Pitanja.

1. Prividno kretanje svjetiljki kao posljedica njihovog vlastitog kretanja u svemiru, rotacije Zemlje i njene revolucije oko Sunca.
2. Principi određivanja geografskih koordinata iz astronomskih posmatranja (str. 4 str. 16).
3. Razlozi za promenu faza Meseca, uslovi za pojavu i učestalost pomračenja Sunca i Meseca (str. 6, st. 1,2).
4. Osobine dnevnog kretanja Sunca na različitim geografskim širinama u različito doba godine (str.4 str. 2, str. 5).
5. Princip rada i namena teleskopa (str. 2).
6. Metode za određivanje udaljenosti do tijela Sunčevog sistema i njihovih veličina (Ap. 12).
7. Mogućnosti spektralne analize i ekstraatmosferskih opservacija za proučavanje prirode nebeskih tijela (str. 14, „Fizika“ str. 62).
8. Najvažniji pravci i zadaci istraživanja i istraživanja svemira.
9. Keplerov zakon, njegovo otkriće, značaj, granice primenljivosti (str. 11).
10. Glavne karakteristike zemaljskih planeta, džinovskih planeta (str. 18, 19).
11. Osobine Mjeseca i planetarnih satelita (str. 17-19).
12. Komete i asteroidi. Osnovne ideje o nastanku Sunčevog sistema (str. 20, 21).
13. Sunce je kao tipična zvezda. Glavne karakteristike (str. 22).
14. Najvažnije manifestacije sunčeve aktivnosti. Njihova povezanost sa geografskim pojavama (str. 22, stav 4).
15. Metode za određivanje udaljenosti do zvijezda. Jedinice udaljenosti i veze između njih (str. 23).
16. Osnovne fizičke karakteristike zvijezda i njihovi odnosi (str. 23, stav 3).
17. Fizičko značenje Stefan-Boltzmannovog zakona i njegova primena za određivanje fizičkih karakteristika zvezda (str. 24, stav 2).
18. Promjenljive i nestacionarne zvijezde. Njihov značaj za proučavanje prirode zvezda (str. 25).
19. Binarne zvijezde i njihova uloga u određivanju fizičkih karakteristika zvijezda.
20. Evolucija zvijezda, njeni stadijumi i završni stadijumi (str. 26).
21. Sastav, struktura i veličina naše Galaksije (str. 27 stav 1).
22. Zvezdana jata, fizičko stanje međuzvjezdanog medija (str. 27 str. 2, str. 28).
23. Glavne vrste galaksija i njihove karakteristične karakteristike(str. 29).
24. Osnove modernih ideja o strukturi i evoluciji Univerzuma (str. 30).

Praktični zadaci.

1. Zadatak mape zvijezda.
2. Određivanje geografske širine.
3. Određivanje deklinacije zvijezde prema geografskoj širini i visini.
4. Proračun veličine svjetiljke pomoću paralakse.
5. Uslovi vidljivosti Mjeseca (Venera, Mars) prema školskom astronomskom kalendaru.
6. Proračun orbitalnog perioda planeta na osnovu Keplerovog 3. zakona.

Odgovori.

Ulaznica broj 1. Zemlja čini složena kretanja: rotira oko svoje ose (T=24 sata), kreće se oko Sunca (T=1 godina), rotira sa Galaksijom (T=200 hiljada godina). Iz ovoga se može vidjeti da se sva opažanja napravljena sa Zemlje razlikuju po svojim prividnim putanjama. Planete se dijele na unutrašnje i vanjske (unutrašnje: Merkur, Venera; vanjske: Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun i Pluton). Sve ove planete kruže na isti način kao i Zemlja oko Sunca, ali se zahvaljujući kretanju Zemlje može posmatrati petljasto kretanje planeta (kalendar, str. 36). Zbog složenog kretanja Zemlje i planeta nastaju različite planetarne konfiguracije.

Komete i meteoritska tijela kreću se eliptičnim, paraboličnim i hiperboličnim putanjama.

Ulaznica broj 2. postoje 2 geografske koordinate: geografska širina i geografska dužina. Astronomija kao praktična nauka omogućava pronalaženje ovih koordinata (slika „visina svjetiljke na gornjoj kulminaciji“). Visina nebeskog pola iznad horizonta jednaka je geografskoj širini mjesta posmatranja. Geografsku širinu mjesta posmatranja možete odrediti po visini zvijezde na gornjoj kulminaciji ( Climax- trenutak prolaska svjetiljke kroz meridijan) prema formuli:

h = 90° - j + d,

gdje je h visina zvijezde, d je deklinacija, j je geografska širina.

Geografska dužina je druga koordinata, mjerena od početnog meridijana Griniča prema istoku. Zemlja je podijeljena na 24 vremenske zone, vremenska razlika je 1 sat. Razlika u lokalnom vremenu jednaka je razlici u geografskoj dužini:

l m - l Gr = t m - t Gr

Lokalno vrijeme- ovo je solarno vrijeme na datom mjestu na Zemlji. U svakom trenutku lokalno vrijeme različito, pa ljudi žive po zonskom vremenu, odnosno prema vremenu prosječnog meridijana date zone. Datumska linija je na istoku (Beringov moreuz).

Ulaznica broj 3. Mjesec se kreće oko Zemlje u istom smjeru u kojem Zemlja rotira oko svoje ose. Odraz ovog kretanja, kao što znamo, je vidljivo kretanje Mjeseca na pozadini zvijezda prema rotaciji neba. Mjesec se svakog dana pomjera na istok u odnosu na zvijezde za oko 13°, a nakon 27,3 dana vraća se na iste zvijezde, opisujući puni krug na nebeskoj sferi.

Prividno kretanje Mjeseca je praćeno kontinuiranom promjenom njegovog izgleda - promjenom faza. To se dešava zato što Mjesec zauzima različite položaje u odnosu na Sunce i Zemlju koji ga obasjavaju.

Kada nam se Mjesec čini kao uski polumjesec, ostatak njegovog diska također lagano svijetli. Ova pojava se naziva pepeljasto svjetlo i objašnjava se činjenicom da Zemlja osvjetljava noćnu stranu Mjeseca reflektovanom sunčevom svjetlošću.

Zemlja i Mjesec, obasjani Suncem, bacaju senke i čunjeve polusenke. Kada Mjesec u potpunosti ili djelomično padne u Zemljinu sjenu, dolazi do potpunog ili djelomičnog pomračenja Mjeseca. Sa Zemlje je istovremeno vidljiv svuda gde je Mesec iznad horizonta. Faza potpune pomračenja Mjeseca traje sve dok Mjesec ne počne izlaziti iz Zemljine sjene i može trajati do 1 sat i 40 minuta. Sunčevi zraci, prelomljeni u Zemljinoj atmosferi, padaju u stožac Zemljine sjene. Atmosfera u ovom slučaju snažno apsorbira plave i susjedne zrake, a u konus prenosi uglavnom crvene. Zbog toga Mjesec, tokom velike faze pomračenja, postaje crvenkast i ne nestaje u potpunosti. Pomračenja Mjeseca se dešavaju ranije tri puta godinu dana i, naravno, samo na punom mesecu.

Pomračenje Sunca kao potpuno je vidljivo samo tamo gdje na Zemlju padne tačka mjesečeve sjene, a prečnik mrlje ne prelazi 250 km. Kako se Mjesec kreće kroz svoju orbitu, njegova senka se kreće preko Zemlje od zapada prema istoku, prateći sukcesivno uski pojas potpune pomračenja. Tamo gde polusna Meseca pada na Zemlju, primećuje se delimično pomračenje Sunca.

Zbog neznatne promjene udaljenosti Zemlje od Mjeseca i Sunca, prividni ugaoni prečnik je ponekad nešto veći, ponekad nešto manji od solarnog, ponekad jednak. U prvom slučaju, potpuno pomračenje Sunca traje do 7 minuta i 40 sekundi, u drugom Mesec ne pokrije u potpunosti Sunce, au trećem samo jedan trenutak.

Može biti od 2 do 5 pomračenja Sunca u godini, u ovom drugom slučaju su svakako djelomične.

Ulaznica broj 4. Tokom godine Sunce se kreće duž ekliptike. Ekliptica prolazi kroz 12 zodijačkih sazvežđa. Tokom dana, Sunce se, poput obične zvijezde, kreće paralelno sa nebeskim ekvatorom
(-23°27¢ £ d £ +23°27¢). Ova promjena deklinacije je uzrokovana nagibom zemljine ose na orbitalnu ravan.

Na geografskoj širini tropa Raka (jug) i Jarca (sjever), Sunce je u zenitu u danima ljetnog i zimskog solsticija.

Na Sjevernom polu Sunce i zvijezde ne zalaze između 21. marta i 22. septembra. Polarna noć počinje 22. septembra.

Ulaznica broj 5. Teleskopi dolaze u dvije vrste: reflektirajući teleskop i prelamajući teleskop (slike).

Pored optičkih teleskopa, postoje i radio teleskopi, koji su uređaji koji snimaju svemirsko zračenje. Radio teleskop je parabolična antena prečnika oko 100 m. Prirodne formacije, poput kratera ili planinskih padina, koriste se kao ležište za antenu. Radio emisija omogućava istraživanje planeta i zvjezdanih sistema.

Ulaznica broj 6. Horizontalna paralaksa je ugao pod kojim je poluprečnik Zemlje vidljiv sa planete, okomito na liniju vida.

p² - paralaksa, r² - ugaoni radijus, R - poluprečnik Zemlje, r - poluprečnik svetiljke.

Danas se za određivanje udaljenosti do svjetiljki koriste radarske metode: oni šalju radio signal planeti, signal se reflektuje i snima prijemnom antenom. Poznavajući vrijeme putovanja signala, udaljenost se određuje.

Ulaznica broj 7. Spektralna analiza je suštinski alat za istraživanje svemira. Spektralna analiza je metoda kojom se utvrđuje hemijski sastav nebeskih tijela, njihova temperatura, veličina, struktura, udaljenost do njih i brzina njihovog kretanja. Spektralna analiza se vrši pomoću spektrografa i spektroskopa. Koristeći spektralnu analizu, određen je hemijski sastav zvijezda, kometa, galaksija i tijela Sunčevog sistema, budući da je u spektru svaka linija ili skup linija karakterističan za element. Intenzitet spektra se može koristiti za određivanje temperature zvijezda i drugih tijela.

Na osnovu njihovog spektra, zvijezde se pripisuju jednoj ili drugoj spektralnoj klasi. Iz spektralnog dijagrama možete odrediti prividnu veličinu zvijezde, a zatim pomoću formula:

M = m + 5 + 5log p

log L = 0,4(5 - M)

pronaći apsolutnu magnitudu, sjaj, a time i veličinu zvijezde.

Koristeći Doplerovu formulu

Stvaranje modernih svemirskih stanica, brodova za višekratnu upotrebu, kao i lansiranje svemirskih letjelica na planete (Vega, Mars, Luna, Voyager, Hermes) omogućilo je postavljanje teleskopa na njih, preko kojih se ove svjetiljke mogu posmatrati izbliza bez atmosferskih uticaja. smetnje.

Ulaznica broj 8. Početak svemirskog doba postavili su radovi ruskog naučnika K. E. Ciolkovskog. Predložio je korištenje mlaznih motora za istraživanje svemira. On je prvi predložio ideju upotrebe višestepenih raketa za lansiranje svemirskih letelica. Rusija je bila pionir u ovom konceptu. Prvi veštački Zemljin satelit lansiran je 4. oktobra 1957. godine, prvi prelet Meseca fotografisanjem - 1959., prvi let sa ljudskom posadom - 12. aprila 1961. Prvi američki let na Mesec - 1964., lansiranje svemirskih brodova i svemira stanice .

1. Naučni ciljevi:

• ljudsko prisustvo u svemiru;
• Istraživanje svemira;
• razvoj tehnologija svemirskih letova;

1. Vojne svrhe (zaštita od nuklearnog napada);
2. Telekomunikacije (satelitske komunikacije koje se provode pomoću komunikacijskih satelita);
3. Vremenske prognoze, predviđanje prirodnih katastrofa (meteo sateliti);
4. Ciljevi proizvodnje:

• traženje minerala;
• monitoring životne sredine.

Ulaznica broj 9. Zasluga otkrivanja zakona planetarnog kretanja pripada izvanrednom naučniku Johanesu Kepleru.

Prvi zakon. Svaka planeta se okreće u elipsi, sa Suncem u jednom od fokusa.

Drugi zakon. (zakon oblasti). Radijus vektor planete opisuje jednaka područja u jednakim vremenskim periodima. Iz ovog zakona proizilazi da je brzina planete kada se kreće po svojoj orbiti, što je bliža Suncu, to je veća.

Treći zakon. Kvadrati sideričnih perioda planeta povezani su kao kocke velikih poluosi njihovih orbita.

Ovaj zakon je omogućio da se utvrde relativne udaljenosti planeta od Sunca (u jedinicama velike poluose Zemljine orbite), budući da su zvezdani periodi planeta već bili izračunati. Velika poluosa Zemljine orbite uzima se kao astronomska jedinica (AU) udaljenosti.

Ulaznica broj 10. Plan:

1. Navedite sve planete;
2. Podjela (zemaljske planete: Merkur, Mars, Venera, Zemlja, Pluton; i džinovske planete: Jupiter, Saturn, Uran, Neptun);
3. Razgovarajte o karakteristikama ovih planeta na osnovu tabele. 5 (str. 144);
4. Navedite glavne karakteristike ovih planeta.

Ulaznica broj 11 . Plan:

1. Fizički uslovi na Mesecu (veličina, masa, gustina, temperatura);

Mjesec je po masi 81 puta manji od Zemlje, prosječna gustina mu je 3300 kg/m 3, odnosno manja od Zemljine. Na Mjesecu nema atmosfere, samo tanka ljuska prašine. Ogromne razlike u temperaturi Mesečeve površine od dana do noći objašnjavaju se ne samo odsustvom atmosfere, već i trajanjem lunarnog dana i lunarne noći, što odgovara našim dvema nedeljama. Temperatura u podsolarnoj tački Mjeseca dostiže +120°C, a na suprotnoj tački noćne hemisfere - 170°C.

1. Reljef, mora, krateri;
2. Hemijske karakteristike površine;
3. Prisustvo tektonske aktivnosti.

Sateliti planeta:

1. Mars (2 mala satelita: Fobos i Deimos);
2. Jupiter (16 satelita, najpoznatija 4 Galilejeva satelita: Evropa, Kalisto, Io, Ganimed; na Evropi je otkriven okean vode);
3. Saturn (17 satelita, Titan je posebno poznat: ima atmosferu);
4. Uran (16 satelita);
5. Neptun (8 satelita);
6. Pluton (1 satelit).

Ulaznica broj 12. Plan:

1. Komete (fizička priroda, struktura, orbite, vrste), najpoznatije komete:

• Halejeva kometa (T = 76 godina; 1910 - 1986 - 2062);
• Comet Enck;
• kometa Hyakutaki;

1. Asteroidi (male planete). Najpoznatije su Cerera, Vesta, Palada, Juno, Ikar, Hermes, Apolon (ukupno više od 1500).

Proučavanje kometa, asteroida i meteorskih kiša pokazalo je da svi imaju istu fizičku prirodu i isti hemijski sastav. Određivanje starosti Sunčevog sistema sugeriše da su Sunce i planete približno iste starosti (oko 5,5 milijardi godina). Prema teoriji nastanka Sunčevog sistema akademika O. Yu. Schmidta, Zemlja i planete su nastale iz oblaka gasa i prašine, koji je, zbog zakona univerzalne gravitacije, uhvatilo Sunce i rotiralo u u istom pravcu kao i Sunce. Postepeno su se u ovom oblaku formirale kondenzacije koje su dovele do nastanka planeta. Dokaz da su planete nastale iz takvih koncentracija je pad meteorita na Zemlju i druge planete. Tako je 1975. godine zabilježen pad komete Wachmann-Strassmann na Jupiter.

Ulaznica broj 13. Sunce nam je najbliža zvijezda u kojoj, za razliku od svih drugih zvijezda, možemo promatrati disk i pomoću teleskopa proučavati male detalje na njemu. Sunce je tipična zvijezda i stoga njegovo proučavanje pomaže u razumijevanju prirode zvijezda općenito.

Masa Sunca je 333 hiljade puta veća od mase Zemlje, snaga ukupnog zračenja Sunca je 4 * 10 23 kW, efektivna temperatura je 6000 K.

Kao i sve zvijezde, Sunce je vruća plinska lopta. Uglavnom se sastoji od vodonika sa primjesom od 10% (po broju atoma) helijuma, 1-2% mase Sunca otpada na druge teže elemente.

Na Suncu je materija jako ionizirana, odnosno atomi su izgubili svoje vanjske elektrone i zajedno s njima postali slobodne čestice joniziranog plina – plazme.

Prosječna gustina sunčeve materije je 1400 kg/m3. Međutim, ovo je prosječan broj, a gustoća u vanjskim slojevima je nesrazmjerno manja, au centru je 100 puta veća.

Pod uticajem sila gravitacije usmerenih ka centru Sunca, u njegovim dubinama stvara se ogroman pritisak koji u centru dostiže 2*108 Pa, na temperaturi od oko 15 miliona K.

U takvim uslovima, jezgra atoma vodika imaju veoma velike brzine i mogu se sudarati jedna s drugom, uprkos delovanju elektrostatičke odbojne sile. Neki sudari rezultiraju nuklearnim reakcijama u kojima iz vodika nastaje helij i oslobađa se velika količina topline.

Površina sunca (fotosfera) ima granularnu strukturu, odnosno sastoji se od „zrnaca“ prosječne veličine oko 1000 km. Granulacija je posljedica kretanja plinova u zoni koja se nalazi duž fotosfere. Ponekad se u određenim dijelovima fotosfere povećavaju tamne praznine između mrlja i formiraju se velike tamne mrlje. Posmatrajući sunčeve pjege kroz teleskop, Galileo je primijetio da se one kreću preko vidljivog Sunčevog diska. Na osnovu toga je zaključio da Sunce rotira oko svoje ose za period od 25 dana. na ekvatoru i 30 dana. blizu stubova.

