Suallar.

1. İşıqlandırıcıların kosmosda öz hərəkətlərinin nəticəsi olaraq görünən hərəkəti, Yerin fırlanması və Günəş ətrafında fırlanması.
2. Astronomik müşahidələrdən coğrafi koordinatların təyin edilməsi prinsipləri (S. 4 s. 16).
3. Ayın fazalarının dəyişməsinin səbəbləri, Günəş və Ay tutulmalarının baş verməsi və tezliyi şərtləri (Səh. 6-cı paraqraflar 1,2).
4. İlin müxtəlif vaxtlarında müxtəlif enliklərdə Günəşin gündəlik hərəkətinin xüsusiyyətləri (S.4 s. 2, S. 5).
5. Teleskopun iş prinsipi və təyinatı (Səh. 2).
6. Günəş sistemi cisimlərinə və onların ölçülərinə qədər olan məsafələrin müəyyən edilməsi üsulları (Ap. 12).
7. Səma cisimlərinin təbiətini öyrənmək üçün spektral analizin və atmosferdənkənar müşahidələrin imkanları (Səh. 14, “Fizika” S. 62).
8. Kosmosun tədqiqi və tədqiqinin ən mühüm istiqamətləri və vəzifələri.
9. Kepler qanunu, onun kəşfi, əhəmiyyəti, tətbiq olunma həddi (S. 11).
10. Yer planetlərinin, nəhəng planetlərin əsas xüsusiyyətləri (S. 18, 19).
11. Ayın və planetar peyklərin fərqli xüsusiyyətləri (Səh. 17-19).
12. Kometlər və asteroidlər. Günəş sisteminin mənşəyi haqqında əsas fikirlər (S. 20, 21).
13. Günəş tipik bir ulduz kimidir. Əsas xüsusiyyətlər (S. 22).
14. Günəş fəaliyyətinin ən mühüm təzahürləri. Onların coğrafi hadisələrlə əlaqəsi (S. 22 bənd 4).
15. Ulduzlara olan məsafələri təyin etmək üsulları. Məsafələrin vahidləri və onlar arasındakı əlaqə (S. 23).
16. Ulduzların əsas fiziki xüsusiyyətləri və onların əlaqələri (Səh. 23, 3-cü bənd).
17. Stefan-Boltzmann qanununun fiziki mənası və ulduzların fiziki xüsusiyyətlərini təyin etmək üçün onun tətbiqi (S. 24-cü bənd 2).
18. Dəyişən və stasionar olmayan ulduzlar. Ulduzların təbiətini öyrənmək üçün onların əhəmiyyəti (S. 25).
19. İkili ulduzlar və onların ulduzların fiziki xüsusiyyətlərinin müəyyən edilməsində rolu.
20. Ulduzların təkamülü, onun mərhələləri və son mərhələləri (S. 26).
21. Qalaktikamızın tərkibi, quruluşu və ölçüsü (Səh. 27-ci paraqraf 1).
22. Ulduz dəstələri, ulduzlararası mühitin fiziki vəziyyəti (S. 27 s. 2, S. 28).
23. Qalaktikaların əsas növləri və onların fərqləndirici xüsusiyyətlər(Səh. 29).
24. Kainatın quruluşu və təkamülü haqqında müasir fikirlərin əsasları (S. 30).

Praktik tapşırıqlar.

1. Ulduz xəritəsi tapşırığı.
2. Coğrafi enliyin təyini.
3. Enlik və hündürlük üzrə ulduzun meylinin təyini.
4. İşıqlandırmanın ölçüsünün paralaksla hesablanması.
5. Məktəb astronomik təqviminə görə Ayın (Venera, Mars) görünmə şərtləri.
6. Keplerin 3-cü qanunu əsasında planetlərin orbital dövrünün hesablanması.

Cavablar.

Bilet nömrəsi 1. Yer mürəkkəb hərəkətlər edir: öz oxu ətrafında fırlanır (T=24 saat), Günəş ətrafında hərəkət edir (T=1 il), Qalaktika ilə birlikdə fırlanır (T=200 min il). Buradan görmək olar ki, Yerdən aparılan bütün müşahidələr zahiri trayektoriyalarına görə fərqlənir. Planetlər daxili və xarici (daxili: Merkuri, Venera; xarici: Mars, Yupiter, Saturn, Uran, Neptun və Pluton) bölünür. Bütün bu planetlər Yerin Günəş ətrafında fırlanması ilə eyni şəkildə fırlanır, lakin Yerin hərəkəti sayəsində planetlərin ilgək kimi hərəkətini müşahidə etmək olar (təqvim s. 36). Yerin və planetlərin mürəkkəb hərəkəti səbəbindən müxtəlif planet konfiqurasiyaları yaranır.

Kometalar və meteoritlər elliptik, parabolik və hiperbolik trayektoriyalar boyunca hərəkət edirlər.

Bilet nömrəsi 2. 2 var coğrafi koordinatlar: coğrafi enlik və coğrafi uzunluq. Praktiki bir elm kimi astronomiya bu koordinatları tapmağa imkan verir (“yuxarı kulminasiya nöqtəsində işığın hündürlüyü” rəqəmi). Səma qütbünün üfüqdən yuxarı hündürlüyü müşahidə yerinin eninə bərabərdir. Siz yuxarı kulminasiya nöqtəsindəki ulduzun hündürlüyünə görə müşahidə sahəsinin enini təyin edə bilərsiniz ( Klimaks- işığın meridiandan keçmə anı) düstura görə:

h = 90° - j + d,

burada h - ulduzun hündürlüyü, d - meyl, j - enlik.

Coğrafi uzunluq ikinci koordinatdır, əsas Qrinviç meridianından şərqə doğru ölçülür. Yer kürəsi 24 saat qurşağına bölünür, vaxt fərqi 1 saatdır. Yerli vaxt fərqi uzunluq fərqinə bərabərdir:

l m - l Gr = t m - t Qr

Yerli vaxt- bu, Yerin müəyyən bir yerində günəş vaxtıdır. Hər nöqtədə yerli vaxt fərqlidir, buna görə də insanlar zona vaxtına görə yaşayırlar, yəni müəyyən zonanın orta meridianının vaxtı ilə. Tarix xətti şərqdədir (Bering boğazı).

Bilet nömrəsi 3. Ay Yerin öz oxu ətrafında fırlandığı istiqamətdə eyni istiqamətdə hərəkət edir. Bu hərəkətin əksi, bildiyimiz kimi, Ayın ulduzlar fonunda səmanın fırlanmasına doğru görünən hərəkətidir. Hər gün Ay ulduzlara nisbətən təxminən 13° şərqə doğru dəyişir və 27,3 gündən sonra göy sferasında tam dairəni təsvir edərək eyni ulduzlara qayıdır.

Ayın görünən hərəkəti onun görünüşünün davamlı dəyişməsi - fazaların dəyişməsi ilə müşayiət olunur. Bu, Ayın Günəşə və onu işıqlandıran Yerə nisbətən fərqli mövqelər tutması səbəbindən baş verir.

Ay bizə dar aypara kimi görünəndə onun diskinin qalan hissəsi də bir qədər işıq saçır. Bu fenomen kül işığı adlanır və Yerin Ayın gecə tərəfini əks olunan günəş işığı ilə işıqlandırması ilə izah olunur.

Günəş tərəfindən işıqlandırılan Yer və Ay, kölgə konusları və yarımqara konusları yaradır. Ay tamamilə və ya qismən Yerin kölgəsinə düşdükdə tam və ya qismən Ay tutulması baş verir. Yerdən o, Ayın üfüqdən yuxarı olduğu hər yerdə eyni vaxtda görünür. Tam Ay tutulması mərhələsi Ay Yerin kölgəsindən çıxmağa başlayana qədər davam edir və 1 saat 40 dəqiqəyə qədər davam edə bilər. Yer atmosferində sınmış günəş şüaları yerin kölgəsinin konusuna düşür. Bu vəziyyətdə atmosfer mavi və bitişik şüaları güclü şəkildə udur və konus içərisinə əsasən qırmızıları ötürür. Buna görə Ay, böyük tutulma mərhələsində qırmızıya çevrilir və tamamilə yox olmur. Ay tutulmaları daha əvvəl baş verir üç dəfə bir il və əlbəttə ki, yalnız tam ayda.

Bütövlükdə Günəş tutulması yalnız Ay kölgəsinin bir nöqtəsinin Yerə düşdüyü yerdə görünür; ləkənin diametri 250 km-dən çox deyil. Ay öz orbitində hərəkət edərkən, kölgəsi tam tutulmanın ardıcıl olaraq dar bir zolağı izləyərək Yer kürəsini qərbdən şərqə doğru hərəkət edir. Ayın penumbrasının Yerə düşdüyü yerdə Günəşin qismən tutulması müşahidə edilir.

Yerin Aydan və Günəşdən olan məsafələrindəki cüzi dəyişiklik səbəbindən görünən bucaq diametri bəzən günəşdən bir qədər böyük, bəzən bir qədər kiçik, bəzən də ona bərabər olur. Birinci halda, Günəşin tam tutulması 7 dəqiqə 40 saniyəyə qədər davam edir, ikincidə Ay Günəşi tam əhatə etmir, üçüncüdə isə cəmi bir an.

Bir il ərzində 2-dən 5-ə qədər günəş tutulması ola bilər, ikinci halda onlar mütləq qismən olur.

Bilet nömrəsi 4. İl ərzində Günəş ekliptika boyunca hərəkət edir. Ekliptika 12 bürc bürcündən keçir. Gün ərzində Günəş adi bir ulduz kimi səma ekvatoruna paralel hərəkət edir.
(-23°27¢ £ d £ +23°27¢). Bu meyl dəyişikliyi əyilmə ilə əlaqədardır yerin oxu orbital müstəviyə.

Xərçəng (Cənub) və Oğlaq (Şimal) tropiklərinin enində, yay və qış gündönümü günlərində Günəş öz zenitindədir.

Şimal qütbündə Günəş və ulduzlar martın 21-dən sentyabrın 22-dək batmır. Qütb gecəsi sentyabrın 22-də başlayır.

Bilet nömrəsi 5. Teleskoplar iki növdə olur: əks etdirən teleskop və sındıran teleskop (şəkillər).

Optik teleskoplarla yanaşı, kosmik radiasiyanı qeydə alan cihazlar olan radioteleskoplar da var. Radioteleskop diametri təxminən 100 m olan parabolik antennadır.Antenna üçün yataq kimi kraterlər və ya dağ yamacları kimi təbii formasiyalar istifadə olunur. Radio emissiyası planetləri və ulduz sistemlərini tədqiq etməyə imkan verir.

Bilet nömrəsi 6. Üfüqi paralaks Yerin radiusunun planetdən göründüyü, görmə xəttinə perpendikulyar olan bucaqdır.

p² - paralaks, r² - bucaq radiusu, R - Yerin radiusu, r - işığın radiusu.

Hal-hazırda işıqlandırıcılara qədər olan məsafəni təyin etmək üçün radar üsullarından istifadə olunur: onlar planetə radio siqnal göndərir, siqnal qəbuledici antenna tərəfindən əks olunur və qeydə alınır. Siqnalın səyahət müddətini bilməklə, məsafə müəyyən edilir.

Bilet nömrəsi 7. Spektral analiz kainatı tədqiq etmək üçün vacib bir vasitədir. Spektral analiz, göy cisimlərinin kimyəvi tərkibini, temperaturunu, ölçüsünü, quruluşunu, onlara olan məsafəni və hərəkət sürətini təyin edən bir üsuldur. Spektr analizi spektroqraf və spektroskop alətlərindən istifadə etməklə həyata keçirilir. Spektral analizdən istifadə edərək ulduzların, kometlərin, qalaktikaların və günəş sistemi cisimlərinin kimyəvi tərkibi müəyyən edilmişdir, çünki spektrdə hər bir xətt və ya xətlər dəsti bir element üçün xarakterikdir. Spektrin intensivliyi ulduzların və digər cisimlərin temperaturunu təyin etmək üçün istifadə edilə bilər.

Spektrlərinə əsasən ulduzlar bu və ya digər spektral sinfə aid edilir. Spektral diaqramdan ulduzun görünən böyüklüyünü təyin edə və sonra düsturlardan istifadə edə bilərsiniz:

M = m + 5 + 5log p

log L = 0,4(5 - M)

ulduzun mütləq böyüklüyünü, parlaqlığını və buna görə də ölçüsünü tapın.

Doppler düsturundan istifadə

Müasir kosmik stansiyaların, təkrar istifadə oluna bilən gəmilərin yaradılması, eləcə də kosmik gəmilərin planetlərə (Veqa, Mars, Luna, Voyager, Hermes) buraxılması onların üzərində teleskopların quraşdırılmasına imkan verdi ki, onların vasitəsilə bu işıqforları atmosfer olmadan yaxından müşahidə etmək olar. müdaxilə.

Bilet nömrəsi 8. Kosmik əsrin başlanğıcı rus alimi K. E. Tsiolkovskinin əsərləri ilə qoyuldu. O, kosmosun tədqiqi üçün reaktiv mühərriklərdən istifadə etməyi təklif etdi. O, ilk dəfə kosmik gəmilərin buraxılması üçün çoxmərhələli raketlərdən istifadə ideyasını irəli sürdü. Rusiya bu konsepsiyada qabaqcıl idi. İlk süni Yer peyki 4 oktyabr 1957-ci ildə buraxıldı, Ayın ilk uçuşu - 1959-cu ildə fotoşəkillər çəkdi, ilk insan kosmosa uçdu - 12 aprel 1961. Amerikanın Aya ilk uçuşu - 1964, kosmik gəmilərin və kosmosun buraxılışı stansiyalar.

1. Elmi məqsədlər:

• insanın kosmosda olması;
• kosmik tədqiqatlar;
• kosmik uçuş texnologiyalarının inkişafı;

1. Hərbi məqsədlər (nüvə hücumundan müdafiə);
2. telekommunikasiya (rabitə peyklərindən istifadə etməklə həyata keçirilən peyk rabitəsi);
3. Hava proqnozları, təbii fəlakətlərin proqnozu (meteo peykləri);
4. İstehsal məqsədləri:

• faydalı qazıntıların axtarışı;
• ətraf mühitin monitorinqi.

Bilet nömrəsi 9. Planetlərin hərəkət qanunlarını kəşf etməkdə ləyaqət görkəmli alim İohannes Keplerə məxsusdur.

Birinci qanun. Hər bir planet bir ellipsdə fırlanır, fokuslardan birində Günəş var.

İkinci qanun. (sahələr qanunu). Planetin radius vektoru bərabər zaman dövrlərində bərabər sahələri təsvir edir. Bu qanundan belə çıxır ki, planetin orbitində hərəkət edərkən sürəti Günəşə nə qədər yaxın olarsa, bir o qədər böyükdür.

Üçüncü qanun. Planetlərin ulduz dövrlərinin kvadratları onların orbitlərinin yarım böyük oxlarının kubları kimi əlaqələndirilir.

Bu qanun planetlərin Günəşdən nisbi məsafələrini (Yer orbitinin yarım böyük oxunun vahidləri ilə) təyin etməyə imkan verdi, çünki planetlərin ulduz dövrləri artıq hesablanmışdı. Məsafələrin astronomik vahidi (AU) kimi yerin orbitinin yarımböyük oxu götürülür.

Bilet nömrəsi 10. Plan:

1. Bütün planetləri sadalayın;
2. Bölmə (yer planetləri: Merkuri, Mars, Venera, Yer, Pluton; və nəhəng planetlər: Yupiter, Saturn, Uran, Neptun);
3. Cədvəl əsasında bu planetlərin xüsusiyyətləri haqqında danışın. 5 (səh. 144);
4. Bu planetlərin əsas xüsusiyyətlərini göstərin.

Bilet nömrəsi 11 . Plan:

1. Ayda fiziki şərait (ölçüsü, kütləsi, sıxlığı, temperaturu);

Ay kütləsinə görə Yerdən 81 dəfə kiçikdir, onun orta sıxlığı 3300 kq/m3, yəni Yerinkindən azdır. Ayda atmosfer yoxdur, yalnız nazik bir toz qabığı var. Ay səthinin gündüzdən gecəyə temperaturunda böyük fərqlər təkcə atmosferin olmaması ilə deyil, həm də bizim iki həftəmizə uyğun gələn ay gününün və ay gecəsinin müddəti ilə izah olunur. Ayın günəşaltı nöqtəsində temperatur + 120 ° C-ə, gecə yarımkürəsinin əks nöqtəsində isə 170 ° C-ə çatır.

1. Relyef, dənizlər, kraterlər;
2. Səthin kimyəvi xüsusiyyətləri;
3. Tektonik fəaliyyətin mövcudluğu.

Planetlərin peykləri:

1. Mars (2 kiçik peyk: Phobos və Deimos);
2. Yupiter (16 peyk, ən məşhur 4 Qaliley peyki: Avropa, Kallisto, İo, Qanimed; Avropada su okeanı kəşf edilmişdir);
3. Saturn (17 peyk, Titan xüsusilə məşhurdur: atmosferi var);
4. Uran (16 peyk);
5. Neptun (8 peyk);
6. Pluton (1 peyk).

Bilet nömrəsi 12. Plan:

1. Kometlər (fiziki təbiəti, quruluşu, orbitləri, növləri), ən məşhur kometlər:

• Halley kometası (T = 76 il; 1910 - 1986 - 2062);
• Komet Enck;
• Hyakutaki kometası;

1. Asteroidlər (kiçik planetlər). Ən məşhurları Ceres, Vesta, Pallas, Juno, Icarus, Hermes, Apollondur (cəmi 1500-dən çox).

Kometlərin, asteroidlərin və meteor yağışlarının tədqiqi onların hamısının eyni fiziki təbiətə və eyni kimyəvi tərkibə malik olduğunu göstərdi. Günəş sisteminin yaşının müəyyən edilməsi Günəş və planetlərin təxminən eyni yaşda (təxminən 5,5 milyard il) olduğunu deməyə əsas verir. Akademik O.Yu.Şmidtin Günəş sisteminin mənşəyi nəzəriyyəsinə görə, Yer və planetlər ümumdünya cazibə qanununa görə Günəş tərəfindən tutularaq fırlanan qaz-toz buludundan yaranmışdır. Günəşlə eyni istiqamətdə. Tədricən bu buludda kondensasiyalar əmələ gəlir və bu da planetlərin yaranmasına səbəb olur. Planetlərin bu cür konsentrasiyalardan əmələ gəlməsinin sübutu meteoritlərin Yerə və digər planetlərə düşməsidir. Beləliklə, 1975-ci ildə Vaçman-Ştrassman kometinin Yupiterə düşməsi qeyd edildi.

Bilet nömrəsi 13. Günəş bizə ən yaxın ulduzdur ki, biz bütün digər ulduzlardan fərqli olaraq diski müşahidə edə və onun üzərində kiçik detalları öyrənmək üçün teleskopdan istifadə edə bilərik. Günəş tipik bir ulduzdur və buna görə də onun tədqiqi ümumiyyətlə ulduzların təbiətini anlamağa kömək edir.

Günəşin kütləsi Yerin kütləsindən 333 min dəfə böyükdür, Günəşin ümumi şüalanma gücü 4 * 10 23 kVt, effektiv temperatur 6000 K-dir.

Bütün ulduzlar kimi Günəş də isti qaz topudur. Əsasən 10% (atomların sayına görə) helium qarışığı olan hidrogendən ibarətdir, Günəş kütləsinin 1-2% -i digər ağır elementlərin payına düşür.

Günəşdə maddə yüksək dərəcədə ionlaşmışdır, yəni atomlar xarici elektronlarını itirmiş və onlarla birlikdə ionlaşmış qazın - plazmanın sərbəst hissəciklərinə çevrilmişdir.

Günəş maddəsinin orta sıxlığı 1400 kq/m3 təşkil edir. Lakin bu, orta rəqəmdir və xarici təbəqələrdə sıxlıq qeyri-mütənasib olaraq azdır, mərkəzdə isə 100 dəfə çoxdur.

Günəşin mərkəzinə yönəlmiş cazibə qüvvələrinin təsiri altında onun dərinliklərində böyük təzyiq yaranır ki, bu da mərkəzdə təxminən 15 milyon K temperaturda 2 * 10 8 Pa-a çatır.

Belə şəraitdə hidrogen atomlarının nüvələri çox yüksək sürətə malikdir və elektrostatik itələyici qüvvənin təsirinə baxmayaraq bir-biri ilə toqquşa bilir. Bəzi toqquşmalar, heliumun hidrogendən əmələ gəldiyi və böyük miqdarda istilik ayrıldığı nüvə reaksiyaları ilə nəticələnir.

Günəşin səthi (fotosfer) dənəvər bir quruluşa malikdir, yəni orta ölçüsü təxminən 1000 km olan "dənəciklərdən" ibarətdir. Qranulyasiya, fotosfer boyunca yerləşən zonada qazların hərəkətinin nəticəsidir. Bəzən fotosferin müəyyən bölgələrində ləkələr arasında tünd boşluqlar artır və iri tünd ləkələr əmələ gəlir. Teleskop vasitəsilə günəş ləkələrini müşahidə edən Qalileo onların Günəşin görünən diski üzərində hərəkət etdiyini gördü. Buna əsaslanaraq o, Günəşin öz oxu ətrafında 25 gün müddətində fırlanması qənaətinə gəlib. ekvatorda və 30 gün. qütblərin yaxınlığında.

