Analiza spectrală se numește limbajul universului. Lumina stelelor. Clasificarea spectrului Harvard
PAGE_BREAK--Radiația totală a Soarelui este determinată de iluminarea pe care o creează pe suprafața Pământului - aproximativ 100 de mii de lux când Soarele este la zenit. În afara atmosferei, la distanța medie a Pământului de Soare, iluminarea este de 127 mii de lux. Intensitatea luminoasă a Soarelui este de 2,84 10527 lumânări. Cantitatea de energie care vine într-un minut într-o zonă de 1 cm, plasată perpendicular pe razele soarelui în afara atmosferei la distanța medie a Pământului de Soare, se numește constantă solară. Puterea radiației totale a Soarelui este de 3,83 10526 wați, din care aproximativ 2 10 517 wați lovesc Pământul, luminozitatea medie a suprafeței Soarelui (când este observată în afara atmosferei Pământului) este de 1,98 1059 nits, luminozitatea centrului. a discului solar este de 2,48 1059 nits . Luminozitatea discului solar scade de la centru la margine, iar această scădere depinde de lungimea de undă, astfel încât luminozitatea de la marginea discului solar pentru lumina cu o lungime de undă de 3600 A este de 0,2 luminozitatea centrului său și pentru 5000 A este de aproximativ 0,3 luminozitatea discului central al Soarelui. Chiar la marginea discului solar, luminozitatea scade cu un factor de 100 în mai puțin de o secundă de arc, astfel încât marginea discului solar pare foarte ascuțită.
Compoziția spectrală a luminii emise de Soare, adică distribuția energiei în centrul Soarelui (după luarea în considerare a influenței absorbției în atmosfera terestră și a influenței liniilor Fraunhofer), în termeni generali corespunde energiei. distribuția în radiația unui corp absolut negru cu o temperatură de aproximativ 6000 K. Cu toate acestea, în anumite părți ale spectrului există abateri vizibile. Energia maximă din spectrul Soarelui corespunde unei lungimi de undă de 4600 A. Spectrul Soarelui este un spectru continuu, suprapus cu peste 20 de mii de linii de absorbție (linii Fraunhofer). Peste 60% dintre ele sunt identificate cu linii spectrale cunoscute elemente chimice prin compararea lungimilor de undă și a intensității relative a liniei de absorbție din spectrul solar cu spectrele de laborator. Studiul liniilor Fraunhofer oferă informații nu numai despre compoziția chimică a atmosferei solare, ci și despre condițiile fizice din acele straturi în care se formează anumite absorbții. Elementul predominant în Soare este hidrogenul. Numărul de atomi de heliu este de 4-5 ori mai mic decât cel al hidrogenului. Numărul de atomi ai tuturor celorlalte elemente combinate este de cel puțin 1000 de ori mai mic decât numărul de atomi de hidrogen. Dintre acestea, cele mai abundente sunt oxigenul, carbonul, azotul, magneziul, fierul și altele. În spectrul Soarelui se pot identifica și linii aparținând anumitor molecule și radicali liberi: OH, NH, CH, CO și altele.
Câmpurile magnetice de pe Soare sunt măsurate în principal prin divizarea Zeeman a liniilor de absorbție din spectrul solar. Există mai multe tipuri de câmpuri magnetice pe Soare. Câmpul magnetic total al Soarelui este mic și atinge o putere de 1 din această sau aceea polaritate și se modifică în timp. Acest câmp este strâns legat de câmpul magnetic interplanetar și de structura sa sectorială.
Câmpurile magnetice asociate cu activitatea solară pot atinge câteva mii de intensități în petele solare. Structura câmpurilor magnetice în regiunile active este foarte complicată; poli magnetici de diferite polarități se alternează. Există, de asemenea, regiuni magnetice locale cu intensitatea câmpului de sute în afara petelor solare. Câmpurile magnetice pătrund atât în cromosferă, cât și în coroana solară.
Procesele magnetogasdinamice și plasmatice joacă un rol major asupra Soarelui.
La o temperatură de 5000-10000 K, gazul este suficient de ionizat, conductivitatea lui este mare, iar datorită dimensiunii enorme a fenomenelor solare, semnificația interacțiunilor electromecanice și magnetomecanice este foarte mare.
Atmosfera soarelui
Atmosfera Soarelui este formată din straturi exterioare, observabile. Aproape toată radiația solară provine din partea inferioară a atmosferei sale, numită fotosferă. Pe baza ecuațiilor de transfer de energie radiativă, echilibrului termodinamic radiativ și local și fluxul de radiație observat, este posibil să se construiască teoretic un model de distribuție a temperaturii și densității cu adâncimea în fotosferă. Grosimea fotosferei este de aproximativ trei sute de kilometri, densitatea sa medie este de 3.104–5 kg/m. Temperatura din fotosferă scade pe măsură ce ne deplasăm către mai multe straturi exterioare, valoarea sa medie este de aproximativ 6000 K, la limita fotosferei este de aproximativ 4200 K. Presiunea variază de la 21054 la 1052 n/m.
Existența convecției în zona subfotosferică a Soarelui se manifestă prin luminozitatea neuniformă a fotosferei și granularitatea ei vizibilă - așa-numita structură de granulație. Granulele sunt pete luminoase de formă mai mult sau mai puțin rotundă. Dimensiunea granulelor este de 150 – 1000 km, durata de viață este de 5 – 10 minute, granulele individuale pot fi observate în 20 de minute. Uneori, granulele formează grupuri de până la 30 de mii de kilometri. Granulele sunt cu 20–30% mai strălucitoare decât spațiile intergranulare, ceea ce corespunde unei diferențe de temperatură de o medie de 300 K. Spre deosebire de alte formațiuni, pe suprafața Soarelui granulația este aceeași la toate latitudinile heliografice și nu depinde asupra activitatii solare. Vitezele mișcărilor haotice (viteze turbulente) în fotosferă sunt, conform diverselor definiții, 1–3 km/sec. În fotosferă au fost detectate mișcări oscilatorii cvasiperiodice în direcția radială. Ele apar pe zone care măsoară 2-3 mii de kilometri cu o perioadă de aproximativ cinci minute și o amplitudine a vitezei de aproximativ 500 m/sec. După mai multe perioade, oscilațiile dintr-un loc dat se sting, apoi pot apărea din nou. Observațiile au arătat și existența celulelor în care mișcarea are loc în direcția orizontală de la centrul celulei până la marginile acesteia. Viteza acestor mișcări este de aproximativ 500 m/sec. Dimensiunile celulelor - supergranule - sunt de 30 - 40 de mii de kilometri. Poziția supergranulelor coincide cu celulele rețelei cromosferice. La granițele supergranulelor, câmpul magnetic este îmbunătățit.
Se presupune că supergranulele reflectă celule convective de aceeași dimensiune la o adâncime de câteva mii de kilometri sub suprafață. Inițial s-a presupus că fotosfera produce doar radiație continuă, iar liniile de absorbție se formează în stratul inversat situat deasupra acesteia. Ulterior s-a constatat că în fotosferă se formează atât linii spectrale, cât și un spectru continuu. Cu toate acestea, pentru a simplifica calculele matematice la calcularea liniilor spectrale, se folosește uneori conceptul de strat inversor.
Petele solare și faculele sunt adesea observate în fotosferă.
Petele solare
Petele solare sunt formațiuni întunecate, constând de obicei dintr-un miez mai întunecat (umbra) și penumbra înconjurătoare. Diametrele petelor ajung la două sute de mii de kilometri. Uneori, locul este înconjurat de o margine ușoară.
Petele foarte stacojii se numesc pori. Durata de viață a petelor variază de la câteva ore la câteva luni. Spectrul petelor solare conține chiar mai multe linii și benzi de absorbție decât spectrul fotosferei seamănă cu spectrul unei stele de tip spectral KO. Deplasările liniilor în spectrul petelor din cauza efectului Doppler indică mișcarea materiei în pete - ieșire la niveluri inferioare și aflux la niveluri mai mari, vitezele de mișcare ajung la 3 mii m/sec. Din comparațiile dintre intensitatea liniilor și spectrul continuu al petelor și al fotosferei, rezultă că petele sunt cu 1-2 mii de grade mai reci decât fotosfera (4500 K și mai jos). Ca urmare, pe fundalul fotosferei, petele par întunecate, luminozitatea miezului este de 0,2 - 0,5 din luminozitatea fotosferei, iar luminozitatea penumbrei este de aproximativ 80% din luminozitatea fotosferică. Toate petele solare au un câmp magnetic puternic, atingând o putere de 5 mii de esteri pentru petele solare mari. De obicei, punctele formează grupuri care, în ceea ce privește câmpul magnetic, pot fi unipolare, bipolare și multipolare, adică conținând multe puncte de polarități diferite, adesea unite printr-o penumbră comună. Grupuri de pete solare sunt întotdeauna înconjurate de facule și floculi, proeminențe solare apar uneori în apropierea lor, iar formațiunile sub formă de raze de cască și evantai sunt observate în corona solară deasupra lor - toate acestea împreună formează o regiune activă pe Soare. Numărul mediu anual de pete solare observate și regiuni active, precum și suprafața medie ocupată de acestea, se modifică pe o perioadă de aproximativ 11 ani.
