Меркурий

меркурий     Меркурий е най-близката до Слънцето и най-малката планета в Слънчевата система. Планетата носи името на бога Меркурий от римската митология. Меркурий се намира средно на разстояние три пъти по-близко до Слънцето спрямо Земята. Температурите на Меркурий са много високи и въпреки че е най-близо до слънцето там винаги е тъмно. Това е поради факта, че на планетата няма атмосфера, която да допринася за разсейването на светлината. Меркурий трудно може да се наблюдава с телескопи от земята, единствено може да се наблюдава през деня или по изгрев слънце. Когато се наблюдава на разсъмване или привечер, Меркурий е толкова ниско на хоризонта, че светлината трябва да премине през 10 пъти размера на земната атмосфера.

      Повечето от научните открития за Меркурий идват от Маринър 10 космически кораб, който излита на 3 ноември, 1973 г. Той снима на разстояние 750 км. от повърхността на планетата и е направил около 2700 снимки, обхващащи 46% от повърхността. От направените снимки можем да направим извода, че повърхността на планетата е близка до тази на Луната. По-голямата част от планетата е равнина. На повърхността също има много кратери. Формирането на Меркурий е близко до формирането на Земята.

     Планетата съществува от около 4.5 милиарда години. Поради бавното въртене и липса на атмосфера, температурата на Меркурий достига до 750 К, а слънчевата енергия достигаща до Меркурий е 9 пъти по-голяма от тази достигаща Земята. Наблюдения през 1992 г. показват, че на северния полюс на планетата има замръзнала вода. Вероятно тя се намира в някой кратер, който е постоянно в сянка.

планетата меркурийНай-близо до Слънцето
Меркурий е планетата намираща се на 57 910 100 км от Слънцето. Тя е най-малката планета. Диаметъра и е 4879 км. Теглото и е 0,555 от масата на Земята. Орбиталния период е 87,97 дни.

МЪГЛЯВИННИЯТ ГАЗ

Спектралните лини показват, че газовите мъглявини се състоят от водород, хелии, азот, кислород, въглерод и някои други химически елементи. Най-светли в спектъра са обаче две зелени линии, които преди повече от половин век били приписвани на неизвестен газ, понеже нито един химически елемент в лабораторията не показвал тези линии при каквито и да било условия. Както неизвестния газ на Слънцето бе наречен „слънчев“ или „хелий“, така и неизвестният газ на мъглявините бил наречен „мъглявинен“, или „небулий“ (от латинското „небула“ – меглявина).

Минавали години, но тайната на небулия не се разкривала. Само успехите не теорията за спектрите и атомната теория позволиха да се разпознае непознатия. Подобно на корония при Слънцето, „мъглявинният газ“ е преоблечен в замаскираща го непозната дреха от зелени линии в спектъра и под тях се скрил. Много отдавна било известно, че небулият е замаскиран наш познат, понеже за него нямало място в периодичната система на елементите на Д. И. Менделеев.

     Маската на небулия бе смъкната през 1927 г. от Боуен, който изчисли дължините на вълните на почти всички линии в спектъра, които при всевъзможни условия дават химически елементи, открити в мъглявините. Зелените линии се оказаха „забранени“ линии на двойно йонизиран кислород. Двойно йонизираният кислород в мъглявините излъчва както своите „разрешени“, така и „неразрешените“ си линии и даже последните са по-интензивни от първите. В разказа за разобличаването на слънчевия „короний“ бе обяснено какво е това забранени линии и защо те не се наблюдават в лабораторни условия. За да ги излъчва един газ, той трябва да бъде изключително разреден, а и енергията, падаща върху него, също трябва да бъде извънредно много разредено, т.е. газът трябва да се намира достатъчно далеч от звездата, та да се осветява много слабо. В лабораторни условия и досега не е станало възможно уверено да се предизвика светенето на зелените линии на два пъти йонизирания кислород, тъй като на Земята ние все още не сме в състояние да му предоставим необходимите за това условия.

И най-добрите наши помпи далеч не са в състояние да създадат такова разреждане на газовете, каквото имаме при газовите мъглявини. А пък този газ, който от земна гледна точка е значително е по-разреден от това, което наричаме „вакум“, създаден под стъкления венец на помпата, силно свети. Ние го наблюдаваме на разстояние от хиляди светлинни години, а ако говорим за газовите мъглявини, забелязвани в други галактики – даже на разстояние от милиони светлинни години. В лаборатории досега не са наблюдавани и многобройните други линии от спектъра на мъглявините, които не са така интензивни като зелените и също се приписват на същия небулий. Те се оказват забранени линии също на кислород, на еднократно йонизиран или пък неутрален, а също така забранени линии на други известни химически елементи. Газовите обвивки, изхвърляни от новите звезди, дават спектър, приличащ много на спектър на газова мъглявина. Понякога в спектъра на новата звезда всички ярки, а не рядко и всички въобще линии са забранени.

Понастоящем всички линии от спектрите на газовите мъглявини са отъждествени. Известни са повече от сто. По тези линии качествено се узнава съставът на мъглявините. Той се характеризира предимно с леките елементи, но, както и в случая със звездните атмосфери, в мъглявините могат да съществуват и някои елементи, чиито линии не се наблюдават в спектъра. Причина за това може да бъде както слабият интензитет на тези линии, така и това, че те попадат в област, недостъпна за изследване при земни условия – ултравиолетовата (която се поглъща от земната атмосфера) или инфрачервената (в която силно поглъщане имат водните пари на въздуха). Значително по-трудно е да се определи количествения химически състав на мъглявините, т.е. съотношението на количествата на различните елементи в тях. При еднакви други физически условия колкото по-интензивни са линиите на съответни йони, толкова повече са тези йони, понеже всеки квант светлина в спектралната линия се предизвиква от излъчването на един йон. Трудностите идват обаче от големите различия във физическите условия, обуславящи излъчването на дадена линия, и от това, че много йони не дават линии в наблюдаемата част на спектъра. Пълното число атоми от даден елемент е равно на сумата от всички негови неутрални атоми и всички негови йони в различна степен на йонизация. В рамките на точността на пресмятанията може да се смята, че няма съществени различия между количествения химически състав на звездите и мъглявините. Особено интересно би било да се сравни химическия състав на ядрата на мъглявините и техните обвивки, понеже едва ли може да има съмнения, че веществото на обвивката (като се има предвид фактът, че тя се разширява) някога и по някакъв начин се е отделяло от звездата. Това е толкова по-интересно, като се има предвид, че сред ядрата със спектър от типа на Волф-Райе едни съдържат въглерод без азот, а други – и въглерод и азот, а в един случай даже азотът силно преобладава. За съжаление едно такова сравнение на химическия състав е трудно, например и поради това, че линиите от спектъра на мъглявината се наслагват върху линиите от спектъра на ядрото, които и без това са малко, и да се отделят едните от другите линии е много трудно. Известно е, че в слънчевите протуберанси има аномално високо съдържание на йонизиран калций в сравнение с неговото съдържание в хромосферата, от където протуберансите биват изхвърляни. Протуберансите освен това биват водородни и метални. Различия от такъв род са възможни и в планетарните мъглявини.

Share Button
Обновено на: 30/10/2014 — 09:28

Вашият коментар

Вашият имейл адрес няма да бъде публикуван. Задължителните полета са отбелязани с *

Проверка за спам * Time limit is exhausted. Please reload CAPTCHA.

Любопитко © 2010 - 2015 Всички права запазени! Frontier Theme