ZAOS. Følgelig øker astronomisk brytning bare den sanne retningen til lyset i det vertikale planet som passerer gjennom det.
Vinkelhøyden til en stjerne over horisonten i astronomi kalles stjernens høyde. Vinkel S¢AH = h¢ vil være den tilsynelatende høyden til stjernen, og vinkelen S²AH = h = h¢ - r er dens sanne høyde. Hjørne z er den sanne senitavstanden til lyskilden, og z¢ er dens synlige verdi.
Mengden brytning avhenger av mange faktorer og kan endres på alle steder på jorden, selv i løpet av en dag. For gjennomsnittlige forhold ble en omtrentlig brytningsformel oppnådd:
Dh=-0,9666 ctg h¢. (2.1)
Koeffisienten 0,9666 tilsvarer atmosfærens tetthet ved en temperatur på +10°C og et trykk på 760 mm Hg. Hvis egenskapene til atmosfæren er forskjellige, må korreksjonen for brytning, beregnet i henhold til formel (2.1), korrigeres ved korreksjoner for temperatur og trykk.
Fig. 2.7 Astronomisk brytning
For å ta hensyn til astronomisk brytning i senitalmetoder for astronomiske bestemmelser, måles temperatur og lufttrykk under observasjon av senitavstandene til armaturer. I nøyaktige metoder for astronomiske bestemmelser, måles senitavstandene til armaturer i området fra 10° til 60°. Den øvre grensen skyldes instrumentelle feil, den nedre grensen skyldes feil i refraksjonstabellene.
Senitavstanden til armaturet, korrigert ved refraksjonskorreksjonen, beregnes ved hjelp av formelen:
Gjennomsnittlig (normal ved en temperatur på +10°C og et trykk på 760 mm Hg.) brytning, beregnet ved z¢;
En koeffisient som tar hensyn til lufttemperatur, beregnet fra temperaturverdien;
B– koeffisient som tar hensyn til lufttrykk.
Mange forskere studerte teorien om brytning. Opprinnelig var den opprinnelige antagelsen at tettheten til forskjellige lag i atmosfæren avtar med økende høyde på disse lagene i en aritmetisk progresjon (Bouguer). Men denne antagelsen ble snart anerkjent som utilfredsstillende i alle henseender, siden den førte til en for liten brytningsverdi og til en for rask nedgang i temperaturen med høyden over jordoverflaten.
Newton antok at atmosfærens tetthet avtar med høyden i henhold til loven om geometrisk progresjon. Og denne hypotesen viste seg å være utilfredsstillende. Ifølge denne hypotesen viste det seg at temperaturen i alle lag av atmosfæren skulle holde seg konstant og lik temperaturen på jordoverflaten.
Den mest geniale var Laplaces hypotese, mellom de to ovenfor. Brytningstabellene som ble publisert årlig i den franske astronomiske kalenderen var basert på denne Laplace-hypotesen.
Jordens atmosfære med dens ustabilitet (turbulens, brytningsvariasjoner) setter en grense for nøyaktigheten av astronomiske observasjoner fra jorden.
Når du velger et sted for installasjon av store astronomiske instrumenter, studeres først astroklimaet i området grundig, som forstås som et sett med faktorer som forvrenger formen på bølgefronten til stråling fra himmellegemer som passerer gjennom atmosfæren. Hvis bølgefronten når enheten uforvrengt, kan enheten i dette tilfellet fungere med maksimal effektivitet (med en oppløsning som nærmer seg den teoretiske).
Som det viste seg, er kvaliteten på det teleskopiske bildet redusert hovedsakelig på grunn av interferens introdusert av grunnlaget i atmosfæren. Jorden, på grunn av sin egen termiske stråling om natten, avkjøles betydelig og avkjøler det tilstøtende luftlaget. En endring i lufttemperatur med 1°C endrer brytningsindeksen med 10 -6. På isolerte fjelltopper kan tykkelsen på grunnlaget av luft med en betydelig temperaturforskjell (gradient) nå flere titalls meter. I daler og flate områder om natten er dette laget mye tykkere og kan bli hundrevis av meter. Dette forklarer valget av lokaliteter for astronomiske observatorier på fjellryggene og på isolerte topper, hvorfra tettere kald luft kan strømme inn i dalene. Høyden på teleskoptårnet er valgt slik at instrumentet er plassert over hovedområdet for temperaturinhomogeniteter.
