بلیط برای نجوم کلاس یازدهم

بلیط شماره 1

حرکات مرئی منورها در نتیجه حرکت خودشان در فضا، چرخش زمین و چرخش آن به دور خورشید.

زمین حرکات پیچیده ای انجام می دهد: به دور محور خود می چرخد ​​(T=24 ساعت)، به دور خورشید حرکت می کند (T=1 سال)، با کهکشان می چرخد ​​(T=200 هزار سال). از اینجا می توان دریافت که تمام مشاهدات انجام شده از زمین در مسیر ظاهری خود متفاوت است. سیارات در آسمان حرکت می کنند، یا از شرق به غرب (حرکت مستقیم)، یا از غرب به شرق (حرکت وارونه). لحظه های تغییر جهت را توقف می گویند. اگر این مسیر را روی نقشه ترسیم کنید، یک حلقه دریافت می کنید. هرچه فاصله بین سیاره و زمین بیشتر باشد، حلقه کوچکتر است. سیارات به پایین و بالایی تقسیم می شوند (پایین - در داخل مدار زمین: عطارد، زهره؛ بالا: مریخ، مشتری، زحل، اورانوس، نپتون و پلوتون). همه این سیارات مانند زمین به دور خورشید می چرخند، اما به دلیل حرکت زمین، حرکت حلقه مانند سیارات قابل مشاهده است. ترتیبات متقابلسیارات نسبت به خورشید و زمین را پیکربندی سیاره ای می نامند.

پیکربندی های سیاره ای، تجزیه هندسی موقعیت سیارات نسبت به خورشید و زمین. موقعیت های خاصی از سیارات که از زمین قابل مشاهده هستند و نسبت به خورشید اندازه گیری می شوند، خاص هستند. عناوین روی توهم V - سیاره درونی، I- سیاره بیرونی، E -زمین، اس - آفتاب. وقتی داخلی سیاره در یک خط مستقیم با خورشید قرار دارد، در آن قرار دارد ارتباط. K.p. EV 1 S و ESV 2 نامیده می شوند اتصال پایین و بالابه ترتیب. خارج سیاره I وقتی در یک خط مستقیم با خورشید قرار می گیرد در پیوند برتر است ( ESI 4) و در تقابل،هنگامی که در جهت مخالف خورشید قرار دارد (I 3 ES). I 5 ES به نام کشیدگی. برای داخلی سیارات حداکثر، ازدیاد طول زمانی رخ می دهد که زاویه EV 8 S 90 درجه باشد. برای خارجی سیارات می توانند در محدوده 0 درجه ESI 4) تا 180 درجه (I 3 ES) کشیده شوند. وقتی ازدیاد طول 90 درجه باشد، گفته می شود که سیاره در ربع(I 6 ES, I 7 ES).

دوره ای که در طی آن سیاره به دور خورشید می چرخد، دوره ستاره ای (ستاره ای) انقلاب - T، دوره زمانی بین دو پیکربندی یکسان را دوره synodic - S می نامند.

سیارات در یک جهت به دور خورشید حرکت می‌کنند و یک دور کامل به دور خورشید در یک دوره زمانی کامل می‌کنند = دوره غیرواقعی

برای سیارات درونی

برای سیارات بیرونی

S - دوره ی جانبی (نسبت به ستارگان)، T - دوره سینودیک (بین فازها)، Т = 1 سال.

دنباله دارها و اجرام شهاب سنگ ها در مسیرهای بیضوی، سهموی و هذلولی حرکت می کنند.

محاسبه فاصله یک کهکشان بر اساس قانون هابل

H = 50 کیلومتر بر ثانیه * Mpc - ثابت هابل

بلیط شماره 2

اصول تعیین مختصات جغرافیایی از رصدهای نجومی.

2 وجود دارد مختصات جغرافیایی: عرض جغرافیایی و طول جغرافیایی. نجوم به عنوان یک علم عملی به فرد امکان می دهد این مختصات را پیدا کند. ارتفاع قطب آسمان در بالای افق برابر با عرض جغرافیایی محل رصد است. با اندازه گیری ارتفاع ستاره شمالی می توان عرض جغرافیایی تقریبی را تعیین کرد، زیرا او از او دور است قطب شمالجهان با حدود 1 0. شما می توانید عرض جغرافیایی محل رصد را با ارتفاع ستاره در نقطه اوج بالایی تعیین کنید ( به اوج رسیدن- لحظه عبور نور از نصف النهار) طبق فرمول:

j = d ± (90 – h)، بسته به اینکه به جنوب یا شمال اوج می رسد. h - ارتفاع ستاره، d - انحراف، j - عرض جغرافیایی.

طول جغرافیایی دومین مختصات است که از نصف النهار اصلی گرینویچ به سمت شرق اندازه گیری می شود. زمین به 24 منطقه زمانی تقسیم شده است، اختلاف زمانی 1 ساعت است. تفاوت زمان محلی برابر است با اختلاف طول جغرافیایی:

T λ 1 - T λ 2 = λ 1 - λ 2 بنابراین، با فهمیدن اختلاف زمانی در دو نقطه، که طول یکی از آنها مشخص است، می توانید طول نقطه دیگر را تعیین کنید.

زمان محلی- این زمان خورشیدی در یک مکان معین روی زمین است. در هر نقطه، زمان محلی متفاوت است، بنابراین مردم بر اساس زمان استاندارد، یعنی بر اساس زمان نصف النهار میانی یک منطقه معین زندگی می کنند. خط خرما در شرق (تنگه برینگ) است.

محاسبه دمای یک ستاره بر اساس داده های مربوط به درخشندگی و اندازه آن.

L - درخشندگی (Lc = 1)

R - شعاع (Rc = 1)

T - دما (Tc = 6000)

بلیط شماره 3

دلایل تغییر فازهای ماه شرایط وقوع و دفعات خورشید گرفتگی و ماه گرفتگی.

فاز، در نجوم، تغییرات فاز به دلیل دوره ای رخ می دهد تغییرات در شرایط روشنایی اجرام سماوی نسبت به ناظر. تغییر فاز ماه به دلیل تغییر در موقعیت های نسبی زمین، ماه و خورشید و همچنین این واقعیت است که ماه با نور منعکس شده از آن می درخشد. هنگامی که ماه بین خورشید و زمین روی خط مستقیمی قرار می گیرد که آنها را به هم متصل می کند، قسمت روشن نشده سطح ماه رو به زمین است، بنابراین ما آن را نمی بینیم. این اف - ماه نو.پس از 1-2 روز، ماه از این خط مستقیم دور می شود و یک هلال ماه باریک از زمین قابل مشاهده است. در طول ماه جدید، آن قسمت از ماه که با نور مستقیم خورشید روشن نمی شود، هنوز در آسمان تاریک قابل مشاهده است. این پدیده نامیده شد نور خاکسترییک هفته بعد F. می آید - سه ماهه اول:قسمت نورانی ماه نیمی از دیسک را تشکیل می دهد. سپس می آید ماه کامل- ماه دوباره در خط اتصال خورشید و زمین است، اما در طرف دیگر زمین. دیسک کامل نورانی ماه قابل مشاهده است. سپس قسمت قابل مشاهده شروع به کاهش می کند و سه ماهه آخر،آن ها دوباره می توان نیمی از دیسک را روشن کرد. دوره کامل چرخه قمری ماه سینودی نامیده می شود.

کسوف، یک پدیده نجومی که در آن یک جرم آسمانی به طور کامل یا جزئی دیگری را می پوشاند یا سایه یک جرم بر جسم دیگر می افتد. شمسی 3. زمانی رخ می دهد که زمین در سایه ای که ماه می افتد و قمری - زمانی که ماه به آن می افتد رخ می دهد. سایه زمین سایه ماه در طول 3. شمسی از یک سایه مرکزی و یک نیم سایه آن را احاطه کرده است. در شرایط مساعد، یک قمری کامل 3. ​​می تواند 1 ساعت طول بکشد. 45 دقیقه اگر ماه به طور کامل وارد سایه نشود، ناظری در سمت شب زمین یک ماه جزئی 3 را خواهد دید. تعداد کمی. دقایق. زمانی که ماه در اوج خود قرار دارد، ابعاد زاویه ای آن کمی کوچکتر از خورشید است. اگر خطی که مرکز خورشید و ماه را به هم متصل می کند از سطح زمین عبور کند، خورشیدی 3. ممکن است رخ دهد. قطر سایه ماه هنگام سقوط بر روی زمین می تواند به چندین برسد. صدها کیلومتر ناظر می بیند که قرص تاریک ماه به طور کامل خورشید را نمی پوشاند و لبه آن را به شکل یک حلقه درخشان باز می کند. این به اصطلاح است خورشیدی حلقوی 3. اگر ابعاد زاویه ای ماه بزرگتر از خورشید باشد، ناظر در مجاورت نقطه تقاطع خطی که مراکز آنها را به سطح زمین متصل می کند، یک خورشید کامل را می بیند. زمین حول محور خود، ماه به دور زمین و زمین به دور خورشید می چرخد، سایه ماه به سرعت در امتداد سطح زمین از نقطه ای که بر روی آن افتاده تا جایی که آن را ترک می کند، می لغزد و نواری از آن می کشد. شکل کامل یا دایره ای روی زمین 3. جزئی 3. زمانی که ماه فقط بخشی از خورشید را مسدود می کند قابل مشاهده است. زمان، مدت و الگوی خورشیدی یا قمری 3. به هندسه منظومه زمین-ماه-خورشید بستگی دارد. با توجه به تمایل مدار ماه نسبت به دایره البروج، خورشیدی و قمری 3. رویدادها در هر ماه جدید یا کامل رخ نمی دهد. مقایسه پیش‌بینی 3. با مشاهدات به ما امکان می‌دهد نظریه حرکت ماه را روشن کنیم. از آنجایی که هندسه سیستم تقریباً هر 18 سال 10 روز یکبار تکرار می شود، 3. با این دوره به نام ساروس رخ می دهد. ثبت 3. از زمان های قدیم برای آزمایش تأثیر جزر و مد بر مدار ماه استفاده شده است.

تعیین مختصات ستارگان با استفاده از نقشه ستاره.

بلیط شماره 4

ویژگی های حرکت روزانه خورشید در عرض های جغرافیایی مختلف در زمان های مختلف سال.

اجازه دهید حرکت سالانه خورشید در سراسر کره سماوی را در نظر بگیریم. زمین در یک سال یک چرخش کامل به دور خورشید انجام می دهد؛ در یک روز خورشید در امتداد دایره البروج از غرب به شرق حدود 1 درجه و در 3 ماه - 90 درجه حرکت می کند. با این حال، در این مرحله مهم است که حرکت خورشید در امتداد دایره البروج با تغییر در انحراف آن در محدوده δ = -e ( انقلاب زمستانی) به δ = +e (انقلاب تابستانی)، که در آن e زاویه میل محور زمین است. بنابراین، محل موازی روزانه خورشید نیز در طول سال تغییر می کند. بیایید عرض های جغرافیایی میانی نیمکره شمالی را در نظر بگیریم.

در طول عبور خورشید از اعتدال بهاری (α = 0 ساعت)، در پایان ماه مارس، انحراف خورشید 0 درجه است، بنابراین در این روز خورشید عملاً در استوای سماوی قرار دارد، از شرق طلوع می کند و طلوع می کند. در اوج بالا تا ارتفاع h = 90 درجه - φ و در غرب غروب می کند. از آنجایی که استوای سماوی کره سماوی را به نصف تقسیم می کند، خورشید در نیمی از روز بالای افق و نیمی از روز در زیر آن قرار دارد، یعنی. روز برابر با شب است که در نام "اعتدال" منعکس شده است. در لحظه اعتدال، مماس بر دایره البروج در محل خورشید با حداکثر زاویه برابر e به استوا متمایل است، بنابراین میزان افزایش انحراف خورشید در این زمان نیز حداکثر است.

پس از اعتدال بهاری، انحراف خورشید به سرعت افزایش می یابد، به طوری که هر روز بیشتر و بیشتر از موازی روزانه خورشید در بالای افق ظاهر می شود. خورشید زودتر طلوع می کند، در اوج خود بالاتر و بالاتر می رود و دیرتر غروب می کند. نقاط طلوع و غروب خورشید هر روز به شمال تغییر می کند و روز طولانی تر می شود.

با این حال، زاویه میل مماس بر دایره البروج در محل خورشید هر روز کاهش می یابد و همراه با آن میزان افزایش انحراف کاهش می یابد. سرانجام، در پایان ماه ژوئن، خورشید به شمالی ترین نقطه دایره البروج می رسد (α = 6 ساعت، δ = +e). در این نقطه، در نقطه اوج بالایی خود تا ارتفاع h = 90 درجه - φ + e بالا می رود، تقریباً از شمال شرقی بالا می رود، در شمال غربی غروب می کند و طول روز به حداکثر مقدار خود می رسد. در همان زمان، افزایش روزانه ارتفاع خورشید در نقطه اوج بالایی متوقف می شود و خورشید ظهر، همانطور که بود، در حرکت خود به سمت شمال "توقف" می کند. از این رو نام "انقلاب تابستانی" است.

پس از این، انحراف خورشید شروع به کاهش می کند - در ابتدا بسیار آهسته و سپس بیشتر و سریعتر. هر روز دیرتر طلوع می کند، زودتر غروب می کند، نقاط طلوع و غروب خورشید به سمت جنوب حرکت می کنند.

در پایان سپتامبر، خورشید به دومین نقطه تلاقی دایره البروج با استوا می رسد (α = 12 ساعت)، و اعتدال دوباره رخ می دهد، این بار در پاییز. باز هم سرعت تغییر در انحراف خورشید به حداکثر می رسد و به سرعت به سمت جنوب حرکت می کند. شب طولانی تر از روز می شود و هر روز از ارتفاع خورشید در اوج بالایی آن کاسته می شود.

در پایان دسامبر، خورشید به جنوبی ترین نقطه دایره البروج (α = 18 ساعت) می رسد و حرکت آن به سمت جنوب متوقف می شود، دوباره "توقف" می کند. این انقلاب زمستانی است. خورشید تقریباً از جنوب شرقی طلوع می کند، در جنوب غربی غروب می کند و در ظهر از جنوب تا ارتفاع h = 90 درجه - φ - e طلوع می کند.

و سپس همه چیز دوباره شروع می شود - انحراف خورشید افزایش می یابد، ارتفاع در اوج بالایی افزایش می یابد، روز طولانی می شود، نقاط طلوع و غروب خورشید به سمت شمال تغییر می کنند.