Aceasta este o valoare medie, dar durata ciclurilor individuale de activitate solară variază de la 7,5 la 16 ani. Cel mai mare număr de pete vizibile simultan pe suprafața Soarelui variază de mai mult de două ori pentru cicluri diferite. Petele se găsesc în principal în așa-numitele zone regale, extinzându-se de la 5 la 30° latitudine heliografică de ambele părți ale ecuatorului solar. La începutul ciclului de activitate solară, latitudinea locației petelor solare este mai mare, iar la sfârșitul ciclului este mai mică, iar la latitudini mai mari apar petele noului ciclu. Mai des, se observă grupuri bipolare de pete solare, formate din două pete solare mari - capul și cele ulterioare, având polaritatea magnetică opusă și câteva mai mici. Petele solare din cap au aceeași polaritate pe tot parcursul ciclului de activitate solară, aceste polarități sunt opuse în emisferele nordice și sudice ale Soarelui. Aparent, petele sunt depresiuni din fotosferă, iar densitatea materiei din ele este mai mică decât densitatea materiei din fotosferă la același nivel.
torțe
În regiunile active ale Soarelui se observă facule - formațiuni fotosferice strălucitoare vizibile în lumină albă în principal lângă marginea discului solar. De obicei, erupțiile apar înaintea petelor și persistă un timp după ce dispar. Zona zonelor de flare este de câteva ori mai mare decât zona grupului corespunzător de pete. Numărul de facule de pe discul solar depinde de faza ciclului de activitate solară. Faculele au contrastul maxim (18%) lângă marginea discului solar, dar nu chiar la margine. În centrul discului solar, faculele sunt practic invizibile, contrastul lor este foarte scăzut. Torțele au o structură fibroasă complexă, contrastul lor depinde de lungimea de undă la care se fac observațiile. Temperatura torțelor este cu câteva sute de grade mai mare decât temperatura fotosferei, radiația totală de la un centimetru pătrat o depășește pe cea fotosferică cu 3 - 5%. Aparent, torțele se ridică oarecum deasupra fotosferei. Durata medie a existenței lor este de 15 zile, dar poate ajunge la aproape trei luni.
Cromosferă
Deasupra fotosferei se află un strat al atmosferei Soarelui numit cromosferă. Fără telescoape speciale, cromosfera este vizibilă numai în timpul eclipselor totale de soare ca un inel roz care înconjoară un disc întunecat în acele minute în care Luna acoperă complet fotosfera. Apoi se poate observa spectrul cromosferei. La marginea discului solar, cromosfera apare observatorului ca o bandă neuniformă din care ies dinții individuali - spicule cromosferice. Diametrul spiculelor este de 200–2000 de kilometri, înălțimea este de aproximativ
Se crede că spiculele se formează la limitele celulelor rețelei cromosferice. Densitatea în cromosferă scade odată cu creșterea distanței față de centrul Soarelui. Numărul de atomi dintr-un cub. centimetrul variază de la 10515 0 în apropierea fotosferei până la 1059 în partea superioară a cromosferei. Un studiu al spectrelor cromosferei a condus la concluzia că în stratul în care are loc trecerea de la fotosferă la cromosferă, temperatura trece printr-un minim și, pe măsură ce înălțimea deasupra bazei cromosferei crește, aceasta devine egală cu 8-10 mii Kelvin, iar la o altitudine de câteva mii de kilometri ajunge la 15-20 mii Kelvin.
S-a stabilit că mișcarea haotică are loc în cromosferă mase de gaze cu viteze de până la 15 1053 m/sec. În cromosferă, penele din regiunile active sunt vizibile ca formațiuni ușoare, numite de obicei floculi. În linia roșie a spectrului hidrogenului, sunt clar vizibile formațiuni întunecate numite filamente. La marginea discului solar, filamentele ies dincolo de disc și sunt observate pe cer ca proeminențe strălucitoare. Cel mai adesea, filamentele și proeminențele se găsesc în patru zone situate simetric față de ecuatorul solar: zone polare la nord de +40° și la sud de -40° latitudine heliografică și zone de latitudine joasă în jurul √ (30°) la începutul anului. ciclul de activitate solară și √ (17°) la finalul ciclului. Filamentele și proeminențele zonelor de latitudine joasă arată un ciclu de 11 ani bine definit, maximul lor coincide cu maximul petelor solare.
În proeminențe de latitudini mari, dependența de fazele ciclului de activitate solară este mai puțin pronunțată maximul apare la doi ani după maximul petelor.
Filamentele, care sunt proeminențe liniștite, pot atinge lungimea razei solare și există pentru mai multe rotații ale Soarelui. Înălțimea medie a proeminențelor deasupra suprafeței Soarelui este de 30 - 50 de mii de kilometri, lungime medie– 200 de mii de kilometri, lățime – 5 mii de kilometri. Conform cercetărilor A.B. Severny, toate proeminențele pot fi împărțite în 3 grupe în funcție de natura mișcării lor: electromagnetice, în care mișcările au loc de-a lungul traiectoriilor curbe ordonate - linii de câmp magnetic; haotică, în care predomină mișcările turbulente dezordonate (viteze de ordinul a 10 km/sec); eruptivă, în care substanța proeminenței inițiale liniștite cu mișcări haotice este aruncată brusc cu viteza crescândă (atingând 700 km/sec) departe de Soare. Temperatura în proeminențe (filamente) este de 5-10 mii Kelvin, densitatea este apropiată de densitatea medie a cromosferei. Filamentele, care sunt active, se schimbă rapid proeminențe, de obicei se schimbă dramatic pe o perioadă de ore sau chiar minute. Forma și natura mișcărilor în proeminențe sunt strâns legate de câmpul magnetic din cromosferă și coroana solară.
Corona solară este partea cea mai exterioară și mai slabă atmosfera solara, extinzându-se pe mai multe (mai mult de 10) raze solare. Până în 1931, corona a putut fi observată doar în timpul eclipselor totale de soare sub forma unei străluciri de perle argintii în jurul discului Soarelui ascuns de Lună. Detaliile structurii sale ies clar în coroană: căști, evantai, raze coronare și perii polare. După inventarea coronagrafului, corona solară a început să fie observată în afara eclipselor. Forma generală a coroanei se modifică odată cu faza ciclului de activitate solară: în anii de minim corona este puternic alungită de-a lungul ecuatorului, în anii de maxim este aproape sferică. În lumină albă, luminozitatea suprafeței coroanei solare este de un milion de ori mai mică decât luminozitatea centrului discului solar. Strălucirea sa se formează în principal ca urmare a împrăștierii radiației fotosferice de către electronii liberi. Aproape toți atomii din coroană sunt ionizați. Concentrația de ioni și electroni liberi la baza coroanei este de 1059 de particule pe 1 cm. Încălzirea coroanei se realizează în mod similar cu încălzirea cromosferei. Cea mai mare eliberare de energie are loc în partea inferioară a coroanei, dar datorită conductivității termice ridicate, corona este aproape izotermă - temperatura scade foarte lent spre exterior. Fluxul de energie în coroană are loc în mai multe moduri.
În partea inferioară a coroanei, rolul principal este jucat de transferul de energie în jos datorită conductivității termice. Pierderea de energie este cauzată de plecarea celor mai rapide particule din coroană. În părțile exterioare ale coroanei, cea mai mare parte a energiei este transportată de vântul solar - un flux de gaz coronal, a cărui viteză crește odată cu distanța de la Soare de la câțiva km/sec la suprafața sa la 450 km/sec la 450 km/sec. distanta Pamantului. Temperatura în coroană depășește 1056 K. În straturile active ale coroanei, temperatura este mai mare - până la 1057 K. Așa-numitele condensări coronare se pot forma deasupra regiunilor active, în care concentrația de particule crește de zeci de ori. O parte din radiația din interiorul coroanei sunt liniile de emisie ale atomilor ionizați multipli de fier, calciu, magneziu, carbon, oxigen, sulf și alte elemente chimice. Ele sunt observate atât în partea vizibilă a spectrului, cât și în regiunea ultravioletă. Corona solară generează emisii radio solare în intervalul contorului și emisii de raze X, care sunt amplificate de multe ori în regiunile active. După cum au arătat calculele, corona solară nu este în echilibru cu mediul interplanetar.
Fluxuri de particule se propagă din coroană în spațiul interplanetar, formând vântul solar. Între cromosferă și coroană există un strat de tranziție relativ subțire, în care are loc o creștere bruscă a temperaturii la valorile caracteristice coroanei. Condițiile din acesta sunt determinate de fluxul de energie din coroană ca urmare a conductivității termice. Stratul de tranziție este sursa majorității radiațiilor ultraviolete ale soarelui.
Cromosfera, stratul de tranziție și corona produc toate emisiile radio observate de la Soare. În regiunile active, structura cromosferei, a coroanei și a stratului de tranziție se modifică. Această schimbare, însă, nu a fost încă suficient studiată.
continuare
--PAGE_BREAK--În regiunile active ale cromosferei se observă creșteri bruște și relativ scurte ale luminozității, vizibile în multe linii spectrale simultan. Aceste formațiuni luminoase durează de la câteva minute la câteva ore. Ele sunt numite erupții solare (cunoscute anterior ca erupții cromosferice). Blițurile se văd cel mai bine în lumina liniei de hidrogen, dar cele mai strălucitoare sunt uneori vizibile în lumină albă. În spectrul unei erupții solare există câteva sute de linii de emisie ale diferitelor elemente, neutre și ionizate. Temperatura acelor straturi ale atmosferei solare care emană strălucire în liniile cromosferice este (1–2) x1054 K, în straturile superioare - până la 1057 K. Densitatea particulelor în erupție ajunge la 10513 -10514 într-un cubic. centimetru. Zona erupțiilor solare poate ajunge la 10515 m. De obicei, erupțiile solare apar în apropierea unor grupuri de pete solare cu un câmp magnetic de configurație complexă. Ele sunt însoțite de activarea fibrelor și a floculilor, precum și de emisii de substanțe. În timpul unei fulgerări, se eliberează o cantitate mare de energie (până la 10521 - 10525 jouli).