En viktig faktor i astroklima er vinden i overflatelaget av atmosfæren. Ved å blande lag med kald og varm luft, forårsaker det utseendet av tetthetsinhomogeniteter i luftsøylen over enheten. Inhomogeniteter hvis dimensjoner er mindre enn diameteren til teleskopet fører til ufokusering av bildet. Større tetthetsfluktuasjoner (flere meter eller større) forårsaker ikke skarpe forvrengninger av bølgefronten og fører hovedsakelig til forskyvning i stedet for ufokusering av bildet.
I de øvre lagene av atmosfæren (ved tropopausen) observeres også svingninger i luftens tetthet og brytningsindeks. Men forstyrrelser i tropopausen påvirker ikke nevneverdig kvaliteten på bilder produsert av optiske instrumenter, siden temperaturgradienter der er mye mindre enn i overflatelaget. Disse lagene forårsaker ikke skjelving, men glimt av stjerner.
I astroklimatiske studier etableres en sammenheng mellom antall klare dager registrert av værtjenesten og antall netter egnet for astronomiske observasjoner. De mest fordelaktige områdene, ifølge astroklimatiske analyser av territoriet til det tidligere Sovjetunionen, er noen fjellområder i de sentralasiatiske statene.
Terrestrisk brytning
Stråler fra bakkeobjekter, hvis de reiser en lang nok vei i atmosfæren, opplever også brytning. Strålers bane er bøyd under påvirkning av brytning, og vi ser dem på feil steder eller i feil retning der de faktisk er. Under visse forhold, som et resultat av terrestrisk brytning, vises mirages - falske bilder av fjerne objekter.
Terrestrisk brytningsvinkel a er vinkelen mellom retningen til den tilsynelatende og faktiske posisjonen til det observerte objektet (fig. 2.8). Verdien av vinkelen a avhenger av avstanden til det observerte objektet og av den vertikale temperaturgradienten i overflatelaget av atmosfæren, der forplantningen av stråler fra bakkeobjekter skjer.
Fig.2.8. Manifestasjon av terrestrisk refraksjon under syn:
a) – fra bunn til topp, b) – fra topp til bunn, a – terrestrisk brytningsvinkel
Det geodetiske (geometriske) siktområdet er assosiert med terrestrisk refraksjon (fig. 2.9). La oss anta at observatøren befinner seg i punkt A i en viss høyde hH over jordoverflaten og observerer horisonten i retning av punkt B. NAN-planet er et horisontalt plan som går gjennom punkt A vinkelrett på jordklodens radius, kalt planet for den matematiske horisonten. Hvis lysstråler forplanter seg rettlinjet i atmosfæren, vil det fjerneste punktet på jorden som en observatør fra punkt A kunne se, være punkt B. Avstanden til dette punktet (tangens AB til kloden) er det geodetiske (eller geometriske) siktområdet D 0 . En sirkulær linje på jordoverflaten eksplosiv er den geodetiske (eller geometriske) horisonten til observatøren. Verdien av D 0 bestemmes bare av geometriske parametere: Jordens radius R og høyden h H til observatøren og er lik D o ≈ √ 2Rh H = 3,57√ h H, som følger av fig. 2.9.
Fig.2.9. Terrestrisk brytning: matematiske (NN) og geodetiske (BB) horisonter, geodetisk synlighetsområde (AB=D 0)
Hvis en observatør observerer et objekt som befinner seg i en høyde h over jordens overflate, vil det geodetiske området være avstanden AC = 3,57(√ t H + √ t pr). Disse utsagnene ville være sanne hvis lys reiste i en rett linje gjennom atmosfæren. Men det er ikke sant. Med en normal fordeling av temperatur og lufttetthet i grunnlaget, vender den buede linjen som viser banen til lysstrålen mot Jorden med sin konkave side. Derfor vil det fjerneste punktet som en observatør fra A vil se ikke være B, men B¢. Det geodetiske siktområdet AB¢, tatt i betraktning brytning, vil i gjennomsnitt være 6-7 % større og i stedet for koeffisienten på 3,57 i formlene vil det være en koeffisient på 3,82. Geodetisk rekkevidde beregnes ved hjelp av formlene
, t - i m, D - i km, R - 6378 km
Hvor h n og h pr – i meter, D – i kilometer.
