Откриване на Галактиката

Читател
-
0
Откриване на Галактиката

Автор: Юрий Николаевич Ефремов

Превел от руски: Никола Николов

Universe-Collide_01

През 1921 г. известният холандски астроном Якоб Каптейн посетил в Бон своя приятел астрометрист и изследовател на звездни купове Ф. Кюстнер и споделил с него своите съображения за строежа на нашата звездна система – Млечния път. На Кюстнер тези съображения се сторили твърде хипотетични и той попитал Каптейн дали не е още рано да прибягва до умозрителни заключения и не е ли по-добре да почака, докато се насъберат повече наблюдателни данни. Реакцията, която последвала, Кюстнер запомнил завинаги, Каптейн се разярил, тропнал с крак н изкрещял: «Аз не мога да чакам! Искам сега да знам това!» Схемата на строежа на Млечния път, предложена от Каптейн, представлявала двойно изпъкнала леща с диаметър около 20 000 пс, от центъра, на която на разстояние, равно само на 650 пс, се намира Слънцето. Последната работа на Каптейн, в която той отстоявал тази схема, излязла през 1922 г. През същата година той умрял, убеден в своята правота. А прав се оказал Шепли, с който Каптейн водил ожесточени спорове. . . Нищо не може да се сравни с трагедията на учен, който след десетилетия неукротим стремеж за знания най-накрая създава цялостна картина на мирозданието, но веднага забелязва появяването на друго, различно гледище и вижда, че то печели все повече нови привърженици. Да си спомним за Лоренц, който съжалявал, че не е умрял преди появяването на квантовата механика. Но такава е съдбата на всяко конкретно постижение в науката, на всеки учен. Минават пет, десет години и неговата работа продължава да бъде интересна в най-добрия случай само за историците на науката, а от нейния прах израства ново знание. Средното време на живот на една добра научна статия, през което тя се цитира в литературата, е около десет години. В научните списания сега няма да намерите цитати на Нютон или Лаплас, а само в историческите обзори. Рядко вече се срещат имената и на Каптейн, и на Шепли. Техните работи останаха като зазидани тухли в здание, което на никой не е съдено да види завършено. . .

closest star«Вселената на Каптейн» била построена от него по принцип по същия начин, както и «вселената на Хершел», на която тя и прилича. Този начин се състои в преброяване на звездите в различни посоки и определяне с тяхна помощна пространствената плътност на звездите на различни разстояния от Слънцето. За разлика от Хершел Каптейн държал сметка, че звездите могат да имат различна светимост. Разстоянията, които били много неточни, той намирал по статистическа връзка между паралакса, видимата величина и собственото движение. За определяне на тези характеристики през 1906 г. Каптейн предложил плана за «избраните области» — колективни изследвания на астрономи от много страни на всевъзможни характеристики на всички звезди, попадащи в 206 области от небето, равномерно разпределени по него. Този план в много отношения е изпреварил времето си и досега все още не е изпълнен изцяло. Преброяванията на Каптейн показали, че броят на звездите в единица обем намалява с отдалечаване от Слънцето. Сега ние знаем, че за това е виновно поглъщането на светлината.
Както често се случва, между многото противоречиви мнения, изказвани много преди окончателното възтържествуване на истината, има и вярно. И Харлоу Шепли е имал свои предтечи. Още Джон Хершел, син на бележития английски астроном и изследовател на южното небе, 80 години преди Шепли обърна внимание, че почти всички кълбовидни купове са събрани в едната половина на небето. През 1909 — 1917 г. Болин, Хинк и Херцшпрунг отбелязваха съсредоточаването на кълбовидните купове в съзвездието Стрелец, а Перин посочваше, че в същатa посока има много ярки облаци от Млечния път и това едва ли може да бъде случайно съвпадение. Сражението обаче бе спечелено от Шепли и галактоцентричната революция с право се свързва с неговото име.

List of objects in the solar systemВ серия свои работи от 1916— 1919 г. Шепли дойде до заключението, че намиращият се в посока на съзвездието Стрелец център на системата от кълбовидни звездни купове е същевременно и център на цялата система на Млечния път. Шепли бил убеден в това поради симетричното разпределение на куповете около равнината на Млечния път и факта, че центърът на куповете е в същата равнина. Концентрирането на кълбовидните купове в Стрелец (където на 2% от цялата площ на небесната сфера се намира една трета от всички купове) Шепли обяснявал с повишаване на пространствената плътност на куповете при приближаване към центъра на системата и с това, че Слънцето се намира много далеч от този център. А колко далеч именно? На този въпрос отговор дали цефеидите.
Сега знаем, че променливите звезди с период от 2 до 30 денонощия в кълбовидните купове не са цефеиди или по-точно те са особена разновидност на цефеидите. Шепли обаче приложил към тях зависимостта период — светимост и намерил, че светимостта на променливите звезди от типа RR от Лира във всички купове е еднаква и е около 0m. Като се знае това, той могъл да камери разстоянията до десетина купа. След това той забелязал, че разликата между видимите величини на звездите от типа RR от Лира и на най-ярките червени звезди в кълбовидните купове се изменя малко от куп в куп и е средно 1m, 5 — 0m,0. Сега вече било достатъчно да се измери звездната величина на най-ярките звезди в един кълбовиден куп, за да се определи разстоянието до него. По този начин Шепли определил положението в пространството на около седемдесет кълбовидни купа. Тези разстояния изглеждали огромни; и най-близкият кълбовиден куп се намирал много по-далеч от най-далечния разсеян куп. Оказало се, че до центъра на системата от кълбовидни купове, т. е. до центъра на системата Млечен път, има 50 000 светлинни години. Слънцето се оказало не в центъра на мирозданието, а в неговите далечни краища, а пък размерите на нашата звездна система се удесеторили!
Цефеидите от кълбовидните купове имат друг произход, друга маса, и друга светимост, различни от тези на класическите цефеиди от галактичното поле или от разсеяните звездни купове; сега ние знаем, че те са по-слаби с около 1m,5. Но приблизително е толкова сбъркал Шепли при оценката на светимостта на класическите цефеиди, като я занижил, така че приетите от него светимости на цефеидите от кълбовидните купове и на звездите от типа RR от Лира са грешни с не повече от 0m,5. Това съвпадение дълго време замаскирвало грешката в нул-пункта на зависимостта период — светимост. Като получавал всеки път за светимостта на звездите RR от Лира светимост 0m,0, един изследовател стигнал до извода, че нул-пунктът на Шепли е добър и получените с него светимости на цефеидите са верни. Съществуването на два вида цефеиди било доказано едва след работите на Бааде и на Б. В. Кукаркин от 1944 — 1952 г.
Каптейн и Ван Рейн излязоха против Шепли, като се опитваха да докажат именно, че звездите от типа RR от Лира са много по-слаби, отколкото мисли Шепли. А още преди това, на 26 април 1920 г., в Националната академия на науките във Вашингтон се състоя диспут, който в историята на астрономията е известен като «големия спор» между Харлоу Шепли и Хибър Къртис..
И двете страни бяха съгласни, че характеристиките (и предимно светимостите) на звездите от един и същи клас са еднакви навсякъде във Вселената. (Обаче кои звезди можем да смятаме, че спадат към един и същи клас? Отразяват ли се върху светимостите някои различия в характеристиките на цефеидите в различните галактики? Отговорът на въпроси от този характер не е известен и досега и той може да се получи само от подробни точни изследвания.) В първата част на диспута в центъра на вниманието стояла оценката на разстоянието до най-добре изучения кълбовиден звезден куп М. 13 в съзвездието Херкулес. Шепли намирал за това разстояние 36 000 светлинни години, а Къртис смятал, че той е десет пъти по-близо. Тогава обаче светимостта на цефеидите трябва да бъде средно 3m. Това обаче не смущавало Къртис, който смятал, че «наличните наблюдателни данни едва ли говорят за съществуването на зависимост период — светимост за галактичните цефеиди». Най-ярките червени звезди в кълбовидните купове Къртис вземал за джуджета от главната последователност, а не за гиганти, каквито са те в действителност.
Между аргументите на Шепли освен данните за цефеидите стояли и радиалните скорости на кълбовидните купове, които са от порядъка на 150 — 200 км/с. Ако се приеме, което е естествено, че средната скорост в перпендикулярно направление на зрителния лъч е същата, каквато и в негово направление, то при разстояние от 3600 светлинни години най-ярките кълбовидни звездни купове трябва да имат собствено движение от порядъка на 0″,4 за година, което е една напълно забележима величина. То обаче в действителност е много малко. Това, че Шепли бил прав, стана очевидно едва след като бе открито въртенето на Галактиката, макар че поради пренебрегването на поглъщането на светлината получените от Шепли разстояния са два-три пъти завишени. Къртис обаче се оказа прав във втората част на спора, за която ще стане дума по-нататък.
През 1925 г. Стрьомгрен установи окончателно странната асиметрия в посоката на движението на кълбовидните купове: всички те са насочени към една област на Млечния път, като при това скоростите им са много големи — от порядъка на 200 км/с. Една малка част от звездите притежава също такава асиметрия в движенията и големи скорости. Една година по-късно Б. Линдблад обясни това, като посочи, че обектите с големи скорости образуват почти сферична (по-точно — елипсоидална) система, а повечето от звездите в околностите на Слънцето, както и то самото, а също и разсеяните звездни купове влизат в плоска система, чиито членове обикалят с голяма скорост около центъра на Галактиката. Обратно на това системата от кълбовидни купове обикаля около този център много бавно, с което именно се обяснява голямата скорост на членовете от сферичната система по отношение на Слънцето. Ясно е, че посоката на векторите на скоростите на членовете на тази група трябва да бъде перпендикулярна на посоката към центъра на Галактиката, и наистина така получената посока към центъра съвпадаше с разлика от само няколко градуса с положението на центъра на системата от кълбовидни купове, определено от Шепли.
Въртенето на Галактиката бе окончателно доказано през 1927 г. от Ян Оорт, който е чуждестранен член на Академията на науките на СССР. Той разгледа влиянието, което въртенето на Галактиката оказва върху собствените движения и върху радиалните скорости на звездите, при две предположения за характера на това въртене — като твърдо тяло и при съблюдаване законите на Кеплер. В първия случай на «твърдотелно» въртене, който би могъл да бъде в сила при равномерно разпределение на веществото в Галактиката, тя би се въртяла като една грамофонна плоча, така че взаимните разстояния между всички нейни точки биха се запазвали неизменни. Ако обаче значителна част от масата на Галактиката е съсредоточена в нейния център, то въртенето на звездите около него би напомняло обикалянето на планетите около Слънцето и би трябвало да се подчинява на законите на Кеплер; линейните скорости на звездите трябва да намаляват пропорционално на корен квадратен от разстоянието до центъра. Това различие в скоростите на въртене може да се открие, като се определят радиалните скорости на звездите в различни посоки от Слънцето. Радиалните скорости ще бъдат средно равни на нула в четири посоки: в посока към центъра и към антицентъра (понеже проекцията на скоростта върху зрителния лъч е равна на нула) и в двете перпендикулярни на това направление посоки (понеже скоростите, с които обикалят около центъра звездите, намиращи се на еднакво разстояние от центъра на Галактиката, са еднакви). В две посоки (сключващи ъгъл 45° с предишните) проекцията на средната скорост върху зрителния лъч ще бъде максимална и насочена към Слънцето, а в двете перпендикулярни на тях — в противоположна посока. Следователно кривата, изразяваща зависимостта на радиалната скорост от посоката (галактичната дължина), трябва да покаже двойна вълна — тя е с два максимума и два минимума. Оорт получи, че тази зависимост за звездите, лежащи в равнината на Галактиката, трябва да се изразява с формулата