Se presupune că energia unei erupții solare este inițial stocată în câmpul magnetic și apoi eliberată rapid, ceea ce duce la încălzirea locală și accelerarea protonilor și electronilor, provocând încălzirea suplimentară a gazului, strălucirea acestuia în diferite părți ale radiației electromagnetice. spectrul și formarea unei unde de șoc. Erupțiile solare produc o creștere semnificativă a radiațiilor ultraviolete de la Soare și sunt însoțite de explozii de radiații X (uneori foarte puternice), explozii de emisii radio și eliberarea de carpuscule de înaltă energie de până la 10510 eV. Uneori, exploziile de radiații X sunt observate fără a crește strălucirea în cromosferă.
Unele erupții (se numesc erupții de protoni) sunt însoțite de fluxuri deosebit de puternice de particule energetice - raze cosmice de origine solară.
Ecranele de protoni creează un pericol pentru astronauți în zbor, ciocnind cu atomii din carcasa navei, deoarece particulele energetice generează raze X și radiații gamma, uneori în doze periculoase.
Nivelul activității solare (numărul de regiuni active și de pete solare, numărul și puterea erupțiilor solare etc.) se modifică pe o perioadă de aproximativ 11 ani. Există, de asemenea, fluctuații slabe ale mărimii maximelor ciclului de 11 ani cu o perioadă de aproximativ 90 de ani. Pe Pământ, un ciclu de 11 ani poate fi urmărit într-o serie de fenomene de natură organică și anorganică (tulburări ale câmpului magnetic, aurore, perturbări ionosferice, modificări ale ritmului de creștere a arborilor cu o perioadă de aproximativ 11 ani, stabilite prin alternarea grosimilor). a inelelor anuale etc.). Procesele pământești sunt, de asemenea, influențate de regiunile active individuale ale Soarelui și de erupțiile pe termen scurt, dar uneori foarte puternice care apar în ele. Durata de viață a unei regiuni magnetice separate de pe Soare poate ajunge la un an. Perturbațiile în magnetosferă și atmosfera superioară a Pământului cauzate de această regiune se repetă după 27 de zile (cu perioada de rotație a Soarelui observată de pe Pământ). Cele mai puternice manifestări ale activității solare - erupțiile solare (cromosferice) apar neregulat (de obicei în apropierea perioadelor de activitate maximă), durata lor este de 5-40 de minute, rareori de câteva ore. Energia unei erupții cromosferice poate ajunge la 10.525 de jouli din energia eliberată în timpul unei erupții, doar 1-10% provine din radiația electromagnetică din domeniul optic; În comparație cu radiația totală a Soarelui în domeniul optic, energia erupției nu este mare, dar radiația cu undă scurtă a erupției și electronii generați în timpul erupțiilor și, uneori, razele cosmice solare, pot aduce o contribuție notabilă la X. -raza si radiatia carpusculara a Soarelui. În perioadele de activitate solară crescută, radiația sa de raze X crește în intervalul 30 -10 nm cu un factor de doi, în intervalul 10 -1 nm de 3-5 ori, în intervalul 1-0,2 nm cu mai mult de o sută de ori. Pe măsură ce lungimea de undă a radiației scade, contribuția regiunilor active la radiația totală a Soarelui crește, iar în ultimul dintre intervalele indicate, aproape toată radiația se datorează regiunilor active. Raze X dure cu o lungime de undă mai mică de 0,2 nm apar în spectrul solar doar pentru o perioadă scurtă de timp după erupții. În domeniul ultravioletei (lungime de undă 180–350 nm), radiația solară se modifică doar cu 1–10% pe un ciclu de 11 ani, iar în intervalul 290–2400 nm rămâne aproape constantă și se ridică la 3,6 10526 wați.
Constanța energiei primite de Pământ de la Soare asigură echilibrul termic staționar al Pământului. Activitatea solară nu afectează în mod semnificativ energia Pământului ca planetă, dar componentele individuale ale radiațiilor de la erupțiile cromosferice pot avea un impact semnificativ asupra multor procese fizice, biofizice și biochimice de pe Pământ.
Regiunile active sunt o sursă puternică de radiații corpusculare. Particulele cu energii de aproximativ 1 keV (în principal protoni) care se propagă de-a lungul liniilor câmpului magnetic interplanetar din regiunile active sporesc vântul solar. Aceste creșteri (rafale) ale vântului solar se repetă după 27 de zile și se numesc recurente. Fluxuri similare, dar cu energie și densitate și mai mari, apar în timpul erupțiilor. Ele provoacă așa-numitele perturbări sporadice ale vântului solar și ajung pe Pământ în intervale de timp de la 8 ore la două zile. Protoni de înaltă energie (de la 100 MeV la 1 GeV) din erupții „protoni” foarte puternice și electroni cu o energie de 10–500 keV, care fac parte din razele cosmice solare, ajung pe Pământ la zeci de minute după erupții; Ceva mai târziu vin cei care au căzut în „capcanele” câmpului magnetic interplanetar și s-au deplasat odată cu vântul solar. Radiațiile cu unde scurte și razele cosmice solare (la latitudini înalte) ionizează atmosfera pământului, ceea ce duce la fluctuații ale transparenței acesteia în intervalele ultraviolete și infraroșii, precum și la modificări ale condițiilor de propagare a undelor radio cu unde scurte ( în unele cazuri se observă perturbări în comunicaţiile radio cu unde scurte).
Întărirea vântului solar cauzată de erupție duce la comprimarea magnetosferei Pământului pe partea solară, creșterea curenților la limita sa exterioară, pătrunderea parțială a particulelor de vânt solar adânc în magnetosferă, completarea particulelor de mare energie în radiația Pământului. curele etc. Aceste procese sunt însoțite de fluctuații ale intensității câmpului geomagnetic (furtună magnetică), aurore și alte fenomene geofizice care reflectă perturbarea generală a câmpului magnetic al Pământului. Impactul proceselor active asupra Soarelui (furtuni solare) asupra fenomenelor geofizice se realizează atât prin radiația cu unde scurte, cât și prin câmpul magnetic al Pământului. Aparent, acești factori sunt principalii pentru fizico-chimic și
procese biologice. Încă nu este posibil să urmărim întregul lanț de conexiuni care duc la periodicitatea de 11 ani a multor procese de pe Pământ, dar materialul faptic extins acumulat nu lasă nicio îndoială cu privire la existența unor astfel de conexiuni. Astfel, s-a stabilit o corelație între ciclul de 11 ani al activității solare și cutremure, recoltele agricole, numărul de boli cardiovasculare etc. Aceste date indică acțiunea constantă a conexiunilor solar-terestre.
Observațiile Soarelui sunt efectuate folosind refractoare mici sau mijlocii și telescoape reflectorizante mari, care cele mai multe Optica este staționară, iar razele soarelui sunt direcționate către instalația orizontală sau turn a telescopului folosind una sau două oglinzi mobile. A fost creat un tip special de telescop solar - un coronagraf în afara eclipsei. În interiorul coronagrafului, Soarele este întunecat cu un ecran opac special. Într-un coronagraf, cantitatea de lumină împrăștiată este redusă de multe ori, astfel încât straturile cele mai exterioare ale atmosferei Soarelui pot fi observate în afara unei eclipse. Telescoapele solare sunt adesea echipate cu filtre cu bandă îngustă care permit observații în lumina unei singure linii spectrale. Au fost create și filtre de densitate neutră cu transparență radială variabilă, făcând posibilă observarea coroanei solare la o distanță de mai multe raze solare. De obicei, telescoapele solare mari sunt echipate cu spectrografe puternice cu înregistrarea fotografică sau fotoelectrică a spectrelor. Spectrograful poate avea și un magnetograf - un dispozitiv pentru studierea divizării și polarizării liniilor spectrale Zeeman și pentru determinarea mărimii și direcției câmpului magnetic de pe Soare. Necesitatea de a elimina efectul de spălare al atmosferei Pământului, precum și studiile radiației solare în ultraviolete, infraroșii și în alte regiuni ale spectrului care sunt absorbite în atmosfera Pământului, au condus la crearea observatoarelor orbitale în afara atmosferei. , făcând posibilă obținerea de spectre ale Soarelui și formațiunilor individuale de pe suprafața sa în afara atmosferei Pământului .
Calea Soarelui printre stele
În fiecare zi, răsărind de la orizont pe cerul estic, Soarele trece peste cer și dispare din nou în vest. Pentru locuitorii emisferei nordice, această mișcare are loc de la stânga la dreapta, pentru cei sudici, de la dreapta la stânga. La amiază, Soarele atinge cea mai mare înălțime sau, după cum spun astronomii, culminează. Amiaza este punctul culminant superior și există și unul inferior - la miezul nopții. La latitudinile noastre mijlocii, punctul culminant inferior al Soarelui nu este vizibil, deoarece are loc sub orizont. Dar dincolo de Cercul Arctic, unde uneori Soarele nu apune vara, puteți observa atât punctul culminant superior, cât și cel inferior.