Pege su nestabilne formacije, najčešće se pojavljuju u grupama. Oko mrlja ponekad su vidljive gotovo neprimjetne svjetlosne formacije koje se nazivaju baklje. Glavna karakteristika spotova i baklji je prisustvo magnetnih polja sa indukcijom koja dostiže 0,4-0,5 Tesla.

Ulaznica broj 14. Manifestacija solarne aktivnosti na Zemlji:

1. Sunčeve pjege su aktivni izvor elektromagnetno zračenje, uzrokujući tzv. magnetne oluje" Ove "magnetne oluje" utiču na televizijske i radio komunikacije i izazivaju snažne aurore.
2. Sunce emituje sledeće vrste zračenja: ultraljubičasto, rendgensko, infracrveno i kosmičko zračenje (elektroni, protoni, neutroni i teške čestice hadroni). Ova zračenja su skoro u potpunosti blokirana Zemljinom atmosferom. Zbog toga Zemljinu atmosferu treba održavati normalnom. Ozonske rupe koje se periodično pojavljuju omogućavaju zračenju Sunca da dopre do površine Zemlje i negativno utiče na organski život na Zemlji.
3. Sunčeva aktivnost se javlja svakih 11 godina. Posljednja maksimalna solarna aktivnost bila je 1991. godine. Očekivani maksimum je 2002. Maksimalna sunčeva aktivnost znači najveći broj sunčevih pjega, zračenja i prominencija. Odavno je utvrđeno da promjene Sunčeve aktivnosti Sunce utječu na sljedeće faktore:

• epidemiološka situacija na Zemlji;
• broj različitih vrsta prirodnih katastrofa (tajfuni, zemljotresi, poplave, itd.);
• o broju automobilskih i željezničkih nesreća.

Maksimum svega ovoga dešava se tokom godina aktivnog Sunca. Kako je ustanovio naučnik Čiževski, aktivno Sunce utiče na dobrobit osobe. Od tada se sastavljaju periodične prognoze ljudskog blagostanja.

Ulaznica broj 15. Pokazalo se da je polumjer Zemlje premali da bi poslužio kao osnova za mjerenje paralaktičkog pomaka zvijezda i udaljenosti do njih. Stoga koriste godišnju paralaksu umjesto horizontalne.

Godišnja paralaksa zvijezde je ugao pod kojim se velika poluosa Zemljine orbite može vidjeti sa zvijezde ako je okomita na liniju vida.

a je velika poluosa zemljine orbite,

p - godišnja paralaksa.

Jedinica udaljenosti parsec se također koristi. Parsek je rastojanje sa koje je velika poluosa Zemljine orbite, okomita na liniju vida, vidljiva pod uglom od 1².

1 parsec = 3,26 svjetlosne godine= 206265 a. e. = 3 * 10 11 km.

Mjerenjem godišnje paralakse možete pouzdano odrediti udaljenost do zvijezda koje se nalaze ne dalje od 100 parseka ili 300 svjetlosnih godina. godine.

Ulaznica broj 16. Zvijezde se klasificiraju prema sljedećim parametrima: veličina, boja, sjaj, spektralna klasa.

Na osnovu svoje veličine, zvijezde se dijele na patuljaste zvijezde, srednje zvijezde, normalne zvijezde, zvijezde divove i zvijezde supergigante. Patuljaste zvijezde - satelit zvijezde Sirius; srednji - Sunce, Capella (Auriga); normalna (t = 10 hiljada K) - imaju dimenzije između Sunca i Kapele; gigantske zvijezde - Antares, Arcturus; supergiganti - Betelgeuze, Aldebaran.

Po boji zvijezde se dijele na crvene (Antares, Betelgeuse - 3000 K), žute (Sunce, Capella - 6000 K), bijele (Sirius, Deneb, Vega - 10000 K), plave (Spica - 30000 K).

Zvijezde su klasificirane prema njihovoj svjetlosti na sljedeći način. Ako uzmemo luminoznost Sunca kao 1, onda bijele i plave zvijezde imaju sjaj 100 i 10 hiljada puta veći od sjaja Sunca, a crveni patuljci imaju 10 puta manji sjaj od Sunca.

Na osnovu svog spektra, zvijezde se dijele na spektralne klase (vidi tabelu).

Uslovi ravnoteže: kao što je poznato, zvijezde su jedini prirodni objekti unutar kojih se odvijaju nekontrolisane reakcije termonuklearne fuzije, koje su praćene oslobađanjem velike količine energije i određuju temperaturu zvijezda. Većina zvijezda je u stacionarnom stanju, odnosno ne eksplodiraju. Neke zvijezde eksplodiraju (tzv. nove i supernove). Zašto su zvijezde općenito u ravnoteži? Sila nuklearnih eksplozija u stacionarnim zvijezdama uravnotežena je silom gravitacije, zbog čega ove zvijezde održavaju ravnotežu.

Ulaznica broj 17. Stefan-Boltzmannov zakon definira odnos između zračenja i temperature zvijezda.

e = sT 4 s - koeficijent, s = 5,67 * 10 -8 W/m 2 do 4

e - energija zračenja po jedinici površine zvijezde

L je sjaj zvijezde, R je poluprečnik zvijezde.

Koristeći Stefan-Boltzmann formulu i Wien-ov zakon, određuje se talasna dužina na kojoj se javlja maksimalno zračenje:

l max T = b b - Wien konstanta

Možete krenuti od suprotnog, tj. korištenjem sjaja i temperature za određivanje veličina zvijezda.

Ulaznica broj 18. Plan:

1. Cefeide
2. Nove zvezde
3. Supernove

Ulaznica broj 19. Plan:

1. Vizuelno udvostručuje, višestruko
2. Spektralni dupli
3. Promjenjive zvijezde pomračenja

Ulaznica broj 20. Postoje različite vrste zvijezda: pojedinačne, dvostruke i višestruke, stacionarne i varijabilne, džinovske i patuljaste zvijezde, nove i supernove. Postoje li uzorci u ovoj raznolikosti zvijezda, u njihovom prividnom haosu? Takvi obrasci postoje, uprkos različitim luminoznostima, temperaturama i veličinama zvijezda.

1. Utvrđeno je da luminoznost zvijezda raste sa povećanjem mase, a ova zavisnost je određena formulom L = m 3,9, osim toga, za mnoge zvijezde vrijedi zakon L » R 5,2.
2. Ovisnost L o t° i boji (dijagram boja - osvjetljenje).

Što je zvijezda masivnija, brže izgara glavno gorivo - vodonik, pretvarajući se u helijum ( ). Masivni plavo-bijeli divovi izgore u roku od 10 7 godina. Žute zvijezde poput Capella i Sunca pregore za 10 10 godina (t Sunce = 5 * 10 9 godina). Bijele i plave zvijezde izgaraju i pretvaraju se u crvene divove. U njima se odvija sinteza 2C + He ® C 2 He. Kako helijum sagorijeva, zvijezda se skuplja i pretvara u bijelog patuljka. Bijeli patuljak se na kraju pretvara u vrlo gustu zvijezdu, koja se sastoji samo od neutrona. Smanjenje veličine zvijezde dovodi do njene vrlo brze rotacije. Čini se da ova zvijezda pulsira i emituje radio talase. Zovu se pulsari - završni stadijum džinovskih zvijezda. Neke zvijezde s masom mnogo većom od mase Sunca su toliko komprimirane da se pretvaraju u takozvane “crne rupe”, koje zbog gravitacije ne emituju vidljivo zračenje.

Ulaznica broj 21. Naš zvjezdani sistem - Galaksija je jedna od eliptičnih galaksija. Mliječni put koji vidimo samo je dio naše Galaksije. Sa modernim teleskopima možete vidjeti zvijezde do 21 magnitude. Broj ovih zvijezda je 2 * 10 9, ali to je samo mali dio populacije naše Galaksije. Prečnik galaksije je oko 100 hiljada svetlosnih godina. Posmatrajući Galaksiju, možete primijetiti „rascjep“, koji je uzrokovan međuzvjezdanom prašinom, koja od nas prekriva zvijezde Galaksije.

Stanovništvo galaksije.

U galaktičkoj jezgri ima mnogo crvenih divova i kratkoperiodičnih cefeida. Ogranci dalje od centra sadrže mnoge supergigante i klasične cefeide. Spiralni krakovi sadrže vruće supergigante i klasične cefeide. Naša Galaksija se okreće oko centra Galaksije, koji se nalazi u sazvežđu Herkul. Solarni sistem napravi potpunu revoluciju oko centra Galaksije za 200 miliona godina. Na osnovu rotacije Sunčevog sistema može se odrediti približna masa Galaksije - 2*10 11 m Zemlje. Smatra se da zvijezde miruju, ali u stvarnosti se zvijezde kreću. Ali pošto smo značajno udaljeni od njih, ovo kretanje se može posmatrati samo hiljadama godina.

Ulaznica broj 22. U našoj galaksiji, pored pojedinačnih zvijezda, postoje zvijezde koje su spojene u jata. Postoje 2 tipa zvjezdanih jata:

1. Otvorena zvjezdana jata, kao što je zvjezdano jato Plejade u sazviježđima Bika i Hijade. Golim okom možete vidjeti 6 zvijezda na Plejadama, ali ako pogledate kroz teleskop, možete vidjeti raspršivanje zvijezda. Veličina otvorenih klastera je nekoliko parseka. Otvorena zvjezdana jata se sastoje od stotina zvijezda glavnog niza i supergiganata.
2. Kuglasta zvjezdana jata imaju veličine do 100 parseka. Ove klastere karakterišu kratkoperiodične cefeide i posebna veličina (od -5 do +5 jedinica).

Ruski astronom V. Ya. Struve otkrio je da postoji međuzvjezdana apsorpcija svjetlosti. Međuzvjezdana apsorpcija svjetlosti prigušuje sjaj zvijezda. Međuzvjezdani medij je ispunjen kosmičkom prašinom, koja formira takozvane magline, na primjer, tamne magline Velikih Magelanovih oblaka i Konjske glave. U sazvežđu Orion nalazi se maglina gasa i prašine koja sija reflektovanom svetlošću obližnjih zvezda. U sazviježđu Vodolije nalazi se Velika planetarna maglina, nastala kao rezultat izbacivanja plina iz obližnjih zvijezda. Voroncov-Veljaminov je dokazao da je emisija gasova iz džinovskih zvezda dovoljna za formiranje novih zvezda. Gasne magline formiraju sloj u Galaksiji debljine 200 parseka. Sastoje se od H, He, OH, CO, CO 2, NH 3. Neutralni vodonik emituje talasnu dužinu od 0,21 m. Distribucija ove radio emisije određuje distribuciju vodonika u Galaksiji. Pored toga, Galaksija ima izvore radio-emisije kočnog (rendgenskog) zračenja (kvazara).

Ulaznica broj 23. William Herschel stavio je mnogo maglina na mapu zvijezda u 17. vijeku. Kasnije se ispostavilo da su to džinovske galaksije koje se nalaze izvan naše Galaksije. Koristeći Cefeide, američki astronom Hubble je dokazao da se nama najbliža galaksija M-31 nalazi na udaljenosti od 2 miliona svjetlosnih godina. Oko hiljadu takvih galaksija otkriveno je u sazvežđu Veronika, milionima svetlosnih godina udaljenom od nas. Hubble je dokazao da postoji crveni pomak u spektrima galaksija. Ovaj pomak je veći što je galaksija udaljenija od nas. Drugim riječima, što je galaksija dalje, to je veća njena brzina udaljavanja od nas.

V offset = D * H H - Hubble konstanta, D - pomak u spektru.

Model širenja svemira zasnovan na Ajnštajnovoj teoriji potvrdio je ruski naučnik Fridman.

Galaksije se dijele na nepravilne, eliptične i spiralne tipove. Eliptične galaksije su u sazviježđu Bika, spiralna galaksija je naša, maglina Andromeda, nepravilna galaksija je u Magelanovim oblacima. Pored vidljivih galaksija, u zvjezdanim sistemima postoje i takozvane radio galaksije, odnosno moćni izvori radio emisije. Na mjestu ovih radio galaksija pronađeni su mali svijetleći objekti, čiji je crveni pomak toliko visok da su očito milijarde svjetlosnih godina udaljeni od nas. Zvali su ih kvazari jer je njihovo zračenje ponekad moćnije od zračenja cijele galaksije. Moguće je da su kvazari jezgra veoma moćnih zvezdanih sistema.

Ulaznica broj 24. Najnoviji katalog zvezda sadrži više od 30 hiljada galaksija svetlijih od 15 magnitude, a stotine miliona galaksija se mogu fotografisati snažnim teleskopom. Sve to, zajedno sa našom galaksijom, čini takozvanu metagalaksiju. U smislu svoje veličine i broja objekata, metagalaksija je beskonačna; nema ni početak ni kraj. Prema modernim konceptima, u svakoj galaksiji dolazi do izumiranja zvijezda i čitavih galaksija, kao i pojave novih zvijezda i galaksija. Nauka koja proučava naš univerzum u cjelini naziva se kosmologija. Prema teoriji Hubble i Friedman, naš svemir, uzimajući u obzir opšta teorija Einstein, takav Univerzum se širi prije otprilike 15 milijardi godina, najbliže galaksije su nam bile bliže nego sada. Na nekom mjestu u svemiru nastaju novi zvjezdani sistemi i, uzimajući u obzir formulu E = mc 2, budući da možemo reći da su mase i energije ekvivalentne, njihova međusobna transformacija jedna u drugu predstavlja osnovu materijalnog svijeta.

ULAZNICE ZA ASTRONOMIJU 11. RAZRED

ULAZNICA br. 1

Vidljiva kretanja svjetiljki kao posljedica njihovog vlastitog kretanja u svemiru, rotacije Zemlje i njene revolucije oko Sunca.

Zemlja čini složena kretanja: rotira oko svoje ose (T=24 sata), kreće se oko Sunca (T=1 godina), rotira sa Galaksijom (T=200 hiljada godina). Iz ovoga se može vidjeti da se sva opažanja napravljena sa Zemlje razlikuju po svojim prividnim putanjama. Planete se kreću po nebu, ili od istoka prema zapadu (direktno kretanje), ili od zapada prema istoku (retrogradno kretanje). Trenuci promjene smjera se nazivaju zaustavljanjem. Ako ovu putanju ucrtate na kartu, dobićete petlju. Što je veća udaljenost između planete i Zemlje, to je petlja manja. Planete se dijele na donje i gornje (donje - unutar zemljine orbite: Merkur, Venera; gornje: Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun i Pluton). Sve ove planete kruže na isti način kao i Zemlja oko Sunca, ali se zbog kretanja Zemlje može uočiti petljasto kretanje planeta. Međusobni dogovori planete u odnosu na Sunce i Zemlju nazivaju se planetarne konfiguracije.

Planetarne konfiguracije, dekom. geometrijski položaj planeta u odnosu na Sunce i Zemlju. Određeni položaji planeta, vidljivi sa Zemlje i mjereni u odnosu na Sunce, su posebni. naslovi. On illus. V - unutrašnja planeta, ja-spoljna planeta, E - Zemlja, S - Ned. Kada interno planeta leži u pravoj liniji sa Suncem, nalazi se u veza. K.p. EV 1 S i ESV 2 su pozvani donji i gornji spoj respektivno. Ext. Planeta I je u superiornoj konjunkciji kada leži u pravoj liniji sa Suncem ( ESI 4) i in sukob, kada leži u pravcu suprotnom od Sunca (I 3 ES).Ugao između pravaca prema planeti i prema Suncu sa vrhom na Zemlji, npr. I 5 ES, koji se naziva elongacija. Za interne planete max, elongacija se javlja kada je ugao EV 8 S 90°; za eksterno planete se mogu izdužiti u rasponu od 0° ESI 4) do 180° (I 3 ES).Kada je elongacija 90°, kaže se da je planeta u kvadratura(I 6 ES, I 7 ES).

Period tokom kojeg planeta kruži oko Sunca naziva se sideralni (zvjezdani) period okretanja - T, vremenski period između dvije identične konfiguracije naziva se sinodički period - S.

Planete se kreću oko Sunca u jednom smjeru i završe potpunu revoluciju oko Sunca u vremenskom periodu = sideralni period

za unutrašnje planete

za vanjske planete

S – zvezdani period (u odnosu na zvezde), T – sinodički period (između faza), T = 1 godina.

Komete i meteoritska tijela kreću se eliptičnim, paraboličnim i hiperboličnim putanjama.

Izračunavanje udaljenosti do galaksije na osnovu Hubbleovog zakona.

H = 50 km/sec*Mpc – Hablova konstanta

ULAZNICA br. 2

Principi određivanja geografskih koordinata iz astronomskih posmatranja.

Postoje 2 geografske koordinate: geografska širina i geografska dužina. Astronomija kao praktična nauka omogućava pronalaženje ovih koordinata. Visina nebeskog pola iznad horizonta jednaka je geografskoj širini mjesta posmatranja. Približna geografska širina se može odrediti mjerenjem nadmorske visine zvijezde Sjevernjače, jer ona je udaljena od sjeverni pol svijeta za oko 10. Geografsku širinu mjesta posmatranja možete odrediti po visini zvijezde na gornjoj kulminaciji ( Climax– trenutak prolaska svjetiljke kroz meridijan) prema formuli:

j = d ± (90 – h), u zavisnosti od toga da li kulminira južno ili sjeverno od zenita. h – visina zvijezde, d – deklinacija, j – geografska širina.