به دلیل پراکندگی نور توسط جو زمین، آسمان تا مدتی پس از غروب آفتاب همچنان روشن باقی می ماند. به این دوره گرگ و میش می گویند. گرگ و میش مدنی بسته به عمق غوطه ور شدن خورشید در زیر افق (-8 درجه) متفاوت است. -12 درجه) و نجومی (h>-18 درجه)، پس از آن روشنایی آسمان شب تقریبا ثابت می ماند.

در تابستان، در d = +e، ارتفاع خورشید در نقطه اوج پایین h = φ + e - 90 درجه است. بنابراین، در شمال عرض جغرافیایی ~ 48.5 درجه در انقلاب تابستانی، خورشید در نقطه اوج پایین خود کمتر از 18 درجه به زیر افق فرو می رود و شب های تابستان به دلیل گرگ و میش نجومی روشن می شود. به طور مشابه، در φ > 54.5 درجه در انقلاب تابستانی، ارتفاع خورشید h> -12 درجه است - گرگ و میش ناوبری تمام شب طول می کشد (مسکو در این منطقه قرار می گیرد، جایی که سه ماه در سال تاریک نمی شود - از اوایل اردیبهشت تا اوایل مرداد). حتی بیشتر در شمال، در φ > 58.5، گرگ و میش مدنی دیگر در تابستان متوقف نمی شود (سن پترزبورگ با "شب های سفید" معروفش در اینجا قرار دارد).

در نهایت، در عرض جغرافیایی φ = 90 درجه - e، موازی روزانه خورشید در زمان انقلاب افق را لمس می کند. این عرض جغرافیایی دایره قطب شمال است. حتی در شمال، خورشید برای مدتی در تابستان در زیر افق غروب نمی کند - روز قطبی شروع می شود و در زمستان طلوع نمی کند - شب قطبی.

حالا بیایید به عرض های جغرافیایی جنوبی بیشتری نگاه کنیم. همانطور که قبلا ذکر شد، جنوب عرض جغرافیایی φ = 90 درجه - e - 18 درجه، شبها همیشه تاریک است. با حرکت بیشتر به سمت جنوب، خورشید در هر زمانی از سال بالاتر و بالاتر می رود و اختلاف بین قسمت های موازی روزانه آن که در بالا و پایین افق قرار دارد کاهش می یابد. بر این اساس، طول روز و شب، حتی در زمان انقلاب، کمتر و کمتر متفاوت است. در نهایت، در عرض جغرافیایی j = e، موازی روزانه خورشید برای انقلاب تابستانی از نقطه اوج عبور خواهد کرد. این عرض جغرافیایی، استوایی شمالی نامیده می شود؛ در لحظه انقلاب تابستانی، در یکی از نقاط این عرض جغرافیایی، خورشید دقیقاً در اوج خود قرار دارد. در نهایت، در خط استوا، موازی های روزانه خورشید همیشه توسط افق به دو قسمت مساوی تقسیم می شود، یعنی روز در آنجا همیشه برابر با شب است و خورشید در اعتدال ها در اوج قرار دارد.

در جنوب خط استوا، همه چیز مشابه آنچه در بالا توضیح داده شد خواهد بود، فقط در بیشتر سال (و همیشه در جنوب استوایی جنوبی) نقطه اوج بالای خورشید در شمال اوج رخ می دهد.

اشاره به یک جسم معین و تمرکز تلسکوپ .

بلیط شماره 5

1. اصل عملکرد و هدف تلسکوپ.

تلسکوپ، ابزاری نجومی برای رصد اجرام آسمانی. یک تلسکوپ خوب طراحی شده قادر به جمع آوری تابش الکترومغناطیسی در محدوده های طیفی مختلف است. در نجوم، از تلسکوپ نوری برای بزرگ‌نمایی تصاویر و جمع‌آوری نور از منابع ضعیف، به‌ویژه آنهایی که با چشم غیرمسلح نامرئی هستند، استفاده می‌شود. در مقایسه، می تواند نور بیشتری را جمع آوری کند و وضوح زاویه ای بالایی ارائه دهد، بنابراین جزئیات بیشتری را می توان در یک تصویر بزرگ شده مشاهده کرد. یک تلسکوپ شکستی از یک عدسی بزرگ به عنوان هدف برای جمع‌آوری و تمرکز نور استفاده می‌کند و تصویر با استفاده از چشمی ساخته شده از یک یا چند عدسی مشاهده می‌شود. یک مشکل عمده در طراحی تلسکوپ های شکست، انحراف رنگی (حاشیه رنگ در اطراف تصویر ایجاد شده توسط یک عدسی ساده به عنوان نور با طول موج های مختلف در فواصل مختلف متمرکز می شود) است. این مشکل را می توان با استفاده از ترکیبی از عدسی های محدب و مقعر از بین برد، اما لنزهای بزرگتر از حد معین اندازه (حدود 1 متر قطر) را نمی توان ساخت. بنابراین، در حال حاضر به تلسکوپ های بازتابی که از آینه به عنوان عدسی استفاده می کنند، اولویت داده می شود. اولین تلسکوپ بازتابی توسط نیوتن با توجه به طراحی خود به نام اختراع شد سیستم نیوتن.اکنون چندین روش برای مشاهده تصاویر وجود دارد: سیستم نیوتن، کاسگرین (موقعیت فوکوس برای ضبط و تجزیه و تحلیل نور با استفاده از ابزارهای دیگر، مانند نور سنج یا طیف‌سنج مناسب است)، Kude (مدار زمانی که تجهیزات حجیم مورد نیاز است بسیار راحت است. تجزیه و تحلیل نور)، ماکسوتوف (به اصطلاح منیسک)، اشمیت (در مواقعی که لازم است بررسی های بزرگی از آسمان انجام شود استفاده می شود).

در کنار تلسکوپ های نوری، تلسکوپ هایی وجود دارند که تشعشعات الکترومغناطیسی را در محدوده های دیگر جمع آوری می کنند. به عنوان مثال، انواع مختلفی از تلسکوپ های رادیویی گسترده هستند (با یک آینه سهموی: ثابت و کاملاً چرخان؛ نوع RATAN-600؛ در فاز؛ تداخل سنج های رادیویی). همچنین تلسکوپ هایی برای ثبت اشعه ایکس و گاما وجود دارد. از آنجایی که دومی توسط جو زمین جذب می شود، تلسکوپ های اشعه ایکس معمولاً بر روی ماهواره ها یا کاوشگرهای هوابرد نصب می شوند. نجوم پرتو گاما از تلسکوپ هایی استفاده می کند که بر روی ماهواره ها قرار دارند.

محاسبه دوره مداری سیاره بر اساس قانون سوم کپلر.

Ts = 1 سال

a s = 1 واحد نجومی

1 پارسک = 3.26 سال نوری= 206265 a. e. = 3 * 10 11 کیلومتر.

بلیط شماره 6

روشهای تعیین فاصله تا اجسام منظومه شمسیو اندازه های آنها

ابتدا فاصله تا یک نقطه قابل دسترسی مشخص می شود. به این فاصله مبنا می گویند. زاویه ای که در آن پایه از یک مکان غیر قابل دسترس قابل مشاهده است نامیده می شود اختلاف منظر. اختلاف منظر افقی زاویه ای است که در آن شعاع زمین از سیاره عمود بر خط دید قابل مشاهده است.

p² – اختلاف منظر، r² – شعاع زاویه‌ای، R – شعاع زمین، r – شعاع ستاره.

روش راداراین شامل ارسال یک ضربه کوتاه مدت قدرتمند به یک جرم آسمانی و سپس دریافت سیگنال منعکس شده است. سرعت انتشار امواج رادیویی برابر است با سرعت نور در خلاء: معلوم. بنابراین، اگر زمان رسیدن سیگنال را به دقت اندازه گیری کنید جسم آسمانیو بازگشت به عقب، محاسبه فاصله مورد نیاز آسان است.

مشاهدات راداری این امکان را فراهم می کند که با دقت زیادی فاصله اجرام آسمانی منظومه شمسی را تعیین کنیم. از این روش برای مشخص کردن فاصله ماه، زهره، عطارد، مریخ و مشتری استفاده شد.

برد لیزری ماهبه زودی پس از اختراع منابع قدرتمند تابش نور - ژنراتورهای کوانتومی نوری (لیزر) - آزمایش‌ها بر روی برد لیزری ماه آغاز شد. روش برد لیزری مشابه رادار است، اما دقت اندازه گیری بسیار بالاتر است. مکان یابی نوری امکان تعیین فاصله بین نقاط انتخاب شده در سطح ماه و زمین را با دقت سانتی متر فراهم می کند.

برای تعیین اندازه زمین، فاصله بین دو نقطه واقع در یک نصف النهار و سپس طول قوس را تعیین کنید. ل , مربوط به 1 درجه - n .

برای تعیین اندازه اجسام منظومه شمسی، می توانید زاویه ای را که در آن برای ناظر روی زمین قابل مشاهده است - شعاع زاویه ای ستاره r و فاصله تا ستاره D را اندازه گیری کنید.

با در نظر گرفتن p 0 - اختلاف منظر افقی نور و اینکه زوایای p 0 و r کوچک هستند،

تعیین درخشندگی یک ستاره بر اساس داده های اندازه و دمای آن.

L - درخشندگی (Lc = 1)

R - شعاع (Rc = 1)

T - دما (Tc = 6000)

بلیط شماره 7

1. امکان تحلیل طیفی و مشاهدات برون جوی برای مطالعه ماهیت اجرام سماوی.

تجزیه تابش الکترومغناطیسیبا طول موج به منظور مطالعه آنها طیف سنجی نامیده می شود. تجزیه و تحلیل طیفی روش اصلی برای مطالعه اجرام نجومی مورد استفاده در اخترفیزیک است. مطالعه طیف ها اطلاعاتی در مورد دما، سرعت، فشار، ترکیب شیمیایی و سایر خواص مهم اجرام نجومی ارائه می دهد. از طیف جذبی (به طور دقیق تر، از وجود خطوط خاصی در طیف) می توان ترکیب شیمیایی جو ستاره را قضاوت کرد. بر اساس شدت طیف، دمای ستارگان و دیگر اجرام را می توان تعیین کرد:

l max T = b, b – ثابت وین. با استفاده از اثر داپلر می توانید چیزهای زیادی در مورد یک ستاره بیاموزید. در سال 1842، او ثابت کرد که طول موج λ پذیرفته شده توسط ناظر با طول موج منبع تابش با رابطه: ، جایی که V نمایش سرعت منبع بر روی خط دید است. قانونی که او کشف کرد قانون داپلر نام داشت: . تغییر خطوط در طیف یک ستاره نسبت به طیف مقایسه به سمت قرمز نشان می دهد که ستاره از ما دور می شود، تغییر به سمت بنفش طیف نشان می دهد که ستاره در حال نزدیک شدن به ما است. اگر خطوط در طیف به طور متناوب تغییر کنند، ستاره یک ماهواره دارد و آنها حول یک مرکز جرم مشترک می چرخند. همچنین اثر داپلر تخمین سرعت چرخش ستارگان را ممکن می سازد. حتی زمانی که گاز ساطع کننده حرکت نسبی نداشته باشد، خطوط طیفی ساطع شده توسط اتم های منفرد به دلیل حرکت حرارتی تصادفی از مقدار آزمایشگاهی جابجا می شوند. برای جرم کل گاز، این در گسترش خطوط طیفی بیان می شود. در این حالت مربع عرض داپلر خط طیفی با دما متناسب است. بنابراین، دمای گاز منتشر شده را می توان از عرض خط طیفی قضاوت کرد. در سال 1896، زیمن فیزیکدان هلندی اثر شکافتن خطوط طیفی در یک میدان مغناطیسی قوی را کشف کرد. با استفاده از این اثر، اکنون امکان "اندازه گیری" میدان های مغناطیسی کیهانی وجود دارد. اثر مشابهی (به نام اثر استارک) در میدان الکتریکی مشاهده می شود. هنگامی که یک میدان الکتریکی قوی برای مدت کوتاهی در یک ستاره پدیدار می شود، خود را نشان می دهد.

جو زمین برخی از تشعشعات وارده از فضا را مسدود می کند. نور مرئی که از آن عبور می کند نیز تحریف می شود: حرکت هوا تصویر اجرام آسمانی را تار می کند و ستارگان سوسو می زنند، اگرچه در واقع روشنایی آنها بدون تغییر است. بنابراین، از اواسط قرن بیستم، ستاره شناسان شروع به رصد از فضا کردند. در خارج از جو، تلسکوپ ها پرتوهای ایکس، فرابنفش، مادون قرمز و گاما را جمع آوری و تجزیه و تحلیل می کنند. سه مورد اول را فقط می توان در خارج از جو مطالعه کرد، در حالی که دومی تا حدی به سطح زمین می رسد، اما با IR خود سیاره مخلوط می شود. بنابراین ترجیح داده می شود که تلسکوپ های مادون قرمز را به فضا ببریم. تابش اشعه ایکس مناطقی را در کیهان نشان می‌دهد که در آن انرژی به‌ویژه به سرعت آزاد می‌شود (مثلاً سیاه‌چاله‌ها)، و همچنین اجسام نامرئی در پرتوهای دیگر، مانند تپ‌اخترها. تلسکوپ‌های فروسرخ امکان مطالعه منابع حرارتی پنهان در اپتیک را در محدوده دمایی وسیعی فراهم می‌کنند. نجوم پرتو گاما امکان شناسایی منابع نابودی الکترون-پوزیترون را فراهم می کند. منابع انرژی بزرگ

2. تعیین میل خورشید برای یک روز معین با استفاده از نمودار ستاره ای و محاسبه ارتفاع آن در ظهر.

h - ارتفاع چراغ

بلیط شماره 8

مهمترین جهت ها و وظایف تحقیق و اکتشاف فضایی.

مشکلات اصلی نجوم مدرن:

هیچ راه حلی برای بسیاری از مشکلات خاص کیهان شناسی وجود ندارد:

چگونه ماه تشکیل شد، حلقه های اطراف سیارات غول پیکر چگونه تشکیل شدند، چرا زهره بسیار آهسته و در جهت مخالف می چرخد.

در نجوم ستارگان:

هیچ مدل دقیقی از خورشید وجود ندارد که بتواند تمام خواص مشاهده شده آن (به ویژه شار نوترینو از هسته) را به طور دقیق توضیح دهد.

· نظریه فیزیکی دقیقی در مورد برخی از مظاهر فعالیت ستاره ای وجود ندارد. به عنوان مثال، علل انفجار ابرنواختر کاملاً مشخص نیست. به طور کامل مشخص نیست که چرا فواره های باریک گاز از مجاورت برخی ستاره ها به بیرون پرتاب می شوند. با این حال، انفجارهای کوتاه پرتوهای گاما که به طور منظم در جهات مختلف در آسمان رخ می دهد، به ویژه مرموز است. حتی مشخص نیست که آنها با ستارگان مرتبط هستند یا با اجرام دیگر و این اجرام در چه فاصله ای از ما قرار دارند.