La polul geografic, traseul zilnic al Soarelui este aproape paralel cu orizontul. Apărând în ziua echinocțiului de primăvară, Soarele răsare din ce în ce mai sus pentru un sfert al anului, descriind cercuri deasupra orizontului. În ziua solstițiului de vară atinge înălțimea maximă (23,5˚). Următorul trimestru al anului, până la echinocțiul de toamnă, Soarele coboară. Este o zi polară. Apoi vine noaptea polară timp de șase luni. La latitudinile mijlocii, traiectoria zilnică aparentă a Soarelui alternează între scurtarea și creșterea de-a lungul anului. Este cel mai puțin în ziua solstițiului de iarnă și cel mai mare în ziua solstițiului de vară. In zilele echinoctiilor
Soarele este la ecuatorul ceresc. În același timp, se ridică în punctul de est și apune în punctul de vest.
În perioada de la echinocțiul de primăvară până la solstițiul de vară, locația răsăritului se deplasează ușor de la punctul răsăritului spre stânga, spre nord. Și punctul de apus se îndepărtează de punctul de vest spre dreapta, deși și spre nord. La solstițiul de vară, Soarele apare în nord-est, iar la amiază culminează la cea mai mare altitudine a anului. Soarele apune în nord-vest.
Apoi, locațiile răsăritului și apusului se schimbă înapoi spre sud. În ziua solstițiului de iarnă, Soarele răsare în sud-est, traversează meridianul ceresc la inaltime minimași se instalează în sud-vest. Trebuie luat în considerare faptul că datorită refracției (adică refracției razelor de lumină în atmosfera pământului), înălțimea aparentă a luminii este întotdeauna mai mare decât cea adevărată.
Prin urmare, soarele răsare mai devreme și apus mai târziu decât ar face-o în absența unei atmosfere.
Deci, calea zilnică a Soarelui este un mic cerc al sferei cerești, paralel cu ecuatorul ceresc. În același timp, pe tot parcursul anului Soarele se deplasează în raport cu ecuatorul ceresc, fie la nord, fie la sud. Părțile de zi și de noapte ale călătoriei sale nu sunt aceleași. Ele sunt egale doar în zilele echinocțiului, când Soarele se află la ecuatorul ceresc.
Expresia „calea Soarelui printre stele” poate părea ciudată pentru unii. La urma urmei, nu poți vedea stelele în timpul zilei. Prin urmare, nu este ușor de observat că Soarele se mișcă încet, cu aproximativ 1˚ pe zi, printre stele de la dreapta la stânga. Dar puteți vedea cum aspectul cerului înstelat se schimbă de-a lungul anului. Toate acestea sunt o consecință a revoluției Pământului în jurul Soarelui.
Calea mișcării anuale vizibile a Soarelui pe fundalul stelelor se numește ecliptică (din grecescul „eclipsă” - „eclipsă”), iar perioada de revoluție de-a lungul eclipticii se numește an sideral. Este egal cu 265 zile 6 ore 9 minute 10 secunde sau 365,2564 zile solare medii.
Ecliptica și ecuatorul ceresc se intersectează la un unghi de 23˚26" în punctele echinocțiului de primăvară și de toamnă. Soarele apare de obicei în primul dintre aceste puncte pe 21 martie, când trece din emisfera sudică a cerului spre nordul - pe 23 septembrie, când trece din emisfera nordică spre sud, în punctul cel mai îndepărtat al eclipticii, Soarele apare pe 22 iunie. solstițiul de vară), iar spre sud - 22 decembrie (solstițiul de iarnă). În timpul unui an bisect, aceste date sunt modificate cu o zi.
Dintre cele patru puncte de pe ecliptică, principalul este echinocțiul de primăvară. Din aceasta se măsoară una dintre coordonatele cerești – ascensiunea dreaptă. De asemenea, servește la numărarea timpului sideral și a anului tropical - perioada de timp dintre două treceri succesive ale centrului Soarelui prin echinocțiul de primăvară. Anul tropical determină schimbarea anotimpurilor pe planeta noastră.
Deoarece punctul echinocțiului de primăvară se mișcă lent printre stele din cauza precesiei axa pământului, durata anului tropical este mai mică decât durata anului sideral. Este de 365,2422 zile solare medii. În urmă cu aproximativ 2 mii de ani, când Hipparchus și-a întocmit catalogul de stele (primul care a ajuns la noi în întregime), echinocțiul de primăvară era situat în constelația Berbec. Până în prezent, s-a mutat cu aproape 30˚, către constelația Pești, iar punctul echinocțiului de toamnă - de la constelația Balanță la constelația Fecioare. Dar, conform tradiției, punctele echinocțiului sunt desemnate de semnele anterioare ale constelațiilor anterioare „echinocțiu” - Berbec și Balanță. Același lucru s-a întâmplat și cu punctele de solstițiu: cel de vară din constelația Taur este marcat de semnul Rac, iar cel de iarnă din constelația Săgetător este marcat de semnul Capricornului.
Și, în sfârșit, ultimul lucru este legat de mișcarea anuală aparentă a Soarelui. Soarele trece jumătate din ecliptică de la echinocțiul de primăvară la echinocțiul de toamnă (din 21 martie până pe 23 septembrie) în 186 de zile. A doua jumătate, din echinocțiul de toamnă și primăvară, durează 179 de zile (180 într-un an bisect). Dar jumătățile eclipticii sunt egale: fiecare are 180˚. În consecință, Soarele se mișcă neuniform de-a lungul eclipticii. Această neuniformitate se explică prin modificările vitezei de mișcare a Pământului pe o orbită eliptică în jurul Soarelui. Mișcarea neuniformă a Soarelui de-a lungul eclipticii duce la durate diferite ale anotimpurilor. Pentru locuitorii emisferei nordice, de exemplu, primăvara și vara sunt cu șase zile mai lungi decât toamna și iarna. Pământul în perioada 2-4 iunie este situat cu 5 milioane de kilometri mai mult de Soare decât în 2-3 ianuarie și se mișcă mai lent pe orbita sa în conformitate cu a doua lege a lui Kepler. Vara Pământul primește
Există mai puțină căldură de la soare, dar vara în emisfera nordică este mai lungă decât iarna. Prin urmare, emisfera nordică a Pământului este mai caldă decât emisfera sudică.
Eclipsele de soare
În momentul lunii noi, poate avea loc o eclipsă de soare - la urma urmei, în timpul lunii noi, Luna trece între Soare și Pământ. Astronomii știu dinainte când și unde va fi observată o eclipsă de soare și raportează acest lucru în calendarele astronomice.
Pământul are un singur satelit, dar ce satelit! Luna este de 400 de ori mai mică decât Soarele și de doar 400 de ori mai aproape de Pământ, așa că pe cer Soarele și Luna par a fi discuri de aceeași dimensiune. Deci, în timpul unei eclipse totale de soare, Luna se întunecă complet suprafata luminoasa soarele, lasand intreaga atmosfera solara deschisa.
Exact la ora și minutul stabilite, prin sticla întunecată puteți vedea cum ceva negru se strecoară pe discul strălucitor al Soarelui de la marginea dreaptă și cum apare o gaură neagră pe el. Crește treptat până când în cele din urmă cercul solar ia forma unei seceri înguste. În același timp, lumina zilei slăbește rapid. Aici Soarele se ascunde complet în spatele unei perdele întunecate, ultima rază a zilei se stinge, iar întunericul, care pare cu cât mai adânc cu atât este mai brusc, se întinde în jur, cufundând omul și întreaga natură într-o surpriză tăcută.
Astronomul englez Francis Bailey vorbește despre eclipsa de Soare din 8 iulie 1842 în orașul Pavia (Italia): „Când a avut loc eclipsa totală și lumina soarelui s-a stins instantaneu, un fel de strălucire strălucitoare a apărut brusc în jurul corpului întunecat al Luna, asemănătoare cu o coroană sau un halou în jurul sfântului cap
Niciun raport despre eclipsele trecute nu descrisese așa ceva și nu mă așteptam deloc să văd splendoarea care era acum în fața ochilor mei. Lățimea coroanei, bazată pe circumferința discului Lunii, era egală cu aproximativ jumătate din diametrul lunar. Părea compus din raze strălucitoare. Lumina sa era mai densă chiar lângă marginea Lunii și, pe măsură ce se îndepărta, razele coroanei au devenit mai slabe și mai subțiri. Slăbirea luminii a decurs complet fără probleme odată cu creșterea distanței. Coroana era prezentată sub formă de grinzi de raze drepte slabe; capetele lor exterioare s-au evantaiat; razele erau de lungime inegală. Coroana nu era roșiatică, nici sidefată, era complet albă. Razele lui străluceau sau pâlpâiau, ca flacără de gaz. Oricât de strălucitor a fost acest fenomen, oricât de încântare a stârnit în rândul spectatorilor, mai era ceva sinistru în acest spectacol ciudat, minunat și înțeleg pe deplin cât de șocați și înspăimântați ar fi putut fi oamenii în momentul în care s-au întâmplat aceste fenomene. complet neașteptat.
continuare
--PAGE_BREAK--
Analiza spectrală
© Cunoașterea este putere
Conceptul de analiză spectrală
Astăzi, analiza spectrală este unul dintre principalele mijloace de studiere a obiectelor astronomice în astrofizică. Cu ajutorul acestuia s-au obținut informații despre natura stelelor, mișcarea, dezvoltarea și compoziția chimică a acestora.