Vr = Arsin2l,

където r е разстоянието на звездата до Слънцето, а l — галактичната дължина, която се отчита от центъра на Галактиката. Като използвал след това радиалните скорости на звездите от класове О и В и на цефеидите, Оорт намерил, че звездите в Галактиката наистина обикалят, като се подчиняват на неговата формула и че центърът на въртене се намира в посока към съзвездието Стрелец. Оорт определил също и константата на въртенето на Галактиката, A която сега се нарича константа на Оорт. Ако тази константа е определена за някакви обекти, то формулата на Оорт дава възможност да се определи средното разстояние за някаква еднородна група от звезди.
Влиянието на галактичното въртене върху собствените движения е по-трудно да бъде забелязано; то не зависи от разстоянието до Слънцето. Като комбинирал радиалните скорости и собствените движения, Оорт можа да получи разстоянието на Слънцето до центъра на Галактиката, което при него е равно на 5100 пс. Днешните определяния дават 8000 — 10 000 пс.
Откриването на поглъщането па светлината от праховата материя, съсредоточаваща се около равнината на Галактиката, доведе до намаляване на нейните огромни размери, определени от Шепли, поради които той по едно време бе склонен да смята, че системата на Млечния път е нещо като много сгъстен куп от галактики. През 1944 г. Бааде успя да разпадне на звезди централната част на галактиката в Андромеда и намери, че това са звезди от същия тип, от каквито се състоят кълбовидните звездни купове. Той направи заключение, че разделянето на звездите и куповете от Галактиката на бързо въртящ се диск и бавно въртяща се сфероидална компонента, което бе намерено за първи път от Линдблад и Оорт, е общо правило и че звездите от тези две населения се различават и по своите физически характеристики. Основната причина за тези различия, а именно че сфероидалната система на население II се състои само от стари обекти, докато плоската система на население I включва звезди и купове от всякакви възрасти. А пък най-младите обекти се съсредоточават в спирални ръкави.
Схемата на Каптейн се оказа изцяло невярна, но нима наистина трябваше да се чака да се натрупат повече сведения? За необходимостта от чакане говорят или много тесните специалисти, или авторите на теории и концепции, които чувстват, че новите факти не се съгласуват с тях. Може би някъде дълбоко в подсъзнанието те чувстват обида, че успехът може да сполети някой друг. . . Обаче създаването на теория, която, макар и да не бъде обречена на пълно сриване, а само на съществено преустройство — при това неизбежно обречена, — е единственият път на развитие на науката. «Може би — казваше Анри Поанкаре — ние би трябвало да изоставим търсенето на решение, докато не натрупаме търпеливо данни за това. . . Но ако ние винаги бихме били така благоразумни, никога нямаше да създадем Науката и трябваше да изживеем своя кратък живот без мечти. » Единствено благодарение на нашето нетърпение ние се движим напред.

Източник: nauka.bg

Доказателства за „Голямо езеро“ на спътника Европа

Читател
-
0
Доказателства за „Голямо езеро“ на спътника Европа

111116132914

Потенциал за поддържане на живот

Учени търсещи извънземен живот, от Тексаския университет в Остин (The University of Texas at Austin)и от другаде, открили, това което изглежда като голямо количество течна вода с големината на Големите езера  в Северна Америка (North American Great Lakes) намираща се сред ледената обвивка на спътника на Юпитер Европа.

Бритни Шмид постдокторант от Инситута по Геофизика към Тексаския Университет (Britney Schmidt, a postdoctoral fellow at The University of Texas at Austin’s Institute for Geophysics) пише в Nature, че тази вода представлява потенциален хабитат за живот, както и че може да съществуват много такива езера из Европа. Това което още повече увеличава потенциала за живот, е че върху новооткритото езеро плават ледени късове които се разрушават, осигурявайки механизъм за трансфер на хранителни вещества и енергия между повърхността и огромния океан, който се простира под нея.

Едно от мненията в научното общество е, че ако обвивката е много дебела тя не може да „комуникира“ с подлежащия океан, казва Шмид, но сега се виждат доказателства въпреки, че обвивката е дебела нещата не стоят така. Това вероятно прави Европа и океана й по обитаеми.

Учените се съсредоточили върху снимките от космическия апарат Галилей на две грубо закръглени неравности върху повърхността на Европа.  Изследователите  направили модел, с който се обяснява как са се образували тези характерни черти. Това  разрешава няколко конфликтни наблюдения, някой от които казват, че ледената обвивка е дебела а други, че е тънка.

Учените смятат че модела им е верен, базирайки  се на кадрите от Галилей и на тези от Земята. Тъй като евентуално ако езерата съществуват те са на няколко километра под повърхността, единствения начин, по който може да се потвърди със сигурност съществуването им е да се изпрати апарат, който да пробие повърхността.

Нечий подпис в центъра на галактиката ни?

Читател
-
0
Нечий подпис в центъра на галактиката ни?

Herschel around the Galactic Center

Инфрачервеният телескоп на НАСА и Европейската космическа агенция Herschel е открил в центъра на Млечния път формирование от плътен газ, изключително много приличащо на математическия символ за безкрайност. Знакът е с вид  на осморка с размер 600 светлинни години и се намира в центъра на галактиката, там, където се съединяват спиралните ръкави на галактиката. „Кращиата” им всъщност се намират вътре в осморката. Към настоящия момент генезисът на тези спирални структури не е ясен, предполага се, че се дължат на гравитационни влияния на съседни галактики.  Все пак, осморката не съвпада с идеалния център на Млечния път, който е източник на рентгеново и радиоизлъчване с наименование „Стрележ А” – свръх-масивна черна дупка.

http://image.newsru.com/pict/id/large/1393046_20110720134040.gif

Използвани са инфрачервени снимки с висока резолюция в субмилиметровия диапазон. На снимките се вижда много добре изобразена лента от плътен студен газ, смесен с прах, в която текат процеси на образуване на нови звезди. От земна гледна точка и перспектива формата му идеално съвпада с тази на прочутият знак за безкрайност, но всъщност формированието по-скоро прилича на пръстен.

http://image.newsru.com/pict/id/large/1393045_20110720133649.gif

Наблюдението е потвърдено и от радиотелескопа Nobeyama в Япония, като японските учени сочат, че лентата се движи като едно цяло, с еднаква скорост спрямо галактиката.