Ləkələr qeyri-sabit formasiyalardır, ən çox qruplarda görünür. Ləkələrin ətrafında bəzən məşəl adlanan, demək olar ki, görünməz işıq birləşmələri görünür. Ləkələrin və məşəllərin əsas xüsusiyyəti 0,4-0,5 Tesla-ya çatan induksiya ilə maqnit sahələrinin olmasıdır.

Bilet nömrəsi 14. Yerdəki günəş aktivliyinin təzahürü:

1. Günəş ləkələri aktiv mənbədir elektromaqnit şüalanması, sözdə səbəb " maqnit fırtınaları" Bu “maqnit fırtınaları” televiziya və radio rabitəsinə təsir edir və güclü auroralara səbəb olur.
2. Günəş aşağıdakı radiasiya növlərini buraxır: ultrabənövşəyi, rentgen şüaları, infraqırmızı və kosmik şüalar (elektronlar, protonlar, neytronlar və ağır hissəciklər adronlar). Bu şüalanmalar Yer atmosferi tərəfindən demək olar ki, tamamilə bloklanır. Buna görə də Yer atmosferi normal saxlanılmalıdır. Vaxtaşırı yaranan ozon dəlikləri Günəşdən gələn radiasiyanın yer səthinə çatmasına imkan verir və Yerdəki üzvi həyata mənfi təsir göstərir.
3. Günəş aktivliyi hər 11 ildən bir baş verir. Sonuncu maksimum günəş aktivliyi 1991-ci ildə olub. Gözlənilən maksimum 2002-ci ildir. Maksimum günəş aktivliyi ən çox günəş ləkələri, radiasiya və çıxıntılar deməkdir. Günəş aktivliyindəki dəyişikliklərin günəşin aşağıdakı amillərə təsir etdiyi çoxdan müəyyən edilmişdir:

• yer üzündə epidemioloji vəziyyət;
• müxtəlif növ təbii fəlakətlərin (tayfunlar, zəlzələlər, daşqınlar və s.) sayı;
• avtomobil və qatar qəzalarının sayı.

Bütün bunların maksimumu aktiv Günəş illərində baş verir. Alim Çijevskinin müəyyən etdiyi kimi, aktiv Günəş insanın rifahına təsir göstərir. O vaxtdan bəri insan rifahının dövri proqnozları tərtib edilir.

Bilet nömrəsi 15. Yerin radiusu ulduzların paralaktik yerdəyişməsini və onlara olan məsafəni ölçmək üçün əsas kimi xidmət etmək üçün çox kiçik olduğu ortaya çıxır. Buna görə də üfüqi deyil, illik paralaksdan istifadə edirlər.

Bir ulduzun illik paralaksı, görmə xəttinə perpendikulyar olarsa, Yer orbitinin yarım böyük oxunun ulduzdan görünə biləcəyi bucaqdır.

a yerin orbitinin yarım böyük oxudur,

p - illik paralaks.

Məsafə vahidi parsek də istifadə olunur. Parsek, görmə xəttinə perpendikulyar olan yer orbitinin yarımböyük oxunun 1² bucaq altında göründüyü məsafədir.

1 parsek = 3,26 işıq illəri= 206265 a. e. = 3 * 10 11 km.

İllik paralaksı ölçməklə siz 100 parsek və ya 300 işıq ilindən çox olmayan məsafədə yerləşən ulduzlara olan məsafəni etibarlı şəkildə müəyyən edə bilərsiniz. illər.

Bilet nömrəsi 16. Ulduzlar aşağıdakı parametrlərə görə təsnif edilir: ölçü, rəng, parlaqlıq, spektral sinif.

Ölçülərinə görə ulduzlar cırtdan ulduzlara, orta ulduzlara, normal ulduzlara, nəhəng ulduzlara və supernəhəng ulduzlara bölünür. Cırtdan ulduzlar - Sirius ulduzunun peyki; orta - Günəş, Kapella (Auriga); normal (t = 10 min K) - Günəş və Kapella arasında ölçülərə malikdir; nəhəng ulduzlar - Antares, Arcturus; super nəhənglər - Betelgeuse, Aldebaran.

Rənginə görə ulduzlar qırmızı (Antares, Betelgeuse - 3000 K), sarı (Günəş, Kapella - 6000 K), ağ (Sirius, Deneb, Vega - 10000 K), mavi (Spica - 30000 K) bölünür.

Ulduzlar parlaqlığına görə aşağıdakı kimi təsnif edilir. Günəşin parlaqlığını 1 götürsək, ağ və mavi ulduzların parlaqlığı Günəşin parlaqlığından 100 və 10 min dəfə, qırmızı cırtdanların isə Günəşdən 10 dəfə az parlaqlığı var.

Spektrlərinə görə ulduzlar spektral siniflərə bölünür (cədvələ bax).

Tarazlıq şərtləri: Məlum olduğu kimi, ulduzlar böyük miqdarda enerjinin ayrılması ilə müşayiət olunan və ulduzların temperaturunu təyin edən nəzarətsiz termonüvə birləşmə reaksiyalarının baş verdiyi yeganə təbiət obyektləridir. Ulduzların əksəriyyəti stasionar vəziyyətdədir, yəni partlamır. Bəzi ulduzlar partlayır (yeni və fövqəlnova adlanır). Ulduzlar niyə ümumiyyətlə tarazlıqdadır? Sabit ulduzlarda nüvə partlayışlarının qüvvəsi cazibə qüvvəsi ilə tarazlaşdırılır, buna görə də bu ulduzlar tarazlığı saxlayırlar.

Bilet nömrəsi 17. Stefan-Boltzmann qanunu ulduzların radiasiya ilə temperaturu arasındakı əlaqəni müəyyən edir.

e = sТ 4 s - əmsal, s = 5.67 * 10 -8 W/m 2-dən 4-ə qədər

e - ulduzun vahid səthinə düşən şüalanma enerjisi

L ulduzun parlaqlığı, R ulduzun radiusudur.

Stefan-Boltzmann düsturu və Wien qanunundan istifadə edərək maksimum şüalanmanın baş verdiyi dalğa uzunluğu müəyyən edilir:

l max T = b b - Wien sabiti

Siz əksinə hərəkət edə bilərsiniz, yəni ulduzların ölçülərini müəyyən etmək üçün parlaqlıq və temperaturdan istifadə edə bilərsiniz.

Bilet nömrəsi 18. Plan:

1. Sefeidlər
2. Yeni ulduzlar
3. Fövqəlnovalar

Bilet nömrəsi 19. Plan:

1. Vizual olaraq ikiqat, çoxalır
2. Spektral ikiqat
3. Dəyişən ulduzların tutulması

Bilet nömrəsi 20. Ulduzların müxtəlif növləri var: tək, qoşa və çoxlu, stasionar və dəyişən, nəhəng və cırtdan ulduzlar, yeni və fövqəlnova ulduzlar. Ulduzların bu müxtəlifliyində, onların görünən xaosunda hər hansı naxış varmı? Bu cür nümunələr ulduzların müxtəlif parlaqlıqlarına, temperaturlarına və ölçülərinə baxmayaraq mövcuddur.

1. Müəyyən edilmişdir ki, ulduzların parlaqlığı kütlə artdıqca artır və bu asılılıq L = m 3.9 düsturu ilə müəyyən edilir, bundan əlavə, bir çox ulduzlar üçün L » R 5.2 qanunu keçərlidir.
2. L-nin t ° və rəngdən asılılığı (rəng - parlaqlıq diaqramı).

Ulduz nə qədər kütləvi olarsa, əsas yanacaq - hidrogen bir o qədər tez yanır və heliuma çevrilir ( ). Böyük mavi və ağ nəhənglər 10 7 il ərzində yanır. Kapella və Günəş kimi sarı ulduzlar 10 10 ildə yanır (t Günəş = 5 * 10 9 il). Ağ və mavi ulduzlar yanır və qırmızı nəhənglərə çevrilir. 2C + He ® C 2 He sintezi onlarda baş verir. Helium yandıqca ulduz büzülür və ağ cırtdana çevrilir. Ağ cırtdan sonda yalnız neytronlardan ibarət çox sıx bir ulduza çevrilir. Ulduzun ölçüsünün kiçilməsi onun çox sürətli fırlanmasına səbəb olur. Bu ulduz sanki pulsasiya edir, radio dalğaları yayır. Onlar pulsar adlanır - nəhəng ulduzların son mərhələsi. Kütləsi Günəşin kütləsindən qat-qat böyük olan bəzi ulduzlar o qədər sıxılır ki, onlar cazibə qüvvəsi səbəbindən görünən radiasiya yaymayan “qara dəliklər”ə çevrilirlər.

Bilet nömrəsi 21. Ulduz sistemimiz - Qalaktika elliptik qalaktikalardan biridir. Gördüyümüz Samanyolu Qalaktikamızın yalnız bir hissəsidir. Müasir teleskoplarla 21 bal gücünə qədər ulduzları görə bilərsiniz. Bu ulduzların sayı 2 * 10 9-dur, lakin bu, Qalaktikamızın əhalisinin yalnız kiçik bir hissəsidir. Qalaktikanın diametri təxminən 100 min işıq ilidir. Qalaktikanı müşahidə edərkən, bizdən Qalaktikanın ulduzlarını örtən ulduzlararası tozun yaratdığı “parçalanma”nı görə bilərsiniz.

Qalaktikanın əhalisi.

Qalaktikanın nüvəsində çoxlu qırmızı nəhənglər və qısa müddətli Sefeidlər var. Mərkəzdən uzaq olan budaqlarda çoxlu supernəhənglər və klassik Sefeidlər var. Spiral qollarda isti supernəhənglər və klassik Sefeidlər var. Qalaktikamız Herakl bürcündə yerləşən Qalaktikanın mərkəzi ətrafında fırlanır. günəş sistemi 200 milyon il ərzində Qalaktikanın mərkəzi ətrafında tam bir inqilab edir. Günəş sisteminin fırlanmasına əsasən, Qalaktikanın təxmini kütləsini - Yerin 2 * 10 11 m-ni təyin etmək olar. Ulduzlar stasionar sayılırlar, amma əslində ulduzlar hərəkət edir. Amma biz onlardan əhəmiyyətli dərəcədə uzaqlaşdığımız üçün bu hərəkəti yalnız min illər ərzində müşahidə etmək olar.

Bilet nömrəsi 22. Qalaktikamızda tək ulduzlarla yanaşı, çoxluqlarda birləşən ulduzlar da var. 2 növ ulduz klasteri var:

1. Açıq ulduz qrupları, məsələn, Buğa və Hyades bürclərindəki Pleiades ulduz çoxluğu. Çılpaq gözlə Pleiades-də 6 ulduz görə bilərsiniz, ancaq teleskopla baxsanız, ulduzların səpələnməsini görə bilərsiniz. Açıq klasterlərin ölçüsü bir neçə parsekdir. Açıq ulduz klasterləri yüzlərlə əsas ardıcıllıq ulduzlarından və super nəhənglərdən ibarətdir.
2. Qlobulyar ulduz klasterlərinin ölçüləri 100 parsekə qədərdir. Bu klasterlər qısamüddətli Sefeidlər və özünəməxsus böyüklük (-5 ilə +5 vahid arasında) ilə xarakterizə olunur.

Rus astronomu V. Ya. Struve ulduzlararası işığın udulmasının mövcud olduğunu kəşf etdi. Ulduzların parlaqlığını azaldan işığın ulduzlararası udulmasıdır. Ulduzlararası mühit kosmik tozla doludur və bu, dumanlıq adlananları əmələ gətirir, məsələn, Böyük Magellan Buludlarının və At Başının qaranlıq dumanlıqları. Orion bürcündə yaxınlıqdakı ulduzların əks olunan işığı ilə parlayan qaz və toz dumanlığı var. Dolça bürcündə yaxınlıqdakı ulduzlardan qazın atılması nəticəsində əmələ gələn Böyük Planet Dumanlığı var. Vorontsov-Velyaminov sübut etdi ki, nəhəng ulduzlardan qazların buraxılması yeni ulduzların yaranması üçün kifayətdir. Qaz dumanlıqları Galaxy 200 parsek qalınlığında təbəqə əmələ gətirir. Onlar H, He, OH, CO, CO 2, NH 3-dən ibarətdir. Neytral hidrogen 0,21 m dalğa uzunluğu yayır.Bu radio emissiyanın paylanması hidrogenin Qalaktikada paylanmasını müəyyən edir. Bundan əlavə, Qalaktikada bremsstrahlung (rentgen) radio emissiya mənbələri (kvazarlar) var.

Bilet nömrəsi 23. Uilyam Herşel 17-ci əsrdə ulduz xəritəsinə çoxlu dumanlıq salmışdı. Sonradan məlum oldu ki, bunlar bizim Qalaktikamızdan kənarda yerləşən nəhəng qalaktikalardır. Amerikalı astronom Hubble sefeidlərdən istifadə edərək bizə ən yaxın qalaktika olan M-31-in 2 milyon işıq ili məsafəsində yerləşdiyini sübut etdi. Bizdən milyonlarla işıq ili uzaqda yerləşən Veronika bürcündə minə yaxın belə qalaktika aşkar edilib. Hubble sübut etdi ki, qalaktikaların spektrlərində qırmızı sürüşmə var. Bu yerdəyişmə qalaktika bizdən nə qədər uzaq olarsa, daha böyükdür. Başqa sözlə, qalaktika nə qədər uzaq olsa, onun bizdən uzaqlaşma sürəti bir o qədər yüksək olar.

V ofset = D * H H - Hubble sabiti, D - spektrdə sürüşmə.

Eynşteynin nəzəriyyəsinə əsaslanan genişlənən kainat modeli rus alimi Fridman tərəfindən təsdiq edilmişdir.

Qalaktikalar nizamsız, elliptik və spiral tiplərə bölünür. Elliptik qalaktikalar Buğa bürcündə, spiral qalaktika bizim, Andromeda dumanlığı, nizamsız qalaktika Magellan buludlarındadır. Görünən qalaktikalara əlavə olaraq, ulduz sistemlərində radioqalaktikalar adlanan, yəni güclü radio emissiya mənbələri var. Bu radioqalaktikaların yerində qırmızı yerdəyişmə o qədər yüksək olan kiçik işıq saçan obyektlər tapıldı ki, onlar açıq-aydın bizdən milyardlarla işıq ili uzaqdadır. Onlara kvazarlar deyilirdi, çünki onların şüalanması bəzən bütün qalaktikadan daha güclü olur. Ola bilsin ki, kvazarlar çox güclü ulduz sistemlərinin nüvələridir.

Bilet nömrəsi 24. Ən son ulduz kataloqu 15 bal gücündən daha parlaq 30 mindən çox qalaktikadan ibarətdir və güclü teleskopla yüz milyonlarla qalaktikanın şəklini çəkmək olar. Bütün bunlar bizim Qalaktikamızla birlikdə metaqalaktika deyilən şeyi əmələ gətirir. Ölçüsü və obyektlərin sayı baxımından metaqalaktika sonsuzdur, onun nə başlanğıcı, nə də sonu var. Müasir konsepsiyalara görə, hər bir qalaktikada ulduzların və bütöv qalaktikaların sönməsi, həmçinin yeni ulduzların və qalaktikaların yaranması baş verir. Kainatımızı bütövlükdə öyrənən elmə kosmologiya deyilir. Hubble və Friedman nəzəriyyəsinə görə kainatımızı nəzərə alaraq ümumi nəzəriyyə Eynşteyn, belə bir Kainat təxminən 15 milyard il əvvəl genişlənir, ən yaxın qalaktikalar bizə indi olduğundan daha yaxın idi. Kosmosun hansısa yerində yeni ulduz sistemləri yaranır və E = mc 2 düsturunu nəzərə alaraq deyə bilərik ki, kütlələr və enerjilər ekvivalent olduğundan onların qarşılıqlı çevrilməsi maddi dünyanın əsasını təşkil edir.

ASTRONOMIYA 11-Cİ SINIF BİLETLERİ

BİLET № 1

Kosmosda öz hərəkətləri, Yerin fırlanması və Günəş ətrafında fırlanması nəticəsində işıqlandırıcıların görünən hərəkətləri.

Yer mürəkkəb hərəkətlər edir: öz oxu ətrafında fırlanır (T=24 saat), Günəş ətrafında hərəkət edir (T=1 il), Qalaktika ilə birlikdə fırlanır (T=200 min il). Buradan görmək olar ki, Yerdən aparılan bütün müşahidələr zahiri trayektoriyalarına görə fərqlənir. Planetlər ya şərqdən qərbə (birbaşa hərəkət), ya da qərbdən şərqə (geri hərəkət) göydə hərəkət edir. İstiqamətin dəyişmə anları dayanma adlanır. Bu yolu xəritədə tərtib etsəniz, bir döngə alırsınız. Planetlə Yer arasındakı məsafə nə qədər böyükdürsə, döngə də bir o qədər kiçik olur. Planetlər aşağı və yuxarı bölünür (aşağı - yerin orbitində: Merkuri, Venera; yuxarı: Mars, Yupiter, Saturn, Uran, Neptun və Pluton). Bütün bu planetlər Yerlə eyni şəkildə Günəş ətrafında fırlanır, lakin Yerin hərəkəti sayəsində planetlərin ilgək kimi hərəkəti müşahidə oluna bilər. Qarşılıqlı tənzimləmələr Günəşə və Yerə nisbətən planetlərə planet konfiqurasiyaları deyilir.

Planet konfiqurasiyaları, parçalamaq. həndəsi planetlərin Yerə və Günəşə nisbəti. Yerdən görünən və Günəşə nisbətən ölçülən planetlərin müəyyən mövqeləri xüsusidir. başlıqlar. Illus haqqında. V - daxili planet, I-xarici planet, E - Torpaq, S - Günəş. Daxili olduqda planet Günəşlə düz bir xəttdə yerləşir, içərisindədir əlaqə. K.p. EV 1 S və ESV 2 adlandırılır alt və yuxarı əlaqə müvafiq olaraq. Ext. Planet I Günəşlə düz bir xətt üzərində yerləşdiyi zaman üstün birləşmədədir ( ESI 4) və daxil qarşıdurma, Günəşə əks istiqamətdə yatdıqda (I 3 ES).Yerdəki təpəsi ilə planetə və Günəşə istiqamətlər arasındakı bucaq, məs. I 5 ES, uzanma adlanır. Daxili üçün planetlər maks, uzanma EV 8 S bucağı 90° olduqda baş verir; xarici üçün planetlər 0° ESI 4) ilə 180° (I 3 ES) diapazonunda uzana bilər.Uzunma 90° olduqda, planetin uzunluqda olduğu deyilir. kvadratura(I 6 ES, I 7 ES).

Planetin Günəş ətrafında fırlandığı dövrə ulduz (ulduzlu) inqilab dövrü - T, iki eyni konfiqurasiya arasındakı müddətə sinodik dövr - S deyilir.

Planetlər Günəş ətrafında bir istiqamətdə hərəkət edir və müəyyən bir müddət = ulduz dövrü ərzində Günəş ətrafında tam bir inqilabı tamamlayırlar.

daxili planetlər üçün

xarici planetlər üçün

S – ulduz dövrü (ulduzlara nisbətən), T – sinodik dövr (fazalar arası), Т = 1 il.

Kometalar və meteoritlər elliptik, parabolik və hiperbolik trayektoriyalar boyunca hərəkət edirlər.

Hubble qanunu əsasında qalaktikaya olan məsafənin hesablanması.

H = 50 km/san*Mpc – Hubble Sabiti

BİLET № 2

Astronomik müşahidələrdən coğrafi koordinatların təyin edilməsi prinsipləri.

2 coğrafi koordinat var: coğrafi enlik və coğrafi uzunluq. Praktiki elm kimi astronomiya bu koordinatları tapmağa imkan verir. Səma qütbünün üfüqdən yuxarı hündürlüyü müşahidə yerinin coğrafi enliyinə bərabərdir. Təxminən coğrafi enlik Şimal Ulduzunun hündürlüyünü ölçməklə müəyyən edilə bilər, çünki ondan uzaqdır şimal qütbü dünya təxminən 10. Siz yuxarı kulminasiya nöqtəsindəki ulduzun hündürlüyünə görə müşahidə sahəsinin enini təyin edə bilərsiniz ( Klimaks– işığın meridiandan keçmə anı) düsturla:

j = d ± (90 – h), zenitdən cənubda və ya şimalda kulminasiyaya çatmasından asılı olaraq. h – ulduzun hündürlüyü, d – meyl, j – enlik.

Coğrafi uzunluq ikinci koordinatdır, əsas Qrinviç meridianından şərqə doğru ölçülür. Yer kürəsi 24 saat qurşağına bölünür, vaxt fərqi 1 saatdır. Yerli vaxt fərqi uzunluq fərqinə bərabərdir:

T λ 1 – T λ 2 = λ 1 – λ 2 Beləliklə, birinin uzunluğu məlum olan iki nöqtədə vaxt fərqini aşkar edərək, digər nöqtənin uzunluğunu müəyyən etmək olar.