Geografska dužina je druga koordinata, mjerena od početnog meridijana Griniča prema istoku. Zemlja je podijeljena na 24 vremenske zone, vremenska razlika je 1 sat. Razlika u lokalnom vremenu jednaka je razlici u geografskoj dužini:

T λ 1 – T λ 2 = λ 1 – λ 2 Dakle, nakon što smo utvrdili vremensku razliku u dvije tačke, od kojih je geografska dužina jedne poznata, možete odrediti geografsku dužinu druge tačke.

Lokalno vrijeme- ovo je solarno vrijeme na datom mjestu na Zemlji. U svakoj tački lokalno vrijeme je drugačije, pa ljudi žive po standardnom vremenu, odnosno prema vremenu srednjeg meridijana određene zone. Datumska linija je na istoku (Beringov moreuz).

Izračunavanje temperature zvijezde na osnovu podataka o njenoj svjetlosti i veličini.

L – osvjetljenje (Lc = 1)

R – poluprečnik (Rc = 1)

T – Temperatura (Tc = 6000)

ULAZNICA br. 3

Razlozi za promjenu mjesečevih faza. Uslovi za pojavu i učestalost pomračenja Sunca i Meseca.

Faza, u astronomiji se promjene faza javljaju zbog periodičnih promene u uslovima osvetljenja nebeskih tela u odnosu na posmatrača. Promjena mjesečeve faze uzrokovana je promjenom relativnih položaja Zemlje, Mjeseca i Sunca, kao i činjenicom da Mjesec sija svjetlošću koja se odbija od njega. Kada se Mesec nalazi između Sunca i Zemlje na pravoj liniji koja ih povezuje, neosvetljeni deo Mesečeve površine je okrenut ka Zemlji, tako da ga ne vidimo. Ovaj F. - novi mjesec. Nakon 1-2 dana, Mjesec se udaljava od ove prave linije, a sa Zemlje je vidljiv uski lunarni srp. Za vrijeme mladog mjeseca, onaj dio Mjeseca koji nije obasjan direktnim sunčevim zracima i dalje je vidljiv na tamnom nebu. Ovaj fenomen je nazvan pepeljasto svetlo. Sedmicu kasnije stiže F. - prva četvrtina: Osvetljeni deo Meseca čini polovinu diska. Onda dolazi puni mjesec- Mesec je ponovo na liniji koja spaja Sunce i Zemlju, ali na drugoj strani Zemlje. Vidljiv je osvijetljeni puni disk Mjeseca. Tada se vidljivi dio počinje smanjivati ​​i posljednja četvrtina, one. opet se može posmatrati polovina diska osvetljena. Puni period lunarnog ciklusa naziva se sinodički mjesec.

Eklipsa, astronomska pojava u kojoj jedno nebesko tijelo potpuno ili djelimično prekriva drugo, ili senka jednog tijela pada na drugo.Sunčevi 3. nastaju kada Zemlja padne u sjenu koju baca Mjesec, a lunarni - kada Mjesec pada u senka Zemlje. Mesečeva senka tokom solarnog 3. se sastoji od centralne senke i polusenke koja je okružuje. Pod povoljnim uslovima, puna lunarna 3. može trajati 1 sat. 45 min. Ako Mesec ne uđe u potpunosti u senku, tada će posmatrač na noćnoj strani Zemlje videti delimični lunarni 3. Ugaoni prečnici Sunca i Meseca su skoro isti, tako da ukupna solarna 3. traje samo malo. minuta. Kada je Mjesec u svom apogeju, njegove ugaone dimenzije su nešto manje od Sunca. Solarni 3. može nastati ako linija koja povezuje centre Sunca i Mjeseca pređe Zemljinu površinu. Promjeri mjesečeve sjene prilikom pada na Zemlju mogu doseći nekoliko. stotinama kilometara. Posmatrač vidi da tamni lunarni disk nije u potpunosti prekrio Sunce, ostavljajući njegov rub otvoren u obliku svijetlog prstena. Ovo je tzv prstenasti solarni 3. Ako su ugaone dimenzije Meseca veće od Sunčevih, tada će posmatrač u blizini tačke preseka linije koja povezuje njihove centre sa zemljinom površinom videti punu solarnu 3. Zato što će posmatrač u blizini tačke preseka linije koja povezuje njihove centre sa zemljinom površinom. Zemlja rotira oko svoje ose, Mesec oko Zemlje, a Zemlja oko Sunca, lunarna senka brzo klizi po površini Zemlje od tačke gde je pala na nju do tačke gde je napušta i povlači traku potpuni ili kružni oblik na Zemlji 3. Djelomičan 3. može se uočiti kada Mjesec blokira samo dio Sunca. Vrijeme, trajanje i obrazac solarnog ili lunarnog 3. zavise od geometrije sistema Zemlja-Mjesec-Sunce. Zbog inklinacije lunarne orbite u odnosu na *ekliptiku, solarni i lunarni 3. događaji se ne događaju na svakom mladom ili punom mjesecu. Poređenje predviđanja 3. sa zapažanjima omogućava nam da razjasnimo teoriju kretanja Mjeseca. Pošto se geometrija sistema ponavlja skoro tačno svakih 18 godina i 10 dana, 3. se dešavaju sa ovim periodom, koji se naziva saros. Registracije 3. korišćene su od davnina za testiranje efekata plime i oseke na lunarnu orbitu.

Određivanje koordinata zvijezda pomoću zvjezdane karte.

ULAZNICA br. 4

Karakteristike dnevnog kretanja Sunca na različitim geografskim širinama u različito doba godine.

Razmotrimo godišnje kretanje Sunca preko nebeske sfere. Zemlja napravi punu revoluciju oko Sunca za godinu dana; za jedan dan Sunce se kreće duž ekliptike od zapada prema istoku za oko 1°, a za 3 mjeseca - za 90°. Međutim, u ovoj fazi važno je da kretanje Sunca duž ekliptike bude praćeno promjenom njegove deklinacije u rasponu od δ = -e ( zimski solsticij) do δ = +e (ljetni solsticij), gdje je e ugao nagiba Zemljine ose. Stoga se i lokacija dnevne paralele Sunca mijenja tokom cijele godine. Razmotrimo srednje geografske širine sjeverne hemisfere.

Tokom prolaska Sunca kroz prolećnu ravnodnevnicu (α = 0 h), krajem marta, deklinacija Sunca iznosi 0°, tako da je Sunce na današnji dan praktično na nebeskom ekvatoru, izlazi na istoku i izlazi na gornjoj kulminaciji do visine h = 90° - φ i zalazi na zapadu. Pošto nebeski ekvator deli nebesku sferu na pola, Sunce je iznad horizonta pola dana, a ispod njega pola dana, tj. dan je jednak noći, što se ogleda u nazivu "ekvinocij". U trenutku ekvinocija, tangenta ekliptike na lokaciji Sunca je nagnuta prema ekvatoru pod maksimalnim uglom jednakim e, stoga je brzina povećanja deklinacije Sunca u ovom trenutku također maksimalna.

Nakon proljećne ravnodnevnice, deklinacija Sunca naglo raste, tako da se svakim danom sve više i više dnevne paralele Sunca pojavljuje iznad horizonta. Sunce izlazi ranije, diže se sve više i više na svom vrhuncu, a zalazi kasnije. Tačke izlaska i zalaska sunca svaki dan se pomjeraju na sjever, a dan se produžava.

Međutim, kut inklinacije tangente na ekliptiku na lokaciji Sunca svakim danom se smanjuje, a zajedno s tim opada i stopa povećanja deklinacije. Konačno, krajem juna, Sunce stiže do najsevernije tačke ekliptike (α = 6 sati, δ = +e). U ovoj tački, ona se uzdiže na svojoj gornjoj kulminaciji do visine od h = 90° - φ + e, diže se približno na sjeveroistoku, zalazi na sjeverozapadu, a dužina dana dostiže svoju maksimalnu vrijednost. Istovremeno, dnevno povećanje visine Sunca na gornjoj kulminaciji prestaje, a podnevno Sunce, takoreći, "zaustavlja" u svom kretanju prema sjeveru. Otuda i naziv "ljetni solsticij".

Nakon toga, deklinacija Sunca počinje da se smanjuje - u početku vrlo sporo, a zatim sve brže. Svaki dan izlazi kasnije, zalazi ranije, tačke izlaska i zalaska sunca se vraćaju na jug.

Do kraja septembra Sunce dostiže drugu tačku preseka ekliptike sa ekvatorom (α = 12 sati), a ekvinocij ponovo nastupa, ovaj put u jesen. Opet, brzina promjene Sunčeve deklinacije dostiže maksimum i ono se brzo kreće prema jugu. Noć postaje duža od dana, a svakim danom visina Sunca na njegovoj gornjoj kulminaciji opada.

Do kraja decembra, Sunce dostiže najjužniju tačku ekliptike (α = 18 sati) i njegovo kretanje prema jugu prestaje, ponovo „zastaje“. Ovo je zimski solsticij. Sunce izlazi skoro na jugoistoku, zalazi na jugozapadu, a u podne izlazi na jugu do visine od h = 90° - φ - e.

A onda sve počinje ispočetka - deklinacija Sunca se povećava, visina na gornjoj kulminaciji se povećava, dan se produžava, tačke izlaska i zalaska sunca pomiču se na sjever.

Zbog rasipanja svjetlosti Zemljinom atmosferom, nebo i dalje ostaje svijetlo još neko vrijeme nakon zalaska sunca. Ovaj period se naziva sumrak. Građanski sumrak se razlikuje u zavisnosti od dubine uranjanja Sunca ispod horizonta (-8° -12°) i astronomski (h>-18°), nakon čega sjaj noćnog neba ostaje približno konstantan.

Ljeti, pri d = +e, visina Sunca na donjoj kulminaciji je h = φ + e - 90°. Stoga, sjeverno od geografske širine ~ 48°,5 u vrijeme ljetnog solsticija, Sunce na svojoj nižoj kulminaciji uranja ispod horizonta za manje od 18°, a ljetne noći postaju svijetle zbog astronomskog sumraka. Slično, na φ > 54°.5 na ljetni solsticij, visina Sunca je h > -12° - navigacijski sumrak traje cijelu noć (Moskva spada u ovu zonu, gdje ne pada mrak tri mjeseca godišnje - od početka maja do početka avgusta). Čak i sjevernije, na φ > 58°.5, građanski sumrak više ne prestaje ljeti (ovdje se nalazi Sankt Peterburg sa svojim čuvenim “bijelim noćima”).

Konačno, na geografskoj širini φ = 90° - e, dnevna paralela Sunca će dodirivati ​​horizont tokom solsticija. Ova geografska širina je arktički krug. Još severnije, Sunce neko vreme ne zalazi ispod horizonta leti - počinje polarni dan, a zimi ne izlazi - polarna noć.

Pogledajmo sada južnije geografske širine. Kao što je već spomenuto, južno od geografske širine φ = 90° - e - 18° noći su uvijek tamne. Daljnjim kretanjem prema jugu, Sunce se diže sve više u bilo koje doba godine, a razlika između dijelova njegove dnevne paralele koja se nalazi iznad i ispod horizonta se smanjuje. Shodno tome, dužina dana i noći, čak i tokom solsticija, sve se manje razlikuju. Konačno, na geografskoj širini j = e, dnevna paralela Sunca za ljetni solsticij će proći kroz zenit. Ova geografska širina se zove severni trop; u trenutku letnjeg solsticija, na jednoj od tačaka na ovoj geografskoj širini Sunce je tačno u zenitu. Konačno, na ekvatoru su dnevne paralele Sunca horizontom uvijek podijeljene na dva jednaka dijela, odnosno dan je uvijek jednak noći, a Sunce je u zenitu za vrijeme ekvinocija.

Južno od ekvatora sve će biti slično gore opisanom, samo će se veći dio godine (i uvijek južno od južnog tropa) gornja kulminacija Sunca dogoditi sjeverno od zenita.

Usmjeravanje na dati objekt i fokusiranje teleskopa .

ULAZNICA br. 5

1. Princip rada i namjena teleskopa.

Teleskop, astronomski instrument za posmatranje nebeskih tijela. Dobro dizajniran teleskop može prikupljati elektromagnetno zračenje u različitim spektralnim rasponima. U astronomiji se optički teleskop koristi za uvećanje slika i prikupljanje svjetlosti iz slabih izvora, posebno onih nevidljivih golim okom, jer Za usporedbu, u stanju je prikupiti više svjetla i pružiti visoku kutnu rezoluciju, tako da se više detalja može vidjeti na uvećanoj slici. Refrakcioni teleskop koristi veliko sočivo kao objektiv za prikupljanje i fokusiranje svjetlosti, a slika se gleda pomoću okulara napravljenog od jednog ili više sočiva. Glavni problem u dizajnu refrakcijskih teleskopa je kromatska aberacija (ograničenje boje oko slike koju stvara jednostavna sočiva jer je svjetlost različitih valnih dužina fokusirana na različitim udaljenostima). Ovo se može eliminisati upotrebom kombinacije konveksnih i konkavnih sočiva, ali sočiva veća od određene granice veličine (oko 1 metar u prečniku) se ne mogu proizvoditi. Stoga se trenutno prednost daje reflektirajućim teleskopima koji koriste ogledalo kao sočivo. Prvi reflektirajući teleskop izumio je Newton prema svom dizajnu, tzv Njutnov sistem. Sada postoji nekoliko metoda za posmatranje slika: Newtonov sistem, Cassegrain (pozicija fokusa je pogodna za snimanje i analizu svjetlosti pomoću drugih instrumenata, kao što su fotometar ili spektrometar), Kude (krug je vrlo zgodan kada je potrebna glomazna oprema za svjetlosna analiza), Maksutov (tzv. meniskus), Schmidt (koristi se kada je potrebno napraviti velika snimanja neba).

Uz optičke teleskope, postoje i teleskopi koji prikupljaju elektromagnetno zračenje u drugim rasponima. Na primjer, rašireni su različiti tipovi radio-teleskopa (sa paraboličnim ogledalom: fiksni i potpuno rotirajući; tip RATAN-600; u fazi; radio interferometri). Postoje i teleskopi za snimanje rendgenskog i gama zračenja. Budući da ovo posljednje apsorbira Zemljina atmosfera, rendgenski teleskopi se obično postavljaju na satelite ili sonde u zraku. Gama-astronomija koristi teleskope koji se nalaze na satelitima.

Proračun orbitalnog perioda planete na osnovu Keplerovog trećeg zakona.

T s = 1 godina

a s = 1 astronomska jedinica

1 parsec = 3,26 svjetlosnih godina = 206265 AJ. e. = 3 * 10 11 km.

ULAZNICA br. 6

Metode za određivanje udaljenosti do tijela Sunčevog sistema i njihove veličine.

Prvo se određuje udaljenost do neke dostupne tačke. Ova udaljenost se naziva baza. Ugao pod kojim je osnova vidljiva sa nepristupačnog mesta naziva se paralaksa. Horizontalna paralaksa je ugao pod kojim je poluprečnik Zemlje vidljiv sa planete, okomito na liniju vida.

p² – paralaksa, r² – ugaoni radijus, R – poluprečnik Zemlje, r – poluprečnik zvezde.

Radarska metoda. Sastoji se od slanja snažnog kratkotrajnog impulsa na nebesko tijelo, a zatim u primanju reflektiranog signala. Brzina širenja radio talasa jednaka je brzini svetlosti u vakuumu: poznato. Stoga, ako precizno izmjerite vrijeme potrebno da signal stigne do nebeskog tijela i vrati se nazad, onda je lako izračunati potrebnu udaljenost.

Radarska zapažanja omogućavaju da se sa velikom preciznošću odrede udaljenosti do nebeskih tela Sunčevog sistema. Ova metoda je korištena za razjašnjavanje udaljenosti do Mjeseca, Venere, Merkura, Marsa i Jupitera.

Laserski domet Mjeseca. Ubrzo nakon pronalaska moćnih izvora svjetlosnog zračenja - optičkih kvantnih generatora (lasera) - počeli su eksperimenti na laserskom dometanju Mjeseca. Metoda laserskog dometa je slična radaru, ali je tačnost mjerenja mnogo veća. Optička lokacija omogućava određivanje udaljenosti između odabranih tačaka na površini Mjeseca i Zemlje sa tačnošću do centimetara.

Da biste odredili veličinu Zemlje, odredite udaljenost između dvije točke koje se nalaze na istom meridijanu, zatim dužinu luka l , odgovara 1° - n .

Da biste odredili veličinu tijela Sunčevog sistema, možete izmjeriti ugao pod kojim su ona vidljiva posmatraču na Zemlji - ugaoni radijus zvijezde r i udaljenost do zvijezde D.

Uzimajući u obzir p 0 – horizontalnu paralaksu svetiljke i da su uglovi p 0 i r mali,

Određivanje sjaja zvijezde na osnovu podataka o njenoj veličini i temperaturi.