در نجوم کهکشانی و برون کهکشانی:

مشکل جرم پنهان حل نشده است، که شامل این واقعیت است که میدان گرانشی کهکشان ها و خوشه های کهکشانی چندین برابر قوی تر از چیزی است که ماده مشاهده شده می تواند ارائه دهد. این احتمال وجود دارد که بیشتر مواد موجود در کیهان هنوز از دید اخترشناسان پنهان باشد.

هیچ نظریه واحدی در مورد تشکیل کهکشان وجود ندارد.

· مشکلات اصلی کیهان شناسی حل نشده است: هیچ نظریه فیزیکی کاملی در مورد تولد کیهان وجود ندارد و سرنوشت آن در آینده مشخص نیست.

در اینجا چند سوال وجود دارد که ستاره شناسان امیدوارند در قرن بیست و یکم به آنها پاسخ دهند:

· آیا نزدیکترین ستاره ها سیارات زمینی دارند و آیا زیست کره دارند (آیا در آنها حیات وجود دارد)؟

· چه فرآیندهایی به شروع شکل گیری ستاره کمک می کند؟

· عناصر شیمیایی مهم بیولوژیکی، مانند کربن و اکسیژن، چگونه تشکیل شده و در سراسر کهکشان توزیع می شوند؟

آیا سیاهچاله ها منبع انرژی کهکشان ها و اختروش های فعال هستند؟

· کهکشان ها کجا و چه زمانی تشکیل شدند؟

· آیا جهان برای همیشه گسترش می یابد یا انبساط آن جای خود را به فروپاشی می دهد؟

بلیط شماره 9

قوانین کپلر، کشف آنها، معنا و محدودیت های کاربردی.

سه قانون حرکت سیارات نسبت به خورشید توسط ستاره شناس آلمانی یوهانس کپلر به صورت تجربی استخراج شد. اوایل XVIIقرن. این به لطف سالها مشاهدات ستاره شناس دانمارکی تیکو براهه امکان پذیر شد.

اولینقانون کپلر هر سیاره در امتداد یک بیضی حرکت می کند که در یکی از کانون های آن خورشید است ( ه = ج / آ، جایی که با- فاصله از مرکز بیضی تا کانون آن، آ- محور نیمه اصلی، e – عجیب و غریببیضی هرچه e بزرگتر باشد، بیضی بیشتر با دایره متفاوت است. اگر با= 0 (کانون ها با مرکز منطبق است)، سپس e = 0 و بیضی به یک دایره با شعاع تبدیل می شود. آ).

دومینقانون کپلر (قانون مساحت های مساوی). بردار شعاع سیاره مناطق مساوی را در بازه های زمانی مساوی توصیف می کند. فرمول دیگر این قانون: سرعت بخشی سیاره ثابت است.

سومقانون کپلر مربع های دوره های مداری سیارات به دور خورشید با مکعب های نیمه محورهای اصلی مدارهای بیضی شکل آنها متناسب است.

فرمول مدرن قانون اول به شرح زیر تکمیل شده است: در حرکت بدون اغتشاش، مدار جسم متحرک یک منحنی مرتبه دوم است - بیضی، سهمی یا هذلولی.

برخلاف دو مورد اول، قانون سوم کپلر فقط برای مدارهای بیضوی کاربرد دارد.

سرعت سیاره در حضیض: که در آن V c = سرعت دایره ای در R = a.

سرعت در آفلیون:.

کپلر قوانین خود را به صورت تجربی کشف کرد. نیوتن قوانین کپلر را از قانون گرانش جهانی استخراج کرد. برای تعیین جرم اجرام آسمانی، تعمیم قانون سوم کپلر توسط نیوتن به هر سیستمی از اجرام در حال گردش مهم است. به صورت کلی، این قانون معمولاً به صورت زیر فرموله می شود: مربع های دوره های T 1 و T 2 چرخش دو جسم به دور خورشید، ضرب در مجموع جرم هر جسم (به ترتیب M 1 و M 2 ) و خورشید (M s)، به صورت مکعب های محورهای نیمه اصلی a 1 و a 2 از مدارهای آنها مرتبط هستند: . در این مورد، تعامل بین اجسام M 1 و M 2 در نظر گرفته نمی شود. اگر جرم این اجسام را در مقایسه با جرم خورشید نادیده بگیریم، به فرمول قانون سوم ارائه شده توسط خود کپلر دست می‌یابیم: قانون سوم کپلر را می‌توان به صورت وابستگی بین دوره مداری T جسمی با جرم نیز بیان کرد. M و نیم محور اصلی مدار a: . از قانون سوم کپلر می توان برای تعیین جرم ستارگان دوتایی استفاده کرد.

ترسیم یک شی (سیاره، دنباله دار و غیره) روی نقشه ستاره در مختصات مشخص شده.

بلیط شماره 10

سیارات زمینی: عطارد، مریخ، زهره، زمین، پلوتون.آنها اندازه و جرم کوچکی دارند؛ چگالی متوسط ​​این سیارات چندین برابر چگالی آب است. آنها به آرامی حول محورهای خود می چرخند. همراهان کمی دارند. سیارات زمینی دارای سطوح سنگی هستند. شباهت سیارات زمینی تفاوت های قابل توجهی را رد نمی کند. به عنوان مثال، زهره، بر خلاف سیارات دیگر، در جهت مخالف حرکت خود به دور خورشید می چرخد ​​و 243 برابر کندتر از زمین است. پلوتون کوچکترین سیاره است (قطر پلوتون = 2260 کیلومتر، ماهواره شارون 2 برابر کوچکتر است، تقریباً مشابه سیستم زمین-ماه است، آنها یک "سیاره دوگانه" هستند)، اما از نظر ویژگی های فیزیکی نزدیک است. به این گروه

سیاره تیر. وزن: 3*10 23 کیلوگرم (0.055 زمین) مدار R: 0.387 AU سیاره D: 4870 کیلومتر خواص جو: عملاً هیچ جو، هلیوم و هیدروژن از خورشید وجود ندارد، سدیمی که توسط سطح بیش از حد گرم شده سیاره آزاد می شود. سطح: حفره‌هایی با دهانه‌های حفره‌ای وجود دارد که به قطر 1300 کیلومتر به نام حوضه کالوریس می‌گویند. ویژگی ها: یک روز دو سال طول می کشد.

سیاره زهره. وزن: 4.78*10 24 کیلوگرم مدار R: 0.723 AU سیاره D: 12100 کیلومتر ترکیب جو: عمدتاً دی اکسید کربن با ترکیبات نیتروژن و اکسیژن، ابرهای میعانات سولفوریک و اسید هیدروفلوئوریک. سطح: صحرای صخره‌ای، نسبتاً صاف، اما دهانه‌هایی نیز وجود دارد ویژگی ها: فشار در سطح 90 برابر بیشتر از زمین است، چرخش معکوس در مدار، اثر گلخانه ای قوی (T=475 0 C).

زمین . مدار R: 1 AU (150,000,000 کیلومتر) سیاره R: 6400 کیلومتر ترکیب اتمسفر: 78 درصد نیتروژن، 21 درصد اکسیژن و دی اکسید کربن. سطح: متنوع ترین. ویژگی ها: آب فراوان، شرایط لازم برای پیدایش و وجود حیات. 1 ماهواره وجود دارد - ماه.

مریخ. وزن: 6.4*1023 کیلوگرم مدار R: 1.52 AU (228 میلیون کیلومتر) سیاره D: 6670 کیلومتر ترکیب اتمسفر: دی اکسید کربن با ناخالصی ها. سطح: دهانه ها، Valles Marineris، کوه المپوس - بالاترین در سیستم ویژگی ها: آب زیادی در کلاهک های قطبی وجود دارد، احتمالاً آب و هوا قبلاً برای زندگی ارگانیک بر اساس کربن مناسب بوده است و تکامل آب و هوای مریخ قابل برگشت است. 2 ماهواره وجود دارد - فوبوس و دیموس. فوبوس به آرامی به سمت مریخ در حال سقوط است.

پلوتون / شارون

وزن: 1.3 * 10 23 کیلوگرم / 1.8 * 10 11 کیلوگرم

مدار R: 29.65-49.28 AU

سیاره D: 2324/1212 کیلومتر

ترکیب اتمسفر: لایه نازک متان

ویژگی ها: سیاره دوگانه، احتمالاً سیاره ای کوچک، مدار در صفحه مدارهای دیگر قرار ندارد. پلوتون و شارون همیشه در یک طرف مقابل هم قرار می گیرند

سیارات غول پیکر: مشتری، زحل، اورانوس، نپتون.

آنها اندازه و جرم زیادی دارند (جرم مشتری > جرم زمین 318 برابر، حجم - 1320 برابر). سیارات غول پیکر خیلی سریع حول محورهای خود می چرخند. نتیجه این کار فشرده سازی زیاد است. سیارات دور از خورشید قرار دارند. آنها با تعداد زیادی ماهواره متمایز می شوند (مشتری 16، زحل 17، اورانوس 16، نپتون 8 دارد). ویژگی سیارات غول پیکر حلقه های متشکل از ذرات و بلوک است. این سیارات سطوح جامد ندارند، چگالی آنها کم است و عمدتاً از هیدروژن و هلیوم تشکیل شده اند. گاز هیدروژن موجود در اتمسفر به مایع و سپس به فاز جامد می رود. در عین حال، چرخش سریع و تبدیل شدن هیدروژن به رسانای الکتریسیته، میدان های مغناطیسی قابل توجهی را در این سیارات تعیین می کند که ذرات باردار پرواز از خورشید را به دام می اندازند و کمربندهای تشعشعی را تشکیل می دهند.

سیاره مشتری وزن: 1.9*10 27 کیلوگرم مدار R: 5.2 AU سیاره D: 143760 کیلومتر در خط استوا ترکیب: هیدروژن با ناخالصی هلیوم. ماهواره ها: اروپا آب زیادی دارد، گانیمد با یخ، آیو با آتشفشان گوگردی. ویژگی ها: لکه قرمز بزرگ، تقریباً یک ستاره، 10 درصد تابش متعلق به خودش است، ماه را از ما دور می کند (2 متر در سال).	زحل. وزن: 5.68 * 10 26 مدار R: 9.5 AU سیاره D: 120420 کیلومتر ترکیب: هیدروژن و هلیوم. قمر: تیتان بزرگتر از عطارد است و جو دارد. ویژگی ها: حلقه های زیبا، چگالی کم، ماهواره های زیاد، قطب های میدان مغناطیسی تقریباً با محور چرخش منطبق است.
اورانوس وزن: 8.5 * 1025 کیلوگرم مدار R: 19.2 AU سیاره D: 51300 کیلومتر ترکیب: متان، آمونیاک. ماهواره ها: میراندا زمین بسیار پیچیده ای دارد. ویژگی ها: محور چرخش به سمت خورشید هدایت می شود، انرژی خود را ساطع نمی کند، بزرگترین زاویه انحراف محور مغناطیسی از محور چرخش.	نپتون. وزن: 1*10 26 کیلوگرم مدار R: 30 AU سیاره D: 49500 کیلومتر ترکیب: متان، آمونیاک، اتمسفر هیدروژن.. ماهواره ها: تریتون دارای جو نیتروژن، آب است. ویژگی ها: انرژی جذب شده 2.7 برابر بیشتر منتشر می کند.

نصب مدلی از کره آسمانی برای عرض جغرافیایی معین و جهت گیری آن در امتداد دو طرف افق.

بلیط شماره 11

ویژگی های متمایز ماه و ماهواره های سیاره ای.

ماه- تنها ماهواره طبیعی زمین. سطح ماه بسیار ناهمگن است. تشکل‌های اصلی در مقیاس بزرگ دریاها، کوه‌ها، دهانه‌ها و پرتوهای درخشان، احتمالاً پرتاب‌های ماده هستند. دریاها، دشت های تاریک و صاف، فرورفتگی هایی هستند که با گدازه های جامد شده پر شده اند. قطر بزرگترین آنها بیش از 1000 کیلومتر است. دکتر. سه نوع سازنده به احتمال زیاد نتیجه بمباران سطح ماه در مراحل اولیه وجود منظومه شمسی است. این بمباران چندین ساعت به طول انجامید. صدها میلیون سال، و زباله ها روی سطح ماه و سیارات نشستند. قطعاتی از سیارک ها با قطری از صدها کیلومتر تا کوچکترین ذرات غبار، Ch. جزئیات ماه و لایه سطحی سنگ ها. دوره بمباران با پر شدن دریاها با گدازه بازالتی ایجاد شده در اثر گرمایش رادیواکتیو داخل ماه دنبال شد. دستگاه های فضایی دستگاه های سری آپولو ثبت شد فعالیت لرزه ایقمرها به اصطلاح ل زمين لرزهنمونه هایی از خاک ماه که توسط فضانوردان به زمین آورده شد نشان داد که سن L. 4.3 میلیارد سال است که احتمالاً مشابه زمین است و از همان مواد شیمیایی تشکیل شده است. عناصری مانند زمین، با نسبت تقریباً یکسان. جوی در L. وجود ندارد و احتمالاً هرگز وجود نداشته است، و دلیلی وجود ندارد که ادعا کنیم زندگی در آنجا وجود داشته است. بر اساس آخرین نظریه ها، L. در نتیجه برخورد سیاره های کوچک به اندازه مریخ و زمین جوان شکل گرفته است. دمای سطح ماه در روز قمری به 100 درجه سانتیگراد می رسد و در شب قمری تا 200- درجه سانتیگراد کاهش می یابد. برای ادعا، هیچ فرسایشی در L. وجود ندارد. تخریب آهسته سنگ ها به دلیل انبساط و انقباض حرارتی متناوب و گاه فاجعه محلی ناگهانی ناشی از برخورد شهاب سنگ.