Yerli vaxt- bu, Yerin müəyyən bir yerində günəş vaxtıdır. Hər bir nöqtədə yerli vaxt fərqlidir, ona görə də insanlar standart vaxta, yəni müəyyən zonanın orta meridianının vaxtına uyğun yaşayırlar. Tarix xətti şərqdədir (Bering boğazı).

Bir ulduzun parlaqlığı və ölçüsü haqqında məlumatlara əsaslanaraq onun temperaturunun hesablanması.

L – parlaqlıq (Lc = 1)

R – radius (Rc = 1)

T - Temperatur (Tc = 6000)

BİLET № 3

Ayın fazalarının dəyişməsinin səbəbləri. Günəş və Ay tutulmalarının baş verməsi və tezliyi şərtləri.

Faza, astronomiyada faza dəyişiklikləri dövri olaraq baş verir müşahidəçiyə münasibətdə göy cisimlərinin işıqlanma şəraitinin dəyişməsi. Ayın fazasının dəyişməsinə Yerin, Ayın və Günəşin nisbi mövqelərinin dəyişməsi, həmçinin Ayın ondan əks olunan işıqla parlaması səbəb olur. Ay Günəşlə Yer arasında onları birləşdirən düz xətt üzərində olduqda, Ay səthinin işıqsız hissəsi Yerə baxır, ona görə də biz onu görmürük. Bu F. - yeni ay. 1-2 gündən sonra Ay bu düz xəttdən uzaqlaşır və Yerdən dar Ay hilalı görünür. Yeni ay zamanı Ayın birbaşa günəş işığı ilə işıqlandırılmayan hissəsi hələ də qaranlıq səmada görünür. Bu fenomen adlanırdı kül işığı. Bir həftə sonra F. gəlir - Birinci rüb: Ayın işıqlı hissəsi diskin yarısını təşkil edir. Sonra gəlir Bütöv ay- Ay yenə Günəşlə Yeri birləşdirən xəttdə, amma Yerin o biri tərəfindədir. Ayın işıqlı tam diski görünür. Sonra görünən hissə azalmağa başlayır və son rüb, olanlar. yenə də diskin yarısının işıqlandığını müşahidə etmək olar. Ay dövrünün tam dövrü sinodik ay adlanır.

Tutulma, bir göy cisminin digərini tamamilə və ya qismən örtməsi və ya bir cismin kölgəsinin digər cismin üzərinə düşməsi astronomik hadisədir.Günəş 3. Yer Ayın kölgəsinə düşdüyü zaman, Ay isə Ayın kölgəyə düşdüyü zaman baş verir. yerin kölgəsi. Günəş 3. zamanı Ayın kölgəsi mərkəzi kölgədən və onu əhatə edən yarımqabardan ibarətdir. Əlverişli şəraitdə tam Ay 3. 1 saat davam edə bilər. 45 dəq. Ay kölgəyə tam girməzsə, o zaman Yerin gecə tərəfindəki müşahidəçi qismən Ay 3-ü görəcək. Günəş və Ayın bucaq diametrləri demək olar ki, eynidir, ona görə də ümumi günəş 3. yalnız bir müddət davam edir. az. dəqiqə. Ay öz apogeyində olduqda, onun bucaq ölçüləri Günəşdən bir qədər kiçik olur. Günəş 3. Günəş və Ayın mərkəzlərini birləşdirən xətt yer səthindən keçərsə baş verə bilər. Yerə düşəndə ​​Ay kölgəsinin diametri bir neçə ola bilər. yüzlərlə kilometr. Müşahidəçi görür ki, qaranlıq Ay diski Günəşi tam örtməyib, kənarını parlaq halqa şəklində açıq qoyub. Bu sözdə həlqəvi günəş 3. Ayın bucaq ölçüləri Günəşinkindən böyükdürsə, onda onların mərkəzlərini yer səthi ilə birləşdirən xəttin kəsişmə nöqtəsinə yaxın olan müşahidəçi tam Günəşi görəcək 3. Çünki. Yer öz oxu ətrafında, Ay Yer ətrafında, Yer isə Günəş ətrafında fırlanır, Ay kölgəsi Yerin səthi ilə düşdüyü yerdən onu tərk etdiyi yerə qədər sürətlə sürüşür və bir zolaq çəkir. Yerdə tam və ya dairəvi formada 3. Qismən 3. Ay Günəşin yalnız bir hissəsini bloklayanda müşahidə edilə bilər. Günəş və ya Ayın vaxtı, müddəti və sxemi 3. Yer-Ay-Günəş sisteminin həndəsəsindən asılıdır. Ay orbitinin *ekliptikaya nisbətən meylinə görə Günəş və Ay 3. hadisələri hər yeni və ya tam ayda baş vermir. Proqnozun 3. müşahidələrlə müqayisəsi Ayın hərəkəti nəzəriyyəsini aydınlaşdırmağa imkan verir. Sistemin həndəsəsi demək olar ki, hər 18 ildən 10 gündən bir təkrarlandığı üçün 3. saros adlanan bu dövrlə baş verir. Qeydiyyatlar 3. gelgitlərin Ay orbitinə təsirini yoxlamaq üçün qədim zamanlardan istifadə edilmişdir.

Ulduz xəritəsindən istifadə edərək ulduzların koordinatlarının müəyyən edilməsi.

BİLET № 4

İlin müxtəlif vaxtlarında müxtəlif coğrafi enliklərdə Günəşin gündəlik hərəkətinin xüsusiyyətləri.

Günəşin səma sferası boyunca illik hərəkətini nəzərdən keçirək. Yer bir il ərzində Günəş ətrafında tam fırlanır, bir gündə Günəş ekliptika boyunca qərbdən şərqə təxminən 1°, 3 ayda isə 90° hərəkət edir. Bununla belə, bu mərhələdə Günəşin ekliptika boyunca hərəkətinin δ = -e () arasında dəyişən meylinin dəyişməsi ilə müşayiət olunması vacibdir. qış gündönümü) δ = +e (yay gündönümü), burada e yer oxunun meyl bucağıdır. Buna görə də Günəşin gündəlik paralelinin yeri də il boyu dəyişir. Şimal yarımkürəsinin orta enliklərini nəzərdən keçirək.

Günəşin yaz gecə-gündüz bərabərliyindən keçməsi zamanı (α = 0 h), martın sonunda Günəşin enişi 0°-dir, ona görə də bu gün Günəş praktiki olaraq səma ekvatorunda olur, şərqdən qalxır və qalxır. yuxarı kulminasiya nöqtəsində h = 90 ° - φ hündürlüyünə qədər və qərbdə qurulur. Göy ekvatoru səma sferasını yarıya böldüyündən, Günəş günün yarısı üfüqdən yuxarıda, günün yarısı isə ondan aşağıda, yəni. gündüz gecəyə bərabərdir ki, bu da “gecə bərabərliyi” adında əks olunur. Bərabərlik anında Günəşin yerləşdiyi yerdəki ekliptikaya toxunan ekvatora e-yə bərabər maksimum bucaq altında meyl edir, buna görə də bu zaman Günəşin meylinin artım sürəti də maksimumdur.

Yaz bərabərliyindən sonra Günəşin enişi sürətlə artır və beləliklə, Günəşin gündəlik paralelinin hər gün daha çoxu üfüqün üstündə görünür. Günəş daha tez çıxır, kulminasiya nöqtəsində yüksəlir və daha gec batır. Günəşin doğuş və qürub nöqtələri hər gün şimala doğru dəyişir və gün uzanır.

Bununla belə, Günəşin yerləşdiyi yerdə tangensin ekliptikaya meyl bucağı hər gün azalır və bununla yanaşı, meylin artım sürəti də azalır. Nəhayət, iyunun sonunda Günəş ekliptikanın ən şimal nöqtəsinə çatır (α = 6 saat, δ = +e). Bu anda o, yuxarı kulminasiya nöqtəsində h = 90° - φ + e hündürlüyünə qalxır, təxminən şimal-şərqdə yüksəlir, şimal-qərbdə quruyur və günün uzunluğu maksimum qiymətə çatır. Eyni zamanda, yuxarı kulminasiyada Günəşin hündürlüyünün gündəlik artımı dayanır və günorta Günəşi, sanki, şimala doğru hərəkətində "dayanır". Beləliklə, "yay gündönümü" adı.

Bundan sonra Günəşin meyli azalmağa başlayır - əvvəlcə çox yavaş, sonra isə getdikcə daha sürətlə. Hər gün daha gec qalxır, daha tez batır, günəşin doğuş və qürub nöqtələri cənuba doğru hərəkət edir.

Sentyabrın sonunda Günəş ekliptikanın ekvatorla kəsişdiyi ikinci nöqtəyə çatır (α = 12 saat) və bərabərlik bu dəfə payızda yenidən baş verir. Yenə də Günəşin meylinin dəyişmə sürəti maksimuma çatır və sürətlə cənuba doğru hərəkət edir. Gecə gündüzdən daha uzun olur və hər gün Günəşin kulminasiya nöqtəsində hündürlüyü azalır.

Dekabrın sonunda Günəş ekliptikanın ən cənub nöqtəsinə çatır (α = 18 saat) və cənuba doğru hərəkəti dayanır, yenidən “dayanır”. Bu qış gündönümüdür. Günəş demək olar ki, cənub-şərqdə çıxır, cənub-qərbdə batır, günorta isə cənubda h = 90 ° - φ - e hündürlüyünə qalxır.

Və sonra hər şey yenidən başlayır - Günəşin meyli artır, yuxarı kulminasiyada hündürlük artır, gün uzanır, günəşin doğuş və qürub nöqtələri şimala keçir.

Yer atmosferi tərəfindən işığın səpilməsi səbəbindən gün batdıqdan sonra səma bir müddət parlaqlığını qorumağa davam edir. Bu dövr alacakaranlıq adlanır. Mülki alaqaranlıq Günəşin üfüqdən aşağı batmasının dərinliyindən (-8°) asılı olaraq fərqlənir. -12°) və astronomik (h>-18°), bundan sonra gecə səmasının parlaqlığı təxminən sabit qalır.

Yayda d = +e-də Günəşin aşağı kulminasiya nöqtəsində hündürlüyü h = φ + e - 90°-dir. Buna görə yay gündönümündə ~ 48°,5 enindən şimalda, aşağı kulminasiya nöqtəsində olan Günəş üfüqdən 18°-dən az aşağı enir və yay gecələri astronomik alatoranlığa görə işıqlı olur. Eynilə, yay gündönümündə φ > 54°.5-də Günəşin hündürlüyü h > -12°-dir - naviqasiya alatoranlığı bütün gecəni davam etdirir (Moskva ilin üç ay qaranlıq düşməyən bu zonaya düşür - mayın əvvəlindən avqustun əvvəlinə qədər). Hətta daha şimalda, φ > 58°,5-də mülki alatoranlıq yayda artıq dayanmır (məşhur “ağ gecələri” ilə Sankt-Peterburq burada yerləşir).

Nəhayət, φ = 90° - e enliyində Günəşin gündəlik paraleli gündönümü zamanı üfüqə toxunacaq. Bu enlik Arktika Dairəsidir. Hətta daha şimalda, Günəş yayda bir müddət üfüqün altına batmır - qütb günü başlayır, qışda isə yüksəlmir - qütb gecəsi.

İndi daha çox cənub enliklərinə baxaq. Artıq qeyd edildiyi kimi, φ = 90° - e - 18° enindən cənubda gecələr həmişə qaranlıq olur. Cənuba doğru irəliləyişlə Günəş ilin istənilən vaxtında daha yüksək və daha yüksək yüksəlir və onun gündəlik paralelinin üfüqdən yuxarı və aşağıda yerləşən hissələri arasındakı fərq azalır. Müvafiq olaraq, gündüz və gecənin uzunluğu, hətta gündönümü zamanı da, getdikcə daha az fərqlənir. Nəhayət, j = e enində, yay gündönümü üçün Günəşin gündəlik paraleli zenitdən keçəcək. Bu enliyə şimal tropik deyilir; yay gündönümü anında, bu enliyin nöqtələrindən birində Günəş tam olaraq zenitdədir. Nəhayət, ekvatorda Günəşin gündəlik paralelləri həmişə üfüqlə iki bərabər hissəyə bölünür, yəni gündüz həmişə gecəyə bərabər olur və bərabərlik zamanı Günəş öz zenitində olur.

Ekvatorun cənubunda hər şey yuxarıda təsvir edilənə bənzəyəcək, yalnız ilin çox hissəsi üçün (və həmişə cənub tropikinin cənubunda) Günəşin yuxarı kulminasiyası zenitdən şimalda baş verəcəkdir.

Verilmiş obyektə işarə etmək və teleskopu fokuslamaq .

BİLET № 5

1. Teleskopun iş prinsipi və təyinatı.

Teleskop, göy cisimlərini müşahidə etmək üçün astronomik alət. Yaxşı dizayn edilmiş teleskop müxtəlif spektral diapazonlarda elektromaqnit şüalanma toplamaq qabiliyyətinə malikdir. Astronomiyada optik teleskop təsvirləri böyütmək və zəif mənbələrdən, xüsusən adi gözlə görünməyənlərdən işıq toplamaq üçün istifadə olunur, çünki Müqayisə üçün, o, daha çox işıq toplamağa və yüksək açısal ayırdetmə təmin etməyə qadirdir, beləliklə, böyüdülmüş şəkildə daha çox təfərrüat görmək olar. Sındıran teleskop işığı toplamaq və fokuslamaq üçün böyük bir obyektivdən istifadə edir və görüntüyə bir və ya bir neçə linzadan hazırlanmış göz qapağı ilə baxılır. Sındıran teleskopların dizaynında əsas problem xromatik aberasiyadır (müxtəlif dalğa uzunluqlu işığın müxtəlif məsafələrdə fokuslandığı üçün sadə obyektiv tərəfindən yaradılan təsvir ətrafında rəngin saçaqlanması). Bu, qabarıq və konkav linzaların birləşməsindən istifadə etməklə aradan qaldırıla bilər, lakin müəyyən ölçü limitindən (diametri təxminən 1 metr) daha böyük linzalar istehsal edilə bilməz. Buna görə də hazırda obyektiv kimi güzgüdən istifadə edən əks etdirən teleskoplara üstünlük verilir. İlk əks etdirən teleskopu Nyuton öz dizaynına uyğun olaraq icad etmişdir Nyuton sistemi.İndi şəkilləri müşahidə etmək üçün bir neçə üsul var: Nyuton sistemi, Cassegrain (fokus mövqeyi digər alətlərdən, məsələn, fotometr və ya spektrometrdən istifadə edərək işığı qeyd etmək və təhlil etmək üçün əlverişlidir), Kude (həcmli avadanlıq tələb olunduqda dövrə çox rahatdır). işıq analizi), Maksutov (sözdə menisküs), Schmidt (göyün geniş miqyaslı tədqiqatlarını aparmaq lazım olduqda istifadə olunur).

Optik teleskoplarla yanaşı, digər diapazonlarda elektromaqnit şüalanma toplayan teleskoplar da var. Məsələn, müxtəlif növ radioteleskoplar geniş yayılmışdır (parabolik güzgü ilə: sabit və tam fırlanan; RATAN-600 növü; fazada; radio interferometrlər). Rentgen və qamma şüalanmalarını qeyd etmək üçün teleskoplar da var. Sonuncu yer atmosferi tərəfindən udulmuş olduğundan, rentgen teleskopları adətən peyklərə və ya hava zondlarına quraşdırılır. Qamma-şüa astronomiyası peyklərdə yerləşən teleskoplardan istifadə edir.

Keplerin üçüncü qanunu əsasında planetin orbital dövrünün hesablanması.

T s = 1 il

a s = 1 astronomik vahid

1 parsek = 3,26 işıq ili = 206265 AU. e. = 3 * 10 11 km.

BİLET № 6

Günəş sistemi cisimlərinə olan məsafələri və onların ölçülərini təyin etmək üsulları.

Əvvəlcə hansısa əlçatan nöqtəyə qədər olan məsafə müəyyən edilir. Bu məsafə əsas adlanır. Bazanın əlçatmaz yerdən göründüyü bucaq deyilir paralaks. Üfüqi paralaks Yerin radiusunun planetdən göründüyü, görmə xəttinə perpendikulyar olan bucaqdır.

p² – paralaks, r² – bucaq radiusu, R – Yerin radiusu, r – ulduzun radiusu.

Radar metodu. Bu, göy cisminə güclü qısamüddətli impuls göndərməkdən və sonra əks olunan siqnalı qəbul etməkdən ibarətdir. Radiodalğaların yayılma sürəti vakuumda işığın sürətinə bərabərdir: məlumdur. Buna görə də, əgər siqnalın göy cisminə çatması və geri qayıtması üçün lazım olan vaxtı dəqiq ölçsəniz, o zaman tələb olunan məsafəni hesablamaq asandır.

Radar müşahidələri Günəş sisteminin göy cisimlərinə olan məsafələri böyük dəqiqliklə müəyyən etməyə imkan verir. Bu üsul Ay, Venera, Merkuri, Mars və Yupiterə olan məsafələri dəqiqləşdirmək üçün istifadə edilmişdir.

Ayın lazer diapazonu. Güclü işıq şüalanma mənbələri - optik kvant generatorları (lazerlər) ixtira edildikdən az sonra Ayın lazer diapazonu üzərində təcrübələr başladı. Lazer diapazonu metodu radara bənzəyir, lakin ölçmə dəqiqliyi daha yüksəkdir. Optik yerləşmə Ay və Yer səthlərində seçilmiş nöqtələr arasındakı məsafəni santimetr dəqiqliyi ilə müəyyən etməyə imkan verir.

Yerin ölçüsünü müəyyən etmək üçün eyni meridianda yerləşən iki nöqtə arasındakı məsafəni, sonra qövsün uzunluğunu təyin edin. l , 1°-yə uyğun - n .

Günəş sisteminin cisimlərinin ölçüsünü müəyyən etmək üçün siz onların yer üzündə müşahidəçiyə göründüyü bucağı - r ulduzunun bucaq radiusunu və D ulduzuna olan məsafəni ölçə bilərsiniz.

p 0 - işığın üfüqi paralaksı və p 0 və r bucaqlarının kiçik olduğunu nəzərə alaraq,

Ulduzun ölçüsü və temperaturu haqqında məlumat əsasında onun parlaqlığının müəyyən edilməsi.

L – parlaqlıq (Lc = 1)

R – radius (Rc = 1)

T - Temperatur (Tc = 6000)

BİLET № 7

1. Səma cisimlərinin təbiətinin öyrənilməsi üçün spektral analizin və atmosferdənkənar müşahidələrin imkanları.

Elektromaqnit şüalanmasının onları öyrənmək məqsədi ilə dalğa uzunluqlarına parçalanmasına spektroskopiya deyilir. Spektral analiz astrofizikada istifadə olunan astronomik obyektlərin öyrənilməsinin əsas üsuludur. Spektrlərin tədqiqi astronomik obyektlərin temperaturu, sürəti, təzyiqi, kimyəvi tərkibi və digər mühüm xüsusiyyətləri haqqında məlumat verir. Udulma spektrindən (daha doğrusu, spektrdə müəyyən xətlərin olmasından) ulduzun atmosferinin kimyəvi tərkibini mühakimə etmək olar. Spektrin intensivliyinə əsasən ulduzların və digər cisimlərin temperaturu müəyyən edilə bilər:

l max T = b, b – Wien sabiti. Doppler effektindən istifadə edərək ulduz haqqında çox şey öyrənə bilərsiniz. 1842-ci ildə o müəyyən etdi ki, müşahidəçinin qəbul etdiyi dalğa uzunluğu λ şüalanma mənbəyinin dalğa uzunluğu ilə aşağıdakı əlaqə ilə bağlıdır: , burada V mənbə sürətinin görmə xəttinə proyeksiyasıdır. Onun kəşf etdiyi qanun Doppler qanunu adlanırdı: . Ulduzun spektrində xətlərin müqayisə spektrinə nisbətən qırmızı tərəfə sürüşməsi ulduzun bizdən uzaqlaşdığını, spektrin bənövşəyi tərəfinə keçməsi ulduzun bizə yaxınlaşdığını göstərir. Spektrdəki xətlər vaxtaşırı dəyişirsə, o zaman ulduzun peyki var və onlar ümumi kütlə mərkəzi ətrafında fırlanırlar. Doppler effekti həmçinin ulduzların fırlanma sürətini təxmin etməyə imkan verir. Emissiya edən qazın nisbi hərəkəti olmadıqda belə, ayrı-ayrı atomlar tərəfindən buraxılan spektral xətlər təsadüfi istilik hərəkəti səbəbindən laboratoriya dəyərindən dəyişəcəkdir. Qazın ümumi kütləsi üçün bu, spektral xətlərin genişlənməsi ilə ifadə olunacaq. Bu halda spektral xəttin Doppler eninin kvadratı temperaturla mütənasibdir. Beləliklə, emissiya qazının temperaturu spektral xəttin genişliyinə görə mühakimə edilə bilər. 1896-cı ildə holland fiziki Zeeman güclü maqnit sahəsində spektral xətlərin parçalanmasının təsirini kəşf etdi. Bu effektdən istifadə edərək indi kosmik maqnit sahələrini “ölçmək” mümkündür. Oxşar təsir (Stark effekti adlanır) elektrik sahəsində müşahidə olunur. Ulduzda qısa müddətə güclü elektrik sahəsi yarandıqda özünü göstərir.