L – osvjetljenje (Lc = 1)

R – poluprečnik (Rc = 1)

T – Temperatura (Tc = 6000)

ULAZNICA br. 7

1. Mogućnosti spektralne analize i ekstraatmosferskih opservacija za proučavanje prirode nebeskih tijela.

Razlaganje elektromagnetnog zračenja na valne dužine u svrhu njihovog proučavanja naziva se spektroskopija. Spektralna analiza je glavna metoda za proučavanje astronomskih objekata koji se koriste u astrofizici. Proučavanje spektra daje informacije o temperaturi, brzini, pritisku, hemijskom sastavu i drugim važnim svojstvima astronomskih objekata. Iz spektra apsorpcije (tačnije, iz prisustva određenih linija u spektru) može se suditi o hemijskom sastavu atmosfere zvijezde. Na osnovu intenziteta spektra može se odrediti temperatura zvijezda i drugih tijela:

l max T = b, b – Wien konstanta. Možete naučiti mnogo o zvijezdi koristeći Doplerov efekat. Godine 1842. ustanovio je da je talasna dužina λ koju prihvata posmatrač povezana sa talasnom dužinom izvora zračenja relacijom: , gdje je V projekcija brzine izvora na liniju vida. Zakon koji je otkrio nazvan je Doplerov zakon: . Pomak linija u spektru zvijezde u odnosu na uporedni spektar na crvenu stranu ukazuje da se zvijezda udaljava od nas, pomak na ljubičastu stranu spektra ukazuje da nam se zvijezda približava. Ako se linije u spektru periodično mijenjaju, tada zvijezda ima satelit i one se okreću oko zajedničkog centra mase. Doplerov efekat takođe omogućava procenu brzine rotacije zvezda. Čak i kada emitujući gas nema relativno kretanje, spektralne linije koje emituju pojedinačni atomi će se pomeriti od laboratorijske vrednosti zbog nasumičnog toplotnog kretanja. Za ukupnu masu gasa, to će biti izraženo proširenjem spektralnih linija. U ovom slučaju, kvadrat Doplerove širine spektralne linije je proporcionalan temperaturi. Dakle, temperatura gasa koji emituje može se proceniti na osnovu širine spektralne linije. Godine 1896. holandski fizičar Zeeman otkrio je efekat cijepanja spektralnih linija u jakom magnetskom polju. Koristeći ovaj efekat, sada je moguće "mjeriti" kosmička magnetna polja. Sličan efekat (nazvan Starkov efekat) se primećuje u električnom polju. Manifestira se kada se u zvijezdi nakratko pojavi jako električno polje.

Zemljina atmosfera blokira dio radijacije koja dolazi iz svemira. Vidljiva svjetlost, koja prolazi kroz nju, također je izobličena: kretanje zraka zamagljuje sliku nebeskih tijela, a zvijezde trepere, iako je njihov sjaj u stvari nepromijenjen. Stoga su od sredine 20. veka astronomi počeli da vrše zapažanja iz svemira. Izvan atmosfere, teleskopi prikupljaju i analiziraju rendgenske, ultraljubičaste, infracrvene i gama zrake. Prva tri se mogu proučavati samo izvan atmosfere, dok potonja djelimično dopire do površine Zemlje, ali je pomiješana sa IR-om same planete. Stoga je poželjno odnijeti infracrvene teleskope u svemir. Rentgensko zračenje otkriva područja u svemiru gdje se energija posebno brzo oslobađa (na primjer, crne rupe), kao i objekte nevidljive u drugim zracima, poput pulsara. Infracrveni teleskopi omogućavaju proučavanje toplotnih izvora skrivenih u optici u širokom temperaturnom rasponu. Astronomija gama zraka omogućava otkrivanje izvora anihilacije elektron-pozitrona, tj. izvori velike energije.

2. Određivanje deklinacije Sunca za dati dan pomoću zvjezdane karte i izračunavanje njegove visine u podne.

h – visina svetiljke

ULAZNICA br. 8

Najvažniji pravci i zadaci istraživanja i istraživanja svemira.

Glavni problemi moderne astronomije:

Ne postoji rješenje za mnoge posebne probleme kosmogonije:

· Kako je nastao Mesec, kako su nastali prstenovi oko džinovskih planeta, zašto Venera rotira veoma sporo iu suprotnom smeru;

U zvezdanoj astronomiji:

· Ne postoji detaljan model Sunca koji može precizno objasniti sva njegova uočena svojstva (posebno, tok neutrina iz jezgra).

· Ne postoji detaljna fizička teorija nekih manifestacija zvjezdane aktivnosti. Na primjer, uzroci eksplozija supernove nisu sasvim jasni; Nije sasvim jasno zašto se uski mlazovi gasa izbacuju iz blizine nekih zvijezda. Međutim, posebno su misteriozni kratki rafali gama zraka koji se redovito javljaju u raznim smjerovima na nebu. Nije jasno čak ni da li su povezani sa zvijezdama ili sa drugim objektima, te na kojoj udaljenosti su ti objekti od nas.

U galaktičkoj i ekstragalaktičkoj astronomiji:

· Problem skrivene mase nije riješen, koji se sastoji u tome što je gravitacijsko polje galaksija i galaktičkih jata nekoliko puta jače od onoga što posmatrana materija može pružiti. Vjerovatno je da je većina materije u Univerzumu još uvijek skrivena od astronoma;

· Ne postoji jedinstvena teorija formiranja galaksija;

· Glavni problemi kosmologije nisu riješeni: ne postoji potpuna fizička teorija o rođenju Univerzuma i nije jasna njegova sudbina u budućnosti.

Evo nekoliko pitanja na koja se astronomi nadaju da će odgovoriti u 21. veku:

· Da li najbliže zvijezde imaju zemaljske planete i da li imaju biosfere (ima li života na njima)?

· Koji procesi doprinose nastanku stvaranja zvijezda?

· Kako se biološki važni hemijski elementi, kao što su ugljenik i kiseonik, formiraju i distribuiraju po Galaksiji?

· Da li su crne rupe izvor energije za aktivne galaksije i kvazare?

· Gdje i kada su nastale galaksije?

· Hoće li se svemir zauvijek širiti ili će njegovo širenje ustupiti mjesto kolapsu?

ULAZNICA br. 9

Keplerovi zakoni, njihovo otkriće, značenje i granice primjenjivosti.

Tri zakona kretanja planeta u odnosu na Sunce empirijski je izveo nemački astronom Johanes Kepler početkom 17. veka. To je postalo moguće zahvaljujući dugogodišnjim opservacijama danskog astronoma Tycho Brahea.

Prvo Keplerov zakon. Svaka planeta se kreće duž elipse, u čijem je jednom od fokusa Sunce ( e = c / a, Gdje With– udaljenost od centra elipse do njenog fokusa, A- velika poluos, e – ekscentričnost elipsa. Što je e veće, to se elipsa više razlikuje od kružnice. Ako With= 0 (žarišta se poklapaju sa centrom), tada je e = 0 i elipsa se pretvara u krug poluprečnika A).

Sekunda Keplerov zakon (zakon jednake površine). Radijus vektor planete opisuje jednaka područja u jednakim vremenskim periodima. Druga formulacija ovog zakona: sektorska brzina planete je konstantna.

Treće Keplerov zakon. Kvadrati orbitalnih perioda planeta oko Sunca proporcionalni su kockama velikih poluosi njihovih eliptičnih orbita.

Moderna formulacija prvog zakona dopunjena je na sljedeći način: u neometanom kretanju, orbita tijela koje se kreće je kriva drugog reda - elipsa, parabola ili hiperbola.

Za razliku od prva dva, Keplerov treći zakon se odnosi samo na eliptične orbite.

Brzina planete u perihelu: , gdje je V c = kružna brzina u R = a.

Brzina u afelu:.

Kepler je svoje zakone otkrio empirijski. Newton je izveo Keplerove zakone iz zakona univerzalne gravitacije. Za određivanje mase nebeskih tijela važna je Newtonova generalizacija Keplerovog trećeg zakona na bilo koji sistem tijela u orbiti. U generaliziranom obliku, ovaj zakon se obično formuliše na sljedeći način: kvadrati perioda T 1 i T 2 okretanja dva tijela oko Sunca, pomnoženi zbirom masa svakog tijela (M 1 i M 2, respektivno ) i Sunce (M s), povezani su kao kocke velikih poluosi a 1 i a 2 njihovih putanja: . U ovom slučaju, interakcija između tijela M 1 i M 2 se ne uzima u obzir. Ako zanemarimo mase ovih tijela u poređenju sa masom Sunca, dobijamo formulaciju trećeg zakona koju je dao sam Kepler: Keplerov treći zakon se također može izraziti kao ovisnost između orbitalnog perioda T tijela s masom M i velika poluos orbite a: . Keplerov treći zakon može se koristiti za određivanje mase binarnih zvijezda.

Crtanje objekta (planeta, kometa, itd.) na zvjezdanoj mapi na određenim koordinatama.

ULAZNICA br. 10

Zemaljske planete: Merkur, Mars, Venera, Zemlja, Pluton. Imaju male veličine i mase; prosječna gustoća ovih planeta je nekoliko puta veća od gustine vode. Oni se polako rotiraju oko svojih ose. Imaju malo drugova. Zemaljske planete imaju kamenite površine. Sličnost zemaljskih planeta ne isključuje značajne razlike. Na primjer, Venera, za razliku od drugih planeta, rotira u smjeru suprotnom svom kretanju oko Sunca i 243 puta je sporija od Zemlje. Pluton je najmanji od planeta (Plutonov prečnik = 2260 km, satelit Haron je 2 puta manji, otprilike isti kao sistem Zemlja-Mjesec, oni su „dvostruka planeta“), ali je po fizičkim karakteristikama blizu ovoj grupi.

Merkur. Težina: 3*10 23 kg (0,055 zemlje) R orbita: 0,387 AJ Planeta D: 4870 km Osobine atmosfere: Praktično nema atmosfere, helijuma i vodonika sa Sunca, natrijuma koji oslobađa pregrijana površina planete. Površina: Ispucana kraterima. Postoji udubljenje prečnika 1300 km koje se naziva basen Caloris. Karakteristike: Dan traje dvije godine.

Venera. Težina: 4,78*10 24 kg R orbita: 0,723 AJ Planet D: 12100 km Sastav atmosfere: Uglavnom ugljični dioksid sa primjesama dušika i kisika, oblaci kondenzata sumporne i fluorovodonične kiseline. Površina: Kamenita pustinja, relativno glatka, ali ima kratera Karakteristike: Pritisak na površini je 90 puta veći od Zemljinog, obrnuta rotacija u orbiti, jak efekat staklene bašte (T=475 0 C).

zemlja . R orbita: 1 AJ (150.000.000 km) R planeta: 6400 km Sastav atmosfere: 78% dušika, 21% kisika i ugljičnog dioksida. Površina: Najrazličitija. Karakteristike: Puno vode, uslovi neophodni za nastanak i postojanje života. Postoji 1 satelit - Mjesec.

Mars. Težina: 6,4*1023 kg R orbita: 1,52 AJ (228 miliona km) Planet D: 6670 km Sastav atmosfere: Ugljični dioksid sa nečistoćama. Površina: Krateri, Valles Marineris, Mount Olympus - najviša u sistemu Karakteristike: Puno vode u polarnim kapama, vjerovatno je klima prije bila pogodna za organski život na bazi ugljika, a evolucija klime Marsa je reverzibilna. Postoje 2 satelita - Fobos i Deimos. Fobos polako pada prema Marsu.

Pluton/Haron.

Težina: 1,3*10 23 kg/ 1,8*10 11 kg

R orbita: 29,65-49,28 AJ

Planeta D: 2324/1212 km

Sastav atmosfere: Tanki sloj metana

Karakteristike: Dvostruka planeta, moguće planetesemalna, orbita ne leži u ravni drugih orbita. Pluton i Haron su uvek okrenuti jedan prema drugom istom stranom

Džinovske planete: Jupiter, Saturn, Uran, Neptun.

Imaju velike veličine i mase (masa Jupitera > masa Zemlje za 318 puta, po zapremini - za 1320 puta). Džinovske planete rotiraju vrlo brzo oko svojih ose. Rezultat toga je velika kompresija. Planete se nalaze daleko od Sunca. Odlikuje ih veliki broj satelita (Jupiter ima 16, Saturn ima 17, Uran ima 16, Neptun ima 8). Posebnost gigantskih planeta su prstenovi koji se sastoje od čestica i blokova. Ove planete nemaju čvrste površine, njihova je gustina mala, a sastoje se uglavnom od vodonika i helijuma. Vodonik u atmosferi prelazi u tečnu, a zatim u čvrstu fazu. Istovremeno, brza rotacija i činjenica da vodonik postaje provodnik električne energije određuje značajna magnetna polja ovih planeta, koja zarobljavaju nabijene čestice koje lete sa Sunca i formiraju radijacijske pojaseve.

Jupiter Težina: 1,9*10 27 kg R orbita: 5,2 AJ D planeta: 143,760 km na ekvatoru Sastav: Vodik sa primesama helijuma. Sateliti: Evropa ima puno vode, Ganimed sa ledom, Io sa sumpornim vulkanom. Karakteristike: Velika crvena mrlja, skoro zvezda, 10% radijacije je njeno, udaljava Mesec od nas (2 metra godišnje).	Saturn. Težina: 5,68* 10 26 R orbita: 9,5 AJ Planeta D: 120.420 km Sastav: Vodik i helijum. Mjeseci: Titan je veći od Merkura i ima atmosferu. Karakteristike: Prekrasni prstenovi, mala gustina, mnogo satelita, polovi magnetnog polja skoro se poklapaju sa osom rotacije.
Uran Težina: 8,5*1025 kg R orbita: 19,2 AJ Planeta D: 51.300 km Sastav: Metan, amonijak. Sateliti: Miranda ima veoma složen teren. Karakteristike: Osa rotacije je usmerena prema Suncu, ne zrači sopstvenu energiju, najveći ugao odstupanja magnetne ose od ose rotacije.	Neptun. Težina: 1*10 26 kg R orbita: 30 AJ Planeta D: 49500 km Sastav: Metan, amonijak, vodikova atmosfera.. Sateliti: Triton ima azotnu atmosferu, vodu. Karakteristike: Emituje 2,7 puta više apsorbirane energije.

Instalacija modela nebeske sfere za datu geografsku širinu i njenu orijentaciju duž strana horizonta.

ULAZNICA br. 11

Prepoznatljive karakteristike Mjeseca i planetarnih satelita.

Mjesec- jedini prirodni satelit Zemlje. Površina Mjeseca je vrlo heterogena. Glavne formacije velikih razmjera su mora, planine, krateri i svijetli zraci, moguće izbacivanja materije. Mora, tamne, glatke ravnice, udubljenja su ispunjena očvrslom lavom. Prečnici najvećeg od njih prelaze 1000 km. dr. tri vrste formacija su najvjerovatnije rezultat bombardiranja površine Mjeseca u ranim fazama postojanja Sunčevog sistema. Bombardovanje je trajalo nekoliko sati. stotinama miliona godina, a krhotine su se taložile na površini Mjeseca i planeta. Fragmenti asteroida promjera od stotina kilometara do najsitnijih čestica prašine formirali su Ch. detalji o Mjesecu i površinskom sloju stijena. Nakon perioda bombardovanja uslijedilo je punjenje mora bazaltnom lavom nastalom radioaktivnim zagrijavanjem Mjesečeve unutrašnjosti. Svemirski uređaji Uređaji serije Apollo zabilježili su seizmičku aktivnost Mjeseca, tzv. l zemljotres Uzorci lunarnog tla koje su na Zemlju donijeli astronauti pokazali su da je starost L. 4,3 milijarde godina, vjerovatno ista kao i Zemlja, i da se sastoji od istih hemikalija. elemenata kao Zemlja, sa približno istim omjerom. Atmosfere na L. nema, a vjerovatno nikada nije ni bilo, i nema razloga da se tvrdi da je tamo ikad postojao život. Prema najnovijim teorijama, L. je nastao kao rezultat sudara planetezimala veličine Marsa i mlade Zemlje. Temperatura lunarne površine dostiže 100°C tokom lunarnog dana i pada na -200°C tokom lunarne noći. Nema erozije na L., za tužbu. sporo uništavanje stijena zbog naizmjeničnog toplinskog širenja i skupljanja i povremene iznenadne lokalne katastrofe uslijed udara meteorita.

Masa L. je precizno izmjerena proučavanjem orbita njegovih artikala i satelita i povezana je sa masom Zemlje kao 1/81,3; Njegov prečnik od 3476 km je 1/3,6 prečnika Zemlje. L. ima oblik elipsoida, iako se tri međusobno okomita prečnika razlikuju za ne više od jednog kilometra. Period rotacije planete jednak je periodu okretanja oko Zemlje, tako da je, osim efekata libracije, uvek okrenuta na jednu stranu. sri gustina 3330 kg/m 3, vrijednost vrlo bliska gustini glavnih stijena ispod zemljine kore, a gravitaciona sila na površini Mjeseca je 1/6 Zemljine. Mesec je nebesko telo najbliže Zemlji. Kada bi Zemlja i Mjesec bili tačkaste mase ili krute sfere, čija gustina varira samo s udaljenosti od centra, a ne postoje druga nebeska tijela, tada bi Mjesečeva orbita oko Zemlje bila stalna elipsa. Međutim, Sunce i, u mnogo manjoj mjeri, planete vrše gravitacijske sile. uticaj na planetu, uzrokujući poremećaj njenih orbitalnih elemenata, pa su velika poluosa, ekscentricitet i inklinacija kontinuirano podložni cikličkim poremećajima, oscilirajući oko prosječnih vrijednosti.

Prirodni sateliti, prirodno tijelo koje kruži oko planete. U Sunčevom sistemu poznato je više od 70 satelita različitih veličina, a stalno se otkrivaju novi. Sedam najvećih satelita su Mjesec, četiri Galilejeva satelita Jupiter, Titan i Triton. Svi oni imaju prečnike preko 2500 km i mali su „svetovi“ sa složenom geologijom. istorija; Neki ljudi imaju atmosferu. Svi ostali sateliti imaju veličine uporedive sa asteroidima, tj. od 10 do 1500 km. Mogu se sastojati od stijena ili leda, oblik varira od gotovo sfernog do nepravilnog, površina je ili drevna s brojnim kraterima ili je pretrpjela promjene povezane s aktivnostima u podzemlju. Veličine orbite kreću se od manje od dvije do nekoliko stotina radijusa planeta, a orbitalni period se kreće od nekoliko sati do više od godinu dana. Vjeruje se da je neke od satelita uhvatila gravitacijska sila planete. Imaju nepravilne orbite i ponekad idu u suprotnom smjeru od orbitalnog kretanja planete oko Sunca (tzv. retrogradno kretanje). Orbits S.e. mogu biti jako nagnuti prema ravni orbite planete ili vrlo izduženi. Prošireni sistemi S.e. sa pravilnim orbitama oko četiri džinovske planete, verovatno je nastao iz oblaka gasa i prašine koji okružuje matičnu planetu, slično formiranju planeta u protosolarnoj magli. S.e. veličine manje od nekoliko. duge stotine kilometara, nepravilnog su oblika i vjerovatno su nastale prilikom destruktivnih sudara većih tijela. U ekst. regionima Sunčevog sistema oni često kruže u blizini prstenova. Elementi orbita ekst. SE, posebno ekscentriciteti, podložni su jakim poremećajima uzrokovanim Suncem. Nekoliko parovi pa čak i trojke S.e. imaju periode revolucije povezane jednostavnim odnosom. Na primjer, Jupiterov satelit Evropa ima period skoro jednak polovini perioda Ganimeda. Ova pojava se zove rezonancija.