جرم L. با مطالعه مدارهای هنرها و ماهواره های آن به طور دقیق اندازه گیری می شود و با جرم زمین به صورت 1/81.3 مرتبط است. قطر 3476 کیلومتر آن 1/3.6 قطر زمین است. L. شکل یک بیضی دارد، اگرچه سه قطر متقابل عمود بر یکدیگر بیش از یک کیلومتر تفاوت ندارند. دوره چرخش سیاره برابر با دوره چرخش به دور زمین است، به طوری که جدای از اثرات لیبراسیون، همیشه به یک سمت چرخانده می شود. چهارشنبه چگالی آن 3330 کیلوگرم بر متر مکعب است، مقداری بسیار نزدیک به چگالی سنگ های اصلی زیر پوسته زمین، و نیروی گرانشی روی سطح ماه 1/6 نیروی گرانشی زمین است. ماه نزدیکترین جرم آسمانی به زمین است. اگر زمین و ماه جرم‌های نقطه‌ای یا کره‌های صلب باشند که چگالی آن‌ها فقط با فاصله از مرکز تغییر می‌کند و هیچ اجرام آسمانی دیگری وجود نداشت، در این صورت مدار ماه به دور زمین یک بیضی ثابت خواهد بود. با این حال، خورشید و، تا حد بسیار کمتر، سیارات، نیروهای گرانشی اعمال می کنند. بر روی سیاره تأثیر می گذارد و باعث اختلال در عناصر مداری آن می شود، بنابراین محور نیمه اصلی، گریز از مرکز و شیب به طور مداوم در معرض اختلالات چرخه ای قرار می گیرند و حول مقادیر متوسط ​​در نوسان هستند.

ماهواره های طبیعی، یک جسم طبیعی که به دور یک سیاره می چرخد. بیش از 70 ماهواره با اندازه های مختلف در منظومه شمسی شناخته شده است و ماهواره های جدید همیشه در حال کشف هستند. هفت ماهواره بزرگ عبارتند از ماه، چهار ماهواره گالیله مشتری، تیتان و تریتون. قطر همه آنها بیش از 2500 کیلومتر است و "جهانهای" کوچکی با زمین شناسی پیچیده هستند. تاریخ؛ بعضی ها جو دارند. تمام ماهواره‌های دیگر دارای اندازه‌های قابل مقایسه با سیارک‌ها هستند، یعنی. از 10 تا 1500 کیلومتر آنها می توانند از سنگ یا یخ تشکیل شده باشند، شکل آنها تقریباً از کروی تا نامنظم متفاوت است، سطح یا باستانی با دهانه های متعدد است یا تغییرات مرتبط با فعالیت در زیر سطح را متحمل شده است. اندازه مداری از کمتر از دو تا چند صد شعاع سیاره و دوره مداری از چند ساعت تا بیش از یک سال متغیر است. اعتقاد بر این است که برخی از ماهواره ها توسط کشش گرانشی سیاره گرفته شده اند. آنها مدارهای نامنظمی دارند و گاهی در جهت مخالف حرکت مداری سیاره به دور خورشید می روند (به اصطلاح حرکت رتروگراد). Orbits S.e. می تواند به شدت به صفحه مدار سیاره متمایل یا بسیار کشیده باشد. سیستم های توسعه یافته S.e. با مدارهای منظم به دور چهار سیاره غول پیکر، احتمالاً از ابری از گاز و غبار که سیاره مادر را احاطه کرده است، شبیه به شکل گیری سیارات در سحابی پیش خورشیدی است. S.e. اندازه های کوچکتر از چندین صدها کیلومتر دارند شکل نامنظمو احتمالاً در طی برخوردهای مخرب اجسام بزرگتر شکل گرفته اند. در خارج مناطق منظومه شمسی اغلب در نزدیکی حلقه ها می چرخند. عناصر مدارهای بیرونی SE، به ویژه خروج از مرکز، در معرض اختلالات شدید ناشی از خورشید هستند. چندین جفت و حتی سه برابر S.e. دوره‌های انقلاب با یک رابطه ساده مرتبط است. برای مثال، قمر مشتری اروپا دارای دوره ای تقریباً برابر با نیمی از دوره گانیمد است. به این پدیده رزونانس می گویند.

تعیین شرایط دید سیاره عطارد بر اساس «تقویم نجومی مدرسه».

بلیط شماره 12

دنباله دارها و سیارک ها. مبانی ایده های مدرندرباره منشا منظومه شمسی

دنباله دار، یک جرم آسمانی از منظومه شمسی، متشکل از ذرات یخ و غبار، که در مدارهای بسیار کشیده حرکت می کنند، به این معنی که در فاصله ای از خورشید مانند لکه های بیضی شکل کم نور به نظر می رسند. با نزدیک شدن به خورشید، یک کما در اطراف این هسته تشکیل می شود (پوسته ای تقریبا کروی از گاز و غبار که سر دنباله دار را در حین نزدیک شدن به خورشید احاطه کرده است. این "جو" که به طور مداوم توسط باد خورشیدی منفجر می شود، دوباره پر می شود. خروج گاز و غبار از هسته قطر دنباله دار به 100 هزار کیلومتر می رسد سرعت فرار گاز و غبار نسبت به هسته چندین کیلومتر در ثانیه است و تا حدی از طریق دم دنباله دار در فضای بین سیاره ای پراکنده می شوند. ) و دم (جریان گاز و غباری که تحت تأثیر فشار نور و برهمکنش با باد خورشیدی از پراکنده شدن در فضای بین سیاره‌ای جو دنباله‌دار تشکیل می‌شود. در بیشتر دنباله‌دارها، X. زمانی ظاهر می‌شود که در فاصله کمتری به خورشید نزدیک شوند. بیش از 2 AU. X. همیشه به دور از خورشید هدایت می شود. گاز X. توسط مولکول های یونیزه خارج شده از هسته تشکیل می شود، تحت تأثیر تابش خورشیدی دارای رنگ مایل به آبی، مرزهای مشخص، عرض معمولی 1 میلیون کیلومتر است. طول - ده ها میلیون کیلومتر. ساختار X. می تواند به طور قابل توجهی در طی چندین دوره تغییر کند. ساعت ها. سرعت تک تک مولکول ها بین 10 تا 100 کیلومتر بر ثانیه است. گرد و غبار X بیشتر پراکنده و منحنی است و انحنای آن به جرم ذرات غبار بستگی دارد. گرد و غبار به طور مداوم از هسته آزاد می شود و توسط جریان گاز منتقل می شود.). مرکز، بخشی از سیاره، هسته نامیده می شود و یک جسم یخی است - بقایای انباشته های عظیم سیاره های کوچک یخی که در طول شکل گیری منظومه شمسی تشکیل شده اند. اکنون آنها در حاشیه متمرکز شده اند - در ابر Oort-Epic. میانگین جرم یک هسته K 1-100 میلیارد کیلوگرم، قطر 200-1200 متر، چگالی 200 کیلوگرم بر متر مکعب ("/5 چگالی آب) است. یخ عمدتاً آب است، اما ترکیبات دیگری نیز وجود دارد. با هر بازگشت به خورشید، یخ ذوب می‌شود، مولکول‌های گاز از هسته خارج می‌شوند و ذرات غبار و یخ را با خود حمل می‌کنند، در حالی که یک پوسته کروی شکل است. در اطراف هسته تشکیل می شود - یک کما، یک دم پلاسمایی بلند که به دور از خورشید هدایت می شود و یک دنباله غبار. مقدار ماده از دست رفته به مقدار غباری که هسته را می پوشاند و فاصله از خورشید در حضیض بستگی دارد. فضاپیما"جوتو" پشت دنباله دار هالی از فاصله نزدیک، توسط بسیاری تایید شده است. نظریه های ساختار K.

K. معمولاً به نام کاشفان خود نامگذاری می شوند که نشان دهنده سال آخرین مشاهده آنها است. آنها به دوره کوتاه تقسیم می شوند. و بلند مدت دوره کوتاه K. دور خورشید با دوره ای چندتایی می چرخند. سال، در روز چهارشنبه خوب. 8 سال؛ کوتاه ترین دوره - کمی بیشتر از 3 سال - K. Encke است. این ک. توسط نیروی جاذبه اسیر شدند. میدان مشتری و شروع به چرخش در مدارهای نسبتاً کوچک کرد. یک نمونه معمولی دارای فاصله حضیض 1.5 AU است. و پس از 5 هزار انقلاب به طور کامل نابود می شود و باعث بارش شهابی می شود. اخترشناسان فروپاشی K. West را در سال 1976 و K. *Biela مشاهده کردند. برعکس، دوره های گردش طولانی مدت هستند. K. می تواند به 10 هزار یا حتی 1 میلیون سال برسد و آفلیون آنها می تواند در 1/3 فاصله تا نزدیکترین ستاره ها باشد.در حال حاضر حدود 140 K دوره کوتاه و 800 K. دوره طولانی شناخته شده است و هر دانش ما در مورد این اجرام ناقص است، زیرا آنها تنها زمانی شناسایی می شوند که در فاصله حدود 2.5 واحد نجومی به خورشید نزدیک شوند. تخمین زده می شود که حدود یک تریلیون K به دور خورشید می چرخد.

سیارک(سیارک)، سیاره ای کوچک، که دارای مداری تقریباً دایره ای است، در نزدیکی صفحه دایره البروج بین مدارهای مریخ و مشتری قرار دارد. A. تازه کشف شده پس از تعیین مدار آنها به آنها شماره سریال اختصاص داده می شود که به اندازه کافی دقیق است تا A. "گم نشود". در سال 1796 فرانسوی ها. اخترشناس جوزف ژروم لالاند پیشنهاد کرد که جستجو برای سیاره "مفقود شده" بین مریخ و مشتری، که توسط قانون بود پیش بینی شده بود، آغاز شود. در شب سال نو 1801، ایتالیایی. جوزپه پیاتزی، ستاره شناس، سرس را در حین انجام مشاهدات برای تهیه فهرست ستاره ای کشف کرد. آلمانی دانشمند کارل گاوس مدار آن را محاسبه کرد. تا به امروز، حدود 3500 سیارک شناخته شده است. شعاع سرس، پالاس و وستا به ترتیب 512، 304 و 290 کیلومتر است و بقیه کوچکتر هستند. بر اساس برآوردهای فصل. کمربند تقریبا 100 میلیون A.، جرم کل آنها به نظر می رسد حدود 1/2200 جرمی است که در ابتدا در این منطقه وجود داشت. ظهور مدرن شاید A. با نابودی سیاره (به طور سنتی Phaethon نامیده می شود، نام مدرن سیاره Olbers است) در نتیجه برخورد با جسم دیگری همراه است. سطوح اجسام مشاهده شده از فلزات و سنگ ها تشکیل شده است. بسته به ترکیب آنها، سیارک ها به انواع (C، S، M، U) تقسیم می شوند. ترکیب نوع U شناسایی نشده است.

A. نیز توسط عناصر مداری گروه بندی می شوند، تشکیل به اصطلاح. خانواده هیرایاما بیشتر A. دوره مداری حدود. 08:00 تمامی ماهواره های با شعاع کمتر از 120 کیلومتر شکل نامنظم دارند و مدار آنها در معرض گرانش است. نفوذ مشتری در نتیجه، شکاف هایی در توزیع A در امتداد محورهای نیمه اصلی مدارها وجود دارد که دریچه های کرکوود نامیده می شوند. A. که در این دریچه ها قرار می گیرد، دوره هایی خواهد داشت که مضرب دوره مداری مشتری است. مدار سیارک ها در این دریچه ها به شدت ناپایدار است. بین المللی و داخلی لبه های کمربند A. در مناطقی قرار دارند که این نسبت 1: 4 و 1: 2 است.

هنگامی که یک پیش ستاره فرو می ریزد، قرصی از مواد اطراف ستاره را تشکیل می دهد. بخشی از ماده از این دیسک با اطاعت از نیروی گرانش به ستاره برمی گردد. گاز و غبار باقی مانده در دیسک به تدریج سرد می شود. هنگامی که دما به اندازه کافی پایین می آید، ماده دیسک شروع به جمع شدن به توده های کوچک می کند - محفظه های تراکم. این گونه است که سیاره های کوچک به وجود می آیند. در طول شکل گیری منظومه شمسی، برخی از سیاره های کوچک در نتیجه برخورد از بین رفتند، در حالی که برخی دیگر به هم پیوستند و سیارات را تشکیل دادند. هسته های سیاره ای بزرگی در قسمت بیرونی منظومه شمسی تشکیل شدند که قادر بودند مقدار معینی گاز را به شکل یک ابر اولیه در خود نگه دارند. ذرات سنگین‌تر توسط جاذبه خورشید نگه داشته شدند و تحت تأثیر نیروهای جزر و مدی، برای مدت طولانی نمی‌توانستند به سیاره تبدیل شوند. این آغاز شکل گیری "غول های گازی" - مشتری، زحل، اورانوس و نپتون است. آنها احتمالاً مینی دیسک‌های خود را از گاز و غبار ساختند، که در نهایت از آن قمرها و حلقه‌ها تشکیل دادند. سرانجام، در منظومه شمسی درونی، عطارد، زهره، زمین و مریخ از ماده جامد تشکیل می شوند.

تعیین شرایط دید سیاره زهره بر اساس «تقویم نجومی مدرسه».

بلیط شماره 13

خورشید مانند یک ستاره معمولی است. ویژگی های اصلی آن.

آفتاب، بدنه مرکزی منظومه شمسی، یک توپ پلاسمای داغ است. ستاره ای که زمین به دور آن می چرخد. یک ستاره دنباله اصلی معمولی از کلاس طیفی G2، یک جرم گازی خودنور متشکل از 71٪ هیدروژن و 26٪ هلیوم. قدر مطلق 4.83+ است، دمای سطح مؤثر 5770 کلوین است. در مرکز خورشید 15 * 10 6 K است، که فشاری را فراهم می کند که می تواند در برابر نیروی گرانش مقاومت کند، که در سطح خورشید (فتوسفر) ) 27 برابر بزرگتر از زمین است. چنین دمای بالایی به دلیل واکنش های گرما هسته ای تبدیل هیدروژن به هلیوم (واکنش پروتون-پروتون) ایجاد می شود (خروجی انرژی از سطح فوتوسفر 3.8 * 10 26 وات است). خورشید جسمی کروی متقارن در تعادل است. بسته به تغییرات شرایط فیزیکی، خورشید را می توان به چندین لایه متحدالمرکز تقسیم کرد که به تدریج به یکدیگر تبدیل می شوند. تقریباً تمام انرژی خورشید در ناحیه مرکزی تولید می شود - هسته،واکنش کجا انجام می شود؟ سوخت هسته ای. هسته کمتر از 1/1000 حجم خود را اشغال می کند، چگالی آن 160 گرم بر سانتی متر مکعب است (چگالی فوتوسفر 10 میلیون بار کمتر از چگالی آب است). با توجه به جرم عظیم خورشید و کدورت ماده آن، تابش از هسته به فوتوسفر بسیار کند حرکت می کند - حدود 10 میلیون سال. در این مدت فرکانس کاهش می یابد تابش اشعه ایکس، و تبدیل به نور مرئی می شود. با این حال، نوترینوهای تولید شده در واکنش های هسته ای آزادانه خورشید را ترک می کنند و در اصل، اطلاعات مستقیمی در مورد هسته ارائه می دهند. اختلاف بین شار نوترینو مشاهده شده و تئوری پیش بینی شده باعث ایجاد بحث های جدی در مورد ساختار داخلیآفتاب. در 15٪ آخر شعاع یک منطقه همرفتی وجود دارد. حرکات همرفتی همچنین در انتقال میدان های مغناطیسی تولید شده توسط جریان ها در لایه های داخلی چرخان نقش دارند که خود را به صورت فعالیت خورشیدی،و بیشتر میدان های قویمشاهده شده در لکه های خورشیدی در خارج از فتوسفر، اتمسفر خورشیدی وجود دارد که در آن دما به حداقل مقدار 4200 کلوین می رسد و سپس به دلیل اتلاف امواج ضربه ای ایجاد شده توسط همرفت ساب فوتوسفر در کروموسفر، دوباره افزایش می یابد، جایی که به شدت به مقدار 2 * افزایش می یابد. 10 6 K، مشخصه تاج. دمای بالای دومی منجر به خروج مداوم ماده پلاسما به فضای بین سیاره ای به شکل باد خورشیدی می شود. در مناطق خاصی، قدرت میدان مغناطیسی می تواند به سرعت و به شدت افزایش یابد. این فرآیند با مجموعه ای کامل از پدیده های فعالیت خورشیدی همراه است. اینها عبارتند از شعله های خورشیدی (در کروموسفر)، برجستگی ها (در تاج خورشیدی) و سوراخ های تاجی (مناطق خاص تاج).