Yer atmosferi kosmosdan gələn radiasiyanın bir hissəsini bloklayır. Oradan keçən görünən işıq da təhrif olunur: havanın hərəkəti göy cisimlərinin təsvirini bulandırır və ulduzlar parıldayır, əslində onların parlaqlığı dəyişməzdir. Buna görə də 20-ci əsrin ortalarından etibarən astronomlar kosmosdan müşahidələr aparmağa başladılar. Atmosferdən kənarda teleskoplar rentgen, ultrabənövşəyi, infraqırmızı və qamma şüalarını toplayır və təhlil edir. İlk üçü yalnız atmosferdən kənarda tədqiq etmək olar, ikincisi isə qismən Yer səthinə çatır, lakin planetin özünün İQ ilə qarışdırılır. Buna görə də kosmosa infraqırmızı teleskopların çıxarılmasına üstünlük verilir. Rentgen şüalanması Kainatda enerjinin xüsusilə sürətlə ayrıldığı sahələri (məsələn, qara dəliklər), həmçinin pulsarlar kimi digər şüalarda görünməyən obyektləri aşkar edir. İnfraqırmızı teleskoplar geniş temperatur diapazonunda optika üçün gizli olan istilik mənbələrini öyrənməyə imkan verir. Qamma-şüa astronomiyası elektron-pozitron annigilyasiya mənbələrini aşkar etməyə imkan verir, yəni. böyük enerji mənbələri.

2. Ulduz cədvəlindən istifadə etməklə Günəşin müəyyən gün üçün meylinin təyini və günorta hündürlüyünün hesablanması.

h - işığın hündürlüyü

BİLET № 8

Kosmosun tədqiqi və tədqiqinin ən mühüm istiqamətləri və vəzifələri.

Müasir astronomiyanın əsas problemləri:

Kosmoqoniyanın bir çox xüsusi problemlərinin həlli yoxdur:

· Ayın necə yarandığını, nəhəng planetlərin ətrafındakı halqaların necə əmələ gəldiyini, Venera niyə çox yavaş və əks istiqamətdə fırlanır;

Ulduz astronomiyasında:

· Günəşin bütün müşahidə olunan xüsusiyyətlərini (xüsusən də nüvədən gələn neytrino axını) dəqiq izah edə biləcək təfərrüatlı bir model yoxdur.

· Ulduz fəaliyyətinin bəzi təzahürlərinin ətraflı fiziki nəzəriyyəsi yoxdur. Məsələn, supernova partlayışlarının səbəbləri tam aydın deyil; Bəzi ulduzların yaxınlığından nə üçün dar qaz axınlarının atıldığı tam aydın deyil. Bununla belə, səmanın müxtəlif istiqamətlərində müntəzəm olaraq baş verən qamma şüalarının qısamüddətli partlamaları xüsusilə müəmmalıdır. Onların ulduzlarla, yoxsa başqa cisimlərlə əlaqəsi və bu cisimlərin bizdən hansı məsafədə olduğu belə aydın deyil.

Qalaktik və ekstraqalaktik astronomiyada:

· Qalaktikaların və qalaktika klasterlərinin qravitasiya sahəsinin müşahidə olunan maddənin təmin edə biləcəyindən bir neçə dəfə güclü olmasından ibarət olan gizli kütlə problemi həll edilməmişdir. Çox güman ki, Kainatdakı maddələrin çoxu hələ də astronomlardan gizlidir;

· Qalaktikaların formalaşmasının vahid nəzəriyyəsi yoxdur;

· Kosmologiyanın əsas problemləri həllini tapmayıb: Kainatın doğulmasının tam fiziki nəzəriyyəsi yoxdur və onun gələcək taleyi aydın deyil.

Astronomların 21-ci əsrdə cavab verməyə ümid etdikləri bəzi suallar bunlardır:

· Ən yaxın ulduzların yerüstü planetləri varmı və onların biosferləri varmı (onlarda həyat varmı)?

· Ulduzların yaranmasına hansı proseslər kömək edir?

· Karbon və oksigen kimi bioloji əhəmiyyətli kimyəvi elementlər necə əmələ gəlir və Qalaktikada paylanır?

· Qara dəliklər aktiv qalaktikalar və kvazarlar üçün enerji mənbəyidirmi?

· Qalaktikalar harada və nə vaxt əmələ gəlib?

· Kainat həmişəlik genişlənəcək, yoxsa genişlənməsi öz yerini dağılmağa verəcək?

BİLET № 9

Kepler qanunları, onların kəşfi, mənası və tətbiqi məhdudiyyətləri.

Günəşə nisbətən planetlərin hərəkətinin üç qanunu 17-ci əsrin əvvəllərində alman astronomu İohannes Kepler tərəfindən empirik şəkildə əldə edilmişdir. Bu, Danimarka astronomu Tixo Brahenin uzun illər apardığı müşahidələr sayəsində mümkün olub.

Birinci Kepler qanunu. Hər bir planet bir ellips boyunca hərəkət edir, onun fokuslarından birində Günəş ( e = c / a, Harada ilə- ellipsin mərkəzindən fokusuna qədər olan məsafə, A- yarı əsas ox, e – ekssentriklik ellips. e nə qədər böyükdürsə, ellips dairədən bir o qədər çox fərqlənir. Əgər ilə= 0 (fokuslar mərkəzlə üst-üstə düşür), sonra e = 0 və ellips radiuslu bir dairəyə çevrilir A).

İkinci Kepler qanunu (qanun bərabər sahələr). Planetin radius vektoru bərabər zaman dövrlərində bərabər sahələri təsvir edir. Bu qanunun başqa bir ifadəsi: planetin sektor sürəti sabitdir.

üçüncü Kepler qanunu. Planetlərin Günəş ətrafında orbital dövrlərinin kvadratları onların elliptik orbitlərinin yarım böyük oxlarının kubları ilə mütənasibdir.

Birinci qanunun müasir formalaşdırılması aşağıdakı kimi əlavə edilmişdir: hərəkətsiz hərəkətdə hərəkət edən cismin orbiti ikinci dərəcəli əyri - ellips, parabola və ya hiperboladır.

İlk iki qanundan fərqli olaraq, Keplerin üçüncü qanunu yalnız elliptik orbitlərə aiddir.

Planetin periheliondakı sürəti: , burada V c = R = a-da dairəvi sürət.

Afeliyada sürət:.

Kepler öz qanunlarını empirik olaraq kəşf etdi. Nyuton Kepler qanunlarını ümumdünya cazibə qanunundan götürmüşdür. Göy cisimlərinin kütlələrini müəyyən etmək üçün Nyutonun Keplerin üçüncü qanununu hər hansı orbit cisimləri sisteminə ümumiləşdirməsi vacibdir. Ümumiləşdirilmiş formada bu qanun adətən aşağıdakı kimi tərtib edilir: iki cismin Günəş ətrafında fırlanmasının T 1 və T 2 dövrlərinin kvadratları, hər bir cismin kütlələrinin cəminə vurulur (müvafiq olaraq M 1 və M 2). ) və Günəş (M s), orbitlərinin a 1 və a 2 olan yarım böyük oxlarının kubları kimi əlaqələndirilir: . Bu zaman M 1 və M 2 cisimləri arasında qarşılıqlı əlaqə nəzərə alınmır. Günəşin kütləsi ilə müqayisədə bu cisimlərin kütlələrini nəzərə almasaq, Keplerin özünün verdiyi üçüncü qanunun tərtibini əldə edirik: Keplerin üçüncü qanununu kütləsi olan cismin orbital dövrü T arasındakı asılılıq kimi də ifadə etmək olar. M və orbitin yarım böyük oxu a: . İkili ulduzların kütləsini təyin etmək üçün Keplerin üçüncü qanunundan istifadə etmək olar.

Ulduz xəritəsində müəyyən koordinatlarda obyektin (planet, kometa və s.) çəkilməsi.

BİLET № 10

Yer planetləri: Merkuri, Mars, Venera, Yer, Pluton. Onların kiçik ölçüləri və kütlələri var; bu planetlərin orta sıxlığı suyun sıxlığından bir neçə dəfə çoxdur. Onlar öz oxları ətrafında yavaş-yavaş fırlanırlar. Onların yoldaşları azdır. Yer planetlərinin qayalı səthləri var. Yer planetlərinin oxşarlığı əhəmiyyətli fərqləri istisna etmir. Məsələn, Venera digər planetlərdən fərqli olaraq Günəş ətrafında hərəkətinin əksi istiqamətində fırlanır və Yerdən 243 dəfə yavaşdır. Pluton planetlərin ən kiçiyidir (Plutonun diametri = 2260 km, peyk Xaron 2 dəfə kiçikdir, təxminən Yer-Ay sistemi ilə eynidir, onlar “qoşa planetdir”), lakin fiziki xüsusiyyətlərinə görə yaxındır. bu qrupa.

Merkuri. Çəki: 3*10 23 kq (0,055 torpaq) R orbiti: 0,387 AU D planeti: 4870 km Atmosferin xüsusiyyətləri: Praktik olaraq atmosfer yoxdur, Günəşdən gələn helium və hidrogen, planetin həddindən artıq qızmış səthindən ayrılan natrium. Səthi: Kraterlərlə işarələnmiş, Kalori hövzəsi adlanan diametri 1300 km olan çökəklik var. Xüsusiyyətlər: Bir gün iki il davam edir.

Venera. Çəkisi: 4.78*10 24 kq R orbiti: 0,723 AU D planeti: 12100 km Atmosferin tərkibi: Əsasən azot və oksigen qarışığı olan karbon qazı, kükürd və hidroflorik turşu kondensat buludları. Səth: Qayalı səhra, nisbətən hamar, lakin bəzi kraterlər var Xüsusiyyətləri: Səthdəki təzyiq Yerdən 90 dəfə yüksəkdir, orbitdə əks fırlanma, güclü istixana effekti (T=475 0 C).

Yer . R orbiti: 1 AU (150.000.000 km) R planeti: 6400 km Atmosferin tərkibi: 78% azot, 21% oksigen və karbon qazı. Səth: Ən müxtəlifdir. Xüsusiyyətləri: Çoxlu su, həyatın yaranması və mövcudluğu üçün zəruri şərtlər. 1 peyk var - Ay.

Mars. Çəkisi: 6.4*1023 kq R orbiti: 1.52 AU (228 milyon km) Planet D: 6670 km Atmosfer tərkibi: Çirkləri olan karbon qazı. Səthi: Kraterlər, Valles Marineris, Olimp dağı - sistemdə ən yüksəkdir Xüsusiyyətləri: Qütb qapaqlarında çoxlu su, ehtimal ki, iqlim əvvəllər karbon əsasında üzvi həyat üçün uyğun idi və Marsın iqliminin təkamülü geri çevrilir. 2 peyk var - Phobos və Deimos. Phobos yavaş-yavaş Marsa doğru düşür.

Pluton/Xaron.

Çəki: 1,3*10 23 kq/ 1,8*10 11 kq

R orbiti: 29,65-49,28 AB

Planet D: 2324/1212 km

Atmosfer tərkibi: İncə metan təbəqəsi

Xüsusiyyətləri: İkiqat planet, bəlkə də planetemal, orbit digər orbitlərin müstəvisində yerləşmir. Pluton və Haron həmişə bir-birinə eyni tərəflə baxırlar

Nəhəng planetlər: Yupiter, Saturn, Uran, Neptun.

Onların böyük ölçüləri və kütlələri var (Yupiterin kütləsi > Yerin kütləsi 318 dəfə, həcmcə - 1320 dəfə). Nəhəng planetlər öz oxları ətrafında çox sürətlə fırlanır. Bunun nəticəsi çox sıxılmadır. Planetlər Günəşdən uzaqda yerləşir. Onlar çoxlu sayda peykləri ilə seçilir (Yupiterdə 16, Saturnda 17, Uranda 16, Neptunda 8). Nəhəng planetlərin özəlliyi hissəciklər və bloklardan ibarət halqalardır. Bu planetlərin bərk səthləri yoxdur, onların sıxlığı azdır və əsasən hidrogen və heliumdan ibarətdir. Atmosferdəki hidrogen qazı mayeyə, sonra isə bərk fazaya keçir. Eyni zamanda, sürətli fırlanma və hidrogenin elektrik keçiricisinə çevrilməsi bu planetlərin Günəşdən uçan yüklü hissəcikləri tutan və radiasiya kəmərləri əmələ gətirən əhəmiyyətli maqnit sahələrini müəyyənləşdirir.

Yupiter Çəkisi: 1,9*10 27 kq R orbiti: 5.2 AU D planeti: ekvatorda 143.760 km Tərkibi: Helium çirkləri ilə hidrogen. Peyklər: Avropada çoxlu su, Qanymede buzlu, Io kükürd vulkanı var. Xüsusiyyətləri: Böyük Qırmızı Ləkə, demək olar ki, ulduzdur, radiasiyanın 10%-i özünə məxsusdur, Ayı bizdən uzaqlaşdırır (ildə 2 metr).	Saturn. Çəki: 5.68*10 26 R orbiti: 9.5 AU D planeti: 120.420 km Tərkibi: Hidrogen və helium. Aylar: Titan Merkuridən daha böyükdür və atmosferə malikdir. Xüsusiyyətləri: Gözəl üzüklər, aşağı sıxlıq, bir çox peyk, maqnit sahəsi dirəkləri demək olar ki, fırlanma oxu ilə üst-üstə düşür.
Uran Çəkisi: 8.5*1025kg R orbiti: 19.2 AU D planeti: 51.300 km Tərkibi: metan, ammonyak. Peyklər: Miranda çox mürəkkəb əraziyə malikdir. Xüsusiyyətləri: Fırlanma oxu Günəşə doğru yönəldilir, öz enerjisini yaymır, maqnit oxunun fırlanma oxundan ən böyük sapma bucağı.	Neptun. Çəki: 1*10 26 kq R orbiti: 30 AU Planet D: 49500 km Tərkibi: Metan, ammonyak, hidrogen atmosferi.. Peyklər: Tritonda azot atmosferi, su var. Xüsusiyyətləri: 2,7 dəfə çox udulmuş enerji buraxır.

Verilmiş enlik üçün səma sferasının modelinin quraşdırılması və onun üfüqün kənarları boyunca istiqamətləndirilməsi.

BİLET № 11

Ayın və planetar peyklərin fərqli xüsusiyyətləri.

Ay- Yerin yeganə təbii peyki. Ayın səthi çox heterojendir. Əsas geniş miqyaslı birləşmələr dənizlər, dağlar, kraterlər və parlaq şüalar, ehtimal ki, maddənin atılmasıdır. Dənizlər, qaranlıq, hamar düzənliklər bərkimiş lava ilə dolu çökəkliklərdir. Onların ən böyüyünün diametri 1000 km-dən çoxdur. Dr. Üç növ formasiya, çox güman ki, Günəş sisteminin mövcudluğunun ilkin mərhələlərində Ay səthinin bombardmanının nəticəsidir. Bomba bir neçə saat davam edib. yüz milyonlarla il və dağıntılar Ayın və planetlərin səthində yerləşdi. Diametri yüzlərlə kilometrdən ən kiçik toz hissəciklərinə qədər dəyişən asteroidlərin fraqmentləri Ch. Ayın təfərrüatları və qayaların səth təbəqəsi. Bombardman dövrü Ayın daxili hissəsinin radioaktiv istiləşməsi nəticəsində yaranan bazalt lava ilə dənizlərin dolması ilə müşayiət olundu. Kosmik cihazlar Apollon seriyalı cihazlar Ayın seysmik aktivliyini qeyd etdilər. l zəlzələ Astronavtların Yerə gətirdiyi Ay torpağından nümunələr göstərdi ki, L.-nin yaşı 4,3 milyard ildir, ehtimal ki, Yerin yaşı ilə eynidir və eyni kimyəvi maddələrdən ibarətdir. elementləri Yerlə təxminən eyni nisbətdə. L.-də heç bir atmosfer yoxdur və yəqin ki, olmayıb və orada həyatın nə vaxtsa mövcud olduğunu iddia etmək üçün heç bir əsas yoxdur. Ən son nəzəriyyələrə görə, L. Mars böyüklüyündə planetesimalların və gənc Yerin toqquşması nəticəsində yaranmışdır. Ayın səthinin temperaturu Ay günlərində 100°C-ə çatır, Ay gecəsi isə -200°C-ə enir. L.-də heç bir eroziya yoxdur, iddiaya görə. alternativ termal genişlənmə və büzülmə nəticəsində süxurların yavaş dağılması və meteoritlərin təsirləri nəticəsində təsadüfi qəfil lokal fəlakət.

L.-nin kütləsi onun sənət və peyklərinin orbitlərini öyrənməklə dəqiq ölçülür və Yerin kütləsi ilə 1/81,3 nisbətində əlaqələndirilir; Onun 3476 km diametri Yerin diametrinin 1/3,6 hissəsinə bərabərdir. L. bir ellipsoid formasına malikdir, baxmayaraq ki, üç qarşılıqlı perpendikulyar diametr bir kilometrdən çox fərqlənmir. Planetin fırlanma dövrü Yer ətrafında fırlanma dövrünə bərabərdir ki, librasiya təsirlərindən başqa həmişə bir tərəfə çevrilir. Çərşənbə. sıxlıq 3330 kq/m 3, əsas süxurların sıxlığına çox yaxın dəyər yer qabığı, və Ayın səthindəki cazibə qüvvəsi Yerin 1/6 hissəsidir. Ay Yerə ən yaxın olan göy cismidir. Əgər Yer və Ay sıxlığı yalnız mərkəzdən uzaqlığa görə dəyişən nöqtə kütlələri və ya sərt kürələr olsaydı və başqa göy cisimləri olmasaydı, onda Ayın Yer ətrafında orbiti sabit ellips olardı. Bununla belə, Günəş və daha az dərəcədə planetlər cazibə qüvvəsi tətbiq edirlər. planetə təsir göstərir, onun orbital elementlərinin pozulmasına səbəb olur, buna görə də yarımmajor ox, ekssentriklik və meyl davamlı olaraq orta dəyərlər ətrafında salınan dövri pozuntulara məruz qalır.

Təbii peyklər, planetin ətrafında fırlanan təbii cisim. Günəş sistemində müxtəlif ölçülü 70-dən çox peyk məlumdur və hər zaman yeniləri kəşf edilir. Yeddi ən böyük peyk Ay, Yupiter, Titan və Tritonun dörd Qaliley peykidir. Onların hamısının diametri 2500 km-dən çoxdur və mürəkkəb geologiyaya malik kiçik “dünyalar”dır. tarix; Bəzi insanların atmosferi var. Bütün digər peyklər asteroidlərlə müqayisə edilə bilən ölçülərə malikdir, yəni. 10-dan 1500 km-ə qədər. Onlar qayadan və ya buzdan ibarət ola bilər, forması demək olar ki, sferikdən qeyri-düzgünə qədər dəyişir, səth ya çoxlu kraterlərlə qədimdir, ya da yeraltı aktivliklə bağlı dəyişikliklərə məruz qalmışdır. Orbital ölçüləri ikidən bir neçə yüz planet radiusundan az, orbital dövr isə bir neçə saatdan bir ildən çox müddətə dəyişir. Peyklərin bəzilərinin planetin cazibə qüvvəsi ilə ələ keçirildiyi güman edilir. Onların qeyri-müntəzəm orbitləri var və bəzən planetin Günəş ətrafında orbital hərəkətinə əks istiqamətdə gedirlər (retrograd hərəkət deyilir). Orbitlər S.e. planetin orbitinin müstəvisinə güclü meylli və ya çox uzanmış ola bilər. Genişləndirilmiş sistemlər S.e. dörd nəhəng planetin ətrafında müntəzəm orbitləri olan, ehtimal ki, ana planeti əhatə edən qaz və toz buludundan yaranıb, protogünəş dumanlığında planetlərin əmələ gəlməsinə bənzər. S.e. ölçülər bir neçədən kiçikdir. yüzlərlə kilometr uzunluğunda, onlar qeyri-müntəzəm formaya malikdirlər və çox güman ki, daha böyük cisimlərin dağıdıcı toqquşması zamanı əmələ gəliblər. Daxildə. Günəş sisteminin bölgələrində onlar tez-tez halqaların yaxınlığında orbitdə fırlanırlar. Orbitlərin elementləri ext. SE, xüsusilə eksantrikliklər, Günəşin yaratdığı güclü pozulmalara məruz qalır. Bir neçə cüt və hətta üçqat S.e. sadə əlaqə ilə bağlı inqilab dövrləri var. Məsələn, Yupiterin Avropa peyki Qanimed dövrünün təxminən yarısına bərabər bir dövrə malikdir. Bu fenomen rezonans adlanır.

“Məktəb Astronomiya Təqvimi”nə əsasən Merkuri planetinin görünmə şəraitinin müəyyən edilməsi.

