Физические принципы построения, характеристики и типы телескопов. Рефракторы и рефлекторы. Монтировка телескопа. Радиотелескопы. Космические телескопы.

Телеско́п (от др.-греч. τῆλε — далеко + σκοπέω — смотрю) — прибор, предназначенный для наблюдения небесных тел[1].

В частности, под телескопом понимается оптическая телескопическая система, применяемая не обязательно для астрономических целей.

Существуют телескопы для всех диапазонов электромагнитного спектра: оптические телескопы, радиотелескопы, рентгеновские телескопы, гамма-телескопы. Кроме того, детекторы нейтрино часто называют нейтринными телескопами. Также, телескопами могут называть детекторы гравитационных волн.

Оптические телескопы

Телескоп представляет собой трубу (сплошную, каркасную или ферму), установленную на монтировке, снабжённой осями для наведения на объект наблюдения и слежения за ним. Визуальный телескоп имеет объектив и окуляр. Задняя фокальная плоскость объектива совмещена с передней фокальной плоскостью окуляра[6]. В фокальную плоскость объектива вместо окуляра может помещаться фотоплёнка или матричный приёмник излучения. В таком случае объектив телескопа, с точки зрения оптики, является фотообъективом[7]. Телескоп фокусируется при помощи фокусера (фокусировочного устройства).

По своей оптической схеме большинство телескопов делятся на:

Линзовые (рефракторы или диоптрические) — в качестве объектива используется линза или система линз.

Зеркальные (рефлекторы или катаптрические) — в качестве объектива используется вогнутое зеркало.

Зеркально-линзовые телескопы (катадиоптрические) — в качестве объектива используется сферическое зеркало, а линза, система линз или мениск служит для компенсации аберраций.

Кроме того, для наблюдений Солнца профессиональные астрономы используют специальные солнечные телескопы, отличающихся конструктивно от традиционных звездных телескопов.

Характеристики оптических телескопов

Оптический телескоп — это афокальная система (оптическая сила равна нулю[6]), состоящая из объектива и окуляра. Телескоп увеличивает видимый угловой размер и видимую яркость наблюдаемых объектов[3]. Основными параметрами, которые определяют другие характеристики телескопа, являются: диаметр объектива (апертура) и фокусное расстояние объектива.

Разрешающая способность зависит от апертуры. Приблизительно определяется по формуле

где r — угловое разрешение в угловых секундах, а D — диаметр объектива в миллиметрах.

Угловое увеличение определяется отношением

где F и f — фокусные расстояния объектива и окуляра.

 

В случае использования оборачивающей системы или линзы Барлоу это увеличение должно быть умножено на их кратность.

Максимальное оптическое увеличение телескопа определяется удвоенным значением диаметра его объектива, выраженного в миллиметрах, увеличение выражается в кратах (N^x — эн крат),

Диаметр поля зрения телескопа S (size of visible sky field-размер видимого поля неба). Опытным путём установлено, что диаметр поля зрения телескопа, выраженный в минутах дуги, зависит от применённого увеличения,

Относительное отверстие телескопа A — это отношение диаметра объектива телескопа D к его фокусному расстоянию F, где D и F выражаются в миллиметрах,

.

Светосила телескопа,

.

Относительное отверстие телескопа A и светосила являются важной характеристикой объектива телескопа. Это обратные друг другу величины. Чем больше светосила — меньше относительное отверстие, тем ярче формирует изображение в фокальной плоскости объектив телескопа. Но при этом получается меньшее увеличение, которое даёт данный объектив.

Проницающая сила (оптическая мощь) m — звёздная величина наиболее слабых звёзд, видимых с помощью телескопа при наблюдении в зените. Для визуального телескопа может быть оценена по формуле Боуэна:

.[8]

Так же в литературе встречается другая, упрощённая формула:

.

Проницающая сила рефлекторов на 1-2m выше, чем у рефракторов. Проницающая сила телескопа сильно зависит от качества оптики, яркости неба, прозрачности атмосферы и её спокойствия. Уровень и тип оптических искажений (аберраций) зависит от конструкции телескопа, и физических свойств его оптических компонентов — линз, зеркал, призм и стеклянных корректоров.