جرم خورشید 1.99 * 10 30 کیلوگرم است، شعاع متوسط ​​که توسط فتوسفر تقریباً کروی تعیین می شود، 700000 کیلومتر است. این به ترتیب معادل 330000 جرم زمین و 110 شعاع زمین است. خورشید می تواند 1.3 میلیون جسم مانند زمین را در خود جای دهد. چرخش خورشید باعث حرکت تشکیلات سطحی آن مانند لکه های خورشیدی در فتوسفر و لایه های واقع در بالای آن می شود. دوره میانیچرخش 25.4 روز است و در استوا 25 روز و در قطب - 41 روز است. چرخش مسئول فشرده سازی دیسک خورشیدی است که 0.005٪ است.

تعیین شرایط دید سیاره مریخ بر اساس «تقویم نجومی مدرسه».

بلیط شماره 14

مهمترین جلوه های فعالیت خورشیدی، ارتباط آنها با پدیده های ژئوفیزیکی.

فعالیت خورشیدی نتیجه همرفت در لایه های میانی ستاره است. دلیل این پدیده این است که مقدار انرژی حاصل از هسته بسیار بیشتر از انرژی خارج شده توسط هدایت حرارتی است. همرفت باعث ایجاد میدان های مغناطیسی قوی می شود که توسط جریان در لایه های همرفت ایجاد می شود. مظاهر اصلی فعالیت خورشیدی که بر زمین تأثیر می گذارد، لکه های خورشیدی، باد خورشیدی و برجستگی ها هستند.

لکه های خورشیدیتشکیلات در فتوسفر خورشید از زمان های قدیم مشاهده شده اند و در حال حاضر به دلیل وجود میدان مغناطیسی قوی (تقریباً) مناطقی از فتوسفر با دمای 2000 کلوین کمتر از مناطق اطراف آن در نظر گرفته می شوند. 2000 گاوس). S.p. از یک مرکز نسبتا تاریک، قسمتی (سایه) و یک نیم سایه فیبری روشن تر تشکیل شده است. جریان گاز از سایه به نیم سایه را اثر Evershed (V=2 km/s) می نامند. تعداد S.p. و ظاهر آنها در طول 11 سال متفاوت است چرخه فعالیت خورشیدی یا چرخه لکه های خورشیدی،که توسط قانون اسپرر توصیف شده و به صورت گرافیکی با نمودار پروانه ای ماندر (حرکت لکه ها در طول عرض جغرافیایی) نشان داده شده است. تعداد نسبی لکه خورشیدی زوریخکل سطح تحت پوشش S.p را نشان می دهد. تغییرات طولانی مدت بر چرخه اصلی 11 ساله قرار می گیرد. به عنوان مثال، S.p. تغییر ماگ قطبیت در چرخه 22 ساله فعالیت خورشیدی اما بارزترین مثال از تغییرات طولانی مدت حداقل است. Maunder (1645-1715)، زمانی که S.p. غایب بودند. اگرچه به طور کلی پذیرفته شده است که تغییرات در تعداد S.p. این فرآیند که توسط انتشار میدان مغناطیسی از فضای داخلی خورشیدی در حال چرخش تعیین می‌شود، هنوز به طور کامل درک نشده است. میدان مغناطیسی قوی لکه های خورشیدی بر میدان زمین تأثیر می گذارد و باعث تداخل رادیویی و شفق قطبی می شود. چند وجود دارد اثرات دوره کوتاه انکارناپذیر، بیانیه ای در مورد وجود دوره طولانی. رابطه بین آب و هوا و تعداد S.p، به ویژه چرخه 11 ساله، بسیار بحث برانگیز است، به دلیل دشواری های برآورده کردن شرایطی که هنگام انجام دقیق لازم است. تحلیل آماریداده ها.

باد آفتابیخروجی پلاسمای با دمای بالا (الکترون ها، پروتون ها، نوترون ها و هادرون ها) تاج خورشیدیتابش امواج شدید طیف رادیویی، اشعه ایکسبه فضای اطراف به اصطلاح را تشکیل می دهد هلیوسفر تا 100 واحد نجومی گسترش می یابد. از خورشید. باد خورشیدی آنقدر شدید است که می‌تواند به لایه‌های بیرونی دنباله‌دارها آسیب برساند و باعث ظاهر شدن "دم" شود. S.V. لایه‌های بالایی جو را یونیزه می‌کند و به همین دلیل لایه اوزون تشکیل می‌شود و باعث ایجاد شفق‌های قطبی و افزایش پس‌زمینه رادیواکتیو و تداخل رادیویی در مکان‌هایی می‌شود که لایه اوزون از بین می‌رود.

آخرین حداکثر فعالیت خورشیدی در سال 2001 بود. حداکثر فعالیت خورشیدی به معنای بیشترین تعداد لکه های خورشیدی، تشعشعات و برجستگی ها است. مدتهاست ثابت شده است که تغییرات در فعالیت خورشیدی خورشید بر عوامل زیر تأثیر می گذارد:

* وضعیت اپیدمیولوژیک روی زمین؛

* تعداد انواع مختلف بلایای طبیعی (طوفان، زلزله، سیل و غیره)؛

* در مورد تعداد تصادفات اتومبیل و راه آهن.

حداکثر همه اینها در طول سالهای خورشید فعال رخ می دهد. همانطور که دانشمند چیژفسکی تأیید کرد، خورشید فعال بر رفاه فرد تأثیر می گذارد. از آن زمان، پیش‌بینی‌های دوره‌ای از رفاه انسان جمع‌آوری شده است.

2. تعیین شرایط دید برای سیاره مشتری بر اساس «تقویم نجومی مدرسه».

بلیط شماره 15

روش های تعیین فاصله تا ستاره ها، واحدهای فاصله و رابطه بین آنها.

از روش اختلاف منظر برای اندازه گیری فاصله تا اجرام منظومه شمسی استفاده می شود. به نظر می رسد شعاع زمین آنقدر کوچک است که نمی تواند مبنایی برای اندازه گیری جابجایی پارالاکسی ستاره ها و فاصله آن ها باشد. بنابراین از اختلاف منظر سالانه به جای افقی استفاده می کنند.

اختلاف منظر سالانه یک ستاره، زاویه ای است (p) که در آن می توان محور نیمه اصلی مدار زمین را در صورتی که بر خط دید عمود باشد، از ستاره دید.

a نیم محور اصلی مدار زمین است،

p – اختلاف منظر سالانه.

واحد فاصله پارسک نیز استفاده می شود. پارسک فاصله ای است که نیم محور اصلی مدار زمین، عمود بر خط دید، با زاویه 12 قابل مشاهده است.

1 پارسک = 3.26 سال نوری = 206265 AU. e. = 3 * 10 11 کیلومتر.

با اندازه گیری اختلاف منظر سالانه، می توانید به طور قابل اعتماد فاصله ستاره هایی را که در فاصله 100 پارسک یا 300 سال نوری قرار دارند، تعیین کنید. سال ها.

اگر قدر مطلق و ظاهری ستاره مشخص باشد، فاصله تا ستاره را می توان با فرمول log(r)=0.2*(m-M)+1 تعیین کرد.

تعیین شرایط دید ماه بر اساس «تقویم نجومی مدرسه».

بلیط شماره 16

ویژگی های فیزیکی اولیه ستارگان، رابطه این ویژگی ها. شرایط تعادل ستارگان

مشخصات فیزیکی اولیه ستارگان: درخشندگی، قدر مطلق و ظاهری، جرم، دما، اندازه، طیف.

درخشندگی- انرژی ساطع شده توسط یک ستاره یا سایر جرم های آسمانی در واحد زمان. معمولاً در واحدهای درخشندگی خورشیدی که با فرمول log (L/Lc) = 0.4 (Mc – M) بیان می شود، که در آن L و M درخشندگی و قدر مطلق منبع هستند، Lc و Mc مقادیر مربوط به منبع هستند. خورشید (Mc = +4,83). همچنین با فرمول L=4πR 2 σT 4 تعیین می شود. ستاره های شناخته شده ای هستند که درخشندگی آنها چندین برابر درخشندگی خورشید است. درخشندگی آلدباران 160 و ریگل 80000 برابر خورشید است. اما اکثریت قریب به اتفاق ستارگان دارای درخشندگی قابل مقایسه یا کمتر از خورشید هستند.

اندازه -اندازه گیری روشنایی یک ستاره Z.v. تصور درستی از قدرت تابش ستاره به دست نمی دهد. یک ستاره کم نور نزدیک به زمین ممکن است درخشان تر از یک ستاره درخشان دور به نظر برسد زیرا شار تابش دریافتی از آن به نسبت معکوس با مجذور فاصله کاهش می یابد. قابل مشاهده W.V. - درخشش ستاره ای که ناظر هنگام نگاه کردن به آسمان می بیند. مطلق Z.v. - اندازه گیری روشنایی واقعی، نشان دهنده سطح درخشندگی یک ستاره است که اگر در فاصله 10 عددی قرار داشت، می داشت. هیپارخوس سیستم ستارگان مرئی را اختراع کرد. در قرن دوم قبل از میلاد مسیح. ستارگان بر اساس روشنایی ظاهری اعدادی به آنها اختصاص داده شدند. درخشان ترین ستاره ها قدر 1 و کم نورترین قدر 6 بودند. همه آر. قرن 19 این سیستم اصلاح شده است مقیاس مدرن Z.v. با تعیین Z.v ایجاد شد. نمونه نماینده ستارگان نزدیک شمال قطب های جهان (سریال قطب شمال). بر اساس آنها ز.و مشخص شد. همه ستاره های دیگر این یک مقیاس لگاریتمی است که در آن ستاره های قدر 1 100 برابر درخشان تر از ستاره های قدر 6 هستند. با افزایش دقت اندازه گیری، باید یک دهم ها معرفی می شدند. درخشان ترین ستاره ها از قدر 1 پرنورتر هستند و حتی برخی از آنها قدر منفی دارند.

جرم ستاره ای -یک پارامتر به طور مستقیم فقط برای اجزای ستارگان دوگانه با مدارها و فواصل شناخته شده تعیین می شود (M 1 + M 2 = R 3 / T 2). که جرم تنها چند ده ستاره مشخص شده است، اما برای تعداد بسیار بیشتر جرم را می توان از رابطه جرم-درخشندگی تعیین کرد. جرم های بیشتر از 40 خورشیدی و کمتر از 0.1 خورشیدی بسیار نادر هستند. جرم اکثر ستارگان کمتر از خورشید است. دمای مرکز چنین ستارگانی نمی تواند به سطحی برسد که در آن واکنش های همجوشی هسته ای آغاز می شود و تنها منبع انرژی آنها فشرده سازی کلوین-هلمهولتز است. چنین اشیایی نامیده می شوند کوتوله های قهوه ای

رابطه جرم و درخشندگی، در سال 1924 توسط ادینگتون پیدا شد، رابطه بین درخشندگی L و جرم ستاره ای M. این رابطه به شکل L/Lc = (M/Mc) a است، که در آن Lc و Mc به ترتیب درخشندگی و جرم خورشید، مقدار هستند. آمعمولاً در محدوده 3-5 قرار دارد. این رابطه از این واقعیت ناشی می شود که ویژگی های مشاهده شده ستارگان عادی عمدتاً با جرم آنها تعیین می شود. این رابطه برای ستاره های کوتوله به خوبی با مشاهدات مطابقت دارد. اعتقاد بر این است که این در مورد ابرغول ها و غول ها نیز صادق است، اگرچه اندازه گیری مستقیم جرم آنها دشوار است. این رابطه در مورد کوتوله های سفید صدق نمی کند، زیرا درخشندگی آنها را افزایش می دهد.

دما ستاره ای است- دمای ناحیه خاصی از ستاره یکی از مهم ترین ویژگی های فیزیکی هر شی است. اما از آنجا که دمای نواحی مختلف یک ستاره متفاوت است و همچنین به دلیل اینکه دما یک کمیت ترمودینامیکی است که به جریان تابش الکترومغناطیسی و وجود اتم‌ها، یون‌ها و هسته‌های مختلف در منطقه‌ای از جو ستاره بستگی دارد، همه این تفاوت‌ها وجود دارد. به دمای مؤثری که نزدیک به تابش ستاره در فوتوسفر است، متحد می شوند. دمای موثر، پارامتری است که مقدار کل انرژی ساطع شده توسط یک ستاره در واحد سطح سطح آن را مشخص می کند. این یک روش بدون ابهام برای توصیف دمای ستاره است. این. از طریق دمای یک جسم کاملاً سیاه تعیین می شود، که طبق قانون استفان بولتزمن، قدرتی برابر با ستاره در واحد سطح تابش می کند. اگرچه طیف یک ستاره در جزئیات به طور قابل توجهی با طیف یک جسم کاملا سیاه متفاوت است، با این وجود، دمای موثر انرژی گاز در لایه‌های بیرونی فوتوسفر ستاره‌ای را مشخص می‌کند و با استفاده از قانون جابجایی وین (λmax = 0.29) اجازه می‌دهد. /T)، برای تعیین حداکثر تابش ستاره ای در چه طول موجی و بنابراین رنگ ستاره.