Източник: http://arxiv.org/abs/1105.5486

Поглъщане на светлината

Читател
-
0
Поглъщане на светлината

Автор: Юрий Николаевич Ефремов

Превел от руски Никола Николов

През 1965 г. много се учудих, когато на снимка на областта в съзвездието Орион, публикувана в списанието „Земля и Вселенная“, не видях знаменитата тъмна мъглявина Конска глава. Тази снимка бе илюстрация към една моя статия и бе репродукция на плака, получена с 40-сантиметров астрограф, на която мъглявината, се виждаше великолепно. Оказа се, художникът решил, че на небето не може да има толкова черни области и при това е такава чудновата форма, и при ретуша махнал нещастната мъглявина. До началото на XX в. много астрономи също не вярваха в съществуването на тъмни мъглявини: тъмните празнини на фона на Млечния път изглеждали като дупки, области, лишени от звезди, и на настойчивите посетители на обсерваториите, желаещи да видят „безкрайното световно пространство“, показвали именно такива области. Сега знаем, че тъкмо в тях не се вижда нищо на разстояние, по-голямо от няколко стотин парсека. Това са огромни облаци от прах, преграждащи по-далечните звезди. Плътността на тъмните мъглявини и разстоянието до тях може да се определят, като се сравни броят на звездите, видими на фона на мъглявината, с броя в област до нея; често в съседство се виждат ярки мъглявини, които се оказват част от същия прахов облак, която е осветена от близка ярка звезда.

Orion-Nebula-infrared-and-visible-light

Макар че съществуването на тъмни мъглявини показваше, че в космическото пространство има поглъщащ светлината прах, до 1930 г. болшинството от астрономите смятаха, че в свободните от такива мъглявини области междузвездното пространство е прозрачно. Само историята, свързана с установяване на природата на спиралните мъглявини, може да съперничи по изобилието на поучителни заблуждения с историята на откриването на междузвездното поглъщане на светлината. И макар че и в двата случая съвършено правилни съображения са изказвани още през XVIII в., истината е била окончателно установена едва преди около 50 години. За първи път се е опитал да даде количествена оценка на големината на поглъщането на светлината В. Струве. Той изхождал от това, че данните от преброяванията на звездите в избрани области на небето на У. Хершел показват намаляване на броя на звездите в единица обем с отдалечаването от Слънцето. Вероятността Слънцето да бъде в центъра на системата на Млечния пьт е нищожна (но се е смятало, че е така до работите на Шепли) и, изглежда, може да се допусне, че блясъкът на далечните звезди и техният брой са намалени поради поглъщане. Обаче видимото намаляване на звездната плътност с отдалечаване от Слънцето може да се обясни и с това, че един от постулатите на Хершел — че звездите имат еднаква светимост — не е верен. В същност на големи разстояния ние виждаме само звезди с висока светимост — гиганти и свръх гиганти, които са много по-малко от обикновените звезди. Тази история се повтаряше многократно — това, което се приемаше за поглъщане, можеше да се обясни и без него. През 1895 г. Я. Каптейн получи, че звездите в ивицата на Млечния път са средно по-сини в сравнение с тези, които са далеч от нея, на големи галактични ширини. Заключението му беше, че поглъщането на светлината е по-голямо извън Млечния път. (Да напомним, че поглъщането довежда и до намаляване на блясъка, и до по-червеняване на звездите подобно на това, както почервенява и потъмнява залязващото Слънце поради преминаване на неговата светлина през все по-дебел слой от въздух и прах.) Този извод не е верен; всичко се обяснява просто с това, че в Млечния път има повече горещи сини звезди. През 1909 г. Каптейн откри, че сред звездите от един и същи спектрален клас По-сините звезди имат по-голямо собствено движение и следователно са по-близки. По-далечните звезди пак се оказали по-червени. Обаче, тъй като видимите величини на звездите у всяка една група на Каптейн били подобни, неговите далечни звезди били гиганти. А през 1914 г. Адъмз и Колшютер установиха, че гигантите са по-червени в сравнение с джуджетата от един и същи спектрален клас. Това се обяснява с разликата в плътността на тяхната атмосфера: една и съща степен на йонизация, при която имаме еднакъв вид на спектъра, в по-плътните атмосфери на джуджетата се достига при по-високи температури. Отново поглъщането се оказа излишно. И най-после, като се започне от 1915 г., X. Шепли все повече се убеждава, че в далечните и даже в много далечните кълбовидни купове има много сини звезди и че поглъщането в посока към тях е нищожно малко. Не е чудно, че отношението на астрономите към междузвездното вещество бе скептично; всички разбираха колко важни последствия може да има поглъщането на светлината в пространството, но доказателства за неговото съществуване нямаше. По думите на Артър Едингтън в това отношение астрономите напомняха онези гости, които отказват да спят в стаята, в която се появяват призраци, и казват: ние не вярваме в привидения, но се страхуваме от тях! Така продължаваше до 1930 г., когато Р. Трюмплер публикува някои резултати от изследванията си върху разсеяните купове. Той построил диаграмите «спектър — величина» за няколко десетки купа и чрез съвпадане на техните главни последователности определил разстоянията до куповете. Също така той класифицирал куповете по вида на тяхната диаграма, по броя на звездите и степента на тяхната концентрация към центъра. И се оказало, че линейните диаметри на куповете от един от неговите класове., които било естествено да се смятат за еднакви, стават систематично по-големи и по-големи с увеличаване на разстоянието. Трюмплер не повярвал, че тази зависимост е реална, и стигнал до заключението, че получените по диаграмата „спектър — величина“ разстояния са систематично завишени, и то толкова повече, колкото купът е по-далеч и че причината за това е поглъщането на светлината. И наистина от съвпадането на диаграмите се получава модулът на разстоянието m — М, а ако видимите величини m са отслабени от поглъщането, то разстоянията се получават още по-големи. Трюмплер стигнал до заключението, че междузвездното вещество представлява тънък слой около равнината на Млечния път, така че поглъщането почти не влияе на кълбовидните купове, които са разположени далеч от тази равнина. Той отбелязал, че плътността на този слой от прах не е равномерна, но че средно поглъщането расте с разстоянието. Това опровергавало възможността поглъщащото светлината вещество да се намира в границите на куповете.
Влиянието на поглъщането върху оценките на разстоянията може да бъде много голямо; едно разстояние, което е в действителност хиляди парсека, ако не се вземе под внимание поглъщането, може да бъде получено равно на десетки хиляди парсека! След излизане на работите на Трюмплер борбата с поглъщането на светлината представлява едва ли не главното съдържание на работата по определяне скалата на разстоянията във Вселената. Тези методи не предизвикват съмнения (определяне на цветовите ексцеси); поне що се отнася до звездите от главната последователност, истинските, т. е. неизопачени от поглъщането цветови индекси са известни с точност, не по-малка от ± 0m, 01 — 0m, 02. Но пък преминаването от цветови ексцес ЕB_V към пълно поглъщане АV напоследък предизвиква съмнения. Харолд Джонсън смята, че общоприетата досега стойност на коефициента γ = 3 във формулата АV = ЕB_V е само Минималната величина и единна стойност γ = 3 за цялото небе няма; тя се изменя от 3,6 до 6,1, а в отделни области може да бъде и по-голяма. Това може да бъде свързано с различията между характеристиките на частиците от прах в междузвездната среда. Тази неопределеност е крайно неприятна. Нима греши Айнщайн, като казва, че господ е не само дребнав, но и злонамерен. . . Валтер Бааде казва, че ако той е знаел, че не съществува единен за всички области от небето коефициент на преминаване от селективно към пълно поглъщане, той нямало да започне да се занимава с астрономия. И наистина, ако поглъщането е голямо, неточността на този коефициент може няколко пъти да промени разстоянието до един куп. Обаче през последно време в почти всяка статия, в която се засяга тази проблема, се прави извод, че с изключение може би на дветри области коефициентът е постоянен и е равен на 3,0 — 3,5. Ако обаче оптимизмът на болшинството се окаже неоправдан, то разстоянията до разсеяните купове и следователно цялата скала на разстоянията ще трябва да се свият с 25 —30%. Ще се измени и нашата представа за положенията на спиралните ръкави на Галактиката в близката околност на Слънцето, тъй като те се определят по младите купове. Увеличение на стойността на коефициента се наблюдава понякога само в околностите на горещи звезди, където характеристиките на частиците от междузвездния прах са променени под влияние на тяхното излъчване. Освен това се наблюдава слаба зависимост на γ от галактичната дължина за сравнително близките звезди, което е свързано с изменение на свойствата на праховите частици вътре в границите на Местната система

Първите звезди може би все още светят

Читател
-
0
Първите звезди може би все още светят

closest star

Анализ показва, че някои бавно горящи останки от ранната Вселена може все още да съществуват. Някои компютърни симулации показват раждането на едни от първите звезди във Вселената, някои от които все още може би съществуват и днес.
Говорим за отблясъци от миналото. Някои от първите звезди във Вселената все още може да бъде блещукат в Млечния път 13 400 000 000 години, както показват симулациите.

Проучването противоречи на преобладаващото мнение, че първите звезди са всички гиганти и, че след няколко милиона години те са изгорели и умрели.