For en person med gjennomsnittlig høyde er horisontavstanden på jorden omtrent 5 km. For kosmonautene V.A. Shatalov og A.S. Eliseev, som fløy på romfartøyet Soyuz-8, var horisonten i perigeum (høyde 205 km) 1730 km, og i apogeum (høyde 223 km) - 1800 km.
For radiobølger er brytningen nesten uavhengig av bølgelengden, men i tillegg til temperatur og trykk avhenger den også av vanndampinnholdet i luften. Under de samme forholdene med temperatur- og trykkendringer brytes radiobølger sterkere enn lette, spesielt med høy luftfuktighet.
Derfor, i formlene for å bestemme rekkevidden til horisonten eller oppdage et objekt med en radarstråle foran roten, vil det være en koeffisient på 4,08. Følgelig er horisonten til radarsystemet omtrent 11 % lenger unna.
Radiobølger reflekteres godt fra jordoverflaten og fra den nedre grensen til inversjonen eller laget med lav luftfuktighet. I en slik unik bølgeleder dannet av jordoverflaten og bunnen av inversjonen, kan radiobølger forplante seg over svært lange avstander. Disse funksjonene til radiobølgeutbredelse er vellykket brukt i radar.
Lufttemperaturen i grunnlaget, spesielt i dens nedre del, faller ikke alltid med høyden. Det kan avta med forskjellige hastigheter, det kan ikke endre seg med høyden (isotermi) og det kan øke med høyden (inversjon). Avhengig av størrelsen og fortegn på temperaturgradienten, kan brytning ha ulike effekter på rekkevidden til den synlige horisonten.
Den vertikale temperaturgradienten i en homogen atmosfære der lufttettheten ikke endres med høyden, g 0 = 3,42°C/100m. La oss vurdere hva strålebanen vil være AB ved forskjellige temperaturgradienter på jordoverflaten.
La , dvs. lufttemperaturen synker med høyden. Under denne tilstanden avtar også brytningsindeksen med høyden. Banen til lysstrålen vil i dette tilfellet være vendt mot jordoverflaten med dens konkave side (i fig. 2.9 banen AB¢). Denne brytningen kalles positiv. Det lengste punktet I¢ observatøren vil se i retning av den siste tangenten til strålebanen. Denne tangenten, dvs. horisonten synlig på grunn av brytning er lik den matematiske horisonten NAS vinkel D, mindre enn vinkel d. Hjørne d er vinkelen mellom den matematiske og geometriske horisonten uten brytning. Dermed har den synlige horisonten steget med en vinkel ( d- D) og utvidet pga D > D0.
La oss nå forestille oss det g avtar gradvis, dvs. Temperaturen synker mer og saktere med høyden. Det vil komme et øyeblikk når temperaturgradienten blir null (isotermi), og da blir temperaturgradienten negativ. Temperaturen synker ikke lenger, men øker med høyden, d.v.s. temperaturinversjon observeres. Når temperaturgradienten avtar og går gjennom null, vil den synlige horisonten stige høyere og høyere og det vil komme et øyeblikk da D blir lik null. Den synlige geodetiske horisonten vil stige til den matematiske. Jordens overflate så ut til å rette seg ut og bli flat. Det geodetiske siktområdet er uendelig stort. Strålens krumningsradius ble lik jordklodens radius.
Med en enda sterkere temperaturinversjon blir D negativ. Den synlige horisonten har hevet seg over den matematiske. Det vil se ut for observatøren ved punkt A at han er på bunnen av et enormt basseng. På grunn av horisonten stiger objekter som befinner seg langt utenfor den geodetiske horisonten og blir synlige (som om de svever i luften) (Fig. 2.10).
Slike fenomener kan observeres i polare land. Så fra den kanadiske kysten av Amerika gjennom Smith Strait kan du noen ganger se kysten av Grønland med alle bygningene på den. Avstanden til Grønlandskysten er ca. 70 km, mens den geodetiske siktrekkevidden ikke er mer enn 20 km. Et annet eksempel. Fra Hastings, på den engelske siden av Pas-de-Calais-stredet, kunne jeg se den franske kysten, liggende over sundet i en avstand på rundt 75 km.