Određivanje uslova vidljivosti planete Merkur prema „Školskom astronomskom kalendaru“.

ULAZNICA br. 12

Komete i asteroidi. Osnove modernih ideja o nastanku Sunčevog sistema.

Comet, nebesko tijelo Sunčevog sistema, koje se sastoji od čestica leda i prašine, koje se kreću u vrlo izduženim orbitama, što znači da na udaljenosti od Sunca izgledaju kao slabo svjetleće mrlje ovalnog oblika. Kako se približava Suncu, oko ovog jezgra se formira koma (gotovo sferni omotač od plina i prašine koji okružuje glavu komete dok se približava Suncu. Ova "atmosfera", koju neprestano otpuhuje solarni vjetar, nadopunjuje se gas i prašina koji izlaze iz jezgra.Prečnik komete dostiže 100 hiljada km.Brzina izlaza gasa i prašine je nekoliko kilometara u sekundi u odnosu na jezgro, a raspršeni su u međuplanetarnom prostoru delimično kroz rep komete. ) i rep (Protok gasa i prašine koji nastaje pod uticajem svetlosnog pritiska i interakcije sa sunčevim vetrom od rasipanje u međuplanetarnom prostoru atmosfere komete. U većini kometa, X. se pojavljuje kada se približavaju Suncu na udaljenosti manjoj od 2 AJ. X. je uvijek usmjeren dalje od Sunca Gas X. nastaje od joniziranih molekula izbačenih iz jezgra, pod utjecajem sunčevog zračenja ima plavkastu boju, jasne granice, tipične širine 1 milion km, dužina - desetine miliona kilometara. Struktura X. može se primjetno promijeniti u nekoliko perioda. sati. Brzina pojedinih molekula kreće se od 10 do 100 km/sec. Prašina X. je više difuzna i zakrivljena, a njena zakrivljenost zavisi od mase čestica prašine. Prašina se kontinuirano oslobađa iz jezgre i odnosi se protokom gasa.). Centar, dio planete, naziva se jezgro i predstavlja ledeno tijelo - ostaci ogromnih nakupina ledenih planetezimala nastalih tokom formiranja Sunčevog sistema. Sada su koncentrisani na periferiji - u oblaku Oort-Epic. Prosečna masa K jezgra je 1-100 milijardi kg, prečnika 200-1200 m, gustine 200 kg/m3 ("/5 gustine vode). Jezgra imaju šupljine. To su krhke formacije koje se sastoje od jedne trećine leda a dvije trecine od prasine materije.Led je uglavnom voda, ali ima primjesa drugih jedinjenja.Sa svakim povratkom na Sunce led se topi, molekule gasa napuštaju jezgro i nose sa sobom cestice prašine i leda, dok sferna ljuska formira se oko jezgra - koma, dugačak plazma rep usmeren od Sunca i rep prašine. Količina izgubljene materije zavisi od količine prašine koja prekriva jezgro i udaljenosti od Sunca u perihelu. Podaci dobijeni iz posmatranja svemirski brod"Giotto" iza Halejeve komete iz neposredne blizine, potvrdili su mnogi. teorije strukture K.

K. se obično nazivaju po svojim otkrivačima, što ukazuje na godinu kada su posljednji put zapaženi. Dijele se na kratkoročne. i dugoročno Kratak period K. se okreću oko Sunca sa periodom od nekoliko. godine, u sredu. UREDU. 8 godina; najkraći period - nešto više od 3 godine - ima K. Encke. Ove K. je uhvatila gravitacija. polju Jupitera i počeo da se okreće u relativno malim orbitama. Tipičan ima perihelnu udaljenost od 1,5 AJ. i potpuno je uništen nakon 5 hiljada okretaja, što dovodi do kiše meteora. Astronomi su posmatrali raspad K. Westa 1976. i K. *Biela. Naprotiv, periodi cirkulacije su dugotrajni. K. može doseći 10 hiljada, pa čak i milion godina, a njihov afel može biti na 1/3 udaljenosti do najbližih zvijezda.Trenutno je poznato oko 140 kratkoperiodičnih i 800 dugoperiodičnih K., a svaki godine otvara oko 30 novih K. Naše znanje o ovim objektima je nepotpuno, jer se detektuju tek kada se približe Suncu na udaljenosti od oko 2,5 AJ. Procjenjuje se da oko triliona K kruži oko Sunca.

Asteroid(asteroid), mala planeta, koja ima gotovo kružnu orbitu, koja leži blizu ravni ekliptike između orbite Marsa i Jupitera. Novootkrivenim A. se dodeljuje serijski broj nakon određivanja orbite, koji je dovoljno precizan da se A. „ne izgubi“. Godine 1796. Francuzi. Astronom Joseph Jérôme Lalande predložio je da se počne tražiti "nestala" planeta između Marsa i Jupitera, predviđena Bodeovom vladavinom. Na Novu godinu 1801. Italijan. Astronom Giuseppe Piazzi otkrio je Ceres dok je vršio zapažanja kako bi sastavio katalog zvijezda. njemački naučnik Carl Gauss izračunao je njegovu orbitu. Do danas je poznato oko 3.500 asteroida. Radijusi Cerere, Palade i Veste su 512, 304 i 290 km, ostali su manji. Prema procjenama u pogl. pojas je cca. 100 miliona A., čini se da njihova ukupna masa iznosi oko 1/2200 mase prvobitno prisutne na ovom području. Pojava modernog A. je, možda, povezan s uništenjem planete (tradicionalno nazvan Phaethon, moderno ime je Olbersova planeta) kao rezultat sudara s drugim tijelom. Površine posmatranih objekata sastoje se od metala i stijena. Ovisno o svom sastavu, asteroidi se dijele na tipove (C, S, M, U). Sastav tipa U nije identifikovan.

A. su takođe grupisane po orbitalnim elementima, formirajući tzv. Hirayama porodica. Većina A. ima orbitalni period od pribl. 8 sati Svi sateliti poluprečnika manjeg od 120 km imaju nepravilan oblik i njihove orbite su podložne gravitaciji. uticaj Jupitera. Kao rezultat toga, postoje praznine u distribuciji A duž velikih poluosi orbita, koje se nazivaju Kirkwoodovi otvori. A., upadajući u ove otvore, imao bi periode koji su višestruki od orbitalnog perioda Jupitera. Orbite asteroida u ovim otvorima su izuzetno nestabilne. Int. i lok. rubovi A. pojasa leže u područjima gdje je ovaj odnos 1:4 i 1:2. A.

Kada protozvijezda kolabira, ona formira disk materijala koji okružuje zvijezdu. Deo materije sa ovog diska pada nazad na zvezdu, povinujući se sili gravitacije. Gas i prašina koji ostaju u disku postepeno se hlade. Kada temperatura padne dovoljno nisko, supstanca diska počinje da se skuplja u male grudvice - džepove kondenzacije. Tako nastaju planetezimali. Tokom formiranja Sunčevog sistema, neki planetezimali su uništeni kao rezultat sudara, dok su se drugi spojili i formirali planete. U vanjskom dijelu Sunčevog sistema nastala su velika planetarna jezgra, koja su mogla zadržati određenu količinu plina u obliku primarnog oblaka. Teže čestice zadržale su se privlačenjem Sunca i pod uticajem plimnih sila dugo se nisu mogle formirati u planete. To je označilo početak formiranja "plinskih divova" - Jupitera, Saturna, Urana i Neptuna. Vjerovatno su razvili vlastite mini-diskove plina i prašine, od kojih su na kraju formirali mjesece i prstenove. Konačno, u unutrašnjem Sunčevom sistemu, Merkur, Venera, Zemlja i Mars nastaju od čvrste materije.

Određivanje uslova vidljivosti planete Venere prema „Školskom astronomskom kalendaru“.

ULAZNICA br. 13

Sunce je kao tipična zvezda. Njegove glavne karakteristike.

Ned, centralno tijelo Sunčevog sistema, je vruća plazma kugla. Zvezda oko koje se Zemlja okreće. Obična zvezda glavnog niza spektralne klase G2, samosvetleća gasovita masa koja se sastoji od 71% vodonika i 26% helijuma. Apsolutna magnituda je +4,83, efektivna površinska temperatura je 5770 K. U centru Sunca je 15 * 10 6 K, što obezbeđuje pritisak koji može da se odupre sili gravitacije koja na površini Sunca (fotosfera ) je 27 puta veći nego na Zemlji. Ovako visoka temperatura nastaje usled termonuklearnih reakcija pretvaranja vodonika u helijum (proton-protonska reakcija) (energija izlaza sa površine fotosfere je 3,8 * 10 26 W). Sunce je sferno simetrično tijelo u ravnoteži. Ovisno o promjenama fizičkih uslova, Sunce se može podijeliti na nekoliko koncentričnih slojeva, koji se postepeno pretvaraju jedan u drugi. Skoro sva sunčeva energija se proizvodi u centralnom regionu - jezgro, gdje se reakcija odvija? nuklearna fuzija. Jezgro zauzima manje od 1/1000 svoje zapremine, gustina je 160 g/cm 3 (gustina fotosfere je 10 miliona puta manja od gustine vode). Zbog ogromne mase Sunca i neprozirnosti njegove materije, zračenje putuje od jezgra do fotosfere vrlo sporo - oko 10 miliona godina. Za to vrijeme frekvencija se smanjuje rendgensko zračenje, i postaje vidljiva svjetlost. Međutim, neutrini proizvedeni u nuklearnim reakcijama slobodno napuštaju Sunce i, u principu, daju direktne informacije o jezgri. Nesklad između posmatranog i teorijski predviđenog neutrina fluksa doveo je do ozbiljne debate o unutrašnja struktura Ned. Preko zadnjih 15% radijusa postoji konvektivna zona. Konvektivna kretanja također igraju ulogu u prijenosu magnetnih polja generiranih strujama u njegovim rotirajućim unutrašnjim slojevima, što se manifestira kao solarna aktivnost, i većina jaka polja uočeno na sunčevim pjegama. Izvan fotosfere nalazi se solarna atmosfera, u kojoj temperatura dostiže minimalnu vrijednost od 4200 K, a zatim ponovo raste zbog disipacije udarnih valova nastalih subfotosferskom konvekcijom u hromosferi, gdje naglo raste do vrijednosti od 2* 10 6 K, karakteristično za koronu. Visoka temperatura potonjeg dovodi do kontinuiranog oticanja tvari plazme u međuplanetarni prostor u obliku sunčevog vjetra. U određenim područjima, jačina magnetnog polja može se brzo i snažno povećati. Ovaj proces prati čitav kompleks fenomena solarne aktivnosti. To uključuje sunčeve baklje (u hromosferi), prominencije (u solarnoj koroni) i koronalne rupe (posebne regije korone).

Masa Sunca je 1,99 * 10 30 kg, prosječni polumjer, određen približno sfernom fotosferom, je 700 000 km. Ovo je ekvivalentno 330.000 Zemljinih masa i 110 Zemljinih radijusa, respektivno; Sunce može da stane 1,3 miliona tela poput Zemlje. Rotacija Sunca uzrokuje kretanje njegovih površinskih formacija, kao što su sunčeve pjege, u fotosferi i slojevima koji se nalaze iznad nje. Srednji period rotacija je 25,4 dana, a na ekvatoru je 25 dana, a na polovima - 41 dan. Rotacija je odgovorna za kompresiju solarnog diska, koja iznosi 0,005%.

Određivanje uslova vidljivosti planete Mars prema „Školskom astronomskom kalendaru“.

ULAZNICA br. 14

Najvažnije manifestacije sunčeve aktivnosti, njihova povezanost sa geofizičkim pojavama.

Sunčeva aktivnost je posljedica konvekcije u srednjim slojevima zvijezde. Razlog za ovu pojavu je taj što je količina energije koja dolazi iz jezgra mnogo veća od one koju uklanja toplinska provodljivost. Konvekcija uzrokuje jaka magnetna polja koja stvaraju struje u konvekcijskim slojevima. Glavne manifestacije solarne aktivnosti koje utječu na Zemlju su sunčeve pjege, solarni vjetar i prominencije.

Sunčeve pjege, formacije u fotosferi Sunca, posmatrane su od davnina, a danas se smatraju regionima fotosfere sa temperaturom za 2000 K nižom nego u okolnim, zbog prisustva jakog magnetnog polja (cca. 2000 Gauss). S.p. sastoje se od relativno tamnog centra, dijela (sjene) i svjetlije vlaknaste polusjenice. Protok gasa od senke do polusenke naziva se Evershedov efekat (V=2 km/s). Broj S.p. a njihov izgled varira tokom 11 godina ciklus solarne aktivnosti, ili ciklus sunčevih pjega, koji je opisan Spererovim zakonom i grafički ilustrovan Maunderovim leptir dijagramom (kretanje tačaka duž geografske širine). Relativni broj sunčeve pjege u Cirihu označava ukupnu površinu koju pokriva S.p. Dugoročne varijacije su superponirane na glavni 11-godišnji ciklus. Na primjer, S.p. promjena mag. polaritet tokom 22-godišnjeg ciklusa sunčeve aktivnosti. Ali najupečatljiviji primjer dugoročnih varijacija je minimum. Maunder (1645-1715), kada je S.p. bili odsutni. Iako je općeprihvaćeno da varijacije u broju S.p. određen difuzijom magnetnog polja iz rotirajuće sunčeve unutrašnjosti, proces još nije u potpunosti shvaćen. Jako magnetno polje sunčevih pjega utječe na Zemljino polje uzrokujući radio smetnje i auroru. ima ih nekoliko nepobitni kratkoperiodični efekti, izjava o postojanju dugoročnih. odnos između klime i broja S.p., posebno 11-godišnjeg ciklusa, veoma je kontroverzan, zbog poteškoća u ispunjavanju uslova koji su neophodni za obavljanje tačnog Statistička analiza podaci.

sunčani vjetar Izlivanje visokotemperaturne plazme (elektrona, protona, neutrona i hadrona) solarna korona, zračenje intenzivnih talasa radio spektra, x-zrake u okolni prostor. Formira tzv heliosfera koja se proteže do 100 AJ. od sunca. Sunčev vjetar je toliko intenzivan da može oštetiti vanjske slojeve kometa, uzrokujući pojavu "repa". S.V. ionizira gornje slojeve atmosfere, zbog čega nastaje ozonski omotač, uzrokuje aurore i povećanje radioaktivne pozadine i radio smetnje na mjestima gdje je ozonski omotač uništen.

Posljednja maksimalna solarna aktivnost bila je 2001. godine. Maksimalna sunčeva aktivnost znači najveći broj sunčevih pjega, zračenja i prominencija. Odavno je utvrđeno da promjene Sunčeve aktivnosti Sunce utječu na sljedeće faktore:

* epidemiološka situacija na Zemlji;

* broj različitih vrsta prirodnih katastrofa (tajfuni, zemljotresi, poplave, itd.);

* o broju automobilskih i željezničkih nesreća.

Maksimum svega ovoga dešava se tokom godina aktivnog Sunca. Kako je ustanovio naučnik Čiževski, aktivno Sunce utiče na dobrobit osobe. Od tada se sastavljaju periodične prognoze ljudskog blagostanja.

2. Određivanje uslova vidljivosti planete Jupiter prema „Školskom astronomskom kalendaru“.

ULAZNICA br. 15

Metode za određivanje udaljenosti do zvijezda, jedinice udaljenosti i odnos između njih.

Metoda paralakse se koristi za mjerenje udaljenosti do tijela Sunčevog sistema. Pokazalo se da je polumjer Zemlje premali da bi poslužio kao osnova za mjerenje paralaktičkog pomaka zvijezda i udaljenosti do njih. Stoga koriste godišnju paralaksu umjesto horizontalne.

Godišnja paralaksa zvijezde je ugao (p) pod kojim se velika poluosa Zemljine orbite može vidjeti sa zvijezde ako je okomita na liniju vida.

a je velika poluosa zemljine orbite,

p – godišnja paralaksa.

Jedinica udaljenosti parsec se također koristi. Parsek je rastojanje sa koje je velika poluosa Zemljine orbite, okomita na liniju vida, vidljiva pod uglom od 1².

1 parsec = 3,26 svjetlosnih godina = 206265 AJ. e. = 3 * 10 11 km.

Mjerenjem godišnje paralakse možete pouzdano odrediti udaljenost do zvijezda koje se nalaze ne dalje od 100 parseka ili 300 svjetlosnih godina. godine.

Ako su apsolutne i prividne veličine poznate, tada se udaljenost do zvijezde može odrediti pomoću formule log(r)=0,2*(m-M)+1

Određivanje uslova vidljivosti Mjeseca prema „Školskom astronomskom kalendaru“.

ULAZNICA br. 16

Osnovne fizičke karakteristike zvijezda, odnos između ovih karakteristika. Uslovi za ravnotežu zvijezda.

Osnovne fizičke karakteristike zvijezda: sjaj, apsolutne i prividne veličine, masa, temperatura, veličina, spektar.