В своите симулации, Пол Кларк от университета в Хайделберг в Германия и колегите му показаха, че облаци газ в началото на Вселената може да са създали няколко звездни ембриона, а не – само един. Звездите-бебета във всеки облак са близко разположени. Някои от изхвърлените звезди с поднормено тегло може и да са оцелели до наши дни – само, ако са успели да натрупат не повече от еквивалента на 80% от масата на Слънцето.

Ако някои от първите звезди са оцелели до днес, яркостта им няма да изисква да бъдат търсени с изключително голям телескоп.  Но трябва да се има предвид, че първичната звезда  се състои само от водород и хелий, а по-младите звезди, съдържат следи от тежки елементи.

Автор: Неделин Бояджиев
По материали от:
www.sciencenews.org

Може ли живот да оцелее на Марс?

Читател
-
0
Може ли живот да оцелее на Марс?

Mars_atmosphere

Може ли живот да оцелее на Марс? Да, казват експертите.

Изследователи от катедрата по природни ресурси в Университета МакГил, от Канадския Нацонален Изследователски Съвет, от Университета в Торонто и от ИнститутаSETI* са открили бактерия, която се храни с метан и живее в уникален извор на остров Аксел Хайберг в най-северната част на Канада. Д-р Лайл Уайт, микробиолог от Университета МакГил обяснява, че в извора Лост Хамър живеят микроорганизми и че този извор е подобен на извори, които е възможно да са съществувал в миналото или да съществуват понастоящем на Марс и че може би в тях също има живот.

Водата с температура под нулата е толкова солена, че не замръзва независимо от студа и в нея няма кислород годен за консумация. Има обаче големи балончета метан, които изплуват на повърхността и които са провокирали любопитството на изследователите дали газът е с геоложки или биологичен произход и дали нещо може да оцелее в тези условия – екстремално висока соленост и температури под нулата. „За наша изненада ние не открихме метаногенна бактерия, която да произвежда метана в Лост Хамър“ казва Уайт „но открихме друг уникален анаеробен организъм – такъв, който може да оцелее като се храни с метан и вероятно диша сулфат вместо кислород.“

Съвсем наскоро на Марс бяха открити метан и замръзнала вода. Снимките направени от Орбиталната станция около Марс показаха образуването на нови канали, но никой не знае какво ги формира. Един от възможните отговори е, че на Марс има извори подобни на Лост Хамър.

„Идеята в изследването е, че няма значение откъде идва метанът“ обяснява Уайт, „В ситуация, при която има много студена солена вода е възможно да има микробиологичен живот, дори и такава крайно сурова среда“. И докато о-в Аксел Хайберг е негостоприемно място, то в още по-голяма степен такова е изворът Лост Хамър. „На Марс има места където температурата достига сравнително топлите -10 до 0°С и може би дори температури над 0°С“ казва Уайт „А на о-в Аксел Хайберг тя лесно спада до -50°С. Изворът Лост Хамър е най-екстремалната минусова солена среда, която намерихме. Това място показва и модел как на замръзнали светове като Марс може да се появи просмукване на метан и ни дава възможен обяснения на неотдавна откритите на Марс метанови депа.“

* – организация с идеална цел, която търси сигнали от извънземен живот

Автор: Тихомир Георгиев
Източник: nauka.bg

Граница на Рош

Читател
-
0
Граница на Рош

Roche limit

Граница на Рош е този радиус на кръгова орбита на едно тяло, движещо се около друго тяло, при които приливните сили, предизвикани от централното тяло са равни на гравитационните сили на спътника.

Ако спътник е на по-ниска орбита от границата на Рош, то централното тяло предизвиква приливи със сила по-голяма от гравитацията на спътника. Тоест, приливните сили ще разкъсат спътника на части. Наблюдаваните пръстени около някои планети се намират по-близо от тази граница. Между другото в научните разработки около Зона на Рош се открояват двама българи – Светослав Веселинов и Мартин Караниколов. Светослав Веселинов е ст. ас. в „Софийския Университет“, катедра „Обща Физика“. Той предполага, че след като в Зона на Рош около големите планети се образуват пръстени би трябвало това да става и около по малките. Според него, големината на парчетата образуващи пръстена са достатъчно дребни и разредени, че отразената светлина да е съвсем малка.

Основанията за това твърдение са попадението 4 американския спътник в Зона на Рош и пръснали се на парчета точно в момента, в който са пресичали зоната. Друг аргумент в защита на твърдението е това, че няколко космонавти и астронавти са отбелязали в докладите си, че в определени моменти от полета са забелязали слабо сияние приличащо на пръстен около Земята.


Поведение на „течен” спътник: на голямо разстояние от централното тяло формата му е почти сферична.

 

 

При приближаване към границата на Рош спътникът се деформира от приливните сили.

 

 

 

На разстояние, равно на границата на Рош приливните сили и силата награвитацията на спътника се изравняват, и най-малкото сътресение предизвиква разрушаване на спътника.

 

 


Орбиталните скорости зависят от радиуса на орбитата (червените стрелки), затова при разрушаването на спътника парчетата му се разпръскват по дължината на орбита му.

 

 


Впоследствие от парчетата се образува пръстен.

Разстояния до най-близките звезди

Читател
-
0
Разстояния до най-близките звезди

Скалата на разстоянията в астрономията в последна сметка се опира на стойността на астрономическата единица — разстоянието между Земята и Слънцето. Ето защо ние ще разкажем накратко за методите за определянето на тази величина.
Най-старият метод е определянето на денонощния паралакс на Слънцето и планетите. Като наблюдаваме Слънцето при изгрев и в залез, ние гледаме към него от различни точки в пространството; по разликата в неговите небесни координати може да се определи разстоянието до него. Задачата се свежда до решаването на един триъгълник, на който е известна основата и двата прилежащи ъгъла, които, разбира се, са много близки до 90°.

List of objects in the solar system
На пръв поглед изглежда, че е най-просто да се измери пара-лактичното преместване на Слънцето по небесната сфера непосредствено, при наблюдението му от две различни точки от земната повърхност. Очевидно е, че то ще бъде най-голямо при измерване на различните положения на Слънцето върху небето от две точки, намиращи се на двата края на един земен диаметър. Но дори и този ъгъл е много малък — само около 18″. Освен това поради голямата яркост на Слънцето и поради нагряването от него на инструмента, а и поради невидимостта на звездите през деня тези измервания са много неточни. Ето защо още преди три века е бил предложен друг метод. Той се базира на това, че относителните разстояния между телата в Слънчевата система, изразени в части от разстоянието между Земята и Слънцето, са добре известни. Те могат да се определят по третия закон на Кеплер, който гласи, че квадратите на времената за обикалянето на планетите около Слънцето се отнасят помежду си, както кубовете на големите полюси на техните орбити; при това за единици се използуват годината и разстоянието от Земята до Слънцето. Орбиталните периоди и взаимното разположение на планетите по техните орбити лесно се определят от наблюдения, така че винаги може да се нарисува точният план на Слънчевата система за който и да е момент. Достатъчно е да се определи разстоянието между кои да са две тела в нея, за да се получи мащабът на плана, а по този начин — и астрономическата единица. Положението на планетите може да се измери много по-точно, отколкото положението на Слънцето, защото това може да се прави нощем, по отношение на «неподвижните» звезди. Този, както и други „астрономически“, тук направо ще кажем, че всички те сега представляват’само исторически интерес.

closest star
Измерванията, извършени в Русия, САЩ и Англия, вече отдавна дадоха за разстоянието до Слънцето 149 600 000 км, на което съответствува стойност на паралакса на Слънцето 8 ,7940. Тази точност е напълно достатъчна за нуждите на астрономията, но даже тя би трябвало още да се повиши за потребностите на космонавтиката. (Ако при пресмятането на траекториите на нашите автоматични станции, които се спускаха на Венера, бе използвана стойността на астрономическата единица, получена само с астрономически методи,то това би могло да доведе до отклонение, равно на три пъти радиуса на Венера.) Изследвания извършените в САЩ радиолокационни наблюдения на Венера и Марс и данните от оптичните наблюдения дават за астрономичеката единица стойността 149597 870, 5 ± 1,6 км. За получаването на тази фантастична точност се наложи да се вземат под внимание най-новите определяния на скоростта на светлината.
Разстоянието от Земята до Слънцето служи за базис при определянето на годишният ригонометричен паралакс на звездите, т. е. на ъгъла, под който от една звезда се вижда радиусът на земната орбита. Положението на звездите по небесната сфера би трябвало вследствие обикалянето на Земята около Слънцето да се изменя с период от една година и още на Коперник му е било ясно, че откриването на това паралактично преместване на звездите би било най-нагледното доказателство за движението на Земята около Слънцето. Напразно обаче ослепелият Галилей чакал учениците му да открият това преместване. При търсенето на паралакса англичанинът Джон Брадли през 1728 г. е открил аберацията на светлината (което също може да служи като доказателство за обикалянето на Земята около Слънцето), а след това и нутацията, годишният паралакс на звездите обаче бил открит едва през 1837 — 1840 г. почти едновременно в Русия, Германия и Африка. Този път било измервано не абсолютното изменение на координатите на звездата, а нейното преместване по отношение на по-слаби и следователно, средно взето, по-далечни звезди (метод, предложен още от Галилей),което може да се измери по- точно.Разбира се, да се разчита на успех е било възможно само в случай, че за измерването на паралакса наистина са избрани достатъчно близки звезди. В. Струве в Дерпт (сега Тарту) е избрал Вега поради нейния голям блясък, Бесел в Кьонигсберг — звездата 61 от Лебед поради нейното голямо собствено движение, а Хендерсон на нос Добра надежда — а от Кентавър, която едновременно е и светла, и има голямо собствено движение. Пръв получил резултат Струве. Изборът на Хендерсон се оказал най-добър: сега знаем, че ярките звезди могат да бъдат и свръх-гиганти, намиращи се на много големи разстояния. Звезда с паралакс, по-голям от паралакса на а от Кентавър, не е открита и досега. Тази звезда е най-близката до нас.
Определянето на паралакса на звездите е второто или третото по значение събитие в историята па астрономията. То доказа, че звездите са далечни слънца, светещи така слабо само поради безкрайната си отдалеченост.
Ако годишният паралакс на една звезда е известен, то разстоянието до нея г елесно да се определи.