Analiza spectrală se bazează pe proprietatea luminii de a se descompune în razele sale de culoare constitutive, adică. în spectru. După senzația vizuală, distingem șapte culori primare în spectru: roșu, portocaliu, galben, verde, albastru, indigo, violet, dar în realitate există o trecere de la o culoare la alta prin nuanțe intermediare. De ce culorile din spectru sunt situate într-o ordine strict definită a fost stabilit prin studierea naturii luminii. S-a descoperit că lumina este un amestec de oscilații electromagnetice care se propagă în spațiu, fiecare dintre ele având propria sa perioadă și lungimea de undă corespunzătoare. Lungimile de undă din spectru sunt de obicei măsurate în unități speciale - angstromi (Å), care sunt o sută de milionemi dintr-un centimetru. În spectrul vizibil, lungimile de undă scad de la roșu (aproximativ 7000 Å) la violet (aproximativ 4000 Å). Lungimile de undă ale culorilor rămase sunt cuprinse între ele. Razele vizibile sunt adiacente celor invizibile: mai scurte de 4000 Å - ultraviolete și mai lungi de 7000 Å - infraroșu.
Dispozitivele spectrale, cea mai importantă parte a cărora este o prismă de sticlă sau un rețele de difracție, descompun lumina într-un spectru. Lumina dintr-o prismă este refractată, iar razele cu lungimi de undă mai mari se abat mai puțin de la direcția inițială decât razele cu lungimi de undă scurte. Razele divizate intră într-un telescop sau cameră.
Studiile spectrale ale corpurilor cerești se bazează pe legile radiațiilor. Când corpurile sunt încălzite, temperatura lor crește. Pentru solide, este o măsură a energiei vibraționale a atomilor lor, iar pentru lichide și gaze, este o măsură a energiei cinetice a atomilor și moleculelor libere. Solidele și lichidele încălzite emit radiații netede și continue în lungime de undă. Luminozitatea unei anumite părți a spectrului caracterizează cantitatea de energie emisă de un corp la această lungime de undă.
De exemplu, pentru corpurile încălzite la 1000 K, partea roșie a spectrului va fi cea mai strălucitoare și, pe măsură ce temperatura crește în continuare, alte părți ale spectrului devin succesiv mai luminoase. Pentru corpurile încălzite peste 7000 K, radiația este cea mai strălucitoare în razele ultraviolete. Ochiul nu distinge aceste raze, dar fotocelulele și emulsiile foto le simt. De exemplu, plăcile fotografice obișnuite percep radiații cu lungimi de undă de la 2000 Å. Dar există tipuri speciale de plăci fotografice și așa-numitele fotorezistoare care percep radiația infraroșie și chiar și radiația cu lungime de undă mai mare este măsurată de termocupluri și receptoare radio.
Clasele spectrale
Spectrele continue sunt emise numai de corpurile incandescente solide și lichide. Corpurile gazoase au spectre de natură complet diferită. Cert este că gazul încălzit emite lumină în regiuni înguste ale spectrului, care au forma unor linii strălucitoare, numite linii spectrale. Aceasta este o proprietate foarte importantă a spectrelor de gaze, care a făcut posibilă diversificarea studiului corpurilor cerești gazoase - stele, nebuloase și atmosfere planetare. De ce gazele emit linii spectrale a fost explicat de teoria cuantică a radiației. Atomii absorb și eliberează (emit) energie în porțiuni strict definite - cuante. Cu cât porțiunea este mai mare, cu atât atomul care a absorbit energia este mai excitat. Să ne amintim că atomul însuși, așa cum este cunoscut din fizică, este un sistem format dintr-un nucleu și un nor de electroni. Procesul de absorbție a unei părți de energie constă în faptul că aceasta este primită de un electron cel mai îndepărtat de nucleu. Cu cât cuantumul de energie este mai mare, cu atât acest electron se comportă mai independent în raport cu atomul. Se spune că ambii sunt într-o stare de excitare. Dacă cuantumul captat de electron este suficient de mare, atunci electronul se poate desprinde complet de atom: are loc ionizarea. Un atom, după ce a pierdut un electron, devine un ion încărcat pozitiv (odată ionizat), iar electronul devine liber. În alte cazuri, energia cuantică nu este suficientă pentru a ioniza atomul, iar după câteva fracțiuni de secundă atomul (electronul său) emite o porțiune de energie sub formă de radiație. Energia poate fi eliberată într-o porțiune mare sau mai multe mici, care corespund anumitor lungimi de undă, adică. linii spectrale. Studiem aceste linii în spectrele corpurilor gazoase.
Deci, spectrele observate sunt împărțite în trei clase:
 |
Trei clase de spectre:
Normal (1, fără linii), spectru continuu.
Acest spectru este produs de solide, lichide sau gaz opac dens în stare încălzită. Lungimea de undă la care are loc radiația maximă depinde de temperatură.
Emisiv (2, cu linii strălucitoare pe un fundal întunecat)
spectrul de emisie de linie. Gazul rarefiat încălzit emite linii de emisie luminoase.
Și absorbția (3, cu linii negre).
spectrul de absorbție a liniilor. Liniile de absorbție întunecate sunt vizibile pe fundalul spectrului continuu. Liniile de absorbție se formează atunci când radiația dintr-un corp mai fierbinte, care are un spectru continuu, trece printr-un mediu rarefiat rece.
Se stabilește distribuția energiei radiației pe un spectru continuu și dependența acesteia de temperatura corpului emițător legea lui Planck. Un grafic al dependenței pe care o exprimă pentru mai multe temperaturi și un grafic al distribuției energiei în spectrul Soarelui sunt prezentate în desen. Strâns legat de legea lui Planck legea lui Stefan, care determină relația dintre temperatura sursei și cantitatea totală de energie care trece printr-un centimetru pătrat din suprafața sa radiantă (această valoare se numește flux total de radiație). Fluxul total de radiație conform legii lui Stefan este proporțional cu puterea a patra a temperaturii corpului radiant.
Dar modelele reale ale radiațiilor din corpurile cerești sunt mai complexe decât legea lui Planck. În straturile interioare ale stelelor, această lege este respectată cu strictețe, dar radiația de acolo nu vine direct la noi, ci este absorbită de atomii straturilor exterioare ale stelei. Mărimea acestei absorbții depinde puternic de compoziția chimică și de temperatura straturilor emitente ale stelei.
Și, deși distribuția spectrală a energiei emanate de stele diferă de legea lui Planck, o putem folosi pentru a găsi valoarea fluxului total de radiație și, folosind legea lui Stefan, a calcula temperatura corespunzătoare acestui flux. Această temperatură se numește temperatură efectivă și caracterizează încălzirea suprafeței stelare emițătoare.
O altă lege importantă se referă la emisia și absorbția luminii de către gaze. Dacă un gaz este plasat în fața unei surse mai fierbinți cu un spectru continuu de radiație, atunci liniile de absorbție spectrală întunecată ale gazului nostru vor apărea pe fundalul unui spectru continuu luminos - aceleași care erau vizibile anterior în spectrul gazului. ca linii spectrale strălucitoare ( legea lui Kirchhoff). Prin urmare, detectarea anumitor linii de absorbție în spectrul unei stele indică prezența în ea a elementelor chimice cărora le aparțin. Adevărat, absența liniilor spectrale ale unuia sau altui element nu înseamnă că acesta nu se află în învelișul stelar. Doar că într-o stea pot exista astfel de condiții încât liniile elementului să fie foarte slabe și, prin urmare, invizibile.
Folosind legea lui Kirchhoff, astronomii analizează structura cochiliilor stelare și a acestora compozitia chimica.
Intensitatea liniilor spectrale de absorbție depinde nu numai de numărul de atomi ai unui element dat, ci și de temperatura și densitatea straturilor atmosferei stelare în care se formează. Intensitatea liniilor poate fi folosită pentru a determina temperatura, densitatea și alte caracteristici ale atmosferelor stelare.
efect Doppler
Joacă un rol foarte important în analiza spectrală efect Doppler. Constă în faptul că, dacă o sursă de radiații se deplasează spre noi, atunci lungimile de undă ale liniilor spectrale din spectrul ei scad, iar dacă se îndepărtează, acestea cresc. Deplasarea liniilor spectrale caracterizează astfel viteza de mișcare a sursei în direcția liniei de vedere. Această viteză se numește viteza radială a stelei v.
Exprimat în kilometri pe secundă, este proporțional cu deplasarea lungimii de undă a liniei observate λ comparativ cu lungimea sa de undă λ o cu o sursă staționară: v=с(λ-λ о)/λ о, Unde Cu - viteza luminii.
O deplasare a liniilor în spectrul unei stele în raport cu spectrul de comparație către partea roșie indică faptul că steaua se îndepărtează de noi, o deplasare către partea violetă a spectrului indică faptul că steaua se apropie de noi. Datorită revoluției Pământului în jurul Soarelui cu o viteză de V = 30 km/s, liniile din spectrele stelelor care se îndepărtează de Pământ sunt deplasate spre roșu pe Δλ/λ o = V/c = 10 –4
. Pentru linie λ o= 500 nm
deplasarea va fi 0,05 nm
(0,5 Å). Pentru stelele care se apropie de Pământ, liniile vor fi deplasate cu aceeași cantitate spre partea violetă.
Efectul Doppler face posibilă și estimarea vitezei de rotație a stelelor. De exemplu, din cauza rotației Soarelui, marginea de vest a Soarelui se îndepărtează de noi, iar marginea de est se apropie de noi. Prin urmare cel mai mare viteza liniară rotația Soarelui, care se observă la ecuator, egală cu 2 km/s, dă o deplasare Doppler a liniei l = 500 nm (5000 Å) în Δl = 0,035 Å. În același timp, la polii Soarelui, deplasarea Doppler a liniilor scade la zero.