Luminosity– energija koju emituje zvezda ili neko drugo nebesko telo po jedinici vremena. Obično se daje u jedinicama sunčeve svjetlosti, izražene formulom log (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), gdje su L i M osvjetljenje i apsolutna veličina izvora, Lc i Mc su odgovarajuće vrijednosti za Sunce (Mc = +4,83). Takođe se određuje formulom L=4πR 2 σT 4. Poznate su zvijezde čiji je sjaj mnogo puta veći od sjaja Sunca. Svjetlost Aldebarana je 160, a Rigel je 80.000 puta veći od Sunca. Ali velika većina zvijezda ima sjaj uporediv sa ili manjim od Sunca.

magnituda – mjera sjaja zvijezde. Z.v. ne daje pravu ideju o snazi ​​zračenja zvijezde. Slaba zvijezda blizu Zemlje može izgledati svjetlija od udaljene sjajne zvijezde jer fluks zračenja primljen od njega smanjuje se obrnuto proporcionalno kvadratu udaljenosti. Vidljivo W.V. - sjaj zvezde koji posmatrač vidi kada gleda u nebo. Apsolutni Z.v. - mjera pravog sjaja, predstavlja nivo sjaja zvijezde koji bi imala da se nalazi na udaljenosti od 10 kom. Hiparh je izumeo sistem vidljivih zvezda. u 2. veku BC. Zvezdama su dodeljeni brojevi na osnovu njihovog prividnog sjaja; najsjajnije zvezde su bile 1. magnitude, a najslabije 6. magnitude. Svi R. 19. vijek ovaj sistem je izmijenjen. Moderna skala Z.v. utvrđeno je utvrđivanjem Z.v. reprezentativni uzorak zvijezda blizu sjevera. polovi svijeta (sjeverna polarna serija). Na osnovu njih utvrđeni su Z.v. sve ostale zvezde. Ovo je logaritamska skala, gdje su zvijezde 1. magnitude 100 puta sjajnije od zvijezda 6. magnitude. Kako se tačnost mjerenja povećavala, desetine su morale biti uvedene. Najsjajnije zvezde su sjajnije od 1. magnitude, a neke čak imaju i negativne magnitude.

Zvezdana masa - parametar direktno određen samo za komponente dvostrukih zvijezda sa poznatim orbitama i udaljenostima (M 1 + M 2 = R 3 / T 2). To. Utvrđene su mase samo nekoliko desetina zvijezda, ali za mnogo veći broj masa se može odrediti iz odnosa masa-svjetlost. Mase veće od 40 solarnih i manje od 0,1 solarne su vrlo rijetke. Većina zvijezda ima masu manju od Sunca. Temperatura u centru takvih zvijezda ne može dostići nivo na kojem počinju reakcije nuklearne fuzije, a jedini izvor njihove energije je Kelvin-Helmholtzova kompresija. Takvi objekti se nazivaju smeđih patuljaka.

Odnos masa-luminoznost, koji je Eddington 1924. pronašao, odnos između luminoznosti L i zvjezdane mase M. Odnos ima oblik L/Lc = (M/Mc) a, gdje su Lc i Mc luminoznost i masa Sunca, odnosno vrijednost A obično leži u rasponu od 3-5. Odnos proizilazi iz činjenice da su posmatrana svojstva normalnih zvijezda određena uglavnom njihovom masom. Ovaj odnos za patuljaste zvijezde dobro se slaže sa zapažanjima. Vjeruje se da to vrijedi i za supergigante i divove, iako je njihovu masu teško direktno izmjeriti. Relacija se ne odnosi na bijele patuljke, jer povećava njihov sjaj.

Temperatura je zvjezdana– temperatura određenog područja zvijezde. To je jedna od najvažnijih fizičkih karakteristika svakog objekta. Međutim, zbog toga što se temperatura različitih područja zvijezde razlikuje, kao i zbog toga što je temperatura termodinamička veličina koja ovisi o protoku elektromagnetnog zračenja i prisutnosti različitih atoma, jona i jezgara u nekom dijelu zvjezdane atmosfere, sve ove razlike su ujedinjeni sa efektivnom temperaturom koja je usko povezana sa zračenjem zvezde u fotosferi. Efektivna temperatura, parametar koji karakterizira ukupnu količinu energije koju emituje zvijezda po jedinici površine njene površine. Ovo je nedvosmislena metoda za opisivanje zvjezdane temperature. Ovo. se određuje kroz temperaturu apsolutno crnog tijela, koje bi, prema Stefan-Boltzmannom zakonu, zračilo istu snagu po jedinici površine kao i zvijezda. Iako se spektar zvijezde u pojedinostima značajno razlikuje od spektra apsolutno crnog tijela, ipak, efektivna temperatura karakterizira energiju plina u vanjskim slojevima zvjezdane fotosfere i dozvoljava, koristeći Wienov zakon pomaka (λ max = 0,29). /T), da se odredi na kojoj talasnoj dužini postoji maksimum zvezdanog zračenja, a samim tim i boja zvezde.

By veličine zvijezde se dijele na patuljke, podpatuljke, normalne zvijezde, divove, subgigante i supergigante.

Domet zvezda zavisi od njene temperature, pritiska, gustine gasa njene fotosfere, jačine magnetnog polja i hemikalije. kompozicija.

Spektralne klase, klasifikacija zvijezda prema njihovim spektrima (prvenstveno prema intenzitetu spektralnih linija), koju je prvi uveo Italijan. astronom Secchi. Uvedene slovne oznake, koje su modificirane kako se znanje o internim procesima proširilo. struktura zvijezda. Boja zvijezde ovisi o temperaturi njene površine, dakle u moderno doba. Draperova spektralna klasifikacija (Harvard) S.k. raspoređeni po opadajućem redoslijedu temperature:

Hertzsprung-Russell dijagram, graf koji vam omogućava da odredite dvije osnovne karakteristike zvijezda, izražava odnos između apsolutne magnitude i temperature. Ime je dobio po danskom astronomu Hertzsprungu i američkom astronomu Raselu, koji su objavili prvi dijagram 1914. Najtoplije zvijezde leže na lijevoj strani dijagrama, a zvijezde najvećeg sjaja su na vrhu. Od gornjeg lijevog ugla do donjeg desnog ide glavna sekvenca, odražava evoluciju zvijezda, a završava se patuljastim zvijezdama. Većina zvijezda pripada ovom nizu. Ovom nizu pripada i sunce. Iznad ovog niza, navedenim redoslijedom nalaze se subdivi, supergiganti i divovi, ispod - potpatuljci i bijeli patuljci. Ove grupe zvijezda se nazivaju klase osvjetljenja.

Uslovi ravnoteže: kao što je poznato, zvijezde su jedini prirodni objekti unutar kojih se odvijaju nekontrolisane reakcije termonuklearne fuzije, koje su praćene oslobađanjem velike količine energije i određuju temperaturu zvijezda. Većina zvijezda je u stacionarnom stanju, odnosno ne eksplodiraju. Neke zvijezde eksplodiraju (tzv. nove i supernove). Zašto su zvijezde općenito u ravnoteži? Sila nuklearnih eksplozija u stacionarnim zvijezdama uravnotežena je silom gravitacije, zbog čega ove zvijezde održavaju ravnotežu.

Proračun linearnih dimenzija svjetiljke iz poznatih ugaonih dimenzija i udaljenosti.

ULAZNICA br. 17

1. Fizičko značenje Stefan-Boltzmann zakona i njegova primjena za određivanje fizičkih karakteristika zvijezda.

Stefan-Boltzmannov zakon, odnos između ukupne snage zračenja crnog tijela i njegove temperature. Ukupna snaga jedinične površine zračenja u W po 1 m2 data je formulom R = σ T 4, Gdje σ = 5,67*10 -8 W/m 2 K 4 - Stefan-Boltzmannova konstanta, T - apsolutna temperatura apsolutno crnog tijela. Iako astronomi rijetko emituju objekte poput crnog tijela, njihov emisioni spektar je često dobar model spektra stvarnog objekta. Ovisnost o temperaturi na 4. stepen je vrlo jaka.

e – energija zračenja po jedinici površine zvijezde

L je sjaj zvijezde, R je poluprečnik zvijezde.

Koristeći Stefan-Boltzmann formulu i Wien-ov zakon, određuje se talasna dužina na kojoj se javlja maksimalno zračenje:

l max T = b, b – Wien konstanta

Možete krenuti od suprotnog, tj. korištenjem sjaja i temperature za određivanje veličina zvijezda

2. Određivanje geografske širine mjesta posmatranja na osnovu date visine zvijezde u njenoj kulminaciji i njenoj deklinaciji.

H = 90 0 - +

h – visina svetiljke

ULAZNICA br. 18

Promjenljive i nestacionarne zvijezde. Njihov značaj za proučavanje prirode zvijezda.

Sjaj promenljivih zvezda se menja tokom vremena. Sada je poznato cca. 3*10 4 . P.Z. dijele se na fizičke, čija se svjetlina mijenja zbog procesa koji se odvijaju u njima ili blizu njih, i optičke P.Z., gdje je ova promjena posljedica rotacije ili orbitalnog kretanja.

Najvažnije vrste fizičke P.Z.:

pulsirajuće – Cefeide, zvijezde tipa Mira Ceti, polupravilni i nepravilni crveni divovi;

Eruptivno(eksplozivno) – zvijezde sa školjkama, mlade nepravilne varijable, uklj. Zvijezde T Bika (vrlo mlade nepravilne zvijezde povezane s difuznim maglinama), Hubble-Sanage supergiganti (Vrući supergiganti velike svjetlosti, najsjajniji objekti u galaksijama. Oni su nestabilni i vjerovatno su izvori radijacije blizu Eddingtonove granice sjajnosti, iznad koje "duva daleko" školjke zvijezda. Potencijalne supernove.), plamteći crveni patuljci;

Kataklizmično – nove, supernove, simbiotske;

X-zrake binarne zvijezde

Navedeni P.Z. uključuje 98% poznatih fizičkih tvrdnji. Optički uključuju pomračujuće binarne i rotirajuće kao što su pulsari i magnetne varijable. Sunce je klasifikovano kao rotirajuće, jer njegova veličina se malo mijenja kada se na disku pojave sunčeve pjege.

Među pulsirajućim zvijezdama vrlo su zanimljive Cefeide, koje su dobile ime po jednoj od prvih otkrivenih varijabli ove vrste - 6 Cefeja. Cefeide su zvijezde visokog sjaja i umjerene temperature (žuti supergiganti). U toku evolucije stekli su posebnu strukturu: na određenoj dubini pojavio se sloj koji akumulira energiju koja dolazi iz dubina, a zatim je ponovo oslobađa. Zvezda se povremeno skuplja dok se zagreva i širi dok se hladi. Prema tome, energija zračenja se ili apsorbuje od strane zvezdanog gasa, jonizujući ga, ili se ponovo oslobađa kada, kako se gas hladi, joni zarobe elektrone, emitujući svetlosne kvante. Kao rezultat toga, sjaj Cefeida se u pravilu mijenja nekoliko puta u periodu od nekoliko dana. Cefeidi igraju posebnu ulogu u astronomiji. Godine 1908. američka astronomka Henrietta Leavitt, koja je proučavala cefeide u jednoj od obližnjih galaksija, Malom Magelanovom oblaku, primijetila je da se pokazalo da su ove zvijezde svjetlije što je duži period promjene njihovog sjaja. Veličina Malog Magelanovog oblaka je mala u odnosu na njegovu udaljenost, što znači da razlike u prividnoj svjetlini odražavaju razlike u osvjetljenju. Zahvaljujući odnosu period-luminoznost koji je pronašao Leavitt, lako je izračunati udaljenost do svake cefeide mjerenjem njenog prosječnog sjaja i perioda varijabilnosti. A pošto su supergiganti jasno vidljivi, cefeide se mogu koristiti za određivanje udaljenosti čak i do relativno udaljenih galaksija u kojima se posmatraju. Postoji i drugi razlog za posebnu ulogu cefeida. U 60-im godinama Sovjetski astronom Jurij Nikolajevič Efremov otkrio je da što je duži period Cefeida, to je ova zvijezda mlađa. Koristeći odnos period-dob, nije teško odrediti starost svake cefeide. Odabirom zvijezda s maksimalnim periodima i proučavanjem zvjezdanih grupa kojima pripadaju, astronomi istražuju najmlađe strukture u Galaksiji. Cefeide, više od ostalih pulsirajućih zvijezda, zaslužuju naziv periodične varijable. Svaki sljedeći ciklus promjene svjetline obično vrlo precizno ponavlja prethodni. Međutim, postoje izuzeci, a najpoznatiji od njih je Sjevernjača. Odavno je otkriveno da pripada Cefeidima, iako mijenja svoj sjaj u prilično beznačajnim granicama. Ali poslednjih decenija, ove fluktuacije su počele da blede, a sredinom 90-ih. Severnjača je praktično prestala da pulsira.

Zvijezde sa školjkama, zvijezde koje neprekidno ili u nepravilnim intervalima izbacuju prsten plina iz ekvatora ili sferne ljuske. 3. sa o. - divovi ili patuljaste zvijezde spektralne klase B, brzo rotirajuće i blizu granice uništenja. Osipanje ljuske obično je praćeno smanjenjem ili povećanjem svjetline.

Simbiotske zvijezde, zvijezde čiji spektri sadrže emisione linije i kombinuju karakteristične karakteristike crvenog diva i vrućeg objekta - bijelog patuljka ili akrecionog diska oko takve zvijezde.

Zvijezde RR Lyrae predstavljaju još jednu važnu grupu zvijezda koje pulsiraju. To su stare zvijezde sa približno istom masom kao i Sunce. Mnogi od njih se nalaze u kuglastim zvjezdanim jatima. U pravilu mijenjaju svoj sjaj za jednu magnitudu za otprilike jedan dan. Njihova svojstva, kao i svojstva cefeida, koriste se za izračunavanje astronomskih udaljenosti.

R Northern Crown a zvijezde poput nje ponašaju se na potpuno nepredvidive načine. Ova zvijezda se obično može vidjeti golim okom. Svakih nekoliko godina, njegov sjaj opada na oko osmu magnitudu, a zatim se postepeno povećava, vraćajući se na prethodni nivo. Očigledno, razlog tome je taj što ova supergigantska zvijezda izbacuje oblake ugljika, koji se kondenzira u zrnca, formirajući nešto poput čađi. Ako jedan od ovih gustih crnih oblaka prođe između nas i zvijezde, blokira svjetlost zvijezde sve dok se oblak ne rasprši u svemir. Zvijezde ovog tipa proizvode gustu prašinu, što je važno u područjima gdje se zvijezde formiraju.

Plamte zvijezde. Magnetne pojave na Suncu uzrokuju sunčeve pjege i sunčeve baklje, ali ne mogu značajno utjecati na sjaj Sunca. Za neke zvijezde - crvene patuljke - to nije slučaj: na njima takve baklje postižu ogromne razmjere, a kao rezultat toga, svjetlosno zračenje može se povećati za cijelu zvjezdanu magnitudu, ili čak i više. Najbliža zvijezda Suncu, Proxima Centauri, je jedna od takvih zvijezda. Ovi naleti svjetlosti se ne mogu unaprijed predvidjeti i traju samo nekoliko minuta.

Proračun deklinacije zvijezde na osnovu podataka o njenoj visini u njenoj kulminaciji na određenoj geografskoj širini.

H = 90 0 - +

h – visina svetiljke

ULAZNICA br. 19

Binarne zvijezde i njihova uloga u određivanju fizičkih karakteristika zvijezda.

Dvostruka zvijezda je par zvijezda povezanih u jedan sistem gravitacijskim silama i koji se okreću oko zajedničkog centra gravitacije. Zvijezde koje čine binarnu zvijezdu nazivaju se njenim komponentama. Dvostruke zvjezdice su vrlo česte i dijele se na nekoliko tipova.

Svaka komponenta vizuelne dvostruke zvezde jasno je vidljiva kroz teleskop. Udaljenost između njih i njihova međusobna orijentacija se polako mijenjaju tokom vremena.

Elementi binarne pomračenja naizmenično blokiraju jedni druge, tako da svjetlina sistema privremeno slabi, a period između dvije promjene svjetline jednak je polovini orbitalnog perioda. Ugaona udaljenost između komponenti je vrlo mala i ne možemo ih posmatrati odvojeno.

Spektralne binarne zvijezde se otkrivaju promjenama u njihovim spektrima. Tokom međusobne rotacije, zvijezde se povremeno kreću prema Zemlji ili dalje od Zemlje. Promjene u kretanju mogu se odrediti Doplerovim efektom u spektru.

Binarne polarizacione sisteme karakterišu periodične promene u polarizaciji svetlosti. U takvim sistemima zvijezde tokom svog orbitalnog kretanja osvjetljavaju plin i prašinu u prostoru između sebe, upadni ugao svjetlosti na ovu tvar se periodično mijenja, a raspršena svjetlost se polarizira. Precizna mjerenja ovih efekata omogućavaju izračunavanje orbite, omjeri masa zvijezda, veličine, brzine i udaljenosti između komponenti. Na primjer, ako je zvijezda i pomračna i spektroskopska binarna, onda možemo odrediti masa svake zvijezde i nagib orbite. Po prirodi promjene svjetline u trenucima pomračenja, može se odrediti relativne veličine zvijezda i proučavanje strukture njihove atmosfere. Binarne zvijezde koje proizvode rendgensko zračenje nazivaju se binarne rendgenske zvijezde. U nekim slučajevima, treća komponenta se posmatra kako kruži oko centra mase binarnog sistema. Ponekad se jedna od komponenti binarnog sistema (ili obje) može zauzvrat pokazati kao dvostruke zvijezde. Bliske komponente binarne zvijezde u trostrukom sistemu mogu imati period od nekoliko dana, dok treći element može kružiti oko zajedničkog centra mase bliskog para sa periodom od stotina ili čak hiljada godina.

Mjerenje brzina zvijezda u binarnom sistemu i primjena zakona univerzalne gravitacije važan je metod za određivanje masa zvijezda. Proučavanje binarnih zvijezda jedini je direktan način za izračunavanje masa zvijezda.