Тук а е разстоянието от Земята до Слънцето — астрономическата единица (а. е.). Паралаксът не надвишава 1″ и синусът на малкия ъгъл може да се замени със самия ъгъл в радиани:

Ясно е обаче, че е много неудобно да се изразяват гигантските звездни разстояния в километри. Много малко по-добра е и астрономическата единица. В звездната астрономия общоприета единица за разстояние е парсекът (пс) — име, което е съставено от две думи: паралакс и секунда. Тя е била предложена през 1912 г. от X. Търнър, един от създателите на фотографската астрометрия. На разстояние 1 пс се намира звезда, чийто паралакс е равен на 1 секунда. В парсеци разстоянието се изразява много лесно чрез паралакса:

От определението следва, че 1 пс = 206 265 а. е. = 3, 08.1016 м.

Килопар Секът (кпс) е равен на 1000 пс, 1000 кпс = 1 мегапарсек (мпс).Светлинната година се употребява изключително в полярната литература: 1 пс =3, 259 св. г. Най-близката звезда — а от Кентавър — се намира на разстояние 1, 32 пс и нейният паралакс е равен на 0″,75.
Всъщност най-близката до нас звезда е третата компонента на тройната система а от Кентавър. Тя така се и нарича — Проксима („Най-близка“) от Кентавър.Светлата жълта звезда а от Кентавър е трета по блясък на земното небе (след Сириус и Канопус; рядко се употребява друго нейно име — Ригел от Кентавър, т.е. Кракът на Кентавъра) и в същност се състои от две компоненти, намиращи се на разстояние една от друга 18″. Едната от тях е като близнак на Слънцето, а другата — по-червеникава и по-слаба. На разстояние, равно на почти два градуса от тази двойка, има много червена слаба звездичка от 11-а величина. Тя участва в движението на системата а от Кентавър и може би обикаля около нея с период десетки хиляди години. И тъкмо тази Звездица е с 0, 01 парсек по-близо до нас, отколкото а от Кентавър.Съвременната техника за определяне на паралаксите е разработена предимно от Я. Каптейн и Ф. Шлезингер в началото на нашия век. В продължение на няколко години с дълго фокусен астрограф получават една-две дузини снимки и с помощта на измерителни машини намират преместването на изучаваната звезда по отношение на по-слаби и следователно средно по-отдалечени звезди. Ако все пак сред тях се случи някоя близка звезда, която също има голям паралакс, това се открива при решаването на уравненията; такава звезда се изключва и решаването се повтаря. Обикновената точност при определянето на паралакса е 0″,01. С цената на извънредно голяма изобретателност(автоматично измерване, специално подбиране на епохите на снимките, увеличаване на броя на опорните зведи) в последно време тази грешка е сведена до 0″,004 — 0″,005. Досега най-добрата точност дават големите астрографи; рефлекторите, които са по-капризни, им отстъпват в това отношение.
Сега са известни тригонометричните паралакси на около шест хиляди звезди, намиращи се на не повече от 100 пс от Слънцето, но даже до разстояние 20 пс са познати паралаксите само на 1050 звезди, което е не повече от 25% от вероятния техен брой. За да се намерят останалите, трябва да се търсят звезди с голямособствено движение.
Сто парсека представляват само една стотна част от разстоянието до центъра наГалактиката. Геометричните методи обаче вършат работа и на значително по-големиразстояния. Един от тях използва преместването на Слънцето в пространството, което води до бавно изменение на координатите на звездите. Само за достатъчноголяма група звезди е възможно да се различи това преместване измеждуизмененията, предизвикани от хаотичното движение на самите звезди впространството. Ясно е, че този среден, или наричан още статистически паралакссе определя най-точно, ако такава една група от звезди се намира на разстояниеоколо 90° от апекса — точката от небесната сфера, към която е насоченодвижението на Слънцето.
Също така може да се използва и обстоятелството, че собственото движение —преместването на една звезда по небесната сфера за една година (измервано вдъгови секунди за година), и радиалната скорост (измервана в километри засекунда), средно взето, са еквивалентни величини (след като бъде взето подвнимание влиянието на движението на Слънцето върху тях), тъй като във всичкинаправления средните пространствени скорости на една група звезди са еднакви.Като приравним собственото движение и радиалната скорост, получаваме
откъдето може да се определи паралаксът те. Тук uг е скоростта по зрителниялъч, ut — скоростта по перпендикулярно на зрителния лъч направление (и двете вкм/с), а y — собственото движение (в 7г.).
По тези начини може да се определя средното разстояние на групи от звезди, отдалечени на разстояние до 1 — 2 кпс. Времето работи за нас и нашите потомци ще бъдат в много по-добро положение: точността на определянето на собствените движения записи от разликата в епохите — интервалът от време между снимките, по които те се измерват. Това се отнася не само до средните паралакси, но и до други проблеми, като например проверката па това, дали звездните асоциации се разширяват, което може да се види по собствените движения. Цената на снимките на небето расте с всяка измината година. Трудът на астрометристите, който понякога изглежда рутинен, заслужава най-голямо уважение;
ти създава фундамента на скалата на междузвездните и между гaлактически те разстояния, а едно здание, което расте непрекъснато във височина, постоянно се нуждае от укрепване на фундамента и възможностите в това отношение далеч не са изчерпани. Астрометрията ще бъде винаги нужна. Един от създателите на теориятаза еволюцията на звездите, М. Шварцшилд, казва: „Цялата моя работа би била практически невъзможна, ако липсваше фундаментът, създаван от резултатите на астрометрията.“
Нови хоризонти открива в астрометрията приложението на методите на радио астрономията. Радио интерферометрите със свръх дълги бази дори сега вече дават възможност да се определят координатите понякога с точност, която с порядък превишава възможностите на оптическите методи. Не след много време радио наблюденията на квазари и галактики ще даде възможност да бъде създадена нова координатна система, която да бъде достъпна за наблюдения в каквото и да е метеорологично време и по всяко време на денонощието; звездите, чието излъчване и в радио диапазона е вече фиксирано ( в от Персей, в от Лира и др.) ще да дат възможност тази система да бъде привързана към старата, оптичната.
Грандиозни перспективи ще се открият пред астрометрията с усвояването, на около слънчевото пространство. Така например измерването на паралаксите на звездите от орбитата на Юпитер ще даде възможност стократно да се увеличи броят на звездите с точно определени разстояния.

Нептун

Читател
-
0
Нептун

Нептун е осмата планета от Слънцето и най-външния газов гигант в Слънчевата система. Тя е четвъртата по размери и третата по маса. Поради значителната ексцентричност на орбитата на Плутон, Нептун понякога е най-отдалечената от Слънцето планета. Нептун носи името на римския бог на морето Нептун. Символът на планетата е стилизирано изображение на тризъбеца на Нептун  (♆).
Единственият апарат посетил Нептун е Вояджър 2 който се сближи максимално с планетата на 25 август 1989 г.

Поради отдалечеността си от Слънцето, Нептун получава много малко слънчева енергия. Повърхностната температура на планетата е −218 °C (55 K). Тя обаче изглежда има вътрешен източник на топлина, за която се счита че е останала още от акрецията на младата планета и която бавно се разсейва в околното пространство. В атмосферата на Нептун бушуват най-бързите ветрове във Слънчевата система — до 2000 km/h които вероятно се подхранват от потока топлина от вътрешността на Нептун.