Chiar și atunci când gazul care emite nu are mișcare relativă, liniile spectrale emise de atomii individuali se vor schimba de la valoarea de laborator datorită mișcării termice aleatorii. Pentru masa totală de gaz, aceasta va fi exprimată prin lărgirea liniilor spectrale. În acest caz, pătratul lățimii Doppler a liniei spectrale este proporțional cu temperatura: T ~ (Δl) 2. Prin urmare, liniile se lăresc deosebit de puternic în spectrele stelelor fierbinți. Astfel, temperatura gazului care emite poate fi judecată din lățimea liniei spectrale. Liniile se pot lărgi nu numai datorită efectului Doppler. Un motiv la fel de important este ciocnirea atomilor.
Folosind efectul Doppler, astronomii au măsurat mii de viteze radiale de stele, nebuloase de gaz și părțile lor, obiecte extragalactice, au descoperit modelele de mișcare a stelelor și de rotație a sistemelor stelare și au găsit masele clusterelor de stele și galaxiilor. În plus, studiul vitezelor radiale ale galaxiilor îndepărtate joacă un rol important în studiu tipare generale Universul ca întreg.
Efectul Zeeman
În 1896, fizicianul olandez Zeeman a descoperit efectul divizării liniilor spectrale într-un câmp magnetic puternic. Cu ajutorul acestui efect a devenit posibilă „măsurarea” cosmică câmpuri magnetice. Un efect similar (se numește Efect puternic) se observă în câmp electric. Se manifestă atunci când într-o stea apare pentru scurt timp un câmp electric puternic.
Dragi vizitatori!
Munca dvs. este dezactivată JavaScript. Vă rugăm să activați scripturile în browser și vi se va deschide întreaga funcționalitate a site-ului!Metoda care oferă informații valoroase și cele mai diverse despre corpurile cerești este analiza spectrală. Vă permite să determinați din analiza radiațiilor compoziția chimică calitativă și cantitativă a stelei, temperatura acesteia, prezența unui câmp magnetic, viteza de mișcare de-a lungul liniei de vedere și multe altele.
Analiza spectrală se bazează pe descompunerea luminii albe în părțile sale componente. Dacă un fascicul îngust de lumină este direcționat pe fața laterală a unei prisme triedrice, atunci, refractând în sticlă în moduri diferite, componentele lumină albă razele vor produce o dungă curcubeu pe ecran numită spectru. În spectru, toate culorile sunt întotdeauna situate într-o anumită ordine.
După cum știți, lumina călătorește sub formă de unde electromagnetice. Fiecare culoare corespunde unei anumite lungimi de undă electromagnetică. Lungimea de undă în spectru scade de la razele roșii la razele violete de la aproximativ 0,7 la 0,4 μm. În spatele razelor violete ale spectrului se află razele ultraviolete, care nu sunt vizibile pentru ochi, dar acționează asupra plăcii fotografice. Razele X au o lungime de undă și mai scurtă. Radiațiile de raze X de la corpurile cerești, importante pentru înțelegerea naturii lor, sunt blocate de atmosfera Pământului. Dincolo de razele roșii ale spectrului se află regiunea razelor infraroșii. Sunt invizibile, dar s-au creat receptori speciali de radiație infraroșie, de exemplu, plăci fotografice pregătite într-un mod special. Observațiile spectrale înseamnă, de obicei, observații în intervalul de la razele infraroșii la ultraviolete.
Pentru a studia spectrele, instrumentele numite spectroscop si i>spectrograf. Spectrul este examinat cu un spectroscop și fotografiat cu un spectrograf. Fotografia spectrului se numește spectrogramă.
Figura 39 prezintă dispozitivul spectrograf. Lumina trece printr-o fantă îngustă pe o lentilă, care o trimite într-un fascicul paralel către una sau mai multe prisme. Într-o prismă, lumina este descompusă în părțile sale componente și produce un spectru. Imaginea sa este construită cu o lentilă pe o placă fotografică și se obține o spectrogramă. Într-un spectroscop, această imagine este privită printr-un ocular. În spectrografele astronomice, pe lângă o prismă, ele folosesc și o rețea de difracție, care reflectă lumina și, în același timp, o descompune într-un spectru.
Orez. 39. Diagrama unui spectrograf cu prismă.
Există următoarele tipuri de spectre.
Solid, sau continuu, spectru sub forma unei dungi curcubeu dau corpuri fierbinți solide și lichide (cărbune, filament de lampă electrică) și mase destul de dense de gaz.
Spectrul de linii radiația este produsă de gaze rarefiate și vapori atunci când sunt supuse unei încălziri puternice sau expunerii la descărcare electrică. Fiecare gaz emite lumină cu lungimi de undă strict definite și produce un spectru de linie caracteristic unui element chimic dat. Schimbările puternice ale stării unui gaz sau ale condițiilor sale de strălucire, cum ar fi încălzirea sau ionizarea, provoacă anumite modificări în spectrul unui anumit gaz.
Au fost întocmite tabele cu o listă de linii ale fiecărui gaz și indicând luminozitatea fiecărei linii. De exemplu, în spectrul sodiului, două linii galbene sunt deosebit de strălucitoare.
Spectrul de linii preluări dau gaze și vapori atunci când în spatele lor există o sursă luminoasă, dând un spectru continuu. Spectrul de absorbție este un spectru continuu, tăiat de linii întunecate, care sunt situate chiar în locurile unde ar trebui să fie situate liniile luminoase inerente unui anumit gaz (Fig. 40). De exemplu, două linii întunecate de absorbție a sodiului sunt situate în partea galbenă a spectrului (Puteți identifica cu ușurință liniile de hidrogen din spectrele Soarelui și ale Siriusului prin comparație, folosind desenul din spate.)
Orez. 40. Comparația spectrului Soarelui (mai sus) cu spectrul de laborator al vaporilor de fier.
Studiul spectrelor permite analiza compoziției chimice a gazelor care emit sau absorb lumină Numărul de atomi sau molecule care emit sau absorb energie este determinat de intensitatea liniilor. Cu cât sunt mai mulți atomi, cu atât linia este mai luminoasă în spectrul de emisie sau este mai întunecată în spectrul de absorbție.
Soarele și stelele sunt înconjurate de atmosfere gazoase. Spectrul continuu al suprafeței lor vizibile este tăiat de linii de absorbție întunecate care apar atunci când radiația trece prin atmosfera stelelor. Prin urmare, spectrele Soarelui și ale stelelor sunt spectre de absorbție (Luați în considerare imaginile diferitelor spectre de pe frunza.)
Trebuie amintit că analiza spectrală permite determinarea compoziției chimice numai a gazelor auto-luminoase sau care absorb radiațiile. Compoziția chimică a unui solid nu poate fi determinată folosind analiza spectrală.
Vitezele de mișcare a corpurilor cerești în raport cu Pământul de-a lungul liniei de vedere (viteze radiale) sunt determinate folosind analiza spectrală bazată pe Principiul Doppler-Fizeau: dacă sursa de lumină și observatorul se apropie, atunci lungimile de undă care determină pozițiile liniilor spectrale se scurtează, iar atunci când se îndepărtează unele de altele, lungimile de undă cresc. Acest fenomen este exprimat prin formula:
unde v este viteza radială a mișcării relative cu semnul ei (minus la apropiere), λ este lungimea de undă normală a luminii cu o sursă staționară, λ 0 este lungimea de undă când sursa se mișcă și c este viteza luminii. Cu alte cuvinte, atunci când observatorul și sursa de lumină se apropie, liniile spectrului se deplasează spre capătul său violet, iar când se îndepărtează - spre capătul roșu.
Vitezele de mișcare a corpurilor pe Pământ ar putea provoca doar deplasări nesemnificative ale liniilor în spectrele corpurilor, dar vitezele corpurilor cerești (de obicei zeci și sute de km/s) provoacă deplasări atât de mici încât pot fi măsurate doar pe o spectrogramă. sub microscop.
După ce a primit spectrograma luminii, spectrele de comparație de la o sursă terestră de radiație, de exemplu de la o lampă cu mercur sau neon, sunt imprimate deasupra și dedesubtul acesteia (Fig. 41). Spectrul de comparație este nemișcat pentru noi și, în raport cu acesta, putem determina deplasarea liniilor spectrului stelei. Este de obicei sutimi sau zecimi de milimetru într-o fotografie. Pentru a afla ce schimbare corespunde deplasarea obținută pe spectrogramă, trebuie să cunoaștem scara spectrului - cât de mult se modifică lungimea de undă dacă ne deplasăm de-a lungul spectrului cu 1 mm. Înlocuirea valorilor λ, λ 0 și c = 300.000 km/s în formulă ne permite să determinăm v - viteza radială a corpului.
Orez. 41. Deplasarea liniei H γ în spectrul uneia dintre stele pe măsură ce aceasta se deplasează de-a lungul liniei de vedere. Deasupra și dedesubt sunt spectre de comparație de laborator ale vanadiului. Deasupra lor sunt scrise lungimile de undă în angstromi (1A = 0,0001 µm).
Când un corp este roșu, partea roșie a spectrului său continuu este cea mai strălucitoare. Cu o încălzire suplimentară, cea mai mare luminozitate din spectru trece în partea galbenă, apoi în partea verde, etc. Teoria emisiei de lumină, testată experimental, arată că distribuția luminozității de-a lungul spectrului continuu depinde de temperatura corpului. Cunoscând această dependență, puteți determina temperatura Soarelui și a stelelor. Temperatura planetelor și temperatura stelelor se determină, de asemenea, folosind un termoelement plasat la focarul unui telescop sau receptoare special create de radiații infraroșii.