U sistemu blisko raspoređenih dvostrukih zvijezda, međusobne gravitacijske sile nastoje rastegnuti svaku od njih, dajući joj oblik kruške. Ako je gravitacija dovoljno jaka, dolazi kritični trenutak kada materija počinje da teče od jedne zvezde i pada na drugu. Oko ove dvije zvijezde postoji određeno područje u obliku trodimenzionalne osmice, čija površina predstavlja kritičnu granicu. Ove dvije figure u obliku kruške, svaka oko različite zvijezde, zovu se Rocheovi režnjevi. Ako jedna od zvijezda naraste toliko da ispuni svoj Rocheov režanj, onda materija iz nje juri ka drugoj zvijezdi na mjestu gdje se šupljine dodiruju. Često, zvjezdani materijal ne pada direktno na zvijezdu, već se prvo vrti okolo, formirajući ono što se zove akrecijski disk. Ako su se obje zvijezde toliko proširile da su ispunile svoje Rocheove režnjeve, tada se pojavljuje kontaktna binarna zvijezda. Materijal sa obe zvezde se meša i stapa u loptu oko dva zvezdana jezgra. Budući da sve zvijezde na kraju nabubre i postanu divovi, a mnoge zvijezde su binarne, binarni sistemi u interakciji nisu neuobičajeni.

Proračun visine svjetiljke u njenoj kulminaciji na osnovu poznate deklinacije za datu geografsku širinu.

H = 90 0 - +

h – visina svetiljke

ULAZNICA br. 20

Evolucija zvijezda, njeni stadijumi i završni stadijumi.

Zvijezde se formiraju u međuzvjezdanim oblacima plina i prašine i maglinama. Glavna sila koja "formira" zvijezde je gravitacija. Pod određenim uslovima, vrlo razrijeđena atmosfera (međuzvjezdani plin) počinje se sabijati pod utjecajem gravitacijskih sila. Oblak gasa se sabija u centru, gde se zadržava toplota oslobođena tokom kompresije - pojavljuje se protozvezda koja emituje u infracrvenom opsegu. Protozvijezda se zagrijava pod utjecajem materije koja pada na nju, a reakcije nuklearne fuzije počinju oslobađanjem energije. U ovom stanju, to je već promjenljiva zvijezda tipa T Bik. Ostaci oblaka se raspršuju. Gravitacijske sile zatim povlače atome vodika prema centru, gdje se spajaju, formirajući helijum i oslobađajući energiju. Rastući pritisak u centru sprečava dalju kompresiju. Ovo je stabilna faza evolucije. Ova zvijezda je zvijezda glavne sekvence. Svjetlost zvijezde se povećava kako njeno jezgro postaje gušće i toplije. Vrijeme zadržavanja zvijezde na glavnoj sekvenci zavisi od njene mase. Za Sunce je to otprilike 10 milijardi godina, ali zvijezde mnogo masivnije od Sunca postoje u stacionarnom modu samo nekoliko miliona godina. Nakon što zvijezda potroši vodonik koji se nalazi u svom središnjem dijelu, unutar zvijezde se događaju velike promjene. Vodik počinje izgarati ne u sredini, već u ljusci, koja se povećava u veličini i nabubri. Kao rezultat toga, veličina same zvijezde naglo se povećava, a temperatura njene površine opada. Upravo taj proces dovodi do crvenih divova i supergiganata. Završne faze evolucije zvijezde također su određene masom zvijezde. Ako ova masa ne premaši Sunčevu za više od 1,4 puta, zvijezda se stabilizira i postaje bijeli patuljak. Katastrofalna kompresija ne nastaje zbog osnovne osobine elektrona. Postoji stepen kompresije pri kojem se počinju odbijati, iako više nema izvora toplinske energije. Ovo se dešava samo kada su elektroni i atomska jezgra komprimovani neverovatno čvrsto, formirajući izuzetno gustu materiju. Bijeli patuljak sa masom Sunca približno je jednak Zemljinoj zapremini. Bijeli patuljak se postepeno hladi, pretvarajući se na kraju u tamnu kuglu radioaktivnog pepela. Prema astronomima, najmanje desetina svih zvijezda u Galaksiji su bijeli patuljci.

Ako masa zvijezde u kolapsu premašuje masu Sunca za više od 1,4 puta, tada se takva zvijezda, nakon što je dostigla stupanj bijelog patuljka, neće tu zaustaviti. U ovom slučaju, gravitacijske sile su toliko jake da se elektroni potiskuju u atomska jezgra. Kao rezultat toga, protoni se pretvaraju u neutrone koji se mogu prianjati jedan za drugog bez ikakvih praznina. Gustina neutronskih zvijezda premašuje čak i gustinu bijelih patuljaka; ali ako masa materijala ne prelazi 3 solarne mase, neutroni, kao i elektroni, mogu sami spriječiti daljnju kompresiju. Tipična neutronska zvijezda je prečnika samo 10 do 15 km, a jedan kubni centimetar njenog materijala težak je oko milijardu tona. Osim svoje ogromne gustine, neutronske zvijezde imaju još dva posebna svojstva koja ih čine uočljivim uprkos njihovoj maloj veličini: brzu rotaciju i jako magnetno polje.

Ako masa zvijezde premašuje 3 solarne mase, onda je njena završna faza životni ciklus verovatno je crna rupa. Ako je masa zvijezde, a samim tim i gravitacijska sila, tolika, tada je zvijezda podvrgnuta katastrofalnoj gravitacijskoj kompresiji kojoj se ne mogu oduprijeti nikakve stabilizirajuće sile. Tokom ovog procesa, gustina materije teži beskonačnosti, a radijus objekta teži nuli. Prema Ajnštajnovoj teoriji relativnosti, prostorno-vremenski singularitet nastaje u centru crne rupe. Gravitaciono polje na površini zvijezde u kolapsu se povećava, što otežava bijeg zračenja i čestica. Na kraju, takva zvijezda završava ispod horizonta događaja, koji se može vizualizirati kao jednosmjerna membrana koja materiju i zračenje propušta samo unutra i ne ispušta ništa van. Zvijezda u kolapsu pretvara se u crnu rupu, a može se otkriti samo naglom promjenom svojstava prostora i vremena oko nje. Radijus horizonta događaja naziva se Schwarzschildov radijus.

Zvijezde s masama manjom od 1,4 solarne na kraju svog životnog ciklusa polako odbacuju svoju gornju ljusku, koja se naziva planetarna maglina. Masivnije zvijezde koje se pretvaraju u neutronsku zvijezdu ili crnu rupu prvo eksplodiraju kao supernove, njihov sjaj se povećava za 20 magnituda ili više u kratkom vremenu, oslobađajući više energije nego što Sunce emituje u 10 milijardi godina, a ostaci eksplodirajuće zvijezde lete udaljen brzinom od 20 000 km u sekundi.

Posmatranje i skiciranje položaja sunčevih pjega pomoću teleskopa (na ekranu).

ULAZNICA br. 21

Sastav, struktura i veličina naše Galaksije.

Galaxy, zvjezdani sistem kojem Sunce pripada. Galaksija sadrži najmanje 100 milijardi zvijezda. Tri glavne komponente: centralno zadebljanje, disk i galaktički oreol.

Centralnu izbočinu čine stare populacijske zvijezde tipa II (crveni divovi), smještene vrlo gusto, au njegovom središtu (jezgri) nalazi se snažan izvor zračenja. Pretpostavljalo se da u jezgru postoji crna rupa koja pokreće uočene snažne energetske procese praćene zračenjem u radio spektru. (Plinski prsten rotira oko crne rupe; vrući plin, izlazeći iz njenog unutrašnjeg ruba, pada na crnu rupu, oslobađajući energiju koju opažamo.) Ali nedavno je bljesak vidljivog zračenja otkriven u jezgru i hipoteza o crnoj rupi je više nije potrebno. Parametri centralnog zadebljanja su 20.000 svjetlosnih godina u prečniku i 3.000 svjetlosnih godina debljine.

Disk Galaksije, koji sadrži mlade zvijezde tipa I (mladi plavi supergiganti), međuzvjezdanu materiju, otvorena zvjezdana jata i 4 spiralna kraka, prečnika je 100.000 svjetlosnih godina i debljine samo 3.000 svjetlosnih godina. Galaksija se rotira, njeni unutrašnji dijelovi se kreću kroz svoje orbite mnogo brže od vanjskih dijelova. Sunce izvrši revoluciju oko jezgra svakih 200 miliona godina. Spiralni krakovi prolaze kroz kontinuirani proces formiranja zvijezda.

Galaktički oreol je koncentričan sa diskom i centralnim ispupčenjem i sastoji se od zvijezda koje su pretežno članovi globularnih jata i pripadaju tipu stanovništva II. Međutim, većina materijala u oreolu je nevidljiva i ne može biti sadržana u običnim zvijezdama; to nije plin ili prašina. Dakle, oreol sadrži tamne nevidljive supstance. Proračuni brzine rotacije Velikog i Malog Magelanovog oblaka, koji su sateliti mliječni put, pokazuju da je masa sadržana u halou 10 puta veća od mase koju opažamo u disku i ispupčenju.

Sunce se nalazi na udaljenosti od 2/3 od centra diska u Orionovom kraku. Njegova lokalizacija u ravni diska (galaktički ekvator) omogućava da se zvijezde diska vide sa Zemlje u obliku uske trake Mliječni put, koja pokriva čitavu nebesku sferu i nagnuta je pod uglom od 63° prema nebeskom ekvatoru. Galaktički centar leži u Strijelcu, ali nije vidljiv u vidljivoj svjetlosti zbog tamnih maglina plina i prašine koje apsorbiraju svjetlost zvijezda.

Izračunavanje poluprečnika zvijezde iz podataka o njenoj svjetlosti i temperaturi.

L – osvjetljenje (Lc = 1)

R – poluprečnik (Rc = 1)

T – Temperatura (Tc = 6000)

ULAZNICA br. 22

Zvezdana jata. Fizičko stanje međuzvjezdanog medija.

Zvjezdana jata su grupe zvijezda koje se nalaze relativno blizu jedna drugoj i povezane su zajedničkim kretanjem u svemiru. Očigledno, skoro sve zvijezde su rođene u grupama, a ne pojedinačno. Stoga su zvjezdana jata vrlo česta stvar. Astronomi vole proučavati zvjezdana jata jer su se sve zvijezde u jatu formirale otprilike u isto vrijeme i na približno istoj udaljenosti od nas. Svaka primjetna razlika u sjaju između takvih zvijezda je istinska razlika. Posebno je korisno proučavati zvjezdana jata s gledišta ovisnosti njihovih svojstava o masi - uostalom, starost ovih zvijezda i njihova udaljenost od Zemlje su približno iste, pa se međusobno razlikuju samo po svojoj masa. Postoje dvije vrste zvjezdanih jata: otvorena i globularna. U otvorenom jatu svaka zvijezda je vidljiva zasebno, raspoređene su manje-više ravnomjerno na nekom dijelu neba. Kuglasta jata su, naprotiv, poput sfere tako gusto ispunjene zvijezdama da se u njenom središtu pojedinačne zvijezde ne mogu razlikovati.

Otvorena jata sadrže između 10 i 1.000 zvijezda, mnogo više mladih nego starih, s tim da su najstarije jedva više od 100 miliona godina. Činjenica je da se u starijim jatima zvijezde postepeno udaljavaju jedna od druge dok se ne pomiješaju s glavnim skupom zvijezda. Iako gravitacija u određenoj mjeri drži otvorene nakupine zajedno, one su još uvijek prilično krhke, a gravitacija drugog objekta može ih razdvojiti.

Oblaci u kojima se formiraju zvijezde koncentrisani su u disku naše Galaksije i tu se nalaze otvorena zvjezdana jata.

Za razliku od otvorenih jata, kuglasta jata su sfere gusto ispunjene zvijezdama (od 100 hiljada do 1 milion). Veličina tipičnog globularnog jata je između 20 i 400 svjetlosnih godina u prečniku.

U gusto zbijenim centrima ovih klastera, zvijezde su toliko blizu jedna drugoj da ih međusobna gravitacija povezuje, formirajući kompaktne binarne zvijezde. Ponekad se dešava čak i potpuno spajanje zvijezda; Kada se bliže približavaju, spoljni slojevi zvezde mogu da kolabiraju, izlažući centralno jezgro direktnom pogledu. Binarne zvijezde su 100 puta češće u globularnim jatima nego drugdje.

Oko naše Galaksije znamo oko 200 globularnih zvjezdanih jata, koji su raspoređeni po halou koji okružuje Galaksiju. Sva ova jata su veoma stara i nastala su manje-više u isto vreme kada i sama Galaksija. Čini se da su jata nastala kada su se dijelovi oblaka iz kojeg je nastala Galaksija podijelili na manje fragmente. Kuglasta jata se ne raspršuju jer zvijezde u njima sjede vrlo blizu, a njihove snažne međusobne gravitacijske sile povezuju jato u gustu cjelinu.

Materija (gas i prašina) koja se nalazi u prostoru između zvijezda naziva se međuzvjezdani medij. Većina je koncentrisana u spiralnim krakovima Mliječnog puta i čini 10% njegove mase. U nekim područjima materijal je relativno hladan (100 K) i može se otkriti infracrvenim zračenjem. Takvi oblaci sadrže neutralni vodonik, molekularni vodonik i druge radikale, čije se prisustvo može detektirati pomoću radio teleskopa. U područjima blizu zvijezda velike svjetlosti, temperatura plina može doseći 1000-10000 K, a vodonik se jonizuje.

Međuzvjezdani medij je vrlo rijedak (oko 1 atom po cm 3). Međutim, u gustim oblacima koncentracija tvari može biti 1000 puta veća od prosjeka. Ali čak iu gustom oblaku ima samo nekoliko stotina atoma po kubnom centimetru. Razlog zašto još uvijek možemo promatrati međuzvjezdanu materiju je taj što je vidimo u velikoj debljini svemira. Veličine čestica su 0,1 mikrona, sadrže ugljenik i silicijum, a u međuzvjezdani medij ulaze iz atmosfere hladnih zvijezda kao rezultat eksplozija supernove. Dobivena mješavina formira nove zvijezde. Međuzvjezdani medij ima slabo magnetno polje i kroz njega prodiru tokovi kosmičkih zraka.

Naš Sunčev sistem se nalazi u regionu Galaksije gde je gustina međuzvjezdane materije neobično niska. Ovo područje se zove lokalni mehur; prostire se u svim smjerovima oko 300 svjetlosnih godina.

Izračunavanje ugaonih dimenzija Sunca za posmatrača koji se nalazi na drugoj planeti.

ULAZNICA br. 23

Glavne vrste galaksija i njihove karakteristične karakteristike.

Galaksije, sistemi zvezda, prašine i gasa ukupne mase od 1 milion do 10 triliona. mase Sunca. Prava priroda galaksija konačno je objašnjena tek 1920-ih. nakon žestokih diskusija. Do sada su, posmatrano teleskopom, izgledale kao difuzne svetlosne tačke, koje podsećaju na magline, ali samo uz pomoć reflektujućeg teleskopa od 2,5 metara u opservatoriji Mount Wilson, koji je prvi put korišćen 1920-ih, bilo je moguće dobiti slike razdvajanja. zvijezde u maglini Andromeda i dokazati da je to galaksija. Isti teleskop je Hubble koristio za mjerenje perioda Cefeida u maglini Andromeda. Ove promjenjive zvijezde su dovoljno dobro proučene da se udaljenosti do njih mogu precizno odrediti. Udaljenost do Andromedine magline je cca. 700 kpc, tj. leži daleko izvan naše Galaksije.

Postoji nekoliko tipova galaksija, a glavne su spiralne i eliptične. Pokušali su da se klasifikuju pomoću alfabetskih i numeričkih šema, kao što je Hablova klasifikacija, ali neke galaksije se ne uklapaju u ove šeme, u kom slučaju su nazvane po astronomima koji su ih prvi identifikovali (na primer, Seyfert i Markarian galaksije), ili date alfabetske oznake klasifikacijskih šema (na primjer, galaksije tipa N i CD). Galaksije koje nemaju jasan oblik klasifikuju se kao nepravilne. Poreklo i evolucija galaksija još nisu u potpunosti shvaćeni. Spiralne galaksije su najbolje proučavane. To uključuje objekte koji imaju svijetlo jezgro iz kojeg izviru spiralni krakovi plina, prašine i zvijezda. Većina spiralnih galaksija ima 2 kraka koji izlaze sa suprotnih strana jezgra. Po pravilu, zvijezde u njima su mlade. Ovo su normalne spirale. Tu su i ukrštene spirale, koje imaju središnji most od zvijezda koji spaja unutrašnje krajeve dva kraka. Naš G. takođe pripada spiralnom tipu. Mase gotovo svih spiralnih plinova leže u rasponu od 1 do 300 milijardi solarnih masa. Oko tri četvrtine svih galaksija u Univerzumu su eliptični. Imaju eliptični oblik, bez vidljive spiralne strukture. Njihov oblik može varirati od gotovo sfernog do oblika cigare. Vrlo su raznolike veličine - od patuljastih s masom od nekoliko miliona solarnih masa do džinovskih s masom od 10 triliona solarnih masa. Najveći poznati - Galaksije tipa CD. Imaju veliko jezgro, ili možda nekoliko jezgara, koje se brzo kreću jedna u odnosu na drugu. Često su to prilično jaki radio izvori. Markarianske galaksije identifikovao je sovjetski astronom Veniamin Markarian 1967. One su jaki izvori zračenja u ultraljubičastom opsegu. Galaksije N-tip imaju jezgro poput zvijezde, slabo svijetleće. Oni su također jaki radio izvori i smatra se da evoluiraju u kvazare. Na fotografiji, Seyfertove galaksije izgledaju kao normalne spirale, ali sa vrlo svijetlim jezgrom i spektrom sa širokim i svijetlim emisionim linijama, što ukazuje na prisustvo velike količine brzo rotirajućeg vrućeg plina u njihovim jezgrama. Ovu vrstu galaksija otkrio je američki astronom Carl Seyfert 1943. Galaksije koje se promatraju optički i ujedno su jaki radio izvori nazivaju se radio galaksije. To uključuje Seyfertove galaksije, galaksije cD i N-tipa i neke kvazare. Mehanizam proizvodnje energije radio galaksija još nije shvaćen.