Вътрешната структура на планетата е подобна на тази на Уран. Тя вероятно има планетно ядро съдържащо разтопени скали и метали и обхванато от слой съдържащ скали, вода, амоняк и метан. Атмосферата за която се счита че обхваща най-горните 10 до 20% от планетата съдържа водород и хелий в горните си слоеве, нарастващо съдържание на метан, амоняк и вода със увеличаване на дълбочината и преминаваща плавно към втечнената вътрешност на планетата. Скоростта на въртене и сплеснатостта на Нептун показват че неговата маса е по-малко концентрирана във ядрото му отколкото тази на Уран.
Нептун има сходна магнитосфера с тази на Уран. Магнитното й поле е под голям ъгъл спрямо оста на въртене на планетата (47°) и отместено поне 0,55 радиуса на планетата (13 500 km) от геометричния център. Магнитното поле се генерира от движение на заредени частици във вътрешността на планетата но детайли относно точния механизъм на това движение все още не са известни.
За разлика от тази на Уран, атмосферата е богата на метеорологични явления. За Нептун е характерно Голямото тъмно петно с размери близки до тези на Земята и еквивалентно на Голямото червено петно на Юпитер. За разлика от това на Юпитер обаче, тъмното петно на Нептун изчезна през 1994 г. и скоро след това се появи друго.
Специфично за газовите гиганти е наличието на облаци високо в тяхната атмосфера хвърлящи сянка върху по-нискоразположените облаци.

Астрономическите скици на Галилео Галилей свидетелстват за наблюдението му на Нептун на 28 декември 1612 г. и 27 януари 1613 г. И в двата случая обаче Галилео счита че е наблюдавал звезда в непосредствена близост до Юпитер, а не обект в Слънчевата система. Поради тази причина Галилео не се посочва като откривател на Нептун въпреки че в записките си отбелязва взаимното движение на Юпитер и „звездата“.
През 1821 г. Алексис Бувар публикува астрономически таблици на орбитата на Уран. Последващи наблюдения на планетата обаче показват различия между наблюдаваните и предвидените от таблицата координати, което води до хипотезата че съществува тяло оказващо влияние върху орбитата на Уран. През 1843 г. Джон Коуч Адамс изчислява орбитата на неизвестната осма планета и изпраща изчисленията си на опитния астроном Сър Джордж Ери. Той изисква пояснения за използваните методи, които Адамс така и не изпраща.
През 1846 г. Урбен льо Верие независимо от Адамс изчислява орбитата на Нептун но също както своя британски колега не среща съдействие у сънародниците си за издирването на планетата. През същата година Джон Хършел усъвършенства математическия анализ на орбитата и убеждава скептичния си колега-астроном Джеймс Шелис да започне търсене през юли 1846 г.
Междувременно льо Верие пък убеждава Йохан Готфрийд Гал от Берлинската обсерватория да започне търсене. Асистентът на Гал — Хейнрих д’Арест — тогава все още студент, предлага сравнение на обектите в района за търсене предложен от льо Верие с предишна звездна диаграма с цел откриване на нови обекти. Нептун е открит вечерта на 23 септември 1846 г. почти ведната след започване на наблюденията и на следващата вечер придвижването на планетата спрямо звездите е документирано и откритието на новата планета е оповестено.
Разликата между действителната и предвидената от льо Верие позиция на Нептун е 1°, а спрямо тази на Адамс — 10°. Джеймс Шелис впоследствие осъзнава че е наблюдавал планетата на два пъти през август, но поради небрежието си породено скептицизма не прави необходимата връзка между двете наблюдения.
След откриването на планетата избухват националистични спорове между френски и британски астрономи относно чии заслуги за откриването на планетата са по-големи — на Адамс или на льо Верие. Взето е компромисно решение двамата астрономи да си поделят заслугата по откриването на Нептун. Скорошен анализ на документи от архивите на Кралската Гринуичка обсерватория присвоени незаконно от астронома Олин Еген и върнати непосредствено след смъртта му, обаче показва че Адамс не заслужава равна заслуга по откриването на планетата.

Нептун не може да се забележи с невъоръжено око. През телескоп или бинокъл с голямо увеличение изглежда като синьозелен диск подобен но по-тъмен от този на Уран. Синьозеления цвят се дължи на поглъщането на червената светлина от метана в атмосферата на планетата. Видимата величина на Нептун варира между 7,7 и 8,0 и дискът му е с ъглов диаметър от 2″.
Тъй като са му необходими 165 години за да извърши едно пълно завъртане около Слънцето, през 2009 г. Нептун ще се върне в позицията на която е бил открит от Йохан Гал.

Нептун има бледи пръстени с неизвестно съдържание. На тях се наблюдават необикновени „струпвания“ на материал, вероятно предизвикани от гравитационното влияние на някои от спътниците на планетата.
Доказателство за прекъстаността на пръстените са проведените през 80-те години на 20 век наблюдения на окултация на звезди зад Нептун. В някои случаи се наблюдава допълнително „мигане“ на светлината от звездата преди да изчезне за Нептун дължащо се на преминаването й зад пръстен. Фактът че мигането понякога не се наблюдава сочи че един от пръстените на Нептун е прекъснат и понякога не закрива светлината от звездите на заден фон. Снимки направени от Вояджър 2 през 1989 г. предоставиха окончателното доказателство като разкриха че най-външния пръстен на Нептун наречен „пръстен Адамс“ е разделен на три отчетливи арки, които сега са известни под иметата „Свобода“, „Равенство“ и „Братство“. За гравитационния ефект на спътника Галатея намиращ по-близо до Нептун от пръстена се смята че „поддържа“ тези арки, но подробности за механизма пораждащ това групиране на материала засега не са известни.
Основните пръстени на Нептун са тесния „пръстен Адамс“ който се намира на 63 000 km от центъра на планетата, широкия „пръстен льо Верие“ който е на 53 000 km и бледия „пръстен Гал“ на 42 000 km. Няколко нови пръстена също бяха регистрирани от камерите на Вояджър — в това число „пръстен Ласел“ обхващащ пръстена „льо Верие“ и граничещ с пръстена Араго.

Нептун има 13 известни естествени спътници. Най-големия от тях е Тритоноткрит от Уилям Ласел само 17 дни след откриването на Нептун.Двановооткрити през 2002 и 2003 г. спътника все още не са именувани. Теимат най-големите известни орбитални периоди и радиуси от всичкиспътници в Слънчевата система.

ИМЕ ДИАМЕТЪР (KM) МАСА (1016KG) СРЕДЕН ОРБИТАЛЕН РАДИУС (KM) ОРБИТАЛЕН ПЕРИОД**(ДНИ)
Нептун-3 Наяда 58 ~19 48 227 0,294
Нептун-4 Таласа 80 ~37 50 075 0,311
Нептун-5 Деспина 148 ~210 52 526 0,335
Нептун-6 Галатея 158 ~370 61 593 0,429
Нептун-7 Лариса 193 (208 Ч 178) ~490 73 548 0,555
Нептун-8 Протей 418 (436 Ч 416 Ч 402) ~5 000 117 647 1,122
Нептун-1 Тритон 2700 2 140 000 354 800 -5,877
Нептун-2 Нереида 340 ~3 100 5 513 400 360,14
S/2002 N 1* 60 ~9 15 728 000 -1879,71
S/2002 N 2* 38 ~9 22 422 000 2914,07
S/2002 N 3* 38 ~9 23 571 000 3167,85
Самате 28 ~1,5 46 695 000 -9115,91
S/2002 N 4* 60 ~9 48 387 000 -9373,99

Някои астероиди като: 74 Галатея и 1162 Лариса носят имена на спътницина Нептун. За Тритон не е било утвърдено официално име до началото на20 век. Преди 1949 г., когато е открита Нереида (вторият спътник наНептун), Тритон е бил наричан „спътникът на Нептун”.

Източник: nauka.bg

Сушата: Има ли тя почва у нас?

Читател
-
0
Сушата: Има ли тя почва у нас?

drought_1

  1. СУШАТА: ИМА ЛИ ТЯ ПОЧВА У НАС

Засушаването е основен проблем, с който се сблъскват неизбежно много нации по света. Засушавания се наблюдават както в региони, които климатично се характеризират с обилни валежи, така и в райони, където валежите са оскъдни. Наличната почвена, метеорологична, агрометеорологична и хидрологична информация свидетелства, че засушавания са били регистрирани нееднократно през 20 век в Югоизточна Европа и те представляват част от климатичния цикъл на Балкански полуостров.

Индекс на засушаването в югоизточна Европа, лятото на 2000 г.
(от жълто към червено: от слабо до значимо засушаване)

1.1.  ПОСЛЕДНОТО ЗАСУШАВАНЕ БЕ ПРЕЗ 2011 Г., ЗАСЕГА….

Дългата суша  през лятото на 2011 г. бе на път да съсипе труда на хиляди тютюнопроизводители в Гоцеделчевския край. Земеделците бяха притеснени, защото тютюневата реколта през същата тази година се очакваше наполовина в сравнение с миналогодишната.

През 2011 г. земеделските производители бяха изправени пред едно от най-трудните изпитания, които им е поднасяла природата в последните  десетина години. През 2-то полугодие бе почти невъзможна подготовката на почвата, за да се осъществи качествена сеитба. Земята бе толкова корава, че не можеше да бъде изорана. Продължилата близо три месеца невиждана скоро суша затрудняваше изключително фермерите и оскъпяваше реколтата. Това твърдяха фермери от Добруджа, от Северна и Южна България, от почти всички райони на страната.