Рефрактор — оптический телескоп, в котором для собирания света используется система линз, называемая объективом. Работа таких телескопов обусловлена явлением рефракции (преломления).

Устройство: Телескоп-рефрактор содержит два основных узла: линзовый объектив и окуляр. Объектив создаёт действительное уменьшенное обратное изображение бесконечно удалённого предмета в фокальной плоскости. Это изображение рассматривается в окуляр как в лупу. В силу того, что каждая отдельно взятая линза обладает различными аберрациями (хроматической, сферической и проч.), обычно используются сложные ахроматические и апохроматические объективы. Такие объективы представляют собой выпуклые и вогнутые линзы, составленные и склеенные с тем, чтобы минимизировать аберрации.

Рефле́ктор — оптический телескоп, использующий в качестве светособирающих элементов зеркала. Впервые рефлектор был построен Исааком Ньютоном около 1670. Это позволило избавиться от основного недостатка использовавшихся тогда телескопов-рефракторов — значительной хроматической аберрации.

Оптический телескоп — это система, состоящая из объектива и окуляра, задняя фокальная плоскость первого совмещена с передней фокальной плоскостью второго[1]. В фокальную плоскость объектива вместо окуляра может помещаться фотоплёнка или матричный приёмник излучения. В таком случае объектив телескопа, с точки зрения оптики, является фотообъективом[2]. Оптические системы зеркальных телескопов разделяются по типам используемых объективов.

Монтиро́вка телеско́па (также опо́рно-поворо́тное устро́йство (ОПУ́) телеско́па) — опора приборов для наблюдения за небесными объектами (например, телескопов или астрографов). Название «монтировка телескопа» более распространено в астрономии, а «опорно-поворотное устройство телескопа» — в машиностроении. Монтировка состоит из двух взаимно перпендикулярных осей для наводки телескопа на объект наблюдения. Также монтировка может содержать приводы и системы отсчёта углов поворота. Устанавливается монтировка на какое-либо основание: колонну или треногу или фундамент. Различают две основных разновидности монтировок: экваториального и альт-азимутального типов. Основное преимущество экваториальной монтировки заключается в лёгком способе компенсации суточного вращения Земли: достаточно вращать прибор вокруг одной оси со скоростью 1 оборот за 23 часа 56 минут 4 секунды (звёздные сутки). Однако экваториальная монтировка сложнее, массивнее, крупнее и дороже в изготовлении. Кроме того, такая монтировка имеет конструктивные ограничения при использовании в приполярных широтах. Альт-азимутальные монтировки, проще, легче, компактнее и дешевле, однако компенсация вращения земного шара в них либо не предусматривается, либо должна контролироваться сложным вычислительным комплексом. Вариантом альт-азимутальной монтировки является альт-альт монтировка, при которой первая ось расположена в плоскости горизонта, а вторая ось ей перпендикулярна. Альт-азимутальная и альт-альт монтировки применяются в современных больших телескопах, так как вертикальное либо горизонтальное расположение одной из осей позволяет значительно уменьшить и упростить по характеру деформации системы под действием силы тяжести, что имеет принципиальное значение при значительной массе телескопа. В случае прибора без следящей монтировки (телескоп, бинокль и т. п.) объекты наблюдения перемещаются в области наблюдения. На фотографиях звёздного неба с длительными (от нескольких секунд и более) выдержками вместо изображения звёзд получаются треки их перемещения по небосводу.

Радиотелеско́п — астрономический инструмент для приёма собственного радиоизлучения небесных объектов (в Солнечной системе, Галактике и Метагалактике) и исследования их характеристик, таких как: координаты, пространственная структура, интенсивность излучения, спектр и поляризация[1].

Радиотелескоп занимает начальное, по диапазону частот, положение среди астрономических инструментов исследующих электромагнитное излучение, — более высокочастотными являются телескопы теплового, видимого, ультрафиолетового, рентгеновского и гамма излучения[2].

Радиотелескопы предпочтительно располагать далеко от главных населённых пунктов, чтобы максимально уменьшить электромагнитные помехи от вещательных радиостанций, телевидения, радаров и др. излучающих устройств. Размещение радиообсерватории в долине или низине ещё лучше защищает её от влияния техногенных электромагнитных шумов.