Fig.2.10. Fenomenet uvanlig brytning i polare land
La oss nå anta det g=g 0, derfor endres ikke lufttettheten med høyden (homogen atmosfære), det er ingen brytning og D=D 0 .
På g > g 0 brytningsindeksen og lufttettheten øker med høyden. I dette tilfellet vender banen til lysstråler mot jordoverflaten med sin konvekse side. Denne brytningen kalles negativ. Det siste punktet på jorden som en observatør ved A vil se vil være B². Den synlige horisonten AB² ble smalere og falt til en vinkel (D - d).
Fra det som er diskutert, kan vi formulere følgende regel: hvis lufttettheten (og derfor brytningsindeksen) endres langs forplantningen av en lysstråle i atmosfæren, vil lysstrålen bøye seg slik at dens bane alltid er konveks i retning av å redusere tettheten (og brytningsindeksen) til luften .
Refraksjon og luftspeilinger
Ordet luftspeiling er av fransk opprinnelse og har to betydninger: "refleksjon" og "villedende syn." Begge betydningene av dette ordet gjenspeiler godt essensen av fenomenet. En luftspeiling er et bilde av et objekt som faktisk eksisterer på jorden, ofte forstørret og sterkt forvrengt. Det finnes flere typer luftspeilinger avhengig av hvor bildet er plassert i forhold til objektet: øvre, nedre, lateral og kompleks. De mest observerte er overlegne og underordnede luftspeilinger, som oppstår når det er en uvanlig fordeling av tetthet (og derfor brytningsindeks) i høyden, når det i en viss høyde eller nær jordoverflaten er et relativt tynt lag av veldig varm luft (med lav brytningsindeks), der stråler som kommer fra bakkeobjekter opplever total intern refleksjon. Dette skjer når stråler faller på dette laget i en vinkel som er større enn vinkelen for total intern refleksjon. Dette varmere luftlaget spiller rollen som et luftspeil, og reflekterer strålene som faller inn i det.
Overlegne mirages (fig. 2.11) forekommer i nærvær av sterke temperaturinversjoner, når lufttetthet og brytningsindeks raskt avtar med høyden. I overlegne luftspeilinger er bildet plassert over objektet.
Fig.2.11. Superior Mirage
Banene til lysstråler er vist i figur (2.11). La oss anta at jordoverflaten er flat og lag med lik tetthet er plassert parallelt med den. Siden tettheten avtar med høyden, da . Det varme laget, som fungerer som et speil, ligger i høyden. I dette laget, når innfallsvinkelen til strålene blir lik brytningsindeksen (), roterer strålene tilbake til jordoverflaten. Observatøren kan samtidig se selve objektet (hvis det ikke er utenfor horisonten) og ett eller flere bilder over det - oppreist og omvendt.
Fig.2.12. Kompleks overlegen luftspeiling
I fig. Figur 2.12 viser et diagram over forekomsten av en kompleks øvre luftspeiling. Selve objektet er synlig ab, over ham er det et direkte bilde av ham a¢b¢, omvendt in²b² og igjen direkte a²¢b²¢. En slik luftspeiling kan oppstå hvis lufttettheten avtar med høyden, først sakte, så raskt, og igjen sakte. Bildet snur opp ned hvis strålene som kommer fra de ytterste punktene på objektet krysser hverandre. Hvis en gjenstand er langt unna (utenfor horisonten), kan det hende at selve gjenstanden ikke er synlig, men bildene av den, hevet høyt i luften, er synlige på store avstander.
Byen Lomonosov ligger ved bredden av Finskebukta, 40 km fra St. Petersburg. Vanligvis fra Lomonosov er St. Petersburg ikke synlig i det hele tatt eller er veldig dårlig synlig. Noen ganger er St. Petersburg synlig «på et øyeblikk». Dette er ett eksempel på overlegne luftspeilinger.
Tilsynelatende bør antallet øvre luftspeilinger inkludere minst en del av de såkalte spøkelseslandene, som ble søkt i flere tiår i Arktis og aldri ble funnet. De lette etter Sannikov Land i særlig lang tid.