Deci, vedem că multe date astronomice, de exemplu temperatura stelelor, sunt determinate în moduri care se verifică reciproc. Datele obținute sunt destul de sigure. Ele au fost testate de mulți oameni de știință din diferite țări.
- Lungimea de undă corespunzătoare liniei de hidrogen este mai mare în spectrul stelei decât în spectrul obținut în laborator. Steaua se îndreaptă spre noi sau se îndepărtează de noi? Se va observa o schimbare a liniilor spectrului dacă steaua se mișcă peste linia vizuală?
- În fotografia spectrului stelei, linia sa este deplasată față de poziția sa normală cu 0,02 mm. Cât de mult s-a schimbat lungimea de undă dacă în spectru o distanță de 1 mm corespunde unei modificări a lungimii de undă de 0,004 μm (această valoare se numește dispersia spectrogramei)? Cât de repede se mișcă steaua? Lungime de undă normală 0,5 µm = 5000 A (angstrom) 1 A = 10-10 m.
- Folosind o riglă de scară, utilizați o scară pentru a determina dispersia în angstromi pe 1 mm de lungime a spectrului în intervalul de lungimi de undă 4261-4277 A. Folosind o lupă, măsurați deplasarea centrului liniei H Y în spectrul stelei (cea mai largă) în raport cu aceeași linie a spectrului de comparație. Calculați viteza radială a stelei din această deplasare a liniei.
Analiza spectrală este principala metodă de determinare a compoziției chimice a obiectelor luminoase îndepărtate, cum ar fi stelele. Primele elemente descoperite prin această metodă au fost cesiu și rubidiu. Și în curând a fost descoperit heliu și a fost descoperit pe Soare cu 27 de ani mai devreme decât pe Pământ.
Toată lumea cunoaște cele șapte culori primare recunoscute de ochii noștri, dar există și nuanțe în trecerea de la o culoare la alta. Lumina este un amestec de vibrații electromagnetice, iar fiecare vibrație are propria lungime de undă și, în consecință, propria sa culoare. Prin trecerea luminii de la un obiect printr-o prismă, aceasta este împărțită în spectre. Din imaginea rezultată (spectrograma) ei trag concluzii despre caracteristicile obiectului care a emis lumină. Un exemplu din viață este un curcubeu după ploaie. Picăturile de ploaie împart lumina care vine de la soare în șapte culori primare. Unitatea de măsură a lungimii de undă – Angstrom o sută de milioane de centimetru
Toate spectrele care pot fi observate sunt împărțite în trei clase:
- Spectrul de linii de radiație. Liniile de emisie sunt emise de gaz încălzit în stare rarefiată.
- Spectru continuu. Aceste tipuri de spectre sunt obținute pentru solide, lichide și gaze opace fierbinți.
- Spectrul de absorbție a liniilor. Se formează un spectru dacă radiația dintr-un corp fierbinte, care are un spectru continuu, trece printr-un mediu rece rarefiat.
Aplicații în astronomie
Analiza spectrală este foarte utilizată în astronomia modernă. Aceasta este o metodă capabilă să ofere cele mai detaliate și unice informații despre obiectele spațiale.
Analizând radiația unui obiect, este posibil să se determine foarte precis principalele caracteristici ale acestuia.
Propagarea luminii ia forma undelor electromagnetice. Fiecare culoare este caracterizată de o lungime de undă de o anumită valoare. Lungimea de undă scade în spectru de la 7000 Angstrom la 4000 Angstrom, de la razele roșii la violet. După razele violete sunt razele ultraviolete. Ele nu sunt detectate de ochi, ci sunt înregistrate de instrumente. După ultraviolete vin razele X - au o lungime de undă și mai scurtă.
Cealaltă parte a spectrului, roșie, continuă cu raze infraroșii, de asemenea invizibile pentru ochiul uman, dar surprinse de plăci fotografice special pregătite. Observațiile spectrale sunt studiul razelor în gama de culori de la ultraviolet la infraroșu. Saturația liniilor spectrale determină numărul de molecule și atomi care emit sau absorb energie. Cu cât linia este mai luminoasă în spectrul emis și cu cât este mai întunecată în spectrul absorbit, cu atât este mai mare numărul de atomi. Toate celelalte stele sunt caracterizate prin prezența lui . Radiația care trece prin atmosferă apare ca linii de absorbție întunecate pe spectrul continuu al suprafeței vizibile. Pentru astfel de obiecte acestea sunt spectre de absorbție. Analiza spectrală, bazată pe , face posibilă determinarea vitezei de mișcare a corpurilor cerești în raport cu planeta noastră de-a lungul liniei de vedere. O sursă de lumină care se apropie de observator va avea lungimi de undă mai scurte, iar dacă sursa se îndepărtează, lungimile de undă vor crește. Dacă un corp se mișcă pe Pământ, atunci viteza lui este neglijabilă în spectru. Și chiar și vitezele corpurilor cerești, care au valori de zeci și sute de km/sec, sunt vizibile în deplasări atât de mici încât observarea lor pe spectrograme poate fi realizată doar cu ajutorul unui microscop. Spectrograma rezultată a luminii este comparată cu standardele, care sunt spectrogramele surselor de radiații terestre, de exemplu, o lampă cu neon. În ceea ce privește spectrul staționar, deplasarea liniilor spectrale ale obiectului observat este determinată în standarde. Această deplasare este foarte mică, iar mărimea sa este calculată în zecimi și sutimi de milimetru.
Semnificație pentru cosmologie
În prezent, toate spectrele elementelor chimice au fost determinate și compilate în tabele speciale. Spectral analiza a dus la descoperirea unor elemente necunoscute, precum rubidiu și cesiu.Și acestor noi elemente li s-au dat uneori nume corespunzătoare culorilor liniilor predominante ale spectrului: rubidiul produce linii roșii închise, iar cesiul (albastrul cerului) produce linii albastre. Doar analiza spectrală a ajutat la determinarea compoziției chimice a stelei noastre și a altor stele. Utilizarea altor metode pentru a atinge acest obiectiv nu este posibilă. După cum se dovedește, atât planeta noastră, cât și stelele îndepărtate conțin aceleași elemente chimice. Astrofizica, folosind analiza spectrală, recunoaște caracteristicile stelelor, norilor de gaz și ale altor obiecte. Acestea sunt compoziția chimică, temperatura, viteza, inducția magnetică, presiunea. Toate aceste mărimi sunt determinate doar prin analiza liniilor spectrale ale obiectelor spațiale. Prin adoptarea efectului Doppler, a devenit posibilă măsurarea vitezelor radiale a mii de stele, nebuloase de gaz și alte obiecte extragalactice. Au fost determinate modelele de mișcare ale corpurilor de iluminat individuale și rotația sistemelor stelare. S-au stabilit masele galaxiilor și clusterelor de stele. Folosind efectul descoperit de fizicianul olandez Zeeman, este posibil să se determine parametrii câmpurilor magnetice cosmice. Câmpurile magnetice puternice despart liniile spectrului. Acest efect este creat și de un câmp electric, care poate apărea într-o stea pentru o perioadă scurtă de timp (efectul Stark).
O rază de lumină care trece printr-o prismă de sticlă este refractată, iar după ce părăsește prisma se îndreaptă într-o direcție diferită. În același timp, razele culori diferite refracta diferit. Dintre cele șapte culori ale curcubeului, razele de lumină violetă deviază cel mai mult, razele albastre într-o măsură mai mică, razele albastre și mai puține, apoi razele verzi, galbene, portocalii și roșii se abat cel mai puțin.
Orice corp luminos emite în spațiu raze de diferite culori. Dar, din moment ce sunt suprapuse una peste alta, pentru ochiul uman toate se contopesc într-o singură culoare.
De exemplu, Soarele emite raze albe, dar dacă trecem o astfel de rază printr-o prismă și, prin urmare, o descompunem în părțile sale componente, se dovedește că alb Raza este complexă: constă dintr-un amestec de toate culorile curcubeului. Amestecând aceste culori împreună, obținem din nou alb.
În astronomie, pentru a studia modul în care sunt structurate stelele, așa-numitele spectre stelare. Un spectru este o rază a unei surse de lumină trecută printr-o prismă și descompusă de aceasta în părțile sale componente. Digresând puțin, putem spune că un curcubeu pământesc obișnuit nu este altceva decât spectrul Soarelui, deoarece își datorează aspectul refracției. lumina soareluiîn picături de apă, acționând în acest caz ca o prismă.
Pentru a obține un spectru în mai mult formă pură, oamenii de știință nu folosesc o prismă simplă de sticlă, ci un dispozitiv special - spectroscop.
Principiul de funcționare al unui spectroscop: știm cum „strălucește” un flux de lumină complet „pur” (ideal), știm și ce „interferență” introduc diverse impurități. Prin compararea spectrelor, putem vedea temperatura și compoziția chimică a corpului care a emis fluxul de lumină analizat.
Dacă luminăm fanta unui spectroscop cu vapori luminoși ai unei substanțe, vom vedea că spectrul acestei substanțe este format din mai multe linii colorate pe un fundal întunecat. Mai mult, culorile liniilor pentru fiecare substanță sunt întotdeauna aceleași - indiferent dacă vorbim despre Pământ sau Alpha Centauri. Oxigenul sau hidrogenul rămâne întotdeauna în sine. În consecință, știind cum arată fiecare dintre elementele chimice cunoscute nouă pe un spectrograf, putem determina foarte precis prezența lor în compoziția stelelor îndepărtate, pur și simplu comparând spectrul radiației lor cu „standardul” nostru pământesc.