Устройство Радиотелескоп состоит из двух основных элементов: антенного устройства и очень чувствительного приёмного устройства — радиометра. Радиометр усиливает принятое антенной радиоизлучение и преобразует его в форму, удобную для регистрации и дальнейшей обработки.[3]

Конструкции антенн радиотелескопов отличаются большим разнообразием, что обусловлено очень широким диапазоном длин волн, используемых в радиоастрономии (от 0,1 мм до 1000 м). Антенны радиотелескопов, принимающих мм, см, дм и метровые волны, чаще всего представляют собой параболические отражатели, подобные зеркалам обычных оптических рефлекторов. В фокусе параболоида устанавливается облучатель — устройство, собирающее радиоизлучение, которое направляется на него зеркалом. Облучатель передаёт принятую энергию на вход радиометра, и, после усиления и детектирования, сигнал регистрируется на ленте самопишущего электроизмерительного прибора[4]. На современных радиотелескопах аналоговый сигнал с выхода радиометра преобразуется в цифровой и записывается на жёсткий диск в виде одного или нескольких файлов.

Для направления антенн в исследуемую область неба их устанавливают обычно на Азимутальных монтировках, обеспечивающих повороты по азимуту и высоте (полноповоротные антенны). Существуют также антенны, допускающие лишь ограниченные повороты, и даже полностью неподвижные. Направление приёма в антеннах последнего типа (обычно очень большого размера) достигается путём перемещения облучателей, которые воспринимают отражённое от антенны радиоизлучение.

Космические телескопы

• Кардинальное улучшение разрешающей способности и проницающей силы получается, если оптический телескоп работает в космосе (на околоземной орбите).

• Другое преимущество космических телескопов перед наземными – возможность наблюдения в тех областях спектра, где атмосфера непрозрачна – в УФ с длинами волн меньше 300 нм, в большей части ИК, в рентгеновском и гамма диапазоне.

• Наиболее крупные и успешные проекты последних лет:

Spitzer Space Telescope (Космический телескоп им. Спитцера) – ИК диапазон;

Hubble Space Telescope (Космический телескоп им. Хаббла) – близкий ИК, видимая область, УФ;

Chandra X-ray Observatory (Космическая рентгеновская обсерватория «Чандра») – рентгеновский диапазон;

Compton Gamma Ray Observatory (Космическая гамма-обсерватория им. Комптона) – гамма диапазон.

21. Общие сведения о Солнечной системе. Состав и структура, характер движения объектов. Планеты и спутники. Карликовые планеты. Малые тела. Правило Тициуса – Боде.

Солнечная система

• Солнечная система – планетная система, включающая в себя Солнце (центральное тело) и все естественные космические объекты, обращающиеся вокруг Солнца: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, а также малые тела — астероиды, кометы, метеорные тела, космическую пыль.

• Масса Солнца составляет 99,8 % от суммарной массы всей Солнечной системы.

• Солнечная система входит в состав галактики Млечный Путь.

Планеты

• Согласно решению XXVI-й Ассамблеи Международного астрономического союза (МАС, 2006) планета — это небесное тело, которое: • обращается вокруг звезды; • не является звездой; • обладает достаточной массой, чтобы иметь форму, близкую к сфере; • вблизи орбиты которого имеется «пространство, свободное от других тел». Такое свободное пространство появляется в процессе формирования планет.

• Ассамблея декларировала, что Плутон не является планетой. • Планеты Солнечной системы: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун.

Спутники планет

• Спутником следует считать объект, вращающийся вокруг центрального тела (планеты, карликовой планеты или астероида) так, что барицентр орбиты (центр масс системы) находится внутри центрального тела. Если барицентр орбиты находится вне центрального тела, объект не должен считаться спутником, а должен считается компонентом системы, состоящей из двух или нескольких планет (карликовых планет, астероидов).

• У Земли один естественный спутник – Луна. Барицентр орбиты Луны находится примерно на расстоянии 4700 км от центра Земли.

• У Марса два спутника – Фобос и Деймос.

• У Юпитера известно 63 спутника и система колец.