Yakov Sannikov var jeger og var involvert i pelshandelen. I 1811 Han dro på hunder over isen til gruppen av New Siberian Islands og fra nordspissen av Kotelny Island så han en ukjent øy i havet. Han klarte ikke å nå den, men rapporterte oppdagelsen av en ny øy til regjeringen. I august 1886 E.V. Tol, under sin ekspedisjon til New Siberian Islands, så også Sannikov Island og skrev i sin dagbok: «Horizonten er helt klar. I retning nordøst, 14-18 grader, var konturene av fire mesaer godt synlige, som knyttet seg til det lavtliggende landet i øst. Dermed ble Sannikovs melding fullstendig bekreftet. Vi har derfor rett til å tegne en stiplet linje på riktig sted på kartet og skrive på det: "Sannikov Land."
Tol ga 16 år av livet sitt til søket etter Sannikov Land. Han organiserte og gjennomførte tre ekspedisjoner til området New Siberian Islands. Under den siste ekspedisjonen på skonnerten "Zarya" (1900-1902), døde Tolyas ekspedisjon uten å finne Sannikov Land. Ingen så Sannikov Land igjen. Kanskje var det en luftspeiling som dukker opp på samme sted på bestemte tider av året. Både Sannikov og Tol så en luftspeiling av den samme øya som ligger i denne retningen, bare mye lenger i havet. Kanskje det var en av De Long Islands. Kanskje var det et enormt isfjell - en hel isøy. Slike isfjell, med et areal på opptil 100 km2, reiser over havet i flere tiår.
Luftspeilingen lurte ikke alltid folk. Den engelske polfareren Robert Scott i 1902. i Antarktis så jeg fjell som hengende i luften. Scott antydet at det var en fjellkjede lenger bortenfor horisonten. Og faktisk ble fjellkjeden oppdaget senere av den norske polfareren Raoul Amundsen akkurat der Scott forventet at den skulle ligge.
Fig.2.13. Inferior Mirage
Underordnede luftspeilinger (Fig. 2.13) oppstår med en meget rask temperaturnedgang med høyden, d.v.s. ved svært store temperaturgradienter. Rollen som et luftspeil spilles av den tynne overflatens varmeste luftlag. En luftspeiling kalles en mindreverdig luftspeiling fordi bildet av et objekt er plassert under objektet. I lavere luftspeilinger virker det som om det er en vannoverflate under gjenstanden og alle gjenstander reflekteres i den.
I stille vann reflekteres alle gjenstander som står på kysten tydelig. Refleksjon i et tynt luftlag oppvarmet fra jordoverflaten er fullstendig lik refleksjon i vann, bare rollen som et speil spilles av luften selv. Klimaanlegget der mindreverdige luftspeilinger oppstår er ekstremt ustabilt. Tross alt, under, nær bakken, ligger sterkt oppvarmet, og derfor lettere, luft, og over det ligger kaldere og tyngre luft. Stråler av varm luft som stiger opp fra bakken trenger gjennom lag med kald luft. På grunn av dette endres luftspeilingen foran øynene våre, overflaten av "vannet" ser ut til å være opphisset. Et lite vindkast eller et støt er nok og det vil oppstå kollaps, d.v.s. snu luftlag. Tung luft vil strømme ned og ødelegge luftspeilet, og luftspeilet vil forsvinne. Gunstige forhold for forekomsten av mindreverdige luftspeilinger er en homogen, flat underliggende overflate av jorden, som forekommer i stepper og ørkener, og solfylt, vindstille vær.
Hvis en luftspeiling er et bilde av et virkelig eksisterende objekt, oppstår spørsmålet: hva slags vannoverflate ser reisende i ørkenen? Tross alt er det ikke vann i ørkenen. Faktum er at den tilsynelatende vannoverflaten eller innsjøen som er synlig i en luftspeiling, faktisk ikke er et bilde av vannoverflaten, men av himmelen. Deler av himmelen reflekteres i luftspeilet og skaper den fullstendige illusjonen av en skinnende vannoverflate. En slik luftspeiling kan sees ikke bare i ørkenen eller steppen. De dukker til og med opp i St. Petersburg og omegn på solfylte dager over asfaltveier eller en flat sandstrand.