توسط اندازه هاستارگان به کوتوله ها، زیر کوتوله ها، ستارگان عادی، غول ها، زیرغول ها و ابرغول ها تقسیم می شوند.

دامنهستاره ها به دما، فشار، چگالی گاز فوتوسفر، قدرت میدان مغناطیسی و مواد شیمیایی آن بستگی دارد. ترکیب بندی.

کلاس های طیفیطبقه بندی ستارگان بر اساس طیف آنها (در درجه اول بر اساس شدت خطوط طیفی)، اولین بار توسط ایتالیایی معرفی شد. ستاره شناس Secchi. نامگذاری حروف را معرفی کرد که با گسترش دانش در مورد فرآیندهای داخلی اصلاح شد. ساختار ستاره ها رنگ یک ستاره به دمای سطح آن بستگی دارد، بنابراین در دوران مدرن. طبقه بندی طیفی دریپر (هاروارد) S.k. مرتب شده به ترتیب نزولی دما:

نمودار هرتسسپرونگ – راسل، نموداری که به شما امکان می دهد دو ویژگی اساسی ستاره ها را تعیین کنید، رابطه بین قدر مطلق و دما را بیان می کند. به نام هرتزسپرونگ، ستاره شناس دانمارکی و راسل، ستاره شناس آمریکایی، که اولین نمودار را در سال 1914 منتشر کردند، نامگذاری شده است. داغ ترین ستارگان در سمت چپ نمودار قرار دارند و ستارگان با بالاترین درخشندگی در بالای آن قرار دارند. از گوشه بالا سمت چپ به سمت راست پایین می رود دنباله اصلی،منعکس کننده تکامل ستارگان، و پایان دادن به ستاره های کوتوله. بیشتر ستارگان به این دنباله تعلق دارند. خورشید نیز به این دنباله تعلق دارد. در بالای این دنباله، زیرغول ها، ابرغول ها و غول ها به ترتیب نشان داده شده، در زیر - زیر کوتوله ها و کوتوله های سفید قرار دارند. این دسته از ستارگان نامیده می شوند کلاس های درخشندگی

شرایط تعادل: همانطور که مشخص است، ستارگان تنها اجرام طبیعت هستند که در آنها واکنش های همجوشی حرارتی کنترل نشده ای رخ می دهد که با آزاد شدن مقدار زیادی انرژی همراه است و دمای ستارگان را تعیین می کند. بیشتر ستارگان در حالت ساکن هستند، یعنی منفجر نمی شوند. برخی از ستاره ها منفجر می شوند (اصطلاحاً نوا و ابرنواختر). چرا ستارگان به طور کلی در تعادل هستند؟ نیروی انفجارهای هسته ای در ستارگان ساکن با نیروی گرانش متعادل می شود، به همین دلیل است که این ستاره ها تعادل خود را حفظ می کنند.

محاسبه ابعاد خطی یک چراغ از ابعاد و فاصله زاویه ای شناخته شده.

بلیط شماره 17

1. معنای فیزیکی قانون استفان بولتزمن و کاربرد آن برای تعیین خصوصیات فیزیکی ستارگان.

قانون استفان بولتزمن، رابطه بین قدرت تابش کل یک جسم سیاه و دمای آن. توان کل یک واحد سطح تابش بر حسب وات در هر متر مربع با فرمول داده می شود Р = σ Т 4،جایی که σ = 5.67*10 -8 W/m 2 K 4 - ثابت استفان بولتزمن، T - دمای مطلق یک جسم سیاه مطلق. اگرچه اخترشناسان به ندرت اجسامی مانند جسم سیاه را منتشر می کنند، طیف گسیل آنها اغلب مدل خوبی از طیف جسم واقعی است. وابستگی به دما به توان 4 بسیار قوی است.

e – انرژی تابش در واحد سطح ستاره

L درخشندگی ستاره، R شعاع ستاره است.

با استفاده از فرمول استفان بولتزمن و قانون وین، طول موجی که حداکثر تابش در آن رخ می دهد تعیین می شود:

l max T = b, b – ثابت وین

می توانید برعکس عمل کنید، یعنی از درخشندگی و دما برای تعیین اندازه ستاره ها استفاده کنید

2. تعیین عرض جغرافیایی محل رصد بر اساس ارتفاع داده شده ستاره در نقطه اوج و انحراف آن.

H = 90 0 - +

h - ارتفاع چراغ

بلیط شماره 18

ستارگان متغیر و غیر ثابت اهمیت آنها برای مطالعه ماهیت ستارگان.

روشنایی ستارگان متغیر در طول زمان تغییر می کند. اکنون تقریباً شناخته شده است. 3*10 4 . P.Z. به دو دسته فیزیکی تقسیم می شوند که روشنایی آنها به دلیل فرآیندهایی که در داخل یا نزدیک آنها اتفاق می افتد تغییر می کند و P.Z نوری که این تغییر به دلیل چرخش یا حرکت مداری است.

مهم ترین انواع فیزیکی P.Z.:

ضربان دار -قیفاووس، ستارگان نوع Mira Ceti، غول های قرمز نیمه منظم و نامنظم؛

فوران کننده(منفجره) - ستارگان با پوسته، متغیرهای نامنظم جوان، از جمله. ستارگان T Tauri (ستاره‌های نامنظم بسیار جوان مرتبط با سحابی‌های پراکنده)، ابرغول‌های هابل-سانیج (ابرغول‌های داغ با درخشندگی بالا، درخشان‌ترین اجرام در کهکشان‌ها. آنها ناپایدار هستند و احتمالاً منابع تشعشعی در نزدیکی حد درخشندگی ادینگتون هستند، که بالاتر از آن دمیدن است. دور" پوسته ستارگان. ابرنواخترهای بالقوه.)، شعله ور شدن کوتوله های قرمز.

فاجعه بار -نوا، ابرنواختر، همزیست؛

ستارگان دوتایی پرتو ایکس

مشخص شده P.Z. شامل 98٪ از ادعاهای فیزیکی شناخته شده است. موارد نوری شامل باینری های گرفتار و دوارهایی مانند تپ اخترها و متغیرهای مغناطیسی هستند. خورشید به عنوان چرخان طبقه بندی می شود، زیرا وقتی لکه های خورشیدی روی صفحه ظاهر می شوند، قدر آن کمی تغییر می کند.

در میان ستارگان تپنده، قیفاووس ها بسیار جالب هستند که به نام یکی از اولین متغیرهای کشف شده از این نوع - 6 Cephei نامگذاری شده اند. قیفاووس ستارگانی با درخشندگی بالا و دمای متوسط ​​(ابرغول های زرد) هستند. در طول تکامل، آنها ساختار خاصی به دست آوردند: در یک عمق خاص، لایه ای ظاهر شد که انرژی حاصل از اعماق را جمع می کند و سپس دوباره آن را آزاد می کند. ستاره به صورت دوره ای با گرم شدن منقبض می شود و با سرد شدن منبسط می شود. بنابراین، انرژی تابش یا توسط گاز ستاره جذب می‌شود، آن را یونیزه می‌کند، یا زمانی که گاز سرد می‌شود، یون‌ها الکترون‌ها را جذب می‌کنند و کوانتوم‌های نوری ساطع می‌کنند، دوباره آزاد می‌شوند. در نتیجه، روشنایی قیفاووس، به عنوان یک قاعده، چندین بار با یک دوره چند روزه تغییر می کند. قیفاووس نقش ویژه ای در نجوم دارند. در سال 1908، هنریتا لیویت، ستاره شناس آمریکایی، که قیفاووس را در یکی از کهکشان های مجاور، ابر ماژلانی کوچک مطالعه کرد، متوجه شد که این ستارگان هر چه دوره تغییر در روشنایی آنها طولانی تر باشد، درخشان تر می شوند. اندازه ابر ماژلانی کوچک در مقایسه با فاصله آن کوچک است، به این معنی که تفاوت در روشنایی ظاهری منعکس کننده تفاوت در درخشندگی است. به لطف رابطه پریود-درخشندگی یافت شده توسط لیویت، محاسبه فاصله تا هر قیفاووس با اندازه گیری متوسط ​​روشنایی و دوره تغییرپذیری آسان است. و از آنجایی که ابرغول ها به وضوح قابل مشاهده هستند، می توان از قیفاووس ها برای تعیین فواصل حتی تا کهکشان های نسبتاً دوری که در آنها رصد می شوند استفاده کرد.دلیل دومی برای نقش ویژه قیفاووس ها وجود دارد. در دهه 60 ستاره شناس شوروی یوری نیکولاویچ افرموف دریافت که هر چه دوره قیفاووسی طولانی تر باشد، این ستاره جوان تر است. با استفاده از رابطه پریود-سن، تعیین سن هر قیفاووس دشوار نیست. ستاره شناسان با انتخاب ستارگان با حداکثر دوره و مطالعه گروه های ستاره ای که به آنها تعلق دارند، جوان ترین ساختارهای کهکشان را کاوش می کنند. قیفاووس، بیش از سایر ستارگان تپنده، شایسته نام متغیرهای تناوبی هستند. هر چرخه بعدی تغییر روشنایی معمولاً چرخه قبلی را با دقت بسیار زیادی تکرار می کند. با این حال، استثناهایی وجود دارد که مشهورترین آنها ستاره شمالی است. مدتهاست که کشف شده است که متعلق به قیفاووس است، اگرچه درخشندگی آن را در محدوده های نسبتاً ناچیز تغییر می دهد. اما در دهه های اخیر، این نوسانات شروع به محو شدن کردند و در اواسط دهه 90. ستاره شمالی عملاً از تپش خودداری کرده است.

ستاره هایی با صدفستارگانی که به طور پیوسته یا در فواصل نامنظم حلقه ای از گاز را از استوا یا پوسته کروی بیرون می اندازند. 3. با o. - غول‌ها یا ستارگان کوتوله از کلاس طیفی B، به سرعت در حال چرخش و نزدیک به مرز نابودی. ریزش پوسته معمولاً با کاهش یا افزایش روشنایی همراه است.

ستاره های همزیستیستارگانی که طیف آنها حاوی خطوط انتشار است و ویژگی های مشخصه یک غول سرخ و یک جسم داغ - یک کوتوله سفید یا یک قرص برافزایشی در اطراف چنین ستاره ای را ترکیب می کند.

ستاره های RR Lyrae نشان دهنده گروه مهم دیگری از ستاره های تپنده هستند. اینها ستارگان قدیمی با جرم تقریباً برابر خورشید هستند. بسیاری از آنها در خوشه های ستاره ای کروی یافت می شوند. به عنوان یک قاعده، آنها در حدود یک روز روشنایی خود را یک قدر تغییر می دهند. از خواص آنها مانند خواص قیفاووسی برای محاسبه فواصل نجومی استفاده می شود.

R تاج شمالیو ستارگانی مانند او رفتاری کاملا غیرقابل پیش بینی دارند. این ستاره معمولاً با چشم غیر مسلح دیده می شود. هر چند سال یکبار، روشنایی آن تا حدود هشتم قدر کاهش می یابد و سپس به تدریج افزایش می یابد و به سطح قبلی خود باز می گردد. ظاهراً دلیل این امر این است که این ستاره غول پیکر ابرهای کربنی را به بیرون پرتاب می کند که به صورت دانه متراکم می شود و چیزی شبیه دوده را تشکیل می دهد. اگر یکی از این ابرهای سیاه ضخیم بین ما و یک ستاره بگذرد، نور ستاره را مسدود می کند تا زمانی که ابر در فضا پراکنده شود. ستارگان از این نوع غبار غلیظ تولید می کنند که در مناطقی که ستارگان تشکیل می شوند مهم است.

ستاره های شعله ور. پدیده های مغناطیسی روی خورشید باعث ایجاد لکه های خورشیدی و شعله های خورشیدی می شوند، اما نمی توانند به طور قابل توجهی بر روشنایی خورشید تأثیر بگذارند. برای برخی از ستارگان - کوتوله های قرمز - چنین نیست: در آنها چنین شعله هایی به نسبت های عظیمی می رسد و در نتیجه، تابش نور می تواند با قدر کامل ستاره ای یا حتی بیشتر افزایش یابد. نزدیک ترین ستاره به خورشید، پروکسیما قنطورس، یکی از این ستاره های شعله ور است. این انفجارهای نور را نمی توان از قبل پیش بینی کرد و تنها چند دقیقه طول می کشد.

محاسبه انحراف یک ستاره بر اساس داده های مربوط به ارتفاع آن در نقطه اوج آن در یک عرض جغرافیایی خاص.

H = 90 0 - +

h - ارتفاع چراغ

بلیط شماره 19

ستارگان دوتایی و نقش آنها در تعیین خصوصیات فیزیکی ستارگان.

ستاره دوگانه، یک جفت ستاره که توسط نیروهای گرانشی به یک منظومه متصل شده و حول یک مرکز گرانش مشترک می چرخند. ستارگانی که یک ستاره دوتایی را تشکیل می دهند اجزای آن نامیده می شوند. ستاره های دوتایی بسیار رایج هستند و به چند نوع تقسیم می شوند.

هر جزء از ستاره دوگانه بصری به وضوح از طریق یک تلسکوپ قابل مشاهده است. فاصله بین آنها و جهت گیری متقابل آنها به آرامی در طول زمان تغییر می کند.

عناصر دوتایی گرفت به طور متناوب یکدیگر را مسدود می کنند، بنابراین روشنایی سیستم به طور موقت ضعیف می شود، دوره بین دو تغییر در روشنایی برابر با نیمی از دوره مداری است. فاصله زاویه ای بین اجزا بسیار کم است و نمی توانیم آنها را جداگانه مشاهده کنیم.

ستارگان دوتایی طیفی با تغییر در طیف آنها شناسایی می شوند. در طول چرخش متقابل، ستارگان به صورت دوره ای یا به سمت زمین حرکت می کنند یا از زمین دور می شوند. تغییرات در حرکت را می توان با اثر داپلر در طیف تعیین کرد.