BİLET № 12

Kometlər və asteroidlər. Günəş sisteminin mənşəyi haqqında müasir fikirlərin əsasları.

Kometa, Günəş sisteminin buz və toz hissəciklərindən ibarət səma cismi, yüksək uzunluqlu orbitlərdə hərəkət edir, yəni Günəşdən uzaqda onlar zəif işıq saçan oval formalı ləkələrə bənzəyirlər. Günəşə yaxınlaşdıqca bu nüvənin ətrafında koma əmələ gəlir (Günəşə yaxınlaşan kometin başını əhatə edən, demək olar ki, sferik qaz və toz qabığı. Günəş küləyi tərəfindən davamlı olaraq sovrulan bu “atmosfer” yeni elementlərlə doldurulur. nüvədən çıxan qaz və toz.Kometin diametri 100 min km-ə çatır.Qaz və tozun qaçma sürəti nüvəyə nisbətən saniyədə bir neçə kilometrdir və onlar planetlərarası fəzada qismən kometin quyruğu vasitəsilə səpələnmişdir. ) və quyruq (Yüngül təzyiqinin təsiri və günəş küləyi ilə qarşılıqlı təsiri altında kometin atmosferinin planetlərarası məkanında dağılmasından əmələ gələn qaz və toz axını. Əksər kometlərdə X. Günəşə daha az məsafədə yaxınlaşdıqda görünür. 2 AU-dan.X. həmişə Günəşdən uzağa yönəlir.Qaz X. nüvədən atılan ionlaşmış molekullardan əmələ gəlir, günəş radiasiyasının təsiri altında mavi rəngə, fərqli sərhədlərə, tipik eni 1 milyon km, uzunluğu - on milyonlarla kilometr. X. strukturu bir neçə dövr ərzində nəzərəçarpacaq dərəcədə dəyişə bilər. saat. Ayrı-ayrı molekulların sürəti 10 ilə 100 km/san arasında dəyişir. Toz X. daha diffuz və əyridir və onun əyriliyi toz hissəciklərinin kütləsindən asılıdır. Toz davamlı olaraq nüvədən ayrılır və qaz axını ilə aparılır.). Planetin bir hissəsi olan mərkəz nüvə adlanır və buzlu bir cisimdir - Günəş sisteminin formalaşması zamanı əmələ gələn buzlu planetesimalların nəhəng yığılmasının qalıqları. İndi onlar periferiyada - Oort-Epik buludda cəmləşiblər. K nüvəsinin orta kütləsi 1-100 milyard kq, diametri 200-1200 m, sıxlığı 200 kq/m3 ("/5 suyun sıxlığı). Növlərdə boşluqlar var. Bunlar üçdə bir buzdan ibarət kövrək formasiyalardır. və üçdə ikisi tozdan ibarətdir.Buz əsasən sudur, lakin digər birləşmələrin qarışıqları var.Günəşə hər qayıtdıqda buz əriyir, qaz molekulları nüvəni tərk edərək toz və buz hissəciklərini aparır, sferik qabıq isə nüvə ətrafında - koma, Günəşdən uzağa yönəlmiş uzun plazma quyruğu və toz quyruğu əmələ gəlir.İtirilən maddənin miqdarı nüvəni örtən tozun miqdarından və perihelionda Günəşdən olan məsafədən asılıdır.Müşahidələr nəticəsində əldə edilən məlumatlar. kosmik gəmi Yaxın məsafədən Halley kometinin arxasındakı "Giotto" çoxları tərəfindən təsdiqləndi. K-nin quruluşu nəzəriyyələri.

K. adətən kəşf edənlərin adları ilə adlandırılır, bu da onların sonuncu dəfə müşahidə edildiyi ili göstərir. Qısa dövrə bölünürlər. və uzunmüddətli Qısa müddət K. bir neçə dövrlə Günəş ətrafında fırlanır. il, Çərşənbə günü. TAMAM. 8 il; ən qısa müddət - 3 ildən bir qədər çox - K. Encke var. Bu K. cazibə qüvvəsi ilə ələ keçirildi. Yupiter sahəsi və nisbətən kiçik orbitlərdə fırlanmağa başladı. Tipik bir perihelion məsafəsi 1,5 AU-dur. və 5 min inqilabdan sonra tamamilə məhv edilir və meteor yağışına səbəb olur. Astronomlar 1976-cı ildə K. Uest və K. * Bielanın çürüməsini müşahidə etdilər. Əksinə, dövriyyə dövrləri uzunmüddətlidir. K. 10 min, hətta 1 milyon ilə çata bilər və onların afeliyası ən yaxın ulduzlara olan məsafənin 1/3-də ola bilər.Hazırda 140-a yaxın qısa, 800-ə yaxın uzunmüddətli K. məlumdur və hər il təxminən 30 yeni K. açır. Bu obyektlər haqqında məlumatımız natamamdır, çünki onlar yalnız Günəşə təxminən 2,5 AB məsafədə yaxınlaşdıqda aşkar edilirlər.Təxminən bir trilyon K-nin Günəş ətrafında dövr etdiyi təxmin edilir.

Asteroid(asteroid), Mars və Yupiter orbitləri arasında ekliptik müstəvinin yaxınlığında yerləşən, demək olar ki, dairəvi orbitə malik kiçik bir planet. Yeni kəşf edilmiş A.-ya orbitləri müəyyən edildikdən sonra seriya nömrəsi verilir ki, bu da A.-nın “itirilməməsi” üçün kifayət qədər dəqiqdir. 1796-cı ildə fransızlar. Astronom Cozef Jerom Laland, Bode qaydası ilə proqnozlaşdırılan Mars və Yupiter arasında "itkin" planeti axtarmağa başlamağı təklif etdi. Yeni il ərəfəsində 1801, italyan. Astronom Cüzeppe Piazzi ulduz kataloqunu tərtib etmək üçün müşahidələr apararkən Ceresi kəşf etdi. alman alim Karl Qauss öz orbitini hesablayıb. Bu günə qədər 3500-ə yaxın asteroid məlumdur. Ceres, Pallas və Vestanın radiusları müvafiq olaraq 512, 304 və 290 km-dir, digərləri daha kiçikdir. Təxminlərə görə Chap. kəmər təqribən. 100 milyon A., onların ümumi kütləsi ilkin olaraq bu ərazidə mövcud olan kütlənin təxminən 1/2200 hissəsi kimi görünür. Müasirin yaranması A., bəlkə də, başqa bir bədənlə toqquşma nəticəsində planetin (ənənəvi olaraq Phaethon adlanır, müasir adı Olbers planetidir) məhv edilməsi ilə əlaqələndirilir. Müşahidə olunan obyektlərin səthləri metal və süxurlardan ibarətdir. Tərkibindən asılı olaraq asteroidlər növlərə (C, S, M, U) bölünür. Tip U tərkibi müəyyən edilməmişdir.

A. orbital elementlərə görə də qruplaşdırılır, sözdə əmələ gəlir. Hirayama ailəsi. Əksər A.-nın orbital dövrü təqribəndir. saat 8 Radiusu 120 km-dən az olan bütün peyklər nizamsız bir forma malikdir və onların orbitləri cazibə qüvvəsinə məruz qalır. Yupiterin təsiri. Nəticədə, orbitlərin yarımmajor oxları boyunca A-nın paylanmasında Kirkwood lyukları adlanan boşluqlar yaranır. Bu lyuklara düşən A., Yupiterin orbital dövrünün qatları olan dövrlərə sahib olardı. Bu lyuklarda asteroidlərin orbitləri son dərəcə qeyri-sabitdir. Int. və ext. A. kəmərinin kənarları bu nisbətin 1: 4 və 1: 2 olduğu yerlərdə yatır. A.

Protostar çökəndə ulduzu əhatə edən material diski əmələ gətirir. Bu diskdən olan maddənin bir hissəsi cazibə qüvvəsinə tabe olaraq yenidən ulduzun üzərinə düşür. Diskdə qalan qaz və toz tədricən soyuyur. Temperatur kifayət qədər aşağı düşdükdə, diskin maddəsi kiçik yığınlara - kondensasiya ciblərinə yığılmağa başlayır. Planetesimallar belə yaranır. Günəş sisteminin formalaşması zamanı toqquşmalar nəticəsində bəzi planetlər məhv olmuş, bəziləri isə bir araya gələrək planetləri əmələ gətirmişdir. Günəş sisteminin xarici hissəsində ilkin bulud şəklində müəyyən miqdarda qaz saxlaya bilən böyük planet nüvələri əmələ gəldi. Daha ağır zərrəciklər Günəşin cazibəsi ilə tutulur və gelgit qüvvələrinin təsiri altında uzun müddət planetlərə çevrilə bilmirdilər. Bu, "qaz nəhənglərinin" - Yupiter, Saturn, Uran və Neptun meydana gəlməsinin başlanğıcını qeyd etdi. Çox güman ki, onlar qaz və tozdan ibarət öz mini-disklərini inkişaf etdirdilər və nəticədə aylar və halqalar əmələ gətirdilər. Nəhayət, daxili Günəş sistemində Merkuri, Venera, Yer və Mars bərk maddədən əmələ gəlir.

“Məktəb Astronomiya Təqvimi”nə əsasən Venera planetinin görünmə şəraitinin müəyyən edilməsi.

BİLET № 13

Günəş tipik bir ulduz kimidir. Onun əsas xüsusiyyətləri.

Günəş Günəş sisteminin mərkəzi gövdəsi isti plazma topudur. Yerin ətrafında fırlanan ulduz. 71% hidrogen və 26% heliumdan ibarət öz-özünə işıq saçan qaz kütləsi olan G2 spektral sinfinin adi əsas ardıcıl ulduzu. Mütləq böyüklüyü +4,83, effektiv səth temperaturu 5770 K. Günəşin mərkəzində 15 * 10 6 K təşkil edir ki, bu da Günəşin səthində (fotosferdə) cazibə qüvvəsinə müqavimət göstərə bilən bir təzyiq təmin edir. ) Yerdəkindən 27 dəfə böyükdür. Belə yüksək temperatur hidrogeni heliuma çevirən termonüvə reaksiyaları (proton-proton reaksiyası) səbəbindən yaranır (fotosferin səthindən enerji çıxışı 3,8 * 10 26 Vt). Günəş tarazlıqda olan sferik simmetrik bir cisimdir. Fiziki şəraitdəki dəyişikliklərdən asılı olaraq, Günəş tədricən bir-birinə çevrilərək bir neçə konsentrik təbəqəyə bölünə bilər. Günəş enerjisinin demək olar ki, hamısı mərkəzi bölgədə istehsal olunur - əsas, reaksiya harada baş verir? nüvə sintezi. Nüvə öz həcminin 1/1000-dən azını tutur, sıxlığı 160 q/sm 3 (fotosferin sıxlığı suyun sıxlığından 10 milyon dəfə azdır). Günəşin nəhəng kütləsi və maddənin qeyri-şəffaflığı səbəbindən radiasiya nüvədən fotosferə çox yavaş - təxminən 10 milyon il keçir. Bu müddət ərzində tezlik azalır rentgen şüalanması, və görünən işığa çevrilir. Lakin nüvə reaksiyalarında yaranan neytrinolar Günəşi sərbəst tərk edir və prinsipcə nüvə haqqında birbaşa məlumat verir. Müşahidə olunan və nəzəri olaraq proqnozlaşdırılan neytrino axını arasındakı uyğunsuzluq ciddi müzakirələrə səbəb oldu. daxili quruluş Günəş. Radiusun son 15%-də konvektiv zona var. Konvektiv hərəkətlər cərəyanların yaratdığı maqnit sahələrinin onun fırlanan daxili təbəqələrində ötürülməsində də rol oynayır ki, bu da özünü aşağıdakı kimi göstərir. günəş fəaliyyəti, və çoxu güclü sahələr günəş ləkələrində müşahidə edilir. Fotosferdən kənarda günəş atmosferi var ki, orada temperatur minimum 4200 K dəyərə çatır və sonra xromosferdə subfotosferik konveksiya nəticəsində yaranan şok dalğalarının dağılması səbəbindən yenidən yüksəlir və burada o, kəskin şəkildə 2* qiymətə yüksəlir. 10 6 K, tac üçün xarakterikdir. Sonuncunun yüksək temperaturu plazma maddəsinin günəş küləyi şəklində planetlərarası kosmosa davamlı axmasına səbəb olur. Müəyyən sahələrdə maqnit sahəsinin gücü tez və güclü şəkildə arta bilər. Bu proses günəş aktivliyi hadisələrinin bütün kompleksi ilə müşayiət olunur. Bunlara günəş alovları (xromosferdə), çıxıntılar (günəş tacında) və tac dəlikləri (koronanın xüsusi bölgələri) daxildir.

Günəşin kütləsi 1,99 * 10 30 kq, təxminən sferik fotosfer tərəfindən müəyyən edilən orta radius 700.000 km-dir. Bu, müvafiq olaraq 330.000 Yer kütləsinə və 110 Yer radiusuna bərabərdir; Günəş Yer kimi 1,3 milyon bədənə sığdıra bilir. Günəşin fırlanması fotosferdə və onun üzərində yerləşən təbəqələrdə günəş ləkələri kimi səth formasiyalarının hərəkətinə səbəb olur. Orta dövr fırlanma 25,4 gün, ekvatorda isə 25 gün, qütblərdə isə 41 gündür. Fırlanma günəş diskinin sıxılmasından məsuldur, 0,005% təşkil edir.

“Məktəb Astronomiya Təqvimi”nə əsasən Mars planetinin görünmə şəraitinin müəyyən edilməsi.

BİLET № 14

Günəş fəaliyyətinin ən mühüm təzahürləri, onların geofiziki hadisələrlə əlaqəsi.

Günəş aktivliyi ulduzun orta təbəqələrindəki konveksiyanın nəticəsidir. Bu fenomenin səbəbi, nüvədən gələn enerjinin miqdarının istilik keçiriciliyi ilə çıxarılan enerjidən daha çox olmasıdır. Konveksiya, konveksiya edən təbəqələrdə cərəyanların yaratdığı güclü maqnit sahələrinə səbəb olur. Yerə təsir edən günəş fəaliyyətinin əsas təzahürləri günəş ləkələri, günəş küləyi və çıxıntılardır.

Günəş ləkələri, Günəşin fotosferindəki formalaşmalar qədim zamanlardan müşahidə olunur və hazırda güclü maqnit sahəsinin (təqribən) olması səbəbindən ətrafdakılardan 2000 K aşağı temperatura malik fotosferin bölgələri hesab olunurlar. 2000 Gauss). S.p. nisbətən qaranlıq mərkəzdən, hissədən (kölgədən) və daha yüngül lifli penumbradan ibarətdir. Kölgədən penumbraya qaz axını Evershed effekti adlanır (V=2 km/s). S.p. sayı və onların görünüşü 11 il ərzində dəyişir günəş aktivliyi dövrü və ya günəş ləkəsi dövrü, Sperer qanunu ilə təsvir edilmiş və Maunderin kəpənək diaqramı ilə qrafik şəkildə təsvir edilmişdir (ləkələrin enlik boyunca hərəkəti). Sürix nisbi günəş ləkəsinin sayı S.p ilə əhatə olunan ümumi səth sahəsini göstərir. Uzunmüddətli dəyişikliklər əsas 11 illik dövrə ilə üst-üstə düşür. Məsələn, S.p. dəyişdirmək. günəş fəaliyyətinin 22 illik dövrü ərzində polarite. Lakin uzunmüddətli dəyişikliklərin ən parlaq nümunəsi minimumdur. Maunder (1645-1715), S.p. yox idi. Ümumi qəbul edilsə də, S.p. fırlanan günəş daxili hissəsindən maqnit sahəsinin yayılması ilə müəyyən edilir, proses hələ tam başa düşülmür. Günəş ləkələrinin güclü maqnit sahəsi Yerin sahəsinə təsir edərək radio müdaxiləsi və auroraya səbəb olur. bir neçə var təkzibedilməz qısa müddətli təsirlər, uzun dövrün varlığına dair bir ifadə. İqlim və S.p.-nin sayı arasındakı əlaqə, xüsusən də 11 illik dövr, dəqiq bir tədqiqat apararkən lazım olan şərtlərə cavab verməkdə çətinlik çəkdiyinə görə çox mübahisəlidir. Statistik təhlil data.

günəşli külək Yüksək temperaturlu plazmanın çıxması (elektronlar, protonlar, neytronlar və adronlar) günəş tacı, radio spektrinin sıx dalğalarının şüalanması, rentgen şüalarıətrafdakı boşluğa. Sözdə əmələ gətirir heliosfer 100 AB-ə qədər uzanır. günəşdən. Günəş küləyi o qədər güclüdür ki, kometaların xarici təbəqələrinə zərər verə bilər və bu, "quyruq" meydana gəlməsinə səbəb olur. S.V. atmosferin yuxarı təbəqələrini ionlaşdırır, bunun nəticəsində ozon təbəqəsi əmələ gəlir, auroralara və ozon təbəqəsinin məhv olduğu yerlərdə radioaktiv fonun və radio müdaxilənin artmasına səbəb olur.

Sonuncu maksimum günəş aktivliyi 2001-ci ildə olub. Maksimum günəş aktivliyi ən çox günəş ləkələri, radiasiya və çıxıntılar deməkdir. Günəş aktivliyindəki dəyişikliklərin günəşin aşağıdakı amillərə təsir etdiyi çoxdan müəyyən edilmişdir:

* Yer üzündə epidemioloji vəziyyət;

* müxtəlif növ təbii fəlakətlərin sayı (tayfunlar, zəlzələlər, daşqınlar və s.);

* avtomobil və dəmir yolu qəzalarının sayı üzrə.

Bütün bunların maksimumu aktiv Günəş illərində baş verir. Alim Çijevskinin müəyyən etdiyi kimi, aktiv Günəş insanın rifahına təsir göstərir. O vaxtdan bəri insan rifahının dövri proqnozları tərtib edilir.

2. “Məktəb Astronomiya Təqvimi”nə əsasən Yupiter planetinin görünmə şəraitinin müəyyən edilməsi.

BİLET № 15

Ulduzlara olan məsafələri, məsafə vahidlərini və onlar arasındakı əlaqəni təyin etmək üsulları.

Günəş sistemi cisimlərinə olan məsafəni ölçmək üçün paralaks metodundan istifadə olunur. Yerin radiusu ulduzların paralaktik yerdəyişməsini və onlara olan məsafəni ölçmək üçün əsas kimi xidmət etmək üçün çox kiçik olduğu ortaya çıxır. Buna görə də üfüqi deyil, illik paralaksdan istifadə edirlər.

Ulduzun illik paralaksı, görmə xəttinə perpendikulyar olarsa, Yer orbitinin yarımböyük oxunun ulduzdan göründüyü bucaqdır (p).

a yerin orbitinin yarım böyük oxudur,

p – illik paralaks.

Məsafə vahidi parsek də istifadə olunur. Parsek, görmə xəttinə perpendikulyar olan yer orbitinin yarımböyük oxunun 1² bucaq altında göründüyü məsafədir.

1 parsek = 3,26 işıq ili = 206265 AU. e. = 3 * 10 11 km.

İllik paralaksı ölçməklə siz 100 parsek və ya 300 işıq ilindən çox olmayan məsafədə yerləşən ulduzlara olan məsafəni etibarlı şəkildə müəyyən edə bilərsiniz. illər.

Əgər mütləq və görünən böyüklüklər məlumdursa, o zaman ulduza qədər olan məsafə log(r)=0,2*(m-M)+1 düsturundan istifadə etməklə müəyyən edilə bilər.

“Məktəb Astronomiya Təqvimi”nə əsasən Ayın görünmə şəraitinin müəyyən edilməsi.

BİLET № 16

Ulduzların əsas fiziki xüsusiyyətləri, bu xüsusiyyətlər arasındakı əlaqə. Ulduzların tarazlığının şərtləri.

Ulduzların əsas fiziki xüsusiyyətləri: parlaqlıq, mütləq və görünən böyüklüklər, kütlə, temperatur, ölçü, spektr.

Parlaqlıq– ulduzun və ya digərinin yaydığı enerji göy cismi vaxt vahidi başına. Adətən log (L/Lc) = 0,4 (Mc – M) düsturu ilə ifadə olunan günəş parlaqlığı vahidlərində verilir, burada L və M mənbənin parlaqlığı və mütləq böyüklüyüdür, Lc və Mc isə müvafiq dəyərlərdir. Günəş (Mc = +4,83). Həmçinin L=4πR 2 σT 4 düsturu ilə müəyyən edilir. Parlaqlığı Günəşin parlaqlığından dəfələrlə böyük olan ulduzlar məlumdur. Aldebaranın parlaqlığı 160, Rigel isə Günəşdən 80.000 dəfə böyükdür. Lakin ulduzların böyük əksəriyyətinin parlaqlığı Günəşlə müqayisə edilə bilən və ya ondan azdır.