Fig.2.14. Sidespeiling
Sidespeilinger forekommer i tilfeller der luftlag med samme tetthet befinner seg i atmosfæren ikke horisontalt, som vanlig, men skrått og jevnt vertikalt (fig. 2.14). Slike forhold skapes om sommeren, om morgenen like etter soloppgang, på de steinete kysten av havet eller innsjøen, når kysten allerede er opplyst av solen, og overflaten av vannet og luften over den fortsatt er kald. Sidespeilinger har blitt observert gjentatte ganger ved Genfersjøen. En sidespeiling kan dukke opp nær en steinvegg i et hus som varmes opp av solen, og til og med på siden av en oppvarmet ovn.
Komplekse typer luftspeilinger, eller Fata Morgana, oppstår når det samtidig er forhold for utseendet til både en øvre og nedre luftspeiling, for eksempel under en betydelig temperaturinversjon i en viss høyde over et relativt varmt hav. Lufttettheten øker først med høyden (lufttemperaturen synker), og avtar deretter raskt (lufttemperaturen stiger). Med en slik fordeling av lufttetthet er atmosfærens tilstand svært ustabil og utsatt for plutselige endringer. Derfor endres utseendet til luftspeilingen foran øynene våre. De mest vanlige steinene og husene, på grunn av gjentatte forvrengninger og forstørrelser, blir til de fantastiske slottene til eventyret Morgana foran øynene våre. Fata Morgana er observert utenfor kysten av Italia og Sicilia. Men det kan også forekomme på høye breddegrader. Slik beskrev den berømte sibirske oppdageren F.P Wrangel Fata Morgana han så i Nizhnekolymsk: "Handlingen av horisontal brytning produserte en slags Fata Morgana. Fjellene som lå i sør virket for oss i forskjellige forvrengte former og hengende i luften. De fjerne fjellene så ut til å ha veltet toppene. Elven smalnet til det punktet at den motsatte bredden så ut til å være nesten ved hyttene våre.»
Astronomer kaller bluss "sporadiske hendelser" - de er plutselige og uforutsigbare. Dessuten er det kjent fra observasjoner at røde dverger er preget av svært intens fakkelaktivitet. De er mindre massive stjerner enn vår sol, og anses også som egnet for rollen som «livets vugger». Nylig har forskere oppdaget årsaken til dette fenomenet.
Interessen for fenomenet bluss hos røde dverger er ganske naturlig - faktum er at en så kraftig bluss kan være katastrofal for begynnende eller utviklet biota. Men røde dverger har planeter, hvorav noen har ganske normale forhold for eksistensen av liv.
På bakgrunn av gigantiske stjerner ser røde dverger ut som svakt lysende stjerner, så deres observasjoner er gjort i et begrenset nærområde. I vår galakse, i stjernebildet Ursa Major, er det et dobbeltstjernesystem som består av to røde dverger - de er atskilt med en avstand på 190 astronomiske enheter. På skalaen til solsystemet er dette fire ganger avstanden fra solen til Pluto.
Dette stjernesystemet kalles Gliese 412 og er studert ganske grundig. Dens stjerner, røde dverger, er som følger: den første - Gliese 412 A i masse når halvparten av solens masse, og lyser mye svakere - når bare 2 prosent av lysstyrken til stjernen vår. Den andre stjernen, Gliese 412 B, er mye mindre massiv og har ikke konstant lysstyrke. Dette er en veldig svak M6-klassestjerne, hundre ganger svakere enn naboen Gliese 412 A! Men de lyseste øyeblikkene av stjernebluss blir oppdaget av slike variable stjerner, dette er virkelig deres "stjerneøyeblikk" - den sterkeste økningen i lysstyrken i gløden oppdages i observasjoner.
Stellar flare teori forklarer disse fenomenene ved transformasjoner i det komplekse hierarkiet av stjernemagnetiske felt som kontrollerer stjerneaktivitet. Dette er tydelig synlig på solen: et nytt kompleks av aktivitet med flekker dannes, det vokser og endres, og når en ny sterk magnetisk fluks dukker opp, kobles kraftlinjene sammen igjen, og en kraftig energitransformasjon realiseres i det ledende plasmaet medium på Solen, som blir sett på som et bluss. Denne utstøtingen har enorm kinetisk energi og flyr bort fra solen med hastigheter på mer enn 1000 km/s. Kjempeutbrudd oppstår på røde dverger, det konvektive plasmamediet til disse stjernene, i henhold til det samme elektriske utladningsmønsteret, genererer fakkelaktivitet.