باینری های پلاریزاسیون با تغییرات دوره ای در قطبش نور مشخص می شوند. در چنین سیستم هایی، ستارگان در حین حرکت مداری خود، گاز و غبار را در فضای بین خود روشن می کنند، زاویه تابش نور به این ماده به طور متناوب تغییر می کند و نور پراکنده قطبی می شود. اندازه گیری دقیق این اثرات امکان محاسبه را فراهم می کند مدارها، نسبت جرم ستاره ها، اندازه ها، سرعت ها و فواصل بین اجزا. به عنوان مثال، اگر ستاره ای هم دوتایی گرفت و هم طیف سنجی دوتایی باشد، آنگاه می توانیم تعیین کنیم جرم هر ستاره و شیب مدار. با توجه به ماهیت تغییر در روشنایی در لحظات کسوف، می توان تعیین کرد اندازه نسبی ستارگان و مطالعه ساختار جو آنها. ستارگان دوتایی که تشعشعات پرتو ایکس تولید می کنند، دوتایی پرتو ایکس نامیده می شوند. در برخی موارد، جزء سومی مشاهده می شود که به دور مرکز جرم سیستم دوتایی می چرخد. گاهی اوقات ممکن است یکی از اجزای یک سیستم باینری (یا هر دو)، به نوبه خود، مشخص شود دو ستاره. اجزای نزدیک یک ستاره دوتایی در یک منظومه سه گانه ممکن است یک دوره چند روزه داشته باشند، در حالی که عنصر سوم ممکن است به دور مرکز جرم مشترک جفت نزدیک با دوره صدها یا حتی هزاران سال بچرخد.

اندازه گیری سرعت ستارگان در یک سیستم دوتایی و اعمال قانون گرانش جهانی روش مهمی برای تعیین جرم ستارگان است. مطالعه ستارگان دوتایی تنها راه مستقیم برای محاسبه جرم ستارگان است.

در منظومه ای از ستارگان دوتایی نزدیک به هم، نیروهای گرانشی متقابل تمایل دارند که هر یک از آنها را کشیده و شکل گلابی به آن بدهند. اگر گرانش به اندازه کافی قوی باشد، لحظه حساسی فرا می رسد که ماده شروع به دور شدن از یک ستاره و سقوط به ستاره دیگر می کند. در اطراف این دو ستاره منطقه خاصی به شکل یک شکل سه بعدی هشت وجود دارد که سطح آن نمایانگر مرز بحرانی است. این دو شکل گلابی شکل که هر کدام در اطراف ستاره ای متفاوت هستند، لوب های روشه نامیده می شوند. اگر یکی از ستارگان آنقدر بزرگ شود که لوب روشه خود را پر کند، ماده از آن به ستاره دیگر در نقطه ای که حفره ها با هم برخورد می کنند، می رود. اغلب، مواد ستاره ای مستقیماً روی ستاره نمی افتند، بلکه ابتدا به اطراف می چرخند و چیزی را تشکیل می دهند که به آن قرص برافزایشی می گویند. اگر هر دو ستاره آنقدر منبسط شده باشند که لوب های روشه خود را پر کرده باشند، آنگاه یک ستاره دوتایی تماسی ظاهر می شود. مواد حاصل از هر دو ستاره با هم ترکیب می شوند و به شکل توپی در اطراف دو هسته ستاره ادغام می شوند. از آنجایی که همه ستارگان در نهایت متورم می شوند و به غول تبدیل می شوند، و بسیاری از ستارگان دوتایی هستند، سیستم های دوتایی برهم کنش غیر معمول نیست.

محاسبه ارتفاع تابش در نقطه اوج خود بر اساس انحراف شناخته شده برای عرض جغرافیایی معین.

H = 90 0 - +

h - ارتفاع چراغ

بلیط شماره 20

سیر تکامل ستارگان، مراحل و مراحل پایانی آن.

ستاره ها در ابرهای گاز و غبار بین ستاره ای و سحابی ها شکل می گیرند. نیروی اصلی که ستاره ها را "شکل می دهد" جاذبه است. تحت شرایط خاص، یک جو بسیار کمیاب (گاز بین ستاره ای) تحت تأثیر نیروهای گرانشی شروع به فشرده شدن می کند. ابر گاز در مرکز فشرده می شود، جایی که گرمای آزاد شده در طول فشرده سازی حفظ می شود - یک پیش ستاره ظاهر می شود که در محدوده مادون قرمز ساطع می شود. پیش ستاره تحت تأثیر ماده ای که روی آن می افتد گرم می شود و واکنش های همجوشی هسته ای با آزاد شدن انرژی آغاز می شود. در این حالت، از قبل یک ستاره متغیر از نوع T Tauri است. بقایای ابر پراکنده می شوند. نیروهای گرانشی سپس اتم‌های هیدروژن را به سمت مرکز می‌کشند، جایی که با هم ترکیب می‌شوند و هلیوم را تشکیل می‌دهند و انرژی آزاد می‌کنند. افزایش فشار در مرکز از فشرده سازی بیشتر جلوگیری می کند. این یک مرحله پایدار از تکامل است. این ستاره یک ستاره دنباله اصلی است. درخشندگی یک ستاره با چگالی و گرم شدن هسته آن افزایش می یابد. زمان باقی ماندن یک ستاره در دنباله اصلی به جرم آن بستگی دارد. برای خورشید، این تقریباً 10 میلیارد سال است، اما ستارگانی با جرم بسیار بیشتر از خورشید در حالت ساکن تنها برای چند میلیون سال وجود دارند. پس از اینکه ستاره از هیدروژن موجود در قسمت مرکزی خود استفاده کرد، تغییرات عمده ای در داخل ستاره رخ می دهد. هیدروژن نه در مرکز، بلکه در پوسته شروع به سوختن می کند که اندازه آن افزایش می یابد و متورم می شود. در نتیجه، اندازه خود ستاره به شدت افزایش می یابد و دمای سطح آن کاهش می یابد. این فرآیند است که باعث پیدایش غول های قرمز و ابرغول ها می شود. مراحل نهایی تکامل یک ستاره نیز توسط جرم ستاره تعیین می شود. اگر این جرم بیش از 1.4 برابر از جرم خورشید تجاوز نکند، ستاره تثبیت می شود و به یک کوتوله سفید تبدیل می شود. فشردگی فاجعه بار به دلیل خاصیت اساسی الکترون ها رخ نمی دهد. درجه ای از فشرده سازی وجود دارد که در آن آنها شروع به دفع می کنند، اگرچه دیگر منبعی از انرژی حرارتی وجود ندارد. این تنها زمانی اتفاق می‌افتد که الکترون‌ها و هسته‌های اتمی به‌طور باورنکردنی فشرده شوند و ماده بسیار متراکمی را تشکیل دهند. حجم یک کوتوله سفید با جرم خورشید تقریباً برابر با زمین است. کوتوله سفید به تدریج سرد می شود و در نهایت به یک توپ تیره از خاکستر رادیواکتیو تبدیل می شود. به گفته ستاره شناسان، حداقل یک دهم کل ستارگان کهکشان کوتوله سفید هستند.

اگر جرم یک ستاره در حال فروپاشی بیش از 1.4 برابر جرم خورشید باشد، چنین ستاره ای که به مرحله کوتوله سفید رسیده است، در آنجا متوقف نخواهد شد. در این حالت، نیروهای گرانشی آنقدر قوی هستند که الکترون ها به هسته اتم فشار می آورند. در نتیجه پروتون ها به نوترون هایی تبدیل می شوند که می توانند بدون هیچ شکافی به یکدیگر بچسبند. چگالی ستارگان نوترونی حتی از چگالی کوتوله های سفید هم بیشتر است. اما اگر جرم ماده از 3 جرم خورشید تجاوز نکند، نوترون‌ها مانند الکترون‌ها می‌توانند از فشردگی بیشتر جلوگیری کنند. یک ستاره نوترونی معمولی تنها 10 تا 15 کیلومتر عرض دارد و یک سانتی متر مکعب از مواد آن حدود یک میلیارد تن وزن دارد. ستارگان نوترونی علاوه بر چگالی بسیار زیاد، دو ویژگی خاص دیگر نیز دارند که علیرغم اندازه کوچکشان قابل تشخیص هستند: چرخش سریع و میدان مغناطیسی قوی.

اگر جرم یک ستاره از 3 جرم خورشید بیشتر شود، مرحله نهایی چرخه زندگی آن احتمالا سیاهچاله است. اگر جرم ستاره، و در نتیجه نیروی گرانش، آنقدر زیاد باشد، ستاره در معرض فشردگی گرانشی فاجعه‌باری قرار می‌گیرد که هیچ نیروی تثبیت‌کننده‌ای نمی‌تواند در برابر آن مقاومت کند. در طی این فرآیند، چگالی ماده به سمت بی نهایت و شعاع جسم به سمت صفر میل می کند. بر اساس نظریه نسبیت انیشتین، یک تکینگی فضا-زمان در مرکز یک سیاهچاله به وجود می آید. میدان گرانشی روی سطح یک ستاره در حال فروپاشی افزایش می‌یابد و فرار تشعشعات و ذرات را دشوارتر می‌کند. در پایان، چنین ستاره‌ای به زیر افق رویداد ختم می‌شود، که می‌توان آن را به صورت بصری به‌عنوان یک غشای یک‌طرفه نشان داد که اجازه می‌دهد ماده و تابش فقط به سمت داخل باشد و هیچ چیزی را بیرون نمی‌دهد. یک ستاره در حال فروپاشی به سیاهچاله تبدیل می شود و تنها با تغییر شدید خصوصیات فضا و زمان اطراف آن قابل تشخیص است. شعاع افق رویداد را شعاع شوارتزشیلد می نامند.

ستارگان با جرم کمتر از 1.4 خورشیدی در پایان چرخه زندگی خود به آرامی پوسته بالایی خود را که سحابی سیاره ای نامیده می شود می ریزند. ستارگان پرجرم تر که به ستاره نوترونی یا سیاهچاله تبدیل می شوند، ابتدا به صورت ابرنواختر منفجر می شوند، درخشندگی آنها در مدت کوتاهی 20 قدر یا بیشتر افزایش می یابد و انرژی بیشتری نسبت به انتشار خورشید در 10 میلیارد سال آزاد می کند و بقایای ستاره در حال انفجار پرواز می کند. دور با سرعت 20000 کیلومتر در ثانیه.

مشاهده و ترسیم موقعیت لکه های خورشیدی با استفاده از تلسکوپ (روی صفحه).

بلیط شماره 21

ترکیب، ساختار و اندازه کهکشان ما.

کهکشان، منظومه ستاره ای که خورشید به آن تعلق دارد. این کهکشان دارای حداقل 100 میلیارد ستاره است. سه جزء اصلی: ضخیم شدن مرکزی، دیسک و هاله کهکشانی.

برآمدگی مرکزی متشکل از ستارگان قدیمی جمعیت نوع II (غول های قرمز) است که بسیار متراکم واقع شده اند و در مرکز آن (هسته) منبع قدرتمندی از تشعشع وجود دارد. فرض بر این بود که یک سیاهچاله در هسته وجود دارد که فرآیندهای انرژی قدرتمند مشاهده شده همراه با تشعشع در طیف رادیویی را آغاز می کند. (حلقه گاز به دور سیاهچاله می چرخد؛ گاز داغ که از لبه داخلی آن می گریزد، به سیاهچاله می افتد و انرژی را که ما مشاهده می کنیم آزاد می کند.) اما اخیراً یک فلش تابش مرئی در هسته شناسایی شد و فرضیه سیاهچاله دیگر لازم نیست پارامترهای ضخامت مرکزی 20000 سال نوری عرض و 3000 سال نوری ضخامت دارند.

قرص کهکشان، شامل ستارگان جوان نوع I (ابرغول های آبی جوان)، ماده بین ستاره ای، خوشه های ستاره ای باز و 4 بازوی مارپیچی است که 100000 سال نوری قطر و تنها 3000 سال نوری ضخامت دارد. کهکشان می‌چرخد، بخش‌های داخلی آن بسیار سریع‌تر از قسمت‌های بیرونی در مدارهای خود حرکت می‌کنند. خورشید هر 200 میلیون سال یک بار به دور هسته می چرخد. بازوهای مارپیچی تحت یک فرآیند پیوسته تشکیل ستاره قرار می گیرند.

هاله کهکشانی با دیسک و برآمدگی مرکزی متحدالمرکز است و متشکل از ستارگانی است که عمدتاً اعضای خوشه های کروی هستند و به جمعیت نوع II تعلق دارند. با این حال، بیشتر مواد موجود در هاله نامرئی است و نمی توان آن را در ستارگان معمولی قرار داد؛ این گاز یا غبار نیست. بنابراین، هاله شامل ماده نامرئی تیرهمحاسبات سرعت چرخش ابرهای بزرگ و کوچک ماژلانی، که ماهواره‌های راه شیری هستند، نشان می‌دهد که جرم موجود در هاله 10 برابر بیشتر از جرمی است که در دیسک مشاهده می‌کنیم و برآمدگی آن را مشاهده می‌کنیم.

خورشید در فاصله 2/3 از مرکز قرص در بازوی شکارچی قرار دارد. قرار گرفتن آن در صفحه دیسک (استوای کهکشانی) به ستاره های دیسک اجازه می دهد تا از زمین به شکل یک نوار باریک دیده شوند. راه شیری،تمام کره سماوی را پوشانده و با زاویه 63 درجه نسبت به استوای سماوی متمایل است. مرکز کهکشان در قوس قرار دارد، اما در نور مرئی به دلیل سحابی های تاریک گاز و غبار که نور ستاره ها را جذب می کنند، قابل مشاهده نیست.

محاسبه شعاع یک ستاره از داده های درخشندگی و دمای آن.

L - درخشندگی (Lc = 1)

R - شعاع (Rc = 1)

T - دما (Tc = 6000)

بلیط شماره 22

خوشه های ستاره ای وضعیت فیزیکی محیط بین ستاره ای.

خوشه‌های ستاره‌ای گروه‌هایی از ستارگان هستند که نسبتاً نزدیک به هم قرار گرفته‌اند و با حرکت مشترکی در فضا به هم متصل شده‌اند. ظاهراً تقریباً همه ستارگان به جای انفرادی، به صورت گروهی متولد می شوند. بنابراین، خوشه های ستاره ای یک چیز بسیار رایج هستند. ستاره شناسان دوست دارند خوشه های ستاره ای را مطالعه کنند، زیرا تمام ستارگان یک خوشه تقریباً در یک زمان و تقریباً در یک فاصله از ما تشکیل شده اند. هر گونه تفاوت قابل توجه در روشنایی بین چنین ستارگانی تفاوت های واقعی است. مطالعه خوشه های ستاره ای از نقطه نظر وابستگی خواص آنها به جرم بسیار مفید است - از این گذشته ، سن این ستارگان و فاصله آنها از زمین تقریباً یکسان است ، بنابراین آنها فقط در آنها با یکدیگر تفاوت دارند. جرم. دو نوع خوشه ستاره ای وجود دارد: باز و کروی. در یک خوشه باز، هر ستاره به طور جداگانه قابل مشاهده است؛ آنها کم و بیش به طور مساوی در قسمتی از آسمان پخش شده اند. برعکس، خوشه‌های کروی مانند کره‌ای هستند که چنان متراکم از ستاره‌ها پر شده است که در مرکز آن ستارگان منفرد قابل تشخیص نیستند.