Сушата в Северна България се оказа фатална за сеитбата на рапица. Заради сушата рапицата нямаше да израсте до тази фаза, която е необходима за да презимува, тъй като е чувствителна на измръзване и това сложи под въпрос реколтата от рапица през 2012 г.

 Сеитбата на ечемик и пшеница вървеше много трудно, заради сухата почва. Макар на много места да се използваха модерни техники за сеитба в сухо време, то масово фермери чупиха скъпа селскостопанска техника заради невижданата от години суша. В региона на Никопол, Новачене и Свищов дъжд не бе валял вече повече от 2 месеца.

Катастрофално бе положението с реките в страната. Малките пресъхваха напълно, а големите заприличваха на ручеи. Много показателно е случилото се по река Дунав. Туристически кораб, със 150 пътници на борда, заседна в плитчините. Със съдействието на гранична полиция туристите бяха прехвърлени на брега. Това съвсем не бе прецедент, а истинско бедствие. Имаше сигнали за 64 плавателни съда, които бяха заседнали в плитчините.

Рибар, стъпил на дъното на Дунав, лятото на 2011 г.

Ниското ниво на Дунав спря строителството на моста при Видин в плавателната част на реката, съобщиха от фирмата изпълнител. Трябваше да се извършват строителни дейности в близост до стълб 12, който се намира в румънски териториални води и е най-близо до румънския бряг.Ниското ниво на реката правеше невъзможен монтажът на защитните елементи, които се изливаха в производствената база във Видин и се транспортираха с шлепове до моста. На много места в реката се появиха плитчини, които стопираха корабоплаването.


Един от пресъхващите ръкави на Дунав, лятото на 2011 г.

Още по-трагично бе положението с малките реки. Появи се информация, че вече няколко реки са пресъхнали. Това са Осъм при Троян, Струма при Перник, Ропотамо и Пиринска Бистрица. В тези райони от месеци не бе капвала и капка дъжд, което с изключително високите летни температури доведе до пресушаването на водата в речните корита.

 В много региони кметовете наложиха забрана за поливане на градини и ниви, но за съжаление следващата стъпка бе режим на питейната вода. В Благоевград положението бе катастрофално. От там потвърдиха, че ако не завали, ще е неизбежно подаването на вода само по няколко часа на ден. Нивото на водата в язовирите бе спаднало с над три четвърти. Двата язовира, „Студена” и „Бели извор”, захранващи с вода София и Перник, бяха с трагично ниско ниво на водата.

drought_1Имало едно време една река край Шумен, но не и по време на сухите периоди през 2011, 2007 и т.н. години

1.2. ВИДОВЕ ЗАСУШАВАНЕ

Въпреки големия брой на изследванията върху засушаванията в чужбина и България все още не е разработена единна методика за тяхното изучаване поради сложността на явлението и многостранността на неговото проявление и въздействие. Основен методичен проблем при изучаване на засушаванията е тяхната типизация. Обикновено се различават четири-пет типа засушаване: почвено, атмосферно, почвено-атмосферно, хидрологично и социално-икономическо.

Почвеното засушаване настъпва при продължителен безвалежен период, който може да настъпи през всеки месец или сезон. При почвеното засушаване коренообитаемия слой просъхва и растенията страдат от недостиг на вода. Всъщност, почвеното засушаване представлява продължителен период, при който се нарушава водния баланс в почвата и на растителните екосистеми, влошава се физиологичното състояние на растенията и добивите рязко спадат. При атмосферната суша, освен ниските валежи се наблюдават високи температури и ниска влажност на въздуха. Чести явления са сухите и горещи ветрове и вследствие на голямата евапотранспирация се нарушава водния баланс на растенията. Растенията се намират в най-неблагоприятни условия при настъпване на почвено-атмосферно засушаване. Комплексът от почвени и метеорологични условия се характеризира с много малки запаси от почвена влага, ниски количества валеж, високи температури, ниска влажност на въздуха и силни горещи ветрове. Под хидрологично засушаване обикновено се приема достатъчен дълъг период със сухо време, предизвикващ недостиг от вода поради намаление на водните количества в реката под нормалните и понижение на влагата в почвата или  нивото на грунтовите води.

През отделните сезони засушаването се отличава с някои характерни особености. Пролетната суша се характеризира с невисоки температури, ниска влажност и силни ветрове, което влошава условията за сеитба, поникване и нормално начално развитие. Забавянето на поникването влошава условията на развитието на агроекосистемите през целия вегетационен период. При такива условия рязко нараства популацията на редица вредители, които нанасят и допълнителни щети. Пролетните засушавания са особено характерни за Северозападна България (40 % от случаите) и Черноморското крайбрежие (50 %).


Сушата е част от климатичния цикъл на Балкански полуостров

Летните суши се характеризират с високи температури, ниска влажност на въздуха и интензивно сумарно изпарение (физическо и транспирация). Това са типични почвено-атмосферни засушавания, особено когато продуктивната почвена влага започва рязко да пада под 70 % от пределната полска влагоемност. Растенията увяхват, спират растежа си, пожълтяват и изсъхват, когато почвената влага падне под влажността на завяхване. Особено опасно е, когато засушаването е съчетано със суховей. Интензивните летни засушавания са най-продължителни по Черноморското крайбрежие и в Горнотракийската низина.

През есента сушата се отразява неблагоприятно върху провеждането на есенната дълбока оран, сеитбата и поникването на есенниците, които навлизат в зимата недостатъчно развити и често страдат от измръзване. Тези засушавания са характерни за Черноморското крайбрежие, Североизточна България и Горнотракийската низина.

  1. ПРОСТРАНСТВЕНО РАЗПРЕДЕЛЕНИЕ НА РАЙОНИТЕ В БЪЛГАРИЯ, УЯЗВИМИ КЪМ ЗАСУШАВАНЕ

По-горе беше отбелязано, че средният годишен валеж се изменя в широки граници от 500-550 mm в някои части на Дунавската равнина и Тракийската низина, до 1000 – 1400 mm в най-високите части на планините. Най-малък (под 500 mm) е валежът в крайните североизточни и източни райони на Дунавската равнина, на изток от линията Силистра -Ген. Тошево – Варна. В една неголяма част от Дунавската равнина годишната сума на валежите е 500-550 mm, а в останалата част на равнината е 600-700 mm. В Тракийската низина годишно падат 500-700 mm. По Черноморието валежите са сравнително малки (450 – 500 mm) и само на юг от Маслен нос те бързо нарастват. В Созопол те са около 500 mm, в Мичурин – 650 mm, а в Резово – близо 800 mm. В планините годишната сума на валежите нараства линейно с надморската височина.


Пространствено разпределение на годишните валежи (в mm) в България

Пространственото разпределение на годишните валежни суми определя като засушливи (поради недостатъчни в климатичен аспект годишни валежни количества) следните територии в страната: Дунавските общини в области Монтана, Враца и Плевен; някои общини в области Софийска и София-град, общините по поречието на р. Струма (области Кюстендил и Благоевград); община Пазарджик и общините разположени в централната част на област Пловдив; по-голямата част от област Ямбол; както и редица общини от Източна България – в области Шумен, Силистра, Добрич, Варна и Бургас. Необходимо е да се отбележи, че област Добрич е изцяло подложена на риск от засушаване. Ниските годишни валежни количества са предпоставка от значима уязвимост от засушаване на общини Генерал Тошево, Шабла, Каварна и Балчик. В области Варна и Бургас също фигурират общини с висок риск към засушаване – Аксаково, Варна, Несебър и Поморие.

Освен за цялата година валежите в България са неравномерно разпределени и през различните сезони от годината. През топлото полугодие повечето общини от Черноморското крайбрежие са с висок риск към засушаване, също общините Петрич, Сандански и Струмяни в област Благоевград. Важно е да се отбележи, че цяла Югоизточна България (с изключение на община Малко Търново) е потенциално уязвима към атмосферно засушаване през периода от април до септември.

Територии от области София-град и Софийска са с ограничени валежни количества през зимата. Рискът от зимно засушаване е по-висок в Северна България, спрямо риска в Южна България, където валежите, особено в планинските райони са значими.


Общините в България, с риск към атмосферно засушаване

Общините в България, с риск към почвено засушаване

Общините в България, с риск към почвено-атмосферно засушаване
  1. ПРОМЕНИТЕ В КЛИМАТА И СУШАТА В БЪЛГАРИЯ

България през следващите десетилетия я очаква затопляне и редуциране на валежните количества, особено през топлото полугодие. Спадането на валежните суми ще доведе до промяна във водните ресурси.