Vakhtang Tamazyan, professor ved Universidad de Santiago de Compostela (Galicia, Spania), og en gruppe kolleger fra Spania og Armenia identifiserte og studerte et eksepsjonelt kraftig eksempel på en slik fakkelprosess: den variable stjernen WX UMa økte lysstyrken med 15 ganger på 160 s. Overflatetemperaturen, lik 2800 K, i området for fakkelhendelsen nådde 18 000 K - dette er overflatetemperaturen til blå kjemper av spektralklasse B! Men blå giganter gir energi til deres monstrøse lysstyrke med en konstant strøm av energi fra dypet av stjernen. Når det gjelder en rød dverg, oppdager denne temperaturen oppvarmingen av den koronale fakkelsløyfen, en aktiv formasjon i den øvre atmosfæren til den røde dvergen, hvis lysstyrke initieres av den realiserte energien til magnetfeltet.
En lignende endring i lysstyrken til koronasløyfen på Solen ble oppdaget i romeksperimentet Coronas-F i IZMIRAN. N.V. Pushkov RAS, funnet ble tildelt statsprisen. Vanligvis varmes solkoronaen opp til ca. 2 millioner grader i Coronas-F-eksperimentet, oppvarming opp til 20 millioner grader. På røde dverger, typiske fakkelstjerner, er dette hvordan ustabilitetene til deres komplekse magnetfelt realiseres. Det er ikke lett å registrere disse fenomenene på grunn av deres lave lysstyrke, siden røde dverger ikke kan observeres lenger enn 60 lysår fra Jorden, er dette grensen for moderne tekniske muligheter.
Stjerneparet, som inkluderer stjernen WX UMa, gir forskere en unik mulighet til å "undersøke om frekvensen av fakler og den relative posisjonen til et par armaturer som går i bane rundt hverandre er relatert," understreker Vakhtang Tamazyan. Studiet av et binært system, der røde dverger interagerer med hverandre gravitasjonsmessig, lar oss utforske spørsmålet om tilkobling av fakkelprosesser og utvide vår forståelse av den fysiske naturen til unike fakler på røde dverger.
Samtidig med observasjonen av stjernen WX UMa, studerte et team av astronomer fire ekstra binære systemer med røde dverger, og observerte deres fakkelaktivitet. Observasjonene registrerte ingen kraftige bluss, men likevel ble ytterligere tre dverger lysere under bluss, og bare én av dem viste ikke slik aktivitet under observasjonene. Så, som det viste seg, har ikke fakkelegenskapene til røde dverger noen oppdaget periodisitet. Som et resultat antok forskerne at siden et stort antall fakler i binære systemer ble registrert på så kort tid, så vises de tilsynelatende på grunn av påvirkningen fra følgestjernen.
Det skal bemerkes at røde dverger som raser med bluss ikke er som vår mye mer stabile sol i denne forbindelse. Solflossaktiviteten begynner på vekstgrenen av hver 11-års syklus, når sin apogee ved maksimum av syklusen, og avtar til minimums manifestasjoner ved minimum solaktivitet. Selv om unntak fra de generelle trendene allerede er observert: i 2003, kort tid før minimum, fant en serie kraftige solutbrudd sted, som vakte enorm oppmerksomhet fra spesialister.
Slike sterke bluss på Sola kalles røntgenbluss, punktene M og X. Studier av bluss, som de mest energiske manifestasjonene av sol- og stjerneaktivitet, blir nøye registrert og analysert ved hjelp av data fra moderne romobservatorier. Naturen deres blir stadig tydeligere for forskere, men prognosen for fakkelhendelser er fortsatt bare sannsynlig og ikke presis. Men det er godt mulig at etter hvert som kunnskapen forbedres, kan en slik prognose dukke opp...
Opprinnelsen til ukedagene i tysk leksjonsoppgaver
Psykometriske teorier om intelligens Teorier om intelligens som antar at nivået av intelligens
Hva skjer med en person etter døden fra et vitenskapelig synspunkt Hva etter en persons død er vitenskapelig