خوشه های باز بین 10 تا 1000 ستاره دارند که سن آنها بسیار بیشتر از پیر است و قدیمی ترین آنها به سختی بیش از 100 میلیون سال عمر دارد. واقعیت این است که در خوشه های قدیمی ستارگان به تدریج از یکدیگر دور می شوند تا زمانی که با مجموعه اصلی ستاره ها مخلوط شوند. اگرچه گرانش خوشه های باز را تا حدی کنار هم نگه می دارد، اما هنوز کاملا شکننده هستند و گرانش جسم دیگری می تواند آنها را از هم جدا کند.

ابرهایی که در آنها ستارگان تشکیل می شوند در قرص کهکشان ما متمرکز شده اند و در آنجاست که خوشه های ستاره ای باز پیدا می شوند.

بر خلاف خوشه های باز، خوشه های کروی کره هایی هستند که به طور متراکم با ستاره ها پر شده اند (از 100 هزار تا 1 میلیون). اندازه یک خوشه کروی معمولی بین 20 تا 400 سال نوری وسعت دارد.

در مراکز پر متراکم این خوشه ها، ستارگان به قدری به یکدیگر نزدیک هستند که گرانش متقابل آنها را به هم متصل می کند و ستاره های دوتایی فشرده را تشکیل می دهد. گاهی اوقات حتی ادغام کامل ستارگان رخ می دهد. وقتی از نزدیک نزدیک می شویم، لایه های بیرونی ستاره می توانند فرو بریزند و هسته مرکزی را در معرض دید مستقیم قرار دهند. ستارگان دوتایی در خوشه های کروی 100 برابر بیشتر از جاهای دیگر رایج هستند.

در اطراف کهکشان خود، ما حدود 200 خوشه ستاره ای کروی را می شناسیم که در سرتاسر هاله ای که کهکشان را در بر می گیرد، پراکنده شده اند. همه این خوشه ها بسیار قدیمی هستند و کم و بیش همزمان با خود کهکشان به وجود آمده اند. به نظر می رسد که این خوشه ها زمانی تشکیل شده اند که بخش هایی از ابر که کهکشان از آن ساخته شده است به قطعات کوچکتر تقسیم شده است. خوشه های کروی پراکنده نمی شوند زیرا ستارگان در آنها بسیار نزدیک قرار گرفته اند و نیروهای گرانشی متقابل قدرتمند آنها خوشه را به یک کل متراکم متصل می کند.

ماده (گاز و غبار) موجود در فضای بین ستاره ها را محیط بین ستاره ای می نامند. بیشتر آن در بازوهای مارپیچی کهکشان راه شیری متمرکز شده و 10 درصد جرم آن را تشکیل می دهد. در برخی مناطق این ماده نسبتاً سرد است (100 کلوین) و با اشعه مادون قرمز قابل تشخیص است. چنین ابرهایی حاوی هیدروژن خنثی، هیدروژن مولکولی و دیگر رادیکال‌ها هستند که وجود آن‌ها را می‌توان با استفاده از تلسکوپ‌های رادیویی تشخیص داد. در مناطق نزدیک به ستارگان با درخشندگی بالا، دمای گاز می تواند به 1000-10000 کلوین برسد و هیدروژن یونیزه می شود.

محیط بین ستاره ای بسیار نادر است (حدود 1 اتم در هر سانتی متر 3). با این حال، در ابرهای متراکم غلظت ماده می تواند 1000 برابر بیشتر از حد متوسط ​​باشد. اما حتی در یک ابر متراکم تنها چند صد اتم در هر سانتی متر مکعب وجود دارد. دلیل اینکه ما هنوز قادر به رصد ماده بین ستاره ای هستیم این است که آن را در ضخامت زیادی از فضا می بینیم. اندازه ذرات 0.1 میکرون است، آنها حاوی کربن و سیلیکون هستند و در نتیجه انفجارهای ابرنواختری از جو ستارگان سرد وارد محیط بین ستاره ای می شوند. مخلوط حاصل ستاره های جدیدی را تشکیل می دهد. محیط بین ستاره ای میدان مغناطیسی ضعیفی دارد و جریان های پرتوهای کیهانی در آن نفوذ می کنند.

منظومه شمسی ما در منطقه ای از کهکشان قرار دارد که چگالی ماده بین ستاره ای به طور غیرمعمولی پایین است. این منطقه حباب محلی نامیده می شود. حدود 300 سال نوری در همه جهات گسترش می یابد.

محاسبه ابعاد زاویه ای خورشید برای ناظری که در سیاره دیگری قرار دارد.

بلیط شماره 23

انواع اصلی کهکشان ها و ویژگی های متمایز آنها.

کهکشان ها، منظومه هایی از ستارگان، غبار و گاز با جرم کل 1 میلیون تا 10 تریلیون. جرم خورشید ماهیت واقعی کهکشان ها در نهایت در دهه 1920 توضیح داده شد. پس از بحث های داغ تا این زمان، هنگامی که از طریق تلسکوپ مشاهده می شد، مانند نقاط پراکنده نور، یادآور سحابی ها به نظر می رسید، اما تنها با کمک تلسکوپ بازتابی 2.5 متری در رصدخانه کوه ویلسون، که اولین بار در دهه 1920 مورد استفاده قرار گرفت، می شد به دست آورد. تصاویر جدایی ستاره های سحابی آندرومدا و اثبات کهکشان بودن آن. هابل از همین تلسکوپ برای اندازه گیری دوره های قیفاووسی در سحابی آندرومدا استفاده کرد. این ستارگان متغیر به اندازه کافی خوب مطالعه شده اند که بتوان فاصله آنها را به دقت تعیین کرد. فاصله تا سحابی آندرومدا تقریباً است. 700 کیلو پی سی، یعنی بسیار فراتر از کهکشان ما قرار دارد.

کهکشان ها انواع مختلفی دارند که اصلی ترین آنها مارپیچی و بیضی شکل است. تلاش شده است تا با استفاده از طرح‌های الفبایی و عددی، مانند طبقه‌بندی هابل، آنها را طبقه‌بندی کنند، اما برخی کهکشان‌ها در این طرح‌ها قرار نمی‌گیرند، که در این صورت به نام ستاره‌شناسانی که برای اولین بار آنها را شناسایی کرده‌اند (به عنوان مثال، سیفرت و مارکاریان) کهکشان ها)، یا نام گذاری های الفبایی طرح های طبقه بندی داده شده (به عنوان مثال، کهکشان های نوع N و نوع CD). کهکشان هایی که شکل مشخصی ندارند به عنوان نامنظم طبقه بندی می شوند. منشا و تکامل کهکشان ها هنوز به طور کامل شناخته نشده است. کهکشان های مارپیچی بهترین مطالعه شده اند. اینها شامل اجسامی است که دارای یک هسته درخشان هستند که بازوهای مارپیچی گاز، غبار و ستاره از آن خارج می شوند. اکثر کهکشان های مارپیچی دارای 2 بازو هستند که از دو طرف هسته بیرون می آیند. به عنوان یک قاعده، ستاره های آنها جوان هستند. اینها مارپیچ های معمولی هستند. مارپیچ های متقاطع نیز وجود دارد که دارای یک پل مرکزی از ستارگان است که انتهای داخلی دو بازو را به هم متصل می کند. جی ما هم متعلق به نوع مارپیچی است. جرم تقریباً تمام گازهای مارپیچی در محدوده 1 تا 300 میلیارد جرم خورشید قرار دارد. حدود سه چهارم کهکشان های جهان هستند بیضوی. آنها شکلی بیضوی دارند و فاقد ساختار مارپیچی قابل تشخیص هستند. شکل آنها می تواند از تقریبا کروی تا سیگاری شکل متفاوت باشد. اندازه آنها بسیار متنوع است - از کوتوله هایی با جرم چندین میلیون خورشیدی گرفته تا غول های بزرگ با جرم 10 تریلیون خورشید. بزرگترین شناخته شده - کهکشان های نوع CD. آنها یک هسته بزرگ یا شاید چندین هسته دارند که به سرعت نسبت به یکدیگر حرکت می کنند. اینها اغلب منابع رادیویی کاملاً قوی هستند. کهکشان‌های مارکاریان توسط ستاره‌شناس شوروی ونیامین مارکاریان در سال 1967 شناسایی شدند. آنها منابع قوی تابش در محدوده فرابنفش هستند. کهکشان ها نوع Nهسته ای ستاره مانند و کم نور دارند. آنها همچنین منابع رادیویی قوی هستند و تصور می شود که به اختروش تبدیل می شوند. در این عکس، کهکشان‌های سیفرت مانند مارپیچ‌های معمولی به نظر می‌رسند، اما دارای هسته و طیف بسیار روشن با خطوط گسیلی گسترده و درخشان، که نشان‌دهنده وجود مقادیر زیادی گاز داغ با سرعت چرخش در هسته‌های آنهاست. این نوع از کهکشان ها توسط ستاره شناس آمریکایی کارل سیفرت در سال 1943 کشف شد. این کهکشان‌ها عبارتند از کهکشان‌های سیفرت، کهکشان‌های نوع cD و N و برخی اختروش‌ها. مکانیسم تولید انرژی کهکشان های رادیویی هنوز درک نشده است.

تعیین شرایط دید سیاره زحل بر اساس «تقویم نجومی مدرسه».

بلیط شماره 24

مبانی ایده های مدرن در مورد ساختار و تکامل کیهان.

در قرن بیستم درک جهان به عنوان یک کل واحد به دست آمد. اولین قدم مهم در دهه 1920 برداشته شد، زمانی که دانشمندان به این نتیجه رسیدند که کهکشان ما، کهکشان راه شیری، یکی از میلیون ها کهکشان و خورشید یکی از میلیون ها ستاره راه شیری است. مطالعات بعدی کهکشان ها نشان داد که آنها در حال دور شدن از کهکشان راه شیری هستند و هر چه بیشتر باشند، این سرعت بیشتر می شود (که با انتقال به سرخ در طیف آن اندازه گیری می شود). بنابراین، ما در آن زندگی می کنیم جهان در حال گسترشرکود کهکشان ها در قانون هابل منعکس شده است که بر اساس آن انتقال به سرخ یک کهکشان متناسب با فاصله آن است. در سطح ابرخوشه‌های کهکشانی، جهان ساختار سلولی دارد. کیهان شناسی مدرن (مطالعه تکامل کیهان) بر دو اصل استوار است: جهان همگن و همسانگرد است.

چند مدل از کیهان وجود دارد.

در مدل انیشتین دی سیتر، انبساط جهان به طور نامحدود ادامه می یابد؛ در مدل ایستا، جهان منبسط یا تکامل نمی یابد؛ در یک جهان تپنده، چرخه های انبساط و انقباض تکرار می شود. با این حال، مدل ایستا کمترین احتمال را دارد؛ نه تنها قانون هابل، بلکه تابش پس‌زمینه مایکروویو کیهانی که در سال 1965 کشف شد (یعنی تشعشع از کره‌ی چهار بعدی داغ در حال انبساط اولیه) مخالف آن است.

برخی از مدل‌های کیهان‌شناسی مبتنی بر نظریه «جهان داغ» هستند که در زیر به آنها اشاره شده است.

مطابق با حل های فریدمن برای معادلات اینشتین، 10 تا 13 میلیارد سال پیش، در لحظه اولیه زمان، شعاع کیهان برابر با صفر بود. تمام انرژی جهان، تمام جرم آن، در حجم صفر متمرکز شده بود. چگالی انرژی بی نهایت است و چگالی ماده نیز بی نهایت است. به چنین حالتی مفرد می گویند.

در سال 1946، جورج گامو و همکارانش یک نظریه فیزیکی را توسعه دادند مرحله اولیهانبساط جهان، توضیح حضور در آن عناصر شیمیاییسنتز در دما و فشار بسیار بالا بنابراین، آغاز گسترش طبق نظریه گامو "بیگ بنگ" نامیده شد. نویسندگان مشترک Gamow R. Alpher و G. Bethe بودند، بنابراین این نظریه گاهی اوقات "نظریه α، β، γ" نامیده می شود.

جهان از حالت چگالی بی نهایت در حال انبساط است. در حالت منفرد، قوانین عادی فیزیک اعمال نمی شود. ظاهرا همه چیز تعاملات اساسیدر چنین انرژی های بالایی از یکدیگر قابل تشخیص نیستند. از کدام شعاع کیهان صحبت در مورد کاربردی بودن قوانین فیزیک منطقی است؟ پاسخ از طول پلانک است:

شروع از لحظه زمان t p = R p / c = 5 * 10 -44 s (c سرعت نور است، h ثابت پلانک است). به احتمال زیاد، از طریق t P بود که برهمکنش گرانشی از بقیه جدا شد. بر اساس محاسبات نظری، در طول 10 تا 36 ثانیه اول، زمانی که دمای کیهان بیش از 1028 کلوین بود، انرژی در واحد حجم ثابت ماند و جهان با سرعت قابل توجهی بیش از سرعت نور منبسط شد. این واقعیت با نظریه نسبیت در تضاد نیست، زیرا این ماده نبود که با چنین سرعتی منبسط شد، بلکه خود فضا بود. این مرحله از تکامل نامیده می شود تورم زا. از جانب نظریه های مدرن فیزیک کوانتومنتیجه این است که در این زمان برهمکنش هسته ای قوی از الکترومغناطیسی و ضعیف جدا شده است. انرژی آزاد شده در نتیجه عامل انبساط فاجعه بار کیهان بود که در یک بازه زمانی کوچک 10 تا 33 ثانیه از اندازه یک اتم به اندازه منظومه شمسی افزایش یافت. در همان زمان، ذرات بنیادی آشنا و تعداد کمی کمتر از ضد ذرات ظاهر شدند. ماده و تشعشع هنوز در داخل بودند تعادل ترمودینامیکی. این دوران نام دارد تابش - تشعشعمرحله تکامل در دمای 5∙10 12 K مرحله به پایان رسید نوترکیبی: تقریباً تمام پروتون ها و نوترون ها نابود شده و به فوتون تبدیل می شوند. فقط آنهایی که ضد ذرات کافی برای آنها وجود نداشت، باقی ماندند. مازاد اولیه ذرات در مقایسه با پادذرات یک میلیاردم تعداد آنهاست. از این ماده "زیاد" است که جوهر جهان قابل مشاهده عمدتاً تشکیل شده است. چند ثانیه بعد مهبانگمرحله آغاز شده است