• У Сатурна известно 62 спутника и система колец.

• У Урана известно 27 спутников и система колец.

• У Нептуна известно 13 спутников и система колец.

Карликовые планеты

• Карликовая планета, согласно определению МАС (2006), — это небесное тело, которое: • обращается по орбите вокруг Солнца; • имеет достаточную массу для того, чтобы под действием сил гравитации поддерживать гидростатическое равновесие и иметь близкую к округлой форму; • не доминирует на своей орбите (не может расчистить пространство от других объектов); • не является спутником.

• Термин «карликовая планета» был принят в рамках классификации обращающихся вокруг Солнца тел на три категории. Тела, достаточно большие для того, чтобы расчистить окрестности своей орбиты, определены как планеты, а недостаточно большие, чтобы достичь даже гидростатического равновесия, — как малые тела Солнечной системы. Карликовые планеты занимают промежуточное положение между этими двумя категориями. • В настоящее время Международным астрономическим союзом официально признаны пять карликовых планет: Церера, Плутон, Хаумеа, Макемаке, Эрида. • При этом предполагается, что по меньшей мере ещё 40 из известных объектов в Солнечной системе принадлежат к этой категории. По оценкам, может быть обнаружено до 200 карликовых планет в поясе Койпера и до 2000 карликовых планет с учётом объектов за его пределами. • У Плутона известно три спутника: большой спутник Харон, а также два малых спутника – Гидра и Никта. Барицентр системы Плутон—Харон находится вне поверхности Плутона, поэтому Плутон и Харон считают двойной планетой (двойной планетной системой). • У двух других карликовых планет (или плутоидов) – Хаумеи и Эриды – также имеются спутники.

Малые тела Солнечной системы

• В 2006 году для описания объектов Солнечной системы, которые не являются ни планетами, ни карликовыми планетами, ни их спутниками, введён термин «малое тело Солнечной системы» • Определение касается: • всех малых планет, в том числе: классических астероидов; «троянцев», «греков» и «кентавров»; транснептуновых объектов (ТНО) (исключая карликовые планеты); • всех комет.

Астероиды (малые планеты)

• Большая часть астероидов известных астероидов движется между орбитами Марса и Юпитера на средних расстояниях от 2,2 до 3,6 а.е. от Солнца. Эти астероиды составляют пояс астероидов. • В настоящее время установлено, что в поясе астероидов находится от 1 100 000 до 1 900 000 астероидов диаметром более 1 км и миллионы меньшего размера. • Диаметр самого большого астероида – Паллады – составляет 500 км. • Сталкиваясь между собой, малые тела дробятся и разрушаются, и в результате пространство заполнено роем твёрдых обломков размером от долей микрометра до самых больших астероидов. Сталкиваясь с Землёй, такие тела выпадают на её поверхность в виде метеоритов. • Общая масса всех астероидов главного пояса составляет всего около 4% от массы Луны. Масса Цереры — около 32% от общей, а вместе с тремя крупнейшими астероидами — Вестой (9%), Палладой (7%) и Гигеей (3%) — 51%, то есть абсолютное большинство астероидов имеют ничтожную массу. • Вне главного пояса, по орбитам, близким к орбите Юпитера, движутся «троянцы» и «греки». Эти две группы астероидов расположены в окрестностях четвёртой и пятой точек Лагранжа. • Известно около 80 астероидов, приближающихся к орбите Земли, причём Икар заходит даже внутрь орбиты Меркурия. • Внутри орбиты Нептуна находятся астероиды группы «кентавров». • За орбитой Нептуна расположены транснептуновые объекты (пояс Койпера).

Транснептуновые объекты (пояс Койпера)

• Пояс Койпера (G. Kuiper) – область Солнечной системы, находящаяся за орбитой Нептуна, на расстоянии, превышающем 30 а.е. от Солнца. Пояс Койпера похож на пояс астероидов, но в 20 раз шире и в 20-200 раз превышает пояс астероидов по массе. • Подобно поясу астероидов, пояс Койпера состоит, главным образом, из малых тел и включает как минимум четыре карликовых планеты – Плутон, Эрида, Хаумеа и Макемаке. В отличие от каменных и металлических астероидов главного пояса, объекты пояса Койпера (ОПК) состоят в основном из замороженного метана, аммиака и воды. • Пояс Койпера был открыт в 1992 году. В настоящее время известно более 1 000 ОПК, и утверждается, что всего в поясе Койпера более 70 000 ОПК диаметром около 100 км. • По рекомендации МАС объекты пояса Койпера следует называть транснептуновыми объектами.