     

    

Годишни валежи за 1961-1990 г. (горе ляво), 2020 (горе дясно), 2050 (долу ляво) и 2080 г. (долу дясно), при песимистичен климатичен сценарий

Например, речния отток се очаква да се намали до 30-40%, ако най-песимистичните сценарии се осъществят в бъдещето). Високите температури на въздуха в съчетание с валежния дефицит през летния сезон ще доведе до по-високи стойности на транспирацията и евапотранспирацията през този период от годината. Всичко това, ще увеличи риска от всички видове засушаване – атмосферно, почвено, почвено-атмосферно, хидрологично, дори и социално-икономическо. Противниците на тази теза вероятно ще използват като аргумент проливните дъждове и сериозните наводнения през последното десетилетие. Но пък не трябва да се забравят 2011, 2007 и особено 2000 г, която не е далеч в миналото и когато страната бе засегната от осезаема суша. Което е може би в потвърждение на тенденцията през последните години към увеличаване честотата на екстремните природни явления, включително наводнения и суши. Освен това, отново ще бъде отбелязано, че след всеки относително влажен период, следва относителен засушлив такъв. Като доказателство, могат да се посочат анализите и резултатите от наличната хидрометеорологична информация от края на 19 век досега. Засушаването е било, е и ще бъде част от климатичния цикъл на Балкански полуостров, включително и в България.

  1. МЕРКИ ЗА АДАПТАЦИЯ КЪМ СУШАТА В УСЛОВИЯТА НА СЪВРЕМЕННИЯ И БЪДЕЩИЯ КЛИМАТ В БЪЛГАРИЯ

От гореизложената информация е очевидно, че засушаването в България (във всичките му разновидности) е проблем, който е съществувал в миналото, съществува и в съвременните климатични условия на страната и вероятно ще продължава да съществува (дори в по-голяма степен) и в бъдещето.

Медиите акцентират на сушата в България, особено в условията на очакваните климатични промени в страната

Предлаганите по-долу мерки за адаптация към почвеното засушаване в условията на съвременния и бъдещия климат в България се базират и на различни експертни оценки (напр., Върлев и др. 2004, Александров и Славов, 2003), документи, планове за действия (напр. Славов, Иванова 1998а, 1998б, 1999) и програми (напр. Република България, 2001).

Последните водохранилища в Бъл­гария са изградени в началото на 1980-те години. Много от тях, особено микроязовирите не се използват рационално и по предназначение. Част от изградените напоителни системи са напълно разру­шени и разграбени, останалите не рабо­тят ефективно. Като пример може да служи обстоятелството, че полятите площи през 1999 г. са само около 5,7% от имащите възможност да бъдат напо­явани площи.

В резултат от земеразделянето са върнати на собственици земи в заливаемите зони на водохранилища, поради което се налага поддържането на по-ниски нива от проектните, т.е. акумулирането на по-малки водни обеми и не­пълноценното използване на възмож­ностите на язовирното езеро.

Поради износеност на голяма част от водопроводната мрежа загубите на вода в нея са значителни. Средно за страната процента на загубите е 57,3, ка­то в някои райони достига 70-75%. Не­малка част от тези загуби са свързани с кражби на вода и недобро управление на системите.

Продължава неправомерното из­ползване на водата – кражби, водоползване без правно основание, използва­не на вода с питейни качества за дру­ги цели.

Липсва далновидност, граничеща с безотговорност към въпросите на напо­яването и при осигуряване на специа­листи за решаване на проблемите чрез заличаването на специалност „Хидро­мелиорации“, както и специалност „Хидрогеология и инженерна геология“ от регистъра на специалностите през 1997 г.


През 1990-те излезе книга за сушата в България, която продължава да привлича нови читатели

Основните направления, в които следва да се предприемат нор­мативни, организационни и инвестици­онни мерки за адаптация в условията на засушаване (вкл. и почвеното засушаване), сега и в бъдеще са:

  1. запазване на водните ресурси
  2. осигуряване вода за напояване
  3. преодоляване на кризите във во­доснабдяването
  4. формиране на знания и съзнание за икономия на водни ресурси.
  5. МОНИТОРИНГ НА ЗАСУШАВАНЕ В БЪЛГАРИЯ ЧРЕЗ МЕЖДУНАРОДНО СЪТРУДНИЧЕСТВО — ЦЕНТЪР ЗА УПРАВЛЕНИЕ НА ЗАСУШАВАНИЯТА ЗА ЮГОИЗТОЧНА ЕВРОПА

На засушаването се гледа като на засилваща се заплаха. Регионалното изпълнение на приложението към Конвенцията за борба с опустиняването на ООН (КБОООН) за централна и източна Европа – Приложение V, член 5 насърчава регионалното сътрудничесво между засегнатите страни в района, като целта е допълване и засилване на ефективността на националните програми за действие. Член 6 на Приложение V посочва, че страните в района се задължават самостоятелно или съвместно да насърчават и укрепват мрежите за научно и техническо сътрудничество, за мониторинг на индикаторите и за информационните системи на всички нива.

На регионална среща за северното Средиземноморие, страни от Централна и Източна Европа и други засегнати страни на 23-26 юли 2002 г. в Женева, Швейцария, бяха направени следните изводи и препоръки:

  1. Оценката на опустиняването в някои страни от района е все още на предварителен етап. Слабите страни в контактуването между научните институции, липсата на действаща система за ранно предупреждаване за засушаване и почвената влага, ограниченият обмен на данни и работите, изпълнявани в различни географски мащаби са част от трудностите, които продължават да затрудняват развитието на мониторинга на засушаването и опустиняването.
  1. Необходимо е да се развие по-добра координация и споделяне на съответната информация и данни на национално, подрегионално и регионално ниво с цел смекчаване на неблагоприятното въздействие на засушаването.
  1. Системите за ранно предупреждение в Северното Средиземноморие са в напреднал стадий на развитие. Някои страни са създали национални бази данни с информация за мониторинга на опустиняването и засушаването. Създадена е средиземноморска база данни с информация от мониторинга на опустиняването и засушаването. Непрекъснатостта на този вид мониторинг и оценки ще зависи от наличието на финансов ресурс. В някои страни се изготвят и използват индикатори за въздействието на опустиняването. Социално-икономически индикатори се включват в сценариите за рисковете от опустиняване.
  1. В съответствие с насоките от Европейската комисия се работи по еталони и индикатори. Бъдещата европейска система за мониторинг на почвите трябва да е изготвена на базата на общи закони, като законово определено действие, и трябва да включва различни параметри за опустиняването и влошаването на земите.

Регионалната среща за укрепване на сътрудничеството в областта на управлението на земните ресурси в Централна и Източна Европа, проведена в Минкс, Белорусия през декември 2003 г. разгледа темата за изпълнение на КБООН на подрегионално ниво. Участниците изразиха необходимостта от създаване на Балкански център за мониторинг на засушаването и поискаха от секретариата на КБООН да организира работна среща за обсъждане на този въпрос. Секретариатът на КБООН организира технически семинар за готовността във връзка със засушаването в Балканския полуостров в контекста на КБООН в Пояна Брашов, Румъния, на 25-26 октомври 2004 г. Страните, които участваха в тази среща се съгласиха с необходимостта от създаване на подрегионален център за работа по управлението на засушаването в рамките на КБОООН. В допълнение към искането за работна среща, секретариатът на КБОООН заедно със Световната метеорологична организация и по покана на Министерството на околната среда и водите на България организира на 26 до 28 април 2006 г. в София, България втори технически семинар, посветен на създаването на подрегионален център за работа по управление на засушаването в Централна и Източна Европа в контекста на КБОООН. Основната задача на втория семинар беше постигане на споразумение по основните въпроси за създаването и работата на такъв център.

 Участниците в работната среща в София приеха рамково предложение за създаването на подрегионален Център за управление на засушаването в Централна и Източна Европа в контекста на КБОООН и пълномощията на Световната метеорологична организация. Целите и задачите на този център са:

(а)   Да изпълнява ролята на оперативен център за Югоизточна Европа за готовност, мониторинг и управление на сушата;

(б)   Да създава и координира подрегионална мрежа от национални метеорологични и хидроложки служби и други подходящи институции;

(в)  Да координира и осигурява оперативни напътствия в помощ на тези служби и други подходящи институции в подрайона за тълкуване и прилагане на свързаните със сушата продукти;

(г)  Да подготвя продукти за мониторинг и прогнозиране на засушаванията и да ги предоставя в почти реално време на съответните институции на участващите страни;

(д)  Да насърчава и укрепва техническия и научен капацитет за готовност, мониторинг и управление на засушаването в участващите страни;

 (е)   Да способства обмена на знания, опит и най-добри практики по въпросите на засушаванвето;

(ж)   Да помага за синергията между национални метеорологични и хидроложки служби, националните органи за координация на КБОООН, други международни организации и научната общност по въпросите на засушаването;

(з)   Да засилва изпълнението на КБОООН в контекста на готовността, мониторинга и управлението на засушаването, по-конкретно чрез изготвяне на национална стратегия за засушаването;

 (и)  Да сътрудничи активно с международните изследователски структури и програми, да осигурява пълното участие на страните от Югоизточна Европа в подобни структури и програми.

 На 26 септември 2006 г. в Женева Словения беше избрана за домакинстваща страна на Центъра за управление на засушаването в Централна и Източна Европа в контекста на Конвенцията за борба с опустиняването на ООН. Очаква се България да участва ефективно в дейностите на центъра, особено в областта на мониторинга на засушаването, в което важен дял заема мониторингът на почвеното засушаване.

 http://global-change.meteo.bg/dconference.htm

Източник: nauka.bg

1...108109110...171страница 109 на 171