Određivanje uslova vidljivosti planete Saturn prema „Školskom astronomskom kalendaru“.

ULAZNICA br. 24

Osnove modernih ideja o strukturi i evoluciji Univerzuma.

U 20. veku postignuto je shvatanje Univerzuma kao jedinstvene celine. Prvi važan korak napravljen je 1920-ih, kada su naučnici došli do zaključka da je naša galaksija, Mliječni put, jedna od miliona galaksija, a Sunce jedna od miliona zvijezda u Mliječnom putu. Naknadna istraživanja galaksija su pokazala da se udaljavaju od Mliječnog puta, i što su dalje, to je veća ova brzina (mjerena crvenim pomakom u njenom spektru). Dakle, živimo u širenje svemira. Recesija galaksija se ogleda u Hubbleovom zakonu, prema kojem je crveni pomak galaksije proporcionalan udaljenosti do nje. Štaviše, u najvećoj skali, tj. na nivou superjata galaksija, Univerzum ima ćelijsku strukturu. Moderna kosmologija (proučavanje evolucije Univerzuma) zasniva se na dva postulata: Univerzum je homogen i izotropan.

Postoji nekoliko modela Univerzuma.

U Einstein-de Sitterovom modelu, ekspanzija Univerzuma se nastavlja beskonačno; u statičkom modelu, Univerzum se ne širi niti evoluira; u pulsirajućem Univerzumu, ciklusi širenja i kontrakcije se ponavljaju. Međutim, statički model je najmanje vjerojatan; protiv njega govori ne samo Hubble zakon, već i pozadinsko kosmičko pozadinsko mikrovalno zračenje otkriveno 1965. (tj. zračenje primarne šireće vruće četverodimenzionalne sfere).

Neki kosmološki modeli zasnovani su na teoriji „vrućeg svemira“, navedenoj u nastavku.

U skladu sa Fridmanovim rešenjima Ajnštajnovih jednačina, pre 10–13 milijardi godina, u početnom trenutku vremena, poluprečnik Univerzuma bio je jednak nuli. Sva energija Univerzuma, sva njegova masa, bila je koncentrisana u nultom volumenu. Gustina energije je beskonačna, kao i gustina materije. Takvo stanje se naziva singularno.

Godine 1946. George Gamow i njegove kolege razvili su fizičku teoriju početna fazaširenje Univerzuma, objašnjavajući prisustvo u njemu hemijski elementi sinteza na vrlo visokim temperaturama i pritiscima. Stoga je početak ekspanzije prema Gamowovoj teoriji nazvan “Veliki prasak”. Gamowovi koautori su bili R. Alpher i G. Bethe, pa se ova teorija ponekad naziva i “α, β, γ teorija”.

Univerzum se širi iz stanja beskonačne gustine. U pojedinačnom stanju, normalni zakoni fizike ne važe. Očigledno sve fundamentalne interakcije pri tako visokim energijama ne mogu se razlikovati jedna od druge. Iz kojeg radijusa Univerzuma ima smisla govoriti o primjenjivosti zakona fizike? Odgovor je iz Plankove dužine:

Počevši od trenutka t p = R p /c = 5*10 -44 s (c je brzina svjetlosti, h je Plankova konstanta). Najvjerovatnije je kroz t P gravitacijska interakcija odvojila od ostalih. Prema teorijskim proračunima, tokom prvih 10 -36 s, kada je temperatura Univerzuma bila veća od 10 28 K, energija po jedinici volumena je ostala konstantna, a Univerzum se širio brzinom koja je znatno veća od brzine svjetlosti. Ova činjenica nije u suprotnosti s teorijom relativnosti, jer se takvom brzinom nije širila materija, već sam prostor. Ova faza evolucije se zove inflatorno. Od moderne teorije kvantna fizika slijedi da se u ovom trenutku snažna nuklearna interakcija odvojila od elektromagnetne i slabe. Energija oslobođena kao rezultat bila je uzrok katastrofalnog širenja Univerzuma, koji se u malom vremenskom periodu od 10 – 33 s povećao sa veličine atoma na veličinu Sunčevog sistema. Istovremeno su se pojavile poznate elementarne čestice i nešto manji broj antičestica. Materija i zračenje su još uvijek bili u termodinamičkoj ravnoteži. Ovo doba se zove radijacije faza evolucije. Na temperaturi od 5∙10 12 K faza je završena rekombinacija: gotovo svi protoni i neutroni su anihilirani, pretvarajući se u fotone; Ostale su samo one za koje nije bilo dovoljno antičestica. Početni višak čestica u odnosu na antičestice je milijardni dio njihovog broja. Iz te „viška“ materije uglavnom se sastoji supstancija Univerzuma koji se može posmatrati. Nekoliko sekundi kasnije Veliki prasak scena je počela primarna nukleosinteza, kada su formirane jezgre deuterijuma i helijuma, u trajanju od oko tri minuta; tada je počelo tiho širenje i hlađenje Univerzuma.

Otprilike milion godina nakon eksplozije, ravnoteža između materije i radijacije je narušena, atomi su se počeli formirati od slobodnih protona i elektrona, a zračenje je počelo da prolazi kroz materiju kao kroz prozirni medij. Upravo je to zračenje nazvano reliktno zračenje, njegova temperatura je bila oko 3000 K. Trenutno se bilježi pozadina s temperaturom od 2,7 K. Reliktno pozadinsko zračenje otkriveno je 1965. godine. Ispostavilo se da je unutra visok stepen izotropan i njegovo postojanje je potvrđeno modelom Univerzuma koji se vruće širi. Poslije primarna nukleosinteza materija je počela da se razvija sama, usled varijacija u gustini materije formirane u skladu sa Hajzenbergovim principom neizvesnosti tokom faze inflacije, pojavile su se protogalaksije. Tamo gdje je gustoća bila nešto viša od prosjeka, formirali su se centri privlačenja; područja niske gustine postajala su sve rjeđa, kako se materija iz njih kretala u gušća područja. Tako je gotovo homogeni medij podijeljen na zasebne protogalaksije i njihova jata, a stotine miliona godina kasnije pojavile su se prve zvijezde.

Kosmološki modeli dovode do zaključka da sudbina Univerzuma zavisi samo od prosečne gustine materije koja ga ispunjava. Ako je ispod određene kritične gustine, širenje Univerzuma će se nastaviti zauvijek. Ova opcija se zove "otvoreni univerzum". Sličan scenario razvoja čeka i ravni Univerzum, kada je gustoća jednaka kritičnom. Za googol godina, sva materija u zvijezdama će izgorjeti, a galaksije će uroniti u tamu. Ostat će samo planete, bijeli i smeđi patuljci, a sudari među njima bit će izuzetno rijetki.

Međutim, čak ni u ovom slučaju, metagalaksija nije vječna. Ako je teorija velikog ujedinjenja interakcija tačna, za 10-40 godina protoni i neutroni koji čine nekadašnje zvijezde će se raspasti. Nakon otprilike 10.100 godina, džinovske crne rupe će ispariti. U našem svijetu ostat će samo elektroni, neutrini i fotoni, odvojeni jedni od drugih ogromnim udaljenostima. U određenom smislu, ovo će biti kraj vremena.

Ako se pokaže da je gustoća svemira previsoka, tada će naš svijet biti zatvoren, a širenje će prije ili kasnije biti zamijenjeno katastrofalnom kompresijom. Univerzum će završiti svoj život u gravitacionom kolapsu, u određenom smislu ovo je još gore.

Izračunavanje udaljenosti do zvijezde pomoću poznate paralakse.

Iz mora informacija u kojem se davimo, osim samouništenja, postoji još jedan izlaz. Stručnjaci sa dovoljno širokim pogledom mogu kreirati ažurirane bilješke ili sažetke koji sažeto sažimaju glavne činjenice u određenoj oblasti. Predstavljamo pokušaj Sergeja Popova da stvori takvu kolekciju najvažnijih informacija o astrofizici.

S. Popov. Fotografija I. Yarovaya

Suprotno popularnom mišljenju, školsko predavanje astronomije nije bilo najbolje u SSSR-u. Zvanično je predmet bio u nastavnom planu i programu, ali u stvarnosti, astronomija se nije predavala u svim školama. Često, čak i ako su se časovi održavali, nastavnici su to navikli dodatna nastava u svojim osnovnim predmetima (uglavnom fizika). I u vrlo malom broju slučajeva nastava je bila dovoljno kvalitetna da omogući školarcima da formiraju adekvatnu sliku svijeta. Osim toga, astrofizika je jedna od nauka koje se najbrže razvijaju posljednjih decenija, tj. Znanje iz astrofizike koje su odrasli dobili u školi prije 30-40 godina znatno je zastarjelo. Dodajmo da sada astronomije u školama gotovo da i nema. Kao rezultat toga, uglavnom ljudi imaju prilično nejasnu ideju o tome kako svijet funkcionira na skali većoj od orbita planeta Sunčevog sistema.

Spiralna galaksija NGC 4414

Skupina galaksija u sazviježđu Hairs of Veronica

Planeta oko zvijezde Fomalhaut

U takvoj situaciji, čini mi se da bi bilo pametno učiniti „Vrlo kratki kurs astronomija." Odnosno, istaknuti ključne činjenice koje čine temelje moderne astronomske slike svijeta. Naravno, različiti stručnjaci mogu odabrati nešto drugačije skupove osnovnih pojmova i fenomena. Ali dobro je ako ih ima nekoliko dobre verzije. Važno je da se sve može predstaviti u jednom predavanju ili stati u jedan kratki članak. A onda će zainteresovani moći da prošire i prodube svoja znanja.

Postavio sam sebi zadatak da napravim skup najvažnijih pojmova i činjenica u astrofizici koji bi stao na jednu standardnu ​​A4 stranicu (cca 3000 karaktera sa razmacima). U ovom slučaju, naravno, pretpostavlja se da osoba zna da se Zemlja okreće oko Sunca i razumije zašto dolazi do pomračenja i promjene godišnjih doba. Odnosno, potpuno "djetinjaste" činjenice nisu uključene u listu.

Region formiranja zvezda NGC 3603

Planetarna maglina NGC 6543

Ostatak supernove Kasiopeja A

Praksa je pokazala da se sve sa spiska može predstaviti na jednosatnom predavanju (ili par lekcija u školi, uzimajući u obzir odgovore na pitanja). Naravno, za sat i po nemoguće je formirati stabilnu sliku strukture svijeta. Međutim, mora se napraviti prvi korak, i tu bi trebalo pomoći takvo „proučavanje u velikim potezima“, koje obuhvata sve glavne točke koje otkrivaju osnovna svojstva strukture Univerzuma.

Sve slike dobijene svemirskim teleskopom Hubble i preuzete sa stranica http://heritage.stsci.edu i http://hubble.nasa.gov

1. Sunce je obična zvijezda (jedna od oko 200-400 milijardi) na periferiji naše Galaksije - sistem zvijezda i njihovih ostataka, međuzvjezdani plin, prašina i tamna materija. Udaljenost između zvijezda u Galaksiji je obično nekoliko svjetlosnih godina.

2. Sunčev sistem se proteže izvan orbite Plutona i završava tamo gde je gravitacioni uticaj Sunca u poređenju sa uticajem obližnjih zvezda.

3. Zvijezde se i danas nastavljaju formirati od međuzvjezdanog plina i prašine. Tokom života i na kraju života, zvezde deo svoje materije, obogaćene sintetizovanim elementima, bacaju u međuzvezdani prostor. Ovako se ovih dana mijenja hemijski sastav svemira.

4. Sunce evoluira. Njegova starost je manje od 5 milijardi godina. Za otprilike 5 milijardi godina, vodonik u njegovom jezgru će nestati. Sunce će se pretvoriti u crvenog diva, a zatim u bijelog patuljka. Masivne zvijezde eksplodiraju na kraju svog života, ostavljajući za sobom neutronsku zvijezdu ili crnu rupu.

5. Naša galaksija je jedan od mnogih takvih sistema. U vidljivom svemiru postoji oko 100 milijardi velikih galaksija. Okruženi su malim satelitima. Veličina galaksije je oko 100.000 svjetlosnih godina. Najbliža velika galaksija udaljena je oko 2,5 miliona svjetlosnih godina.

6. Planete postoje ne samo oko Sunca, već i oko drugih zvijezda, zovu se egzoplanete. Planetarni sistemi nisu slični. Sada znamo više od 1000 egzoplaneta. Očigledno, mnoge zvijezde imaju planete, ali samo mali dio može biti prikladan za život.

7. Svijet kakav poznajemo je konačan u dobi - nešto manje od 14 milijardi godina. U početku je materija bila u veoma gustom i vrućem stanju. Čestice obične materije (protoni, neutroni, elektroni) nisu postojale. Univerzum se širi i razvija. Tokom širenja iz gustog vrućeg stanja, svemir se ohladio i postao manje gust, a pojavile su se obične čestice. Tada su se pojavile zvijezde i galaksije.

8. Zbog konačne brzine svjetlosti i konačne starosti svemira koji se može promatrati, samo nam je ograničeno područje prostora dostupno za promatranje, ali fizički svijet se ne završava na ovoj granici. Na velikim udaljenostima, zbog konačne brzine svjetlosti, vidimo objekte onakvima kakvi su bili u dalekoj prošlosti.

9. Većina hemijskih elemenata sa kojima se susrećemo u životu (i od kojih smo napravljeni) nastali su u zvezdama tokom njihovog života kao rezultat termonuklearnih reakcija, ili u poslednjim fazama života masivnih zvezda - u eksplozijama supernova. Prije formiranja zvijezda, obična materija je prvenstveno postojala u obliku vodonika (najzastupljeniji element) i helijuma.

10. Obična materija doprinosi samo nekoliko procenata ukupnoj gustini svemira. Otprilike četvrtina gustine univerzuma je zbog tamne materije. Sastoji se od čestica koje slabo djeluju jedna na drugu i sa običnom materijom. Za sada samo posmatramo gravitacioni efekat tamne materije. Oko 70 posto gustoće svemira je zbog tamne energije. Zbog toga se širenje svemira odvija sve brže i brže. Priroda tamne energije je nejasna.

1. Sirijus, Sunce, Algol, Alfa Kentauri, Albireo. Pronađite dodatni objekt na ovoj listi i objasnite svoju odluku. Rješenje: Dodatni objekat je Sunce. Sve ostale zvijezde su dvostruke ili višestruke. Takođe se može primetiti da je Sunce jedina zvezda na listi oko koje su otkrivene planete. 2. Procijenite vrijednost atmosferskog tlaka na površini Marsa ako se zna da je masa njegove atmosfere 300 puta manja od mase Zemljine atmosfere, a radijus Marsa je približno 2 puta manji od polumjera Zemlje. Rješenje: Jednostavnu, ali prilično tačnu procjenu možemo dobiti ako pretpostavimo da je cijela atmosfera Marsa sakupljena u prizemnom sloju konstantne gustoće, jednakoj gustoći na površini. Tada se pritisak može izračunati po dobro poznata formula, gdje je gustina atmosfere blizu površine Marsa, je ubrzanje gravitacije na površini i visina takve homogene atmosfere. Takva atmosfera će biti prilično rijetka, pa se promjene s visinom mogu zanemariti. Iz istog razloga, masa atmosfere se može predstaviti kao gdje je radijus planete. Pošto je gde je masa planete, njen poluprečnik i gravitaciona konstanta, izraz za pritisak se može zapisati u obliku Odnos je proporcionalan gustini planete, pa je pritisak na površini proporcionalan. Očigledno, isto razmišljanje se može primijeniti na Zemlju. Budući da su prosječne gustine Zemlje i Marsa - dvije zemaljske planete - bliske, ovisnost o prosječnoj gustini planete može se zanemariti. Poluprečnik Marsa je otprilike 2 puta manji od poluprečnika Zemlje, pa se atmosferski pritisak na površini Marsa može proceniti kao Zemljin, tj. oko kPa (zapravo se radi o kPa). 3. Poznato je da se ugaona brzina Zemljine rotacije oko svoje ose s vremenom smanjuje. Zašto? Rješenje: Zbog postojanja lunarne i solarne plime (u okeanu, atmosferi i litosferi). Plimne grbe se kreću duž površine Zemlje u smjeru suprotnom od smjera njezine rotacije oko svoje ose. Budući da se kretanje plimnih grba na površini Zemlje ne može dogoditi bez trenja, plimne grbe usporavaju rotaciju Zemlje. 4. Gdje je dan duži 21. marta: u Sankt Peterburgu ili Magadanu? Zašto? Geografska širina Magadana je . Rješenje: Dužina dana je određena prosečnom deklinacijom Sunca tokom dana. U blizini 21. marta deklinacija Sunca se povećava s vremenom, pa će dan biti duži tamo gdje se 21. mart javlja kasnije. Magadan se nalazi istočno od Sankt Peterburga, pa će dužina dana 21. marta u Sankt Peterburgu biti duža. 5. U jezgru galaksije M87 nalazi se crna rupa sa masom Sunca. Pronađite gravitacijski radijus crne rupe (udaljenost od centra na kojoj je brzina bijega jednaka brzini svjetlosti), kao i prosječnu gustinu materije unutar gravitacionog radijusa. Rješenje: Druga brzina bijega (također poznata kao brzina bijega ili parabolična brzina) za bilo koju kosmičko telo može se izračunati pomoću formule: gdje