Având o listă de spectre ale diferitelor substanțe, putem determina de fiecare dată cu exactitate cu ce substanță avem de-a face. Cel mai mic amestec de orice substanță într-un aliaj metalic sau rocă este suficient, iar această substanță își va dezvălui prezența și se va face cunoscută cu un semnal de culoare în spectru.
Un amestec de vapori de mai multe elemente chimice care nu formează un compus chimic are ca rezultat o suprapunere a spectrelor acestora unul peste altul. Din astfel de spectre recunoaștem compoziția chimică a amestecului. Dacă moleculele unui complex complex care nu au fost descompuse în atomi strălucesc substanta chimica, adică un compus chimic, spectrul lor este format din benzi largi colorate strălucitoare pe un fundal întunecat. Pentru orice compus chimic, aceste benzi sunt, de asemenea, întotdeauna definite și știm cum să le recunoaștem.
Așa arată spectrul stelei noastre „native”, Soarele
Spectrul sub forma unei benzi constând din toate culorile curcubeului este dat de substanțe solide, lichide și fierbinți, de exemplu un fir bec, fontă topită și o tijă de fier încins. Același spectru este produs de mase uriașe de gaz comprimat care formează Soarele.
La scurt timp după ce liniile întunecate au fost descoperite în spectrul Soarelui, unii oameni de știință au observat acest fenomen: în partea galbenă a acestui spectru există o linie întunecată care are aceeași lungime de undă ca și linia galben strălucitor din spectrul vaporilor de sodiu luminoși rarefiați. Ce înseamnă acest lucru?
Pentru a clarifica problema, oamenii de știință au efectuat un experiment.
A fost luată o bucată de var fierbinte, dând un spectru continuu fără linii întunecate. Flacăra unui arzător cu gaz care conținea vapori de sodiu a fost apoi plasată în fața acestei bucăți de var. Apoi, în spectrul continuu obținut din var fierbinte, a cărui lumină a trecut prin flacăra arzătorului, a apărut o linie întunecată în partea galbenă. A devenit clar că vaporii de sodiu, comparativ mai rece, absorbeau sau blocau razele de aceeași lungime de undă pe care vaporii însuși erau capabili să le emită.
Empiric, s-a constatat că gazele luminoase și vaporii absorb lumina de aceleași lungimi de undă pe care ei înșiși sunt capabili să o emită atunci când sunt suficient de încălzite.
Așadar, în urma primului mister - motivul colorării flăcării într-o culoare sau alta prin vapori a anumitor substanțe - a fost dezvăluit al doilea secret: motivul apariției liniilor întunecate în spectrul solar.
Analiza spectrală în cercetarea solară
Evident, Soarele – un corp fierbinte care emite lumină albă, al cărei spectru este continuu – este înconjurat de un strat de gaze mai reci, dar încă fierbinți. Aceste gaze formează învelișul sau atmosfera în jurul Soarelui. Și această atmosferă conține vapori de sodiu, care absoarbe din razele spectrului solar razele cu aceeași lungime de undă pe care sodiul este capabil să o emită. Prin absorbția și reținerea acestor raze, vaporii de sodiu creează în lumina Soarelui care a trecut prin atmosfera sa și a ajuns la noi, o lipsă de raze galbene cu această lungime de undă. Acesta este motivul pentru care găsim o linie întunecată în locul corespunzător din partea galbenă a spectrului Soarelui.
Astfel, nefiind niciodată la Soare, care se află la 150 de milioane de kilometri distanță de noi, putem spune că atmosfera solară conține sodiu.
În același mod, determinând lungimile de undă ale celorlalte linii întunecate vizibile în spectrul solar și comparându-le cu lungimile de undă ale liniilor luminoase emise de vapori de diferite substanțe și observate în laborator, putem determina exact ce alte elemente chimice sunt parte a atmosferei solare.
Astfel, s-a constatat că atmosfera solară conține aceleași elemente chimice ca pe pământ: hidrogen, azot, sodiu, magneziu, aluminiu, calciu, fier și chiar aur.
Spectrele stelelor, a căror lumină poate fi, de asemenea, direcționată către un spectroscop, sunt similare cu spectrul Soarelui. Și din liniile lor întunecate putem determina compoziția chimică a atmosferelor stelare în același mod în care am determinat compoziția chimică a atmosferei solare din liniile întunecate ale spectrului solar.
În acest fel, oamenii de știință au stabilit că chiar și compoziția chimică cantitativă a atmosferei Soarelui și a stelelor este foarte asemănătoare cu compoziția chimică cantitativă a scoarței terestre.
Cel mai ușor dintre toate gazele, dintre toate elementele chimice - hidrogenul - reprezintă 42% din greutate în Soare. Oxigenul reprezintă 23% din greutate. Aceeași sumă reprezintă ponderea tuturor metalelor luate împreună. Carbonul, azotul și sulful formează împreună 6% din atmosfera solară. Și doar 6% provine din toate celelalte elemente combinate.
Trebuie luat în considerare faptul că atomii de hidrogen sunt mai ușori decât toți ceilalți. Prin urmare, numărul lor depășește cu mult numărul tuturor celorlalți atomi. Din fiecare sută de atomi din atmosfera solară, 90 de atomi aparțin hidrogenului.
Densitatea medie a Soarelui este cu 40% mai mare decât cea a apei și totuși se comportă din toate punctele de vedere ca un gaz ideal. Densitatea la marginea vizibilă exterioară a Soarelui este de aproximativ o milioneme cea a apei, în timp ce densitatea în apropierea centrului său este de aproximativ 50 de ori mai mare decât cea a apei.
Analiza spectrală și temperatura stelelor
Spectrele stelelor sunt pașapoartele lor cu o descriere a tuturor semnelor stelare, a tuturor proprietăților lor fizice. Trebuie doar să poți înțelege aceste pașapoarte. Sunt încă multe pe care nu le vom putea extrage din ele în viitor, dar și acum citim multe în ele.
Din spectrul unei stele, putem afla luminozitatea acesteia și, prin urmare, distanța până la ea, temperatura, mărimea, compoziția chimică a atmosferei sale, viteza de mișcare în spațiu, viteza de rotație în jurul axei sale și chiar dacă în apropierea ei se află o altă stea invizibilă, alături de care se învârte în jurul centrului lor comun de greutate.
Analiza spectrală oferă, de asemenea, oamenilor de știință posibilitatea de a determina viteza de mișcare a corpurilor de iluminat către noi sau departe de noi, chiar și în cazurile în care această viteză și mișcarea corpurilor de iluminat în general nu pot fi detectate prin alte mijloace.
Dacă vreo sursă de vibrații, care se propagă sub formă de unde, se mișcă în raport cu noi, atunci, desigur, lungimea de undă a vibrațiilor percepute de noi se schimbă. Cu cât sursa de vibrație se apropie mai repede de noi, cu atât lungimea sa de undă devine mai scurtă. Și invers, cu cât sursa de oscilații se îndepărtează mai repede, cu atât lungimea de undă crește mai mult în comparație cu lungimea de undă care ar fi percepută de un observator staționar în raport cu sursa.
Același lucru se întâmplă și cu lumina atunci când sursa de lumină - un corp ceresc - se deplasează spre noi. Pe măsură ce o stea se apropie de noi, lungimea de undă a tuturor liniilor din spectrul său devine mai scurtă. Și când sursa de lumină se îndepărtează, lungimea de undă a acelorași linii devine mai lungă. În consecință, în primul caz liniile spectrului sunt deplasate spre capătul violet al spectrului (adică spre lungimi de undă scurte), iar în al doilea caz sunt deplasate către capătul roșu al spectrului.
În același mod, studiind distribuția luminozității în spectrul stelelor, am aflat temperatura acestora.
Stelele sunt roșii- cele mai reci. Ele sunt încălzite la 3 mii de grade, care este aproximativ egală cu temperatura într-o flacără cu arc electric.
Temperatură stele galbene este de 6 mii de grade. Aceeași temperatură este și suprafața Soarelui nostru, care aparține și categoriei de stele galbene. Tehnologia noastră nu poate încă crea artificial o temperatură de 6 mii de grade pe Pământ.
Stele albe chiar mai fierbinte. Temperatura lor variază de la 10 la 20 de mii de grade.
În cele din urmă, cele mai tari vedete cunoscute de noi sunt stele albastre, încălzit până la 30, și în unele cazuri chiar până la 100 de mii de grade.
În interiorul stelelor, temperatura ar trebui să fie mult mai ridicată. Nu o putem determina cu precizie, pentru că lumina din adâncurile stelelor nu ajunge la noi: lumina stelelor pe care le observăm este emisă de suprafața lor. Putem vorbi doar despre calcule științifice, că temperatura din interiorul Soarelui și stelelor este de aproximativ 20 de milioane de grade.
În ciuda căldurii stelelor, doar o mică parte din căldura pe care o emană ajunge până la noi - stelele sunt atât de departe de noi. Cea mai mare căldură ne vine de la steaua roșie strălucitoare Betelgeuse din constelația Orion: mai puțin de o zecime de miliardime dintr-o calorie mică, 1 pe centimetru pătrat pe minut.
Cu alte cuvinte, prin colectarea acestei călduri folosind o oglindă concavă de 2,5 metri, pe parcursul unui an am putea încălzi un degetar de apă doar cu două grade!