Böyüklük - ulduzun parlaqlığının ölçüsü. Z.v. ulduzun radiasiya gücü haqqında əsl fikir vermir. Yerə yaxın zəif bir ulduz uzaqdakı parlaq ulduzdan daha parlaq görünə bilər, çünki ondan alınan radiasiya axını məsafənin kvadratına tərs mütənasib olaraq azalır. Görünən W.V. - müşahidəçinin səmaya baxarkən gördüyü ulduzun parıltısı. Mütləq Z.v. - həqiqi parlaqlıq ölçüsü, ulduzun 10 pc məsafədə olsaydı, onun parlaqlıq səviyyəsini təmsil edir. Hipparx görünən ulduzlar sistemini icad etdi. 2-ci əsrdə e.ə. Ulduzlara onların görünən parlaqlığına görə nömrələr təyin edildi; ən parlaq ulduzlar 1-ci, ən zəif ulduzlar isə 6-cı böyüklükdə idi. Bütün R. 19-cu əsr bu sistem dəyişdirilib. Z.v.-nin müasir miqyası. Z.v müəyyən edilməklə müəyyən edilmişdir. şimala yaxın ulduzların nümayəndəsi nümunəsi. dünyanın qütbləri (şimal qütbləri seriyası). Onların əsasında Z.v müəyyən edilib. bütün digər ulduzlar. Bu, 1-ci böyüklüyündəki ulduzların 6-cı böyüklükdəki ulduzlardan 100 dəfə daha parlaq olduğu loqarifmik miqyasdır. Ölçmə dəqiqliyi artdıqca onda birliklər tətbiq edilməli idi. Ən parlaq ulduzlar 1-ci böyüklükdən daha parlaqdır və bəzilərinin hətta mənfi böyüklüyü var.

Ulduz kütləsi - yalnız orbitləri və məsafələri məlum olan qoşa ulduzların komponentləri üçün birbaşa təyin olunan parametr (M 1 + M 2 = R 3 / T 2). Bu. Yalnız bir neçə onlarla ulduzun kütlələri müəyyən edilmişdir, lakin daha çox sayda ulduzun kütləsi kütlə-parlaqlıq əlaqəsindən müəyyən edilə bilər. 40-dan çox günəş və 0,1 günəşdən az olan kütlələr çox nadirdir. Əksər ulduzların kütlələri Günəşdən daha azdır. Belə ulduzların mərkəzindəki temperatur nüvə birləşmə reaksiyalarının başladığı səviyyəyə çata bilməz və onların enerjisinin yeganə mənbəyi Kelvin-Helmholtz sıxılmasıdır. Belə obyektlər adlanır qəhvəyi cırtdanlar.

Kütlə-parlaqlıq əlaqəsi, 1924-cü ildə Eddinqton tərəfindən tapılıb, parlaqlıq L və ulduz kütləsi M arasındakı əlaqə. Əlaqə L/Lc = (M/Mc) a formasına malikdir, burada Lc və Mc müvafiq olaraq Günəşin parlaqlığı və kütləsidir, dəyəri A adətən 3-5 aralığında olur. Münasibət ondan irəli gəlir ki, normal ulduzların müşahidə olunan xassələri əsasən onların kütləsi ilə müəyyən edilir. Cırtdan ulduzlar üçün bu əlaqə müşahidələrlə yaxşı uyğunlaşır. Hesab olunur ki, bu, super nəhənglər və nəhənglər üçün də doğrudur, baxmayaraq ki, onların kütləsini birbaşa ölçmək çətindir. Münasibət ağ cırtdanlara aid deyil, çünki onların parlaqlığını artırır.

Temperatur ulduzdur– ulduzun müəyyən bölgəsinin temperaturu. Hər hansı bir obyektin ən vacib fiziki xüsusiyyətlərindən biridir. Bununla belə, ulduzun müxtəlif bölgələrinin temperaturu fərqli olduğundan, həmçinin temperatur elektromaqnit şüalanma axınından və ulduz atmosferinin bəzi bölgəsində müxtəlif atomların, ionların və nüvələrin mövcudluğundan asılı olan termodinamik kəmiyyət olduğundan, bütün bu fərqlər ulduzun fotosferdəki şüalanması ilə sıx bağlı olan effektiv temperatura birləşdirilir. Effektiv temperatur, bir ulduzun səthinin vahid sahəsinə buraxdığı enerjinin ümumi miqdarını xarakterizə edən parametr. Bu, ulduzların temperaturunu təsvir etmək üçün birmənalı üsuldur. Bu. Stefan-Boltzmann qanununa görə, ulduz kimi vahid səth sahəsinə eyni güc yayacaq olan tamamilə qara cismin temperaturu ilə müəyyən edilir. Ulduzun spektri təfərrüatlı şəkildə tamamilə qara cismin spektrindən əhəmiyyətli dərəcədə fərqlənsə də, effektiv temperatur ulduz fotosferinin xarici təbəqələrində qazın enerjisini xarakterizə edir və Wien yerdəyişmə qanunundan (λ max = 0,29) istifadə etməyə imkan verir. /T), hansı dalğa uzunluğunda maksimum ulduz radiasiyasının olduğunu və buna görə də ulduzun rəngini müəyyən etmək üçün.

By ölçüləri ulduzlar cırtdanlara, alt cırtdanlara, normal ulduzlara, nəhənglərə, alt nəhənglərə və supernəhənglərə bölünür.

Aralığı ulduzlar onun temperaturundan, təzyiqindən, fotosferinin qaz sıxlığından, maqnit sahəsinin gücündən və kimyəvi tərkibindən asılıdır. tərkibi.

Spektral siniflər, ulduzların spektrlərinə görə təsnifatı (ilk növbədə spektral xətlərin intensivliyinə görə), ilk dəfə italyan tərəfindən təqdim edilmişdir. astronom Secchi. Daxili proseslər haqqında biliklər genişləndikcə dəyişdirilən hərf təyinatlarını təqdim etdi. ulduzların quruluşu. Ulduzun rəngi onun səthinin temperaturundan asılıdır, belə ki, müasir dövrdə. Draper spektral təsnifatı (Harvard) S.k. temperaturun azalan ardıcıllığı ilə düzülür:

Hertzsprung-Russell diaqramı, ulduzların iki əsas xarakteristikasını təyin etməyə imkan verən qrafik, mütləq böyüklük və temperatur arasındakı əlaqəni ifadə edir. Danimarka astronomu Hertzsprung və 1914-cü ildə ilk diaqramı nəşr edən Amerika astronomu Rasselin şərəfinə adlandırılmışdır. Ən isti ulduzlar diaqramın solunda, ən parlaq ulduzlar isə yuxarıda yerləşir. Sol yuxarı küncdən aşağı sağa doğru gedir əsas ardıcıllıq, ulduzların təkamülünü əks etdirən və cırtdan ulduzlarla bitən. Ulduzların çoxu bu sıraya aiddir. Günəş də bu ardıcıllığa aiddir. Bu ardıcıllığın üstündə alt nəhənglər, super nəhənglər və nəhənglər göstərilən ardıcıllıqla, aşağıda - alt cırtdanlar və ağ cırtdanlar yerləşir. Bu ulduz qruplarına deyilir parlaqlıq sinifləri.

Tarazlıq şərtləri: Məlum olduğu kimi, ulduzlar böyük miqdarda enerjinin ayrılması ilə müşayiət olunan və ulduzların temperaturunu təyin edən nəzarətsiz termonüvə birləşmə reaksiyalarının baş verdiyi yeganə təbiət obyektləridir. Ulduzların əksəriyyəti stasionar vəziyyətdədir, yəni partlamır. Bəzi ulduzlar partlayır (yeni və fövqəlnova adlanır). Ulduzlar niyə ümumiyyətlə tarazlıqdadır? Sabit ulduzlarda nüvə partlayışlarının qüvvəsi cazibə qüvvəsi ilə tarazlaşdırılır, buna görə də bu ulduzlar tarazlığı saxlayırlar.

Məlum bucaq ölçüləri və məsafədən işığın xətti ölçülərinin hesablanması.

BİLET № 17

1. Stefan-Boltzmann qanununun fiziki mənası və ulduzların fiziki xüsusiyyətlərini təyin etmək üçün tətbiqi.

Stefan-Boltzmann qanunu, qara cismin ümumi şüalanma gücü ilə onun temperaturu arasındakı əlaqə. Vahid radiasiya sahəsinin ümumi gücü 1 m2 üçün W-də düsturla verilir R = σ Т 4, Harada σ = 5.67*10 -8 W/m 2 K 4 - Stefan-Boltzmann sabiti, T - mütləq qara cismin mütləq temperaturu. Astronomlar nadir hallarda qara cisim kimi cisimlər buraxsalar da, onların emissiya spektri çox vaxt real obyektin spektrinin yaxşı modelidir. Temperaturdan 4-cü gücdən asılılıq çox güclüdür.

e – ulduzun vahid səthinə düşən şüalanma enerjisi

L ulduzun parlaqlığı, R ulduzun radiusudur.

Stefan-Boltzmann düsturu və Wien qanunundan istifadə edərək maksimum şüalanmanın baş verdiyi dalğa uzunluğu müəyyən edilir:

l max T = b, b – Wien sabiti

Siz əksinə hərəkət edə bilərsiniz, yəni ulduzların ölçülərini müəyyən etmək üçün parlaqlıq və temperaturdan istifadə edə bilərsiniz.

2. Ulduzun kulminasiya nöqtəsində və eniş nöqtəsində verilmiş hündürlüyünə əsasən müşahidə yerinin coğrafi eninin müəyyən edilməsi.

H = 90 0 - +

h - işığın hündürlüyü

BİLET № 18

Dəyişən və stasionar olmayan ulduzlar. Ulduzların təbiətini öyrənmək üçün onların əhəmiyyəti.

Dəyişən ulduzların parlaqlığı zamanla dəyişir. İndi təqribən məlumdur. 3*10 4 . P.Z. parlaqlığı onların içərisində və ya yaxınlığında baş verən proseslərə görə dəyişən fiziki olanlara və bu dəyişikliyin fırlanma və ya orbital hərəkətlə bağlı olduğu optik P.Z.-yə bölünür.

Ən əhəmiyyətli fiziki növləri P.Z.:

Pulsasiya edən - Sefeidlər, Mira Ceti tipli ulduzlar, yarı nizamlı və nizamsız qırmızı nəhənglər;

Püskürən(partlayıcı) – qabıqlı ulduzlar, gənc nizamsız dəyişənlər, o cümlədən. T Tauri ulduzları (diffuz dumanlıqla əlaqəli çox gənc nizamsız ulduzlar), Hubble-Sanage super nəhəngləri (yüksək parlaqlığa malik isti super nəhənglər, qalaktikalardakı ən parlaq cisimlər. Onlar qeyri-sabitdirlər və Eddinqton parlaqlıq həddinə yaxın radiasiya mənbəyidirlər. uzağa" ulduzların qabıqları. Potensial fövqəlnovalar.), alovlanan qırmızı cırtdanlar;

kataklizm - novae, supernovae, simbiotic;

X-ray ikili ulduzlar

Göstərilən P.Z. məlum fiziki iddiaların 98%-ni əhatə edir. Optik olanlara ikiliklər tutulması və pulsarlar və maqnit dəyişənləri kimi fırlananlar daxildir. Günəş fırlanan kimi təsnif edilir, çünki diskdə günəş ləkələri görünəndə onun böyüklüyü az dəyişir.

Pulsasiya edən ulduzlar arasında Sefeidlər çox maraqlıdır, adını bu tip ilk aşkar edilmiş dəyişənlərdən birinin - 6 Cephei-nin şərəfinə adlandırırlar. Sefeidlər yüksək parlaqlığa və orta temperatura malik ulduzlardır (sarı supernəhənglər). Təkamül zamanı onlar xüsusi bir quruluş əldə etdilər: müəyyən bir dərinlikdə dərinliklərdən gələn enerjini toplayan və sonra onu yenidən buraxan bir təbəqə meydana çıxdı. Ulduz isindikcə vaxtaşırı büzülür və soyuduqca genişlənir. Buna görə də, şüalanma enerjisi ya ulduz qazı tərəfindən udulur, onu ionlaşdırır, ya da qaz soyuduqca ionlar elektronları tutaraq işıq kvantlarını yaydıqda yenidən buraxılır. Nəticədə, Cepheidin parlaqlığı, bir qayda olaraq, bir neçə gün müddətində bir neçə dəfə dəyişir. Sefeidlər astronomiyada xüsusi rol oynayır. 1908-ci ildə yaxın qalaktikalardan biri olan Kiçik Magellan Buludunda Sefeidləri tədqiq edən amerikalı astronom Henrietta Leavitt müşahidə etdi ki, bu ulduzlar parlaqlıqlarının dəyişmə dövrü nə qədər uzun olarsa, daha parlaq olurlar. Kiçik Magellan Buludunun ölçüsü məsafəsi ilə müqayisədə kiçikdir, yəni görünən parlaqlıqdakı fərqlər parlaqlıqdakı fərqləri əks etdirir. Leavitt tərəfindən tapılan dövr-parlaqlıq əlaqəsi sayəsində hər Sefeidə olan məsafəni onun orta parlaqlığını və dəyişkənlik dövrünü ölçməklə hesablamaq asandır. Və super nəhənglər aydın göründüyü üçün sefeidlərdən hətta onların müşahidə olunduğu nisbətən uzaq qalaktikalara qədər olan məsafələri təyin etmək üçün istifadə edilə bilər.Sefeidlərin xüsusi rolunun ikinci səbəbi də var. 60-cı illərdə Sovet astronomu Yuri Nikolayeviç Efremov aşkar etdi ki, Sefeid dövrü nə qədər uzun olsa, bu ulduz bir o qədər gəncdir. Dövr-yaş əlaqəsindən istifadə edərək, hər bir Sefeidin yaşını müəyyən etmək çətin deyil. Astronomlar maksimum dövrə malik ulduzları seçərək və onların aid olduqları ulduz qruplarını öyrənərək Qalaktikadakı ən gənc strukturları araşdırırlar. Sefeidlər, digər pulsasiya edən ulduzlardan daha çox, dövri dəyişənlər adına layiqdirlər. Parlaqlığın dəyişməsinin hər bir sonrakı dövrü adətən əvvəlkini çox dəqiq təkrarlayır. Ancaq istisnalar var, onlardan ən məşhuru Şimal Ulduzudur. Onun parlaqlığını olduqca əhəmiyyətsiz hüdudlarda dəyişdirməsinə baxmayaraq, Sefeidlərə aid olduğu çoxdan aşkar edilmişdir. Lakin son onilliklərdə bu dalğalanmalar sönməyə başladı və 90-cı illərin ortalarında. Şimal Ulduzu praktiki olaraq pulsasiya etməyi dayandırdı.

Qabıqlı ulduzlar, davamlı və ya qeyri-müntəzəm fasilələrlə ekvatordan və ya sferik qabıqdan qaz halqası çıxaran ulduzlar. 3. o ilə. - sürətlə fırlanan və məhv olma həddinə yaxın olan B spektral sinfinin nəhəngləri və ya cırtdan ulduzları. Qabığın tökülməsi adətən parlaqlığın azalması və ya artması ilə müşayiət olunur.

Simbiotik ulduzlar, spektrlərində emissiya xətləri olan və qırmızı nəhəngin və isti obyektin xarakterik xüsusiyyətlərini birləşdirən ulduzlar - ağ cırtdan və ya belə bir ulduzun ətrafında yığılma diski.

RR Lyrae ulduzları pulsasiya edən ulduzların digər mühüm qrupunu təmsil edir. Bunlar Günəşlə təxminən eyni kütləyə malik köhnə ulduzlardır. Onların bir çoxuna qlobular ulduz qruplarında rast gəlinir. Bir qayda olaraq, onlar təxminən bir gündə parlaqlığını bir bal ilə dəyişirlər. Onların xassələri, sefeidlərin xassələri kimi, astronomik məsafələri hesablamaq üçün istifadə olunur.

R Şimal tacı və onun kimi ulduzlar özlərini tamamilə gözlənilməz şəkildə aparırlar. Bu ulduzu adətən çılpaq gözlə görmək olar. Bir neçə ildən bir onun parlaqlığı təqribən səkkizinci bal gücünə düşür və sonra tədricən artaraq əvvəlki səviyyəsinə qayıdır. Göründüyü kimi, bunun səbəbi bu super nəhəng ulduzun karbon buludlarını atmasıdır ki, bu da qatılaşaraq dənələrə çevrilərək his kimi bir şey əmələ gətirir. Bu qalın qara buludlardan biri ulduzla aramızdan keçərsə, bulud kosmosa dağılana qədər ulduzun işığını kəsər. Bu tip ulduzlar qalın toz əmələ gətirir ki, bu da ulduzların əmələ gəldiyi bölgələrdə vacibdir.

Parıldayan ulduzlar. Günəşdəki maqnit hadisələri günəş ləkələri və günəş alovlarına səbəb olur, lakin onlar Günəşin parlaqlığına əhəmiyyətli dərəcədə təsir edə bilməz. Bəzi ulduzlar - qırmızı cırtdanlar üçün bu belə deyil: onlarda belə alovlar böyük ölçülərə çatır və nəticədə işıq şüalanması bütöv bir ulduz miqyasında, hətta daha çox arta bilər. Günəşə ən yaxın ulduz Proksima Sentavr belə parlayan ulduzlardan biridir. Bu işıq partlayışlarını əvvəlcədən proqnozlaşdırmaq mümkün deyil və cəmi bir neçə dəqiqə davam edir.

Müəyyən bir coğrafi enlikdə kulminasiya nöqtəsində olan hündürlüyü haqqında məlumatlar əsasında ulduzun meylinin hesablanması.

H = 90 0 - +

h - işığın hündürlüyü

BİLET № 19

İkili ulduzlar və onların ulduzların fiziki xüsusiyyətlərinin müəyyən edilməsində rolu.

Qoşa ulduz cazibə qüvvələri ilə bir sistemə bağlanmış və ümumi ağırlıq mərkəzi ətrafında fırlanan cüt ulduzlardır. İkili ulduzu təşkil edən ulduzlara onun komponentləri deyilir. Qoşa ulduzlar çox yaygındır və bir neçə növə bölünür.

Vizual qoşa ulduzun hər bir komponenti teleskop vasitəsilə aydın görünür. Aralarındakı məsafə və qarşılıqlı oriyentasiya zamanla yavaş-yavaş dəyişir.

Tutulma binarının elementləri növbə ilə bir-birini bloklayır, buna görə də sistemin parlaqlığı müvəqqəti olaraq zəifləyir, parlaqlığın iki dəyişməsi arasındakı dövr orbital dövrünün yarısına bərabərdir. Komponentlər arasındakı bucaq məsafəsi çox kiçikdir və biz onları ayrı-ayrılıqda müşahidə edə bilmirik.

Spektral ikili ulduzlar onların spektrlərindəki dəyişikliklərlə aşkar edilir. Qarşılıqlı fırlanma zamanı ulduzlar vaxtaşırı ya Yerə doğru, ya da Yerdən uzaqlaşırlar. Hərəkətdəki dəyişikliklər spektrdəki Doppler effekti ilə müəyyən edilə bilər.

Qütbləşmə binarları işığın qütbləşməsində dövri dəyişikliklərlə xarakterizə olunur. Belə sistemlərdə ulduzlar orbital hərəkəti zamanı aralarındakı boşluqda qaz və tozu işıqlandırır, işığın bu maddəyə düşmə bucağı vaxtaşırı dəyişir, səpələnmiş işıq qütbləşir. Bu təsirlərin dəqiq ölçülməsi hesablamağa imkan verir orbitlər, ulduz kütlə nisbətləri, ölçülər, sürətlər və komponentlər arasındakı məsafələr. Məsələn, əgər ulduz həm tutulma, həm də spektroskopik ikilikdirsə, onda biz müəyyən edə bilərik hər bir ulduzun kütləsi və orbitin meyli. Tutulma anlarında parlaqlığın dəyişməsinin təbiəti ilə müəyyən edilə bilər ulduzların nisbi ölçüləri və onların atmosferlərinin quruluşunu öyrənirlər. Rentgen şüaları yaradan ikili ulduzlara rentgen ikili ulduzları deyilir. Bəzi hallarda binar sistemin kütlə mərkəzinin ətrafında fırlanan üçüncü komponent müşahidə olunur. Bəzən ikili sistemin komponentlərindən biri (və ya hər ikisi) öz növbəsində qoşa ulduz ola bilər. Üçlü sistemdə ikili ulduzun yaxın komponentləri bir neçə günlük dövrə malik ola bilər, üçüncü element isə yaxın cütün ümumi kütlə mərkəzi ətrafında yüzlərlə və hətta minlərlə il dövrlə orbitə çıxa bilər.

İkili sistemdə ulduzların sürətlərinin ölçülməsi və ümumdünya cazibə qanununun tətbiqi ulduzların kütlələrini təyin etmək üçün mühüm üsuldur. İkili ulduzları öyrənmək ulduz kütlələrini hesablamaq üçün yeganə birbaşa yoldur.