Облако Оорта.

• В настоящее время предполагается, что Солнечная система окружена т.н. облаком Оорта, которое служит источником долгопериодических комет. Наблюдениями существование облака Оорта пока не подтверждено. • Предполагаемое расстояние до внешних границ облака Оорта от Солнца составляет от 50 000 до 100 000 а.е. (около св. года). Внешняя граница облака Оорта определяет гравитационную границу Солнечной системы. • Облако Оорта, как предполагают, включает две отдельные области: сферическое внешнее облако Оорта и внутреннее облако Оорта в форме диска. Объекты в облаке Оорта в значительной степени состоят из водяных, аммиачных и метановых льдов. Предполагается, что объекты, составляющие облако Оорта, сформировались около Солнца и были рассеяны далеко в космос гравитационными эффектами планет-гигантов на раннем этапе развития Солнечной системы.

Правило Тициуса – Боде

В ряде чисел, выражающих средние расстояния a планет от Солнца, имеется закономерность, которая называется правилом Тициуса – Боде (1766, 1772): a = 0.1·(3·2 n + 4) а.е.

Фаэтон

--название гипотетической планеты, которая якобы существовала ранее между Марсом и Юпитером, а затем распалась и образовала пояс астероидов. • В конце XVIII века в последовательности Тициуса–Боде было одно «незанятое» место — отсутствовала планета, которая должна была находиться между Марсом и Юпитером, на расстоянии примерно 2,8 а.е. от Солнца. • К 1807 году были открыты 4 астероида, и было высказано предположение, что малые планеты являются обломками ранее существовавшей крупной планеты. В дальнейшем был обнаружен целый пояс астероидов, который расположен как раз там, где должна была находиться гипотетическая планета. По одной из гипотез она разрушилась под воздействием мощной гравитации Юпитера. Т.е. планета была «разорвана» равитационными полями Марса и Юпитера. • Однако последующее изучение астероидов показало, что эта гипотеза, скорее всего, неверна. Расчёты, сделанные для того, чтобы определить, как двигались астероиды в прошлом, показали, что они никогда не были частью

одной планеты. При этом суммарная масса астероидов слишком мала, чтобы образовать планету.

22. Общая характеристика планет земной группы. Внутреннее строение и химический состав. Поверхности планет. Атмосферы.

Внутреннее строение и химический состав.

• Все планеты земной группы имеют твёрдые оболочки, в которых сосредоточена почти вся их масса (> 99.99%).

• Твёрдые оболочки планет находятся в гидростатическом равновесии, несмотря на фазовое состояние, т.к. предел текучести горных пород (для Земли) соответствует весу столба единичного сечения высотой всего около 10 км. Форма небольших спутников планет и астероидов может заметно отличаться от сферической.

• Модели твёрдых оболочек планет земной группы стоятся на основании данных о свойствах вещества земных недр, характеристики которых хорошо известны благодаря сейсмическим исследованиям.

• По аналогии с Землёй выделяются кора – самая внешняя и тонкая (10–100 км) твёрдая оболочка, мантия – твёрдая и толстая (1 000–3 000 км) оболочка и ядро. У Земли ядро подразделяется на внешнее (жидкое) и внутреннее (твёрдое). Жидкое ядро, вероятнее всего, есть у Меркурия и Венеры.

• Наиболее распространённые химические элементы твёрдой оболочки Земли: Fe (34.6%), O (29.5%), Si (15.2%), Mg (12.7%). Земная кора состоит в основном из окислов кремния (SiO2) и алюминия (Al2O3). Ядро, по-видимому, состоит из железа.

Строение: 1 – кора, 2 – мантия, 3 – ядро

Поверхности планет

• Имеет смысл говорить о поверхности планет только земной группы.

• Поверхности планет формируют две группы процессов – эндогенные (внутренние) и экзогенные (внешние).

• Основные эндогенные процессы – это тектоническая и вулканическая деятельность.

• В настоящее время активность вулканических процессов в наибольшей степени характерна для Земли (и спутника Юпитера Ио). Кроме Земли, вулканические горы имеются на Марсе, Венере, Луне.

• Долины тектонического происхождения (разломы) имеются на Земле, Венере, Марсе. Складки тектонического происхождения (горные цепи) хорошо выражены только на Земле.

• Один из важнейших экзогенных процессов – переработка поверхности в результате падения метеоритных тел, образующих кратеры и измельчающих материал поверхности.

• К числу экзогенных процессов относится также механическая эрозия под действием ветра, осадков, воды, ледников.

• На Земле большой вклад в формирование поверхности вносит атмосферная, водная и ледниковая эрозия. Признаки действия экзогенных процессов такого типа имеются и на Марсе, но они выражены слабее.

• На поверхности всех тел, лишённых плотной атмосферы и обладающих относительно слабой тектонической

активностью, наиболее важный процесс – это метеоритная бомбардировка.

Атмосферы планет

• Три планеты земной группы (Венера, Земля и Марс) обладают плотными газовыми атмосферами.

• Меркурий практически лишён атмосферы.

• Химический состав атмосферы Венеры: 96,5% СО2; 3,5% N2; водород, вода, угарный газ и некоторые другие газы – в следовых количествах.

• Химический состав атмосферы Земли: 78% N2; 21% О2; 0,9% Ar; 0,1% водяной пар.

• Химический состав атмосферы Марса: 95% СО2; 2,7% N2; 1,6% Ar; 0,2% водяной пар; 0,13% О2.

23. Общая характеристика планет-гигантов Внутреннее строение и химический состав. Атмосферы.

• Планеты-гиганты вращаются быстрее, чем планеты земной группы.

• Примерно 98% суммарной массы планет Солнечной системы приходится на долю планет-гигантов.

• Тепловой поток из недр Юпитера и Сатурна примерно равен потоку тепла, получаемого планетой от Солнца. Тепловой поток, исходящий из недр Земли, пренебрежимо мал по сравнению с притоком тепла от Солнца.

• Планеты-гиганты обладают многочисленными спутниками и кольцами.

Внутреннее строение и химический состав.

• В строении газовых планет-гигантов Юпитера и Сатурна принято выделять следующие слои:

1. Верхний слой, состоящий в основном из газообразных водорода и гелия.

2. Слой, состоящий их «газожидкого», т.е. находящегося в сверхкритическом состоянии водорода и гелия. Внутренние слои Юпитера и Сатурна содержат водород и гелий практически в той же пропорции (по массе), что и Солнце (~70% водорода, ~25% гелия и около 5% остальных элементов). Верхние слои (атмосфера) содержат на 10–15% водорода больше.

3. Под газожидким водородом находится слой жидкого металлического (вырожденного) водорода. Протоны и электроны в этом слое существуют раздельно, и он является хорошим проводником электричества. Мощные

электрические токи, возникающие в слое металлического водорода, порождают гигантское магнитное поле Юпитера.

4. Далее следует слой газожидких гидридов (H2O, NH3, CH4).

5. Твёрдое (каменное) ядро.

• Ледяные планеты-гиганты Уран и Нептун имеют иное строение:

1. Атмосфера (верхний слой), состоящий в основном из газообразных водорода и гелия.

2. Слой газожидких гидридов (H2O, NH3, CH4) – т.н. «ледяная оболочка», или «океан водного аммиака».

3. Твёрдое (каменное) ядро.

• В недрах Урана и Нептуна относительное содержание тяжёлых элементов больше солнечного.

Юпитер: 1 – газ (Н2 и Не), 2 – Н2 в газожидком состоянии и Не, 3 – металлизированный водород, 4 – гидриды,

5 – твёрдое ядро.

Уран: 1 – газ (Н2 и Не), 2 – гидриды в газожидком состоянии, 3 – твёрдое ядро.

• Химический состав атмосферы Юпитера: 84% Н2; 16% Не.

24. Магнитные поля планет Солнечной системы. Полярные сияния. Излучение планет.

Излучение планет • Солнечное излучение, падающее на планету, частично отражается в космическое пространство и частично поглощается. Поглощённая энергия нагревает поверхность и атмосферу и переизлучается в длинноволновой области спектра. Поэтому спектр излучения планеты содержит два максимума. Один из них соответствует отражённому солнечному излучению, второй – тепловому.

• Доля солнечной энергии, отражённая от планеты, называется сферическим альбедо:

где Ф0 – падающий поток солнечного излучения, Ф – поток, рассеянный планетой по всем направлениям. • У Земли Асф = 0,39.

Магнитные поля планет • Солнечный ветер — поток ионизированных частиц (в основном гелиево- водородная плазма), истекающий из солнечной короны со скоростью 300–1200 км/с в окружающее космическое пространство. • Плазма солнечного ветра, встречая на своём пути планету, частично огибает препятствие и частично им поглощается. Картина обтекания зависит от характеристик препятствия. Имеется три основных варианта: 1) планета (или спутник) не имеет ни атмосферы, ни магнитного поля (Луна); 2) есть атмосфера, нет собственного магнитного поля (Венера); 3) есть значительное магнитное поле; наличие или отсутствие атмосферы не играет существенной роли (Меркурий, Земля, Юпитер).

• В первом случае за планетой образуется плазменные тень и полутень.

• Во втором случае солнечный ветер, набегающий на атмосферу, образует ударную волну. За фронтом ударной волны расположена переходная область, в которой скорость частиц солнечного ветра меньше, а концентрация – больше, чем в невозмущённом солнечном ветре. Плазма солнечного ветра прижимает ионосферу ближе к поверхности на дневной стороне планеты. Некоторые планеты имеют сильные магнитные поля. В этом случае также образуется ударная волна и переходная область, но частицы солнечного ветра отклоняются магнитным полем планеты в ней задолго до того, как они вступают в соприкосновение с ионосферой.

• После запусков первых ИСЗ было обнаружено, что магнитное поле Земли удерживает огромное количество заряженных частиц – электронов и протонов. Частицы заполняют огромные кольца, или пояса, охватывающие Землю вокруг геомагнитного экватора.

• Обнаружены два основных радиационных пояса Земли (пояса Ван Аллена). Внутренний пояс состоит из протонов с энергиями около 108 эВ и электронов с энергиями 20–500 кэВ. Этот пояс начинается на высоте 2400 км и заканчивается на высоте 5600 км. Внешний пояс расположен на высотах от 12 000 до 20 000 км и состоит преимущественно из электронов с меньшими энергиями.

• Всю область околоземного пространства, заполненную заряженными частицами, движущимися в магнитном поле Земли, называют магнитосферой. Она отделена от межпланетного пространства магнитопаузой. Вдоль магнитопаузы частицы солнечного ветра обтекают магнитосферу.

• Благодаря наличию сильного магнитного поля, планеты-гиганты также обладают сильными радиационными поясами, похожими на внешний радиационный пояс Земли.

• Влияние солнечного ветра на земное магнитное поле иногда бывает очень сильным. Локальные характеристики солнечного ветра изменяются и совершают колебания иногда в течение нескольких часов, а затем восстанавливаются до прежнего уровня. Такие явления возникают в результате вспышек на Солнце и называются магнитными бурями.

• В высоких широтах во время возмущений магнитного поля наблюдаются полярные сияния (Auroras). Спектр полярных сияний состоит из эмиссионных линий и полос, прежде всего зелёной и красной линий кислорода (5 577 и 6 300 Å).

• Частицы солнечного ветра захватываются магнитным полем Земли и наполняют внешний радиационный пояс. В полярных районах электроны и протоны, двигаясь по спирали вдоль силовых линий, могут проникать в атмосферу даже при относительно малых энергиях. В верхних слоях атмосферы частицы солнечного

ветра создают дополнительную ионизацию и возбуждают свечение, наблюдаемое в виде полярных сияний.

• Благодаря высокому содержанию водорода в атмосферах планет-гигантов и излучению ионизированного водорода в УФ диапазоне с помощь