Yaxın məsafədə yerləşən qoşa ulduzlar sistemində qarşılıqlı cazibə qüvvələri onların hər birini uzadaraq ona armud şəklini verir. Əgər cazibə qüvvəsi kifayət qədər güclüdürsə, maddə bir ulduzdan uzaqlaşaraq digər ulduzun üzərinə düşməyə başlayanda kritik an gəlir. Bu iki ulduzun ətrafında səthi kritik sərhədi təmsil edən üç ölçülü səkkiz rəqəmi şəklində müəyyən bir bölgə var. Hər biri fərqli bir ulduzun ətrafında olan bu iki armud formalı fiqur Roche lobları adlanır. Ulduzlardan biri Roche lobunu dolduracaq qədər böyüyərsə, ondan çıxan maddə boşluqların toxunduğu nöqtədə digər ulduza qaçır. Çox vaxt ulduz materialı birbaşa ulduzun üzərinə düşmür, əvvəlcə ətrafında fırlanır və yığılma diski adlanan şeyi əmələ gətirir. Hər iki ulduz Roche loblarını dolduracaq qədər genişlənibsə, kontakt ikili ulduz görünür. Hər iki ulduzun materialı qarışır və iki ulduz nüvəsi ətrafında bir topa çevrilir. Bütün ulduzlar nəhayət şişərək nəhənglərə çevrildiyindən və bir çox ulduz ikili olduğundan, qarşılıqlı ikili sistemlər nadir deyil.

Müəyyən bir coğrafi enlik üçün məlum eniş əsasında işıqlandırmanın kulminasiya nöqtəsində hündürlüyünün hesablanması.

H = 90 0 - +

h - işığın hündürlüyü

BİLET № 20

Ulduzların təkamülü, onun mərhələləri və son mərhələləri.

Ulduzlar ulduzlararası qaz və toz buludlarında və dumanlıqlarda əmələ gəlir. Ulduzları "formalaşdıran" əsas qüvvə cazibə qüvvəsidir. Müəyyən şəraitdə çox seyrəkləşmiş atmosfer (ulduzlararası qaz) cazibə qüvvələrinin təsiri altında sıxılmağa başlayır. Qaz buludu mərkəzdə sıxılır, burada sıxılma zamanı ayrılan istilik saxlanılır - infraqırmızı diapazonda yayılan protostar meydana çıxır. Protostar üzərinə düşən maddənin təsiri altında qızır və nüvə sintezi reaksiyaları enerjinin ayrılması ilə başlayır. Bu vəziyyətdə o, artıq T Tauri tipli dəyişən ulduzdur. Buludun qalıqları dağılır. Qravitasiya qüvvələri daha sonra hidrogen atomlarını mərkəzə doğru çəkir, burada əriyir, helium əmələ gətirir və enerji buraxır. Mərkəzdə artan təzyiq daha çox sıxılmanın qarşısını alır. Bu təkamülün sabit mərhələsidir. Bu ulduz Əsas Ardıcıllıq ulduzudur. Ulduzun parlaqlığı onun nüvəsi sıxlaşdıqca və istiləşdikcə artır. Ulduzun Əsas Ardıcıllıqda qalma müddəti onun kütləsindən asılıdır. Günəş üçün bu, təqribən 10 milyard ildir, lakin Günəşdən qat-qat böyük olan ulduzlar stasionar rejimdə cəmi bir neçə milyon ildir mövcuddur. Ulduz mərkəzi hissəsində olan hidrogeni istifadə etdikdən sonra ulduzun daxilində böyük dəyişikliklər baş verir. Hidrogen mərkəzdə deyil, qabığında yanmağa başlayır, ölçüsü artır və şişir. Nəticədə ulduzun özünün ölçüsü kəskin şəkildə artır və səthinin temperaturu aşağı düşür. Məhz bu proses qırmızı nəhənglərin və super nəhənglərin yaranmasına səbəb olur. Ulduzun təkamülünün son mərhələləri də ulduzun kütləsi ilə müəyyən edilir. Bu kütlə Günəş kütləsini 1,4 dəfədən çox keçməzsə, ulduz stabilləşərək ağ cırtdana çevrilir. Elektronların əsas xassəsinə görə katastrofik sıxılma baş vermir. Artıq istilik enerjisi mənbəyi yoxdur, baxmayaraq ki, onlar dəf etməyə başlayan bir sıxılma dərəcəsi var. Bu, yalnız elektronlar və atom nüvələri olduqca sıx bir şəkildə sıxılaraq son dərəcə sıx maddə əmələ gətirdikdə baş verir. Günəşin kütləsi olan ağ cırtdan həcmi təxminən Yerə bərabərdir. Ağ cırtdan tədricən soyuyur, nəticədə radioaktiv küldən tünd bir top halına gəlir. Astronomların fikrincə, Qalaktikadakı bütün ulduzların ən azı onda biri ağ cırtdanlardır.

Əgər çökən ulduzun kütləsi Günəşin kütləsindən 1,4 dəfə çox olarsa, ağ cırtdan mərhələsinə çatan belə bir ulduz orada dayanmayacaq. Bu halda cazibə qüvvələri o qədər güclü olur ki, elektronlar atom nüvələrinə sıxılır. Nəticədə protonlar heç bir boşluq olmadan bir-birinə yapışa bilən neytronlara çevrilirlər. Neytron ulduzlarının sıxlığı hətta ağ cırtdanların sıxlığını da üstələyir; lakin materialın kütləsi 3 günəş kütləsindən çox deyilsə, elektronlar kimi neytronlar özləri daha da sıxılmanın qarşısını ala bilərlər. Tipik bir neytron ulduzunun eni cəmi 10-15 km-dir və onun materialının bir kub santimetri təxminən bir milyard ton ağırlığındadır. Neytron ulduzlarının böyük sıxlığı ilə yanaşı, kiçik ölçülərinə baxmayaraq onları aşkar edə bilən daha iki xüsusi xüsusiyyəti var: sürətli fırlanma və güclü maqnit sahəsi.

Əgər ulduzun kütləsi 3 günəş kütləsindən çox olarsa, o zaman onun son mərhələsidir həyat dövrü yəqin ki, qara dəlikdir. Əgər ulduzun kütləsi və buna görə də cazibə qüvvəsi bu qədər böyükdürsə, o zaman ulduz heç bir sabitləşdirici qüvvənin müqavimət göstərə bilməyəcəyi fəlakətli qravitasiya sıxılmasına məruz qalır. Bu proses zamanı maddənin sıxlığı sonsuzluğa, cismin radiusu isə sıfıra meyl edir. Eynşteynin nisbilik nəzəriyyəsinə görə, qara dəliyin mərkəzində məkan-zaman təkliyi yaranır. Dağılan ulduzun səthində qravitasiya sahəsi artaraq radiasiya və hissəciklərin qaçmasını getdikcə çətinləşdirir. Nəhayət, belə bir ulduz hadisə üfüqünün altında sona çatır ki, bu da maddənin və radiasiyanın yalnız içəriyə keçməsinə imkan verən və heç bir şey buraxmayan birtərəfli membran kimi təsvir edilə bilər. Dağılan ulduz qara dəliyə çevrilir və onu ancaq ətrafındakı məkan və zamanın xassələrinin kəskin dəyişməsi ilə aşkar etmək olar. Hadisə üfüqünün radiusu Şvartsşild radiusu adlanır.

Həyat dövrünün sonunda kütləsi 1,4 günəşdən az olan ulduzlar yavaş-yavaş planetar dumanlıq adlanan üst qabığını tökürlər. Neytron ulduzuna və ya qara dəliyə çevrilən daha böyük kütləli ulduzlar əvvəlcə fövqəlnova kimi partlayır, onların parlaqlığı qısa müddətdə 20 bal və ya daha çox artaraq, Günəşin 10 milyard ildə buraxdığı enerjidən daha çox enerji buraxır və partlayan ulduzun qalıqları uçur. saniyədə 20 000 km sürətlə uzaqlaşır.

Teleskopdan (ekranda) istifadə edərək günəş ləkələrinin mövqelərinin müşahidəsi və eskizinin çəkilməsi.

BİLET № 21

Qalaktikamızın tərkibi, quruluşu və ölçüsü.

Qalaktika, Günəşin aid olduğu ulduz sistemi. Qalaktikada ən azı 100 milyard ulduz var. Üç əsas komponent: mərkəzi qalınlaşma, disk və qalaktik halo.

Mərkəzi qabarıqlıq çox sıx yerləşən köhnə populyasiya tipli ulduzlardan (qırmızı nəhənglərdən) ibarətdir və onun mərkəzində (nüvə) güclü şüalanma mənbəyi var. Ehtimal olunurdu ki, nüvədə qara dəlik var, radio spektrində radiasiya ilə müşayiət olunan müşahidə olunan güclü enerji proseslərini başlatır. (Qaz halqası qara dəliyin ətrafında fırlanır; onun daxili kənarından çıxan isti qaz qara dəliyin üzərinə düşür və müşahidə etdiyimiz enerjini buraxır.) Lakin bu yaxınlarda nüvədə görünən radiasiya parıltısı aşkar edildi və qara dəlik hipotezi artıq lazım deyil. Mərkəzi qalınlaşmanın parametrləri 20.000 işıq ili enində və 3.000 işıq ili qalınlığındadır.

Gənc populyasiya tipli I ulduzlar (gənc mavi supernəhənglər), ulduzlararası maddə, açıq ulduz çoxluqları və 4 spiral qoldan ibarət Qalaktikanın diskinin diametri 100.000 işıq ili, qalınlığı isə cəmi 3.000 işıq ilidir. Qalaktika fırlanır, onun daxili hissələri orbitləri ilə xarici hissələrə nisbətən daha sürətli hərəkət edir. Günəş hər 200 milyon ildən bir nüvənin ətrafında bir inqilabı tamamlayır. Spiral qollar davamlı ulduz əmələ gəlmə prosesindən keçir.

Qalaktik halo disk və mərkəzi qabarıqla konsentrikdir və əsasən qlobular klasterlərin üzvləri olan və II əhali növünə aid olan ulduzlardan ibarətdir. Bununla belə, halodakı materialın çoxu görünməzdir və adi ulduzlarda ola bilməz, qaz və ya toz deyil. Beləliklə, halo ehtiva edir qaranlıq görünməz maddə. Peyk olan Böyük və Kiçik Magellan Buludlarının fırlanma sürətinin hesablanması süd Yolu, halonun tərkibindəki kütlənin diskdə müşahidə etdiyimiz kütlədən 10 dəfə çox olduğunu göstərin.

Günəş Orion Qolunda diskin mərkəzindən 2/3 məsafədə yerləşir. Onun disk müstəvisində (qalaktik ekvator) lokalizasiyası diskin ulduzlarını Yerdən dar zolaq şəklində görməyə imkan verir. Süd Yolu, bütün göy sferasını əhatə edir və səma ekvatoruna 63° bucaq altında maili olur. Qalaktika mərkəzi Oxatan bürcündə yerləşir, lakin ulduz işığını udmaqda olan tünd qaz və toz dumanlıqları səbəbindən görünən işıqda görünmür.

Bir ulduzun parlaqlığı və temperaturu haqqında məlumatlardan onun radiusunun hesablanması.

L – parlaqlıq (Lc = 1)

R – radius (Rc = 1)

T - Temperatur (Tc = 6000)

BİLET № 22

Ulduz qrupları. Ulduzlararası mühitin fiziki vəziyyəti.

Ulduz çoxluqları bir-birinə nisbətən yaxın yerləşən və kosmosda ümumi hərəkətlə birləşən ulduz qruplarıdır. Göründüyü kimi, demək olar ki, bütün ulduzlar fərdi deyil, qrup halında doğulur. Buna görə də, ulduz qrupları çox yaygın bir şeydir. Astronomlar ulduz klasterlərini öyrənməyi sevirlər, çünki çoxluqdakı bütün ulduzlar təxminən eyni zamanda və bizdən təxminən eyni məsafədə əmələ gəlib. Bu cür ulduzlar arasında parlaqlıqda hər hansı nəzərə çarpan fərq əsl fərqlərdir. Ulduz klasterlərini xassələrinin kütlədən asılılığı nöqteyi-nəzərindən öyrənmək xüsusilə faydalıdır - axı, bu ulduzların yaşı və Yerdən məsafəsi təxminən eynidir, ona görə də onlar bir-birindən yalnız öz xüsusiyyətlərinə görə fərqlənirlər. kütlə. Ulduz klasterlərinin iki növü var: açıq və qlobular. Açıq bir çoxluqda hər bir ulduz ayrıca görünür, onlar səmanın müəyyən hissəsində az və ya çox bərabər paylanır. Qlobular çoxluqlar, əksinə, ulduzlarla o qədər sıx doldurulmuş bir kürəyə bənzəyir ki, onun mərkəzində ayrı-ayrı ulduzlar fərqlənmir.

Açıq klasterlər 10-1000 ulduzdan ibarətdir, yaşlılardan çox gənc, ən qədiminin isə 100 milyon ildən çox yaşı var. Fakt budur ki, köhnə çoxluqlarda ulduzlar əsas ulduz dəstinə qarışana qədər tədricən bir-birindən uzaqlaşırlar. Cazibə qüvvəsi açıq klasterləri müəyyən qədər bir yerdə saxlasa da, onlar hələ də kifayət qədər kövrəkdirlər və başqa bir obyektin cazibə qüvvəsi onları parçalaya bilər.

Ulduzların əmələ gəldiyi buludlar bizim Qalaktikamızın diskində cəmləşib və açıq ulduz klasterlərinə məhz orada rast gəlinir.

Açıq klasterlərdən fərqli olaraq, qlobular çoxluqlar ulduzlarla (100 mindən 1 milyona qədər) sıx doldurulmuş kürələrdir. Tipik bir qlobular klasterin ölçüsü 20 ilə 400 işıq ili arasındadır.

Bu çoxluqların sıx yığılmış mərkəzlərində ulduzlar bir-birinə o qədər yaxındırlar ki, qarşılıqlı cazibə qüvvəsi onları bir-birinə bağlayır və yığcam ikili ulduzlar əmələ gətirir. Bəzən hətta ulduzların tam birləşməsi baş verir; Yaxınlaşdıqda, ulduzun xarici təbəqələri çökə bilər və mərkəzi nüvəni birbaşa görünüşə məruz qoyur. İkili ulduzlar qlobular çoxluqlarda başqa yerlərə nisbətən 100 dəfə çox rast gəlinir.

Qalaktikamızın ətrafında 200-ə yaxın qlobus ulduz klasteri bilirik, onlar Qalaktikanı əhatə edən halo boyunca yayılmışdır. Bütün bu klasterlər çox köhnədir və onlar Qalaktikanın özü ilə az-çox eyni vaxtda yaranıblar. Belə görünür ki, çoxluqlar Qalaktikanın yaradıldığı buludun hissələri daha kiçik parçalara ayrıldıqda yaranıb. Qlobulyar çoxluqlar dağılmır, çünki onların içindəki ulduzlar çox yaxın oturur və onların güclü qarşılıqlı cazibə qüvvələri çoxluğu sıx bir bütövlükdə birləşdirir.

Ulduzlar arasındakı boşluqda olan maddəyə (qaz və toz) ulduzlararası mühit deyilir. Onun böyük hissəsi Süd Yolunun spiral qollarında cəmləşib və onun kütləsinin 10%-ni təşkil edir. Bəzi ərazilərdə material nisbətən soyuqdur (100 K) və infraqırmızı şüalanma ilə aşkar edilir. Belə buludların tərkibində neytral hidrogen, molekulyar hidrogen və digər radikallar var ki, onların mövcudluğu radioteleskoplar vasitəsilə aşkar edilə bilər. Yüksək işıqlı ulduzların yaxınlığındakı ərazilərdə qazın temperaturu 1000-10000 K-ə çata bilər və hidrogen ionlaşır.

Ulduzlararası mühit çox nadirdir (sm 3-ə təxminən 1 atom). Bununla belə, sıx buludlarda maddənin konsentrasiyası orta səviyyədən 1000 dəfə yüksək ola bilər. Ancaq sıx buludda belə hər kub santimetrdə cəmi bir neçə yüz atom var. Ulduzlararası maddəni hələ də müşahidə edə bilməyimizin səbəbi onu böyük bir kosmos qalınlığında görməyimizdir. Hissəciklərin ölçüləri 0,1 mikrondur, onların tərkibində karbon və silikon var və supernova partlayışları nəticəsində soyuq ulduzların atmosferindən ulduzlararası mühitə daxil olurlar. Nəticədə qarışıq yeni ulduzlar əmələ gətirir. Ulduzlararası mühit zəif maqnit sahəsinə malikdir və kosmik şüaların axınları ilə nüfuz edir.

Günəş sistemimiz Qalaktikanın ulduzlararası maddənin sıxlığının qeyri-adi dərəcədə aşağı olduğu bir bölgədə yerləşir. Bu sahə Yerli Bubble adlanır; təxminən 300 işıq ili boyunca bütün istiqamətlərdə uzanır.

Başqa bir planetdə yerləşən müşahidəçi üçün Günəşin bucaq ölçülərinin hesablanması.

BİLET № 23

Qalaktikaların əsas növləri və onların fərqləndirici xüsusiyyətləri.

Qalaktikalar, ümumi kütləsi 1 milyondan 10 trilyona qədər olan ulduzlar, toz və qaz sistemləri. Günəşin kütləsi. Qalaktikaların əsl təbiəti yalnız 1920-ci illərdə açıqlandı. qızğın müzakirələrdən sonra. Bu vaxta qədər teleskopla müşahidə edildikdə, dumanlıqları xatırladan diffuz işıq ləkələrinə bənzəyirdilər, lakin yalnız 1920-ci illərdə ilk dəfə istifadə edilən Mount Wilson Rəsədxanasında 2,5 metrlik əks etdirən teleskopun köməyi ilə bunu əldə etmək mümkün idi. ayrılığın görüntüləri. Andromeda dumanlığında ulduzlar var və onun qalaktika olduğunu sübut edir. Eyni teleskop Hubble tərəfindən Andromeda dumanlığında Sefeidlərin dövrlərini ölçmək üçün istifadə edilmişdir. Bu dəyişən ulduzlar kifayət qədər yaxşı tədqiq edilmişdir ki, onlara olan məsafələr dəqiq müəyyən edilə bilər. Andromeda dumanlığına olan məsafə təqribəndir. 700 kpc, yəni. Qalaktikamızdan çox uzaqda yerləşir.

Qalaktikaların bir neçə növü var, əsasları spiral və elliptikdir. Habbl təsnifatı kimi əlifba və ədədi sxemlərdən istifadə etməklə onları təsnif etməyə cəhdlər edilmişdir, lakin bəzi qalaktikalar bu sxemlərə uyğun gəlmir, bu halda onlar ilk dəfə onları müəyyən edən astronomların (məsələn, Seyfert və Markarian) adlarını daşıyırlar. qalaktikalar) və ya təsnifat sxemlərinin əlifba sırası ilə təyin edilməsi (məsələn, N tipli və CD tipli qalaktikalar). Fərqli forması olmayan qalaktikalar nizamsız olaraq təsnif edilir. Qalaktikaların mənşəyi və təkamülü hələ tam başa düşülməyib. Spiral qalaktikalar ən yaxşı öyrənilənlərdir. Bunlara qaz, toz və ulduzların spiral qollarının çıxdığı parlaq nüvəsi olan obyektlər daxildir. Əksər spiral qalaktikalarda nüvənin əks tərəflərindən çıxan 2 qolu var. Bir qayda olaraq, onların içindəki ulduzlar gəncdir. Bunlar normal spirallardır. İki qolun daxili uclarını birləşdirən mərkəzi ulduz körpüsü olan çarpaz spirallər də var. Bizim G. də spiral tipə aiddir. Demək olar ki, bütün spiral qazların kütlələri 1 ilə 300 milyard günəş kütləsi arasındadır. Kainatdakı bütün qalaktikaların təxminən dörddə üçünü təşkil edir elliptik. Onlar gözə çarpan spiral quruluşa malik olmayan elliptik bir forma malikdirlər. Onların forması demək olar ki, sferikdən siqar formasına qədər dəyişə bilər. Onlar ölçü baxımından çox müxtəlifdir - kütləsi bir neçə milyon günəş kütləsi olan cırtdanlardan tutmuş, 10 trilyon günəş kütləsi olan nəhənglərə qədər. Ən böyük məlum - CD tipli qalaktikalar. Onların bir-birinə nisbətən sürətlə hərəkət edən böyük bir nüvəsi və ya bəlkə də bir neçə nüvəsi var. Bunlar çox vaxt kifayət qədər güclü radio mənbələridir. Markarian qalaktikaları 1967-ci ildə sovet astronomu Veniamin Markarian tərəfindən müəyyən edilmişdir. Onlar ultrabənövşəyi diapazonda güclü şüalanma mənbələridir. Qalaktikalar N tipli ulduza bənzər, zəif işıqlı nüvəyə malikdir. Onlar həmçinin güclü radio mənbələridir və kvazarlara çevrildikləri güman edilir. Fotoda Seyfert qalaktikaları adi spirallərə bənzəyir, lakin çox parlaq nüvəyə və geniş və parlaq emissiya xətlərinə malik spektrlərə malikdir ki, bu da onların nüvələrində böyük miqdarda sürətlə fırlanan isti qazın olduğunu göstərir. Bu tip Qalaktikalar 1943-cü ildə Amerika astronomu Karl Seyfert tərəfindən kəşf edilmişdir.Optik olaraq müşahidə edilən və eyni zamanda güclü radiomənbələr olan qalaktikalara radioqalaktikalar deyilir. Bunlara Seyfert qalaktikaları, cD və N tipli qalaktikalar və bəzi kvazarlar daxildir. Radioqalaktikaların enerji yaratma mexanizmi hələ başa düşülməyib.

“Məktəb Astronomiya Təqvimi”nə əsasən Saturn planetinin görünmə şəraitinin müəyyən edilməsi.

BİLET № 24

Kainatın quruluşu və təkamülü haqqında müasir fikirlərin əsasları.

20-ci əsrdə Kainatın vahid bütövlükdə başa düşülməsinə nail olundu. İlk mühüm addım 1920-ci illərdə, alimlərin Qalaktikamız olan Süd Yolu milyonlarla qalaktikadan, Günəşin isə Süd Yolundaki milyonlarla ulduzdan biri olduğu qənaətinə gəldikdə atıldı. Qalaktikalar üzərində aparılan sonrakı tədqiqatlar göstərdi ki, onlar Süd yolundan uzaqlaşırlar və nə qədər uzaqda olsalar, bu sürət bir o qədər çox olur (spektrindəki qırmızı sürüşmə ilə ölçülür). Deməli, biz yaşayırıq genişlənən kainat. Qalaktikaların tənəzzülü Hubble qanununda öz əksini tapıb, buna görə qalaktikanın qırmızı yerdəyişməsi ona olan məsafəyə mütənasibdir.Bundan başqa, ən böyük miqyasda, yəni. qalaktikaların superklasterləri səviyyəsində Kainat hüceyrə quruluşuna malikdir. Müasir kosmologiya (Kainatın təkamülünün tədqiqi) iki postulata əsaslanır: Kainat homojen və izotropdur.

Kainatın bir neçə modeli var.

Eynşteyn-de Sitter modelində Kainatın genişlənməsi qeyri-müəyyən müddətə davam edir; statik modeldə Kainat genişlənmir və təkamül etmir; pulsasiya edən Kainatda genişlənmə və daralma dövrləri təkrarlanır. Bununla belə, statik model ən az ehtimal olunur; təkcə Hubble qanunu deyil, həm də 1965-ci ildə kəşf edilmiş fon kosmik mikrodalğalı fon radiasiyası (yəni ilkin genişlənən isti dördölçülü sferadan radiasiya) bunun əleyhinə danışır.

Bəzi kosmoloji modellər aşağıda qeyd olunan “isti kainat” nəzəriyyəsinə əsaslanır.

Fridmanın Eynşteyn tənliklərinin həllinə uyğun olaraq, 10-13 milyard il əvvəl, zamanın başlanğıc anında Kainatın radiusu sıfıra bərabər idi. Kainatın bütün enerjisi, bütün kütləsi sıfır həcmdə cəmləşmişdi. Enerji sıxlığı sonsuzdur və maddənin sıxlığı da sonsuzdur. Belə bir vəziyyət sinqulyar adlanır.

1946-cı ildə Corc Qamov və onun həmkarları fiziki nəzəriyyə hazırladılar ilkin mərhələ Kainatın genişlənməsi, orada mövcudluğunu izah edir kimyəvi elementlərçox yüksək temperatur və təzyiqlərdə sintez. Buna görə də Qamov nəzəriyyəsinə görə genişlənmənin başlanğıcı “Böyük Partlayış” adlandırıldı. Qamovun həmmüəllifləri R.Alfer və Q.Bethe idi, ona görə də bu nəzəriyyə bəzən “α, β, γ nəzəriyyəsi” adlanır.

Kainat sonsuz sıxlıq vəziyyətindən genişlənir. Tək bir vəziyyətdə fizikanın normal qanunları tətbiq edilmir. Görünür hər şey əsas qarşılıqlı təsirlər belə yüksək enerjilərdə onlar bir-birindən fərqlənmirlər. Fizika qanunlarının tətbiqi haqqında danışmaq Kainatın hansı radiusundan məntiqlidir? Cavab Plank uzunluğundandır:

Zaman anından başlayaraq t p = R p /c = 5*10 -44 s (c işıq sürətidir, h Plank sabitidir). Çox güman ki, t P vasitəsilə qravitasiya qarşılıqlı təsiri qalan hissələrdən ayrıldı. Nəzəri hesablamalara görə, ilk 10-36 saniyə ərzində Kainatın temperaturu 10 28 K-dən çox olduqda, vahid həcmə düşən enerji sabit qaldı və Kainat işıq sürətini əhəmiyyətli dərəcədə üstələyən bir sürətlə genişləndi. Bu fakt nisbilik nəzəriyyəsinə zidd deyil, çünki belə sürətlə genişlənən maddə deyil, kosmosun özü idi. Bu təkamül mərhələsi adlanır inflyasiya. From müasir nəzəriyyələr kvant fizikası belə nəticəyə gəlir ki, bu zaman güclü nüvə qarşılıqlı təsiri elektromaqnit və zəif olanlardan ayrılır. Nəticədə buraxılan enerji Kainatın 10-33 saniyəlik kiçik bir müddət ərzində bir atom ölçüsündən Günəş sisteminin ölçüsünə qədər artan fəlakətli genişlənməsinə səbəb oldu. Eyni zamanda, tanış elementar hissəciklər və bir qədər az sayda antihissəciklər meydana çıxdı. Maddə və şüalanma hələ də termodinamik tarazlıqda idi. Bu dövr adlanır radiasiya təkamül mərhələsi. 5∙10 12 K temperaturda mərhələ başa çatdı rekombinasiya: demək olar ki, bütün proton və neytronlar məhv olub, fotonlara çevrilir; Yalnız kifayət qədər antihissəcikləri olmayanlar qaldı. Antihissəciklərlə müqayisədə hissəciklərin ilkin artıqlığı onların sayının milyardda birini təşkil edir. Müşahidə olunan Kainatın mahiyyəti əsasən bu “artıq” maddədən ibarətdir. Bir neçə saniyə sonra Böyük partlayış mərhələ başlayıb ilkin nukleosintez, təxminən üç dəqiqə davam edən deyterium və helium nüvələri yarandıqda; sonra Kainatın sakit genişlənməsi və soyuması başladı.

Partlayışdan təxminən bir milyon il sonra maddə ilə radiasiya arasındakı tarazlıq pozuldu, sərbəst proton və elektronlardan atomlar əmələ gəlməyə başladı və radiasiya sanki şəffaf mühitdən keçərək maddədən keçməyə başladı. Məhz bu şüalanma relikt şüalanma adlanırdı, onun temperaturu təqribən 3000 K idi. Hazırda 2,7 K temperaturlu fon qeydə alınır.Relikt fon şüalanması 1965-ci ildə aşkar edilmişdir. İçəridə olduğu ortaya çıxdı yüksək dərəcə izotrop və onun mövcudluğu isti genişlənən Kainat modeli ilə təsdiqlənir. sonra ilkin nukleosintez maddə öz-özünə təkamül etməyə başladı, inflyasiya mərhələsində Heisenberg qeyri-müəyyənlik prinsipinə uyğun olaraq əmələ gələn maddənin sıxlığının dəyişməsi səbəbindən protoqalaktikalar meydana çıxdı. Sıxlığın orta səviyyədən bir qədər yüksək olduğu yerlərdə cazibə mərkəzləri əmələ gəlir; maddə onlardan daha sıx ərazilərə keçdikcə aşağı sıxlıqlı ərazilər getdikcə daha nadir hala gəlirdi. Demək olar ki, homojen mühit beləcə ayrı-ayrı protoqalaktikalara və onların çoxluqlarına bölündü və yüz milyonlarla il sonra ilk ulduzlar peyda oldu.

Kosmoloji modellər belə nəticəyə gətirib çıxarır ki, Kainatın taleyi yalnız onu dolduran maddənin orta sıxlığından asılıdır. Əgər müəyyən bir kritik sıxlıqdan aşağı olarsa, Kainatın genişlənməsi əbədi olaraq davam edəcəkdir. Bu seçim "açıq kainat" adlanır. Sıxlıq kritik səviyyəyə bərabər olduqda, düz Kainatı da oxşar inkişaf ssenarisi gözləyir. İllərin googolunda ulduzlardakı bütün maddələr sönəcək və qalaktikalar qaranlığa qərq olacaq. Yalnız planetlər, ağ və qəhvəyi cırtdanlar qalacaq və onların arasında toqquşmalar olduqca nadir olacaq.

Lakin bu halda da metaqalaktika əbədi deyil. Qarşılıqlı təsirlərin böyük birləşməsi nəzəriyyəsi doğrudursa, 10-40 ildən sonra keçmiş ulduzları təşkil edən proton və neytronlar çürüyəcək. Təxminən 10100 ildən sonra nəhəng qara dəliklər buxarlanacaq. Dünyamızda bir-birindən böyük məsafələrlə ayrılmış yalnız elektronlar, neytrinolar və fotonlar qalacaq. Müəyyən mənada bu, zamanın sonu olacaq.

Əgər Kainatın sıxlığı çox yüksək olarsa, o zaman dünyamız bağlanacaq və genişlənmə gec-tez fəlakətli sıxılma ilə əvəz olunacaq. Kainat öz həyatını qravitasiya çöküşü ilə başa vuracaq, müəyyən mənada bu daha da pisdir.

Məlum paralaksdan istifadə edərək ulduza olan məsafənin hesablanması.

Boğulduğumuz məlumat dənizindən, özünü məhv etməkdən başqa, başqa bir çıxış yolu var. Kifayət qədər geniş dünyagörüşünə malik ekspertlər müəyyən bir sahədə əsas faktları qısa şəkildə ümumiləşdirən yenilənmiş qeydlər və ya xülasələr yarada bilərlər. Sergey Popovun astrofizika ilə bağlı ən vacib məlumatların belə toplusunu yaratmaq cəhdini təqdim edirik.

S. Popov. Foto: I. Yarovaya

Məşhur inancın əksinə olaraq, SSRİ-də məktəbdə astronomiya tədrisi ən yaxşı səviyyədə deyildi. Rəsmi olaraq bu fən kurrikulumda idi, amma reallıqda astronomiya bütün məktəblərdə tədris olunmurdu. Çox vaxt dərslər keçirilsə belə, müəllimlər onlardan istifadə edirdilər əlavə dərslərəsas fənləri üzrə (əsasən fizika). Çox az hallarda isə tədris məktəblilərə dünya haqqında adekvat təsəvvür formalaşdırmaq üçün kifayət qədər keyfiyyətli idi. Bundan əlavə, astrofizika son onilliklərdə ən sürətlə inkişaf edən elmlərdən biridir, yəni. Yetkinlərin 30-40 il əvvəl məktəbdə aldıqları astrofizika bilikləri xeyli köhnəlmişdir. Onu da əlavə edək ki, indi məktəblərdə astronomiya demək olar ki, yoxdur. Nəticədə, əksər insanlar dünyanın Günəş sisteminin planetlərinin orbitlərindən daha böyük miqyasda necə işlədiyinə dair kifayət qədər qeyri-müəyyən bir təsəvvürə sahibdirlər.

Spiral qalaktika NGC 4414

Veronikanın tükləri bürcündə qalaktikalar çoxluğu

Fomalhaut ulduzunun ətrafındakı planet

Belə bir vəziyyətdə mənə elə gəlir ki, “Çox qısa kurs astronomiya”. Yəni, dünyanın müasir astronomik mənzərəsinin əsaslarını təşkil edən əsas faktları işıqlandırmaq. Əlbəttə ki, müxtəlif mütəxəssislər əsas anlayış və hadisələrin bir qədər fərqli dəstlərini seçə bilərlər. Amma bir neçə olsa yaxşıdır yaxşı versiyalar. Hər şeyin bir mühazirədə təqdim edilməsi və ya bir qısa məqaləyə sığdırılması vacibdir. Və sonra maraqlananlar biliklərini genişləndirə və dərinləşdirə biləcəklər.

Özümə astrofizikada bir standart A4 səhifəsinə (boşluqlarla təqribən 3000 simvol) sığacaq ən vacib anlayışlar və faktlar toplusunu hazırlamaq vəzifəsini qoydum. Belə olan halda, təbii ki, insanın Yerin Günəş ətrafında fırlandığını bildiyi və tutulmaların və fəsillərin dəyişməsinin niyə baş verdiyini anladığı güman edilir. Yəni tam “uşaq” faktlar siyahıya daxil edilməyib.

Ulduz əmələ gətirən bölgə NGC 3603

Planet dumanlığı NGC 6543

Supernova qalığı Cassiopeia A

Təcrübə göstərdi ki, siyahıdakı hər şeyi təxminən bir saatlıq mühazirədə (və ya sualların cavablarını nəzərə alaraq məktəbdə bir neçə dərsdə) təqdim etmək olar. Təbii ki, bir saat yarım ərzində dünyanın quruluşu haqqında sabit mənzərəni formalaşdırmaq mümkün deyil. Bununla birlikdə, ilk addım atılmalıdır və burada Kainatın quruluşunun əsas xüsusiyyətlərini ortaya qoyan bütün əsas məqamları özündə cəmləşdirən belə bir "böyük vuruşlarda araşdırma" kömək etməlidir.

Hubble Kosmik Teleskopu tərəfindən əldə edilən və http://heritage.stsci.edu və http://hubble.nasa.gov saytlarından götürülmüş bütün şəkillər

1. Günəş bizim Qalaktikamızın kənarında yerləşən adi bir ulduzdur (təxminən 200-400 milyarddan biri) - ulduzlar sistemi və onların qalıqları, ulduzlararası qaz, toz və qaranlıq maddə. Qalaktikada ulduzlar arasındakı məsafə adətən bir neçə işıq ili olur.

2. Günəş sistemi Plutonun orbitindən kənara çıxır və Günəşin cazibə təsirinin yaxınlıqdakı ulduzların təsiri ilə müqayisə edildiyi yerdə bitir.

3. Ulduzlar bu gün də ulduzlararası qaz və tozdan əmələ gəlməyə davam edir. Ulduzlar həyatları boyunca və ömürlərinin sonunda sintez edilmiş elementlərlə zənginləşdirilmiş maddələrinin bir hissəsini ulduzlararası kosmosa atırlar. Bu günlərdə kainatın kimyəvi tərkibi belə dəyişir.

4. Günəş inkişaf edir. Onun yaşı 5 milyard ildən azdır. Təxminən 5 milyard ildən sonra onun nüvəsindəki hidrogen tükənəcək. Günəş qırmızı nəhəngə, sonra isə ağ cırtdana çevriləcək. Kütləvi ulduzlar ömürlərinin sonunda partlayaraq geridə neytron ulduzu və ya qara dəlik qoyurlar.

5. Qalaktikamız bir çox belə sistemlərdən biridir. Görünən kainatda təxminən 100 milyard böyük qalaktika var. Onlar kiçik peyklərlə əhatə olunub. Qalaktikanın ölçüsü təxminən 100.000 işıq ilidir. Ən yaxın böyük qalaktika təxminən 2,5 milyon işıq ili uzaqlıqdadır.

6. Planetlər təkcə Günəş ətrafında deyil, digər ulduzların ətrafında da mövcuddur, onlara ekzoplanetlər deyilir. Planet sistemləri eyni deyil. İndi biz 1000-dən çox ekzoplanet bilirik. Göründüyü kimi, bir çox ulduzun planetləri var, ancaq kiçik bir hissəsi həyat üçün uyğun ola bilər.

7. Bildiyimiz kimi dünyanın yaşı məhduddur - 14 milyard ildən azdır. Başlanğıcda maddə çox sıx və isti vəziyyətdə idi. Adi maddənin hissəcikləri (protonlar, neytronlar, elektronlar) mövcud deyildi. Kainat genişlənir və inkişaf edir. Sıx isti vəziyyətdən genişlənmə zamanı kainat soyudu və sıxlığı azaldı və adi hissəciklər meydana çıxdı. Sonra ulduzlar və qalaktikalar yarandı.

8. İşığın sonlu sürəti və müşahidə edilə bilən kainatın məhdud yaşı səbəbindən müşahidə üçün bizə yalnız sonlu kosmos bölgəsi çatır, lakin fiziki dünya bu sərhəddə bitmir. Böyük məsafələrdə, işığın sonlu sürətinə görə biz cisimləri uzaq keçmişdə olduğu kimi görürük.

9. Həyatda rastlaşdığımız (və bizdən ibarət olan) kimyəvi elementlərin çoxu ulduzlarda həyatları zamanı termonüvə reaksiyaları nəticəsində və ya kütləvi ulduzların həyatının son mərhələlərində - fövqəlnova partlayışlarında yaranmışdır. Ulduzlar yaranmazdan əvvəl adi maddə ilk növbədə hidrogen (ən bol element) və helium şəklində mövcud idi.

10. Adi maddə kainatın ümumi sıxlığının yalnız bir neçə faizini təşkil edir. Kainatın sıxlığının təxminən dörddə biri qaranlıq maddənin hesabınadır. Bir-biri ilə və adi maddə ilə zəif qarşılıqlı əlaqədə olan hissəciklərdən ibarətdir. Hələlik biz yalnız qaranlıq maddənin qravitasiya təsirini müşahidə edirik. Kainatın sıxlığının təxminən 70 faizi qaranlıq enerji hesabınadır. Bunun sayəsində kainatın genişlənməsi getdikcə daha sürətlə gedir. Qaranlıq enerjinin təbiəti aydın deyil.

1. Sirius, Günəş, Alqol, Alpha Kentavr, Albireo. Bu siyahıda əlavə obyekt tapın və qərarınızı izah edin. Həll:Əlavə obyekt Günəşdir. Bütün digər ulduzlar ikiqat və ya çoxludur. Onu da qeyd etmək olar ki, Günəş siyahıda ətrafında planetlərin kəşf edildiyi yeganə ulduzdur. 2. Marsın atmosferinin kütləsinin Yer atmosferinin kütləsindən 300 dəfə, Marsın radiusunun isə Yerin radiusundan təqribən 2 dəfə az olduğu məlum olarsa, onun səthindəki atmosfer təzyiqinin dəyərini hesablayın. Həll: Marsın bütün atmosferinin səthdəki sıxlığa bərabər olan sabit sıxlığın səthə yaxın qatında toplandığını fərz etsək, sadə, lakin kifayət qədər dəqiq bir qiymətləndirmə əldə etmək olar. Sonra təzyiqi hesablamaq olar tanınmış formula, Marsın səthinə yaxın atmosferin sıxlığı haradadır, səthdə cazibə qüvvəsinin sürətlənməsidir və belə bir homojen atmosferin hündürlüyüdür. Belə bir atmosfer olduqca incə olacaq, buna görə hündürlüklə dəyişikliklər laqeyd qala bilər. Eyni səbəbdən, atmosferin kütləsi planetin radiusunun harada olduğu kimi göstərilə bilər. Planetin kütləsi haradadır, onun radiusu və cazibə sabiti olduğu üçün təzyiq ifadəsi formada yazıla bilər Nisbət planetin sıxlığına mütənasibdir, buna görə də səthdəki təzyiq mütənasibdir. Aydındır ki, eyni mülahizəni Yerə də tətbiq etmək olar. Yerin və Marsın orta sıxlıqları - iki yer planeti yaxın olduğundan, planetin orta sıxlığından asılılığı laqeyd etmək olar. Marsın radiusu Yerin radiusundan təxminən 2 dəfə kiçikdir, buna görə də Marsın səthindəki atmosfer təzyiqi Yerinki kimi qiymətləndirilə bilər, yəni. təxminən kPa (əslində təxminən kPa). 3. Məlumdur ki, Yerin öz oxu ətrafında fırlanmasının bucaq sürəti zamanla azalır. Niyə? Həll: Ay və günəş gelgitlərinin (okeanda, atmosferdə və litosferdə) mövcudluğuna görə. Tidal donqarlar Yerin səthi boyunca öz oxu ətrafında fırlanma istiqamətinə əks istiqamətdə hərəkət edir. Yerin səthində gelgit donqarlarının hərəkəti sürtünmə olmadan baş verə bilmədiyi üçün gelgit donqarları Yerin fırlanmasını ləngidir. 4. Martın 21-də gün harada daha uzundur: Sankt-Peterburqda, yoxsa Maqadanda? Niyə? Maqadanın eni. Həll: Günün uzunluğu Günəşin gün ərzində orta enişi ilə müəyyən edilir. Martın 21-i yaxınlığında Günəşin meyli zaman keçdikcə artır, buna görə də 21 Martın gec baş verdiyi yerdə gün daha uzun olacaq. Maqadan Sankt-Peterburqun şərqində yerləşir, buna görə də 21 martda Sankt-Peterburqda günün uzunluğu daha uzun olacaq. 5. M87 qalaktikasının nüvəsində Günəş kütləsi olan qara dəlik yerləşir. Qara dəliyin cazibə radiusunu (qaçış sürətinin işığın sürətinə bərabər olduğu mərkəzdən məsafə), həmçinin qravitasiya radiusu daxilində maddənin orta sıxlığını tapın. Həll:İkinci qaçış sürəti (həmçinin qaçış sürəti və ya parabolik sürət kimi də tanınır) kosmik bədən düsturu ilə hesablana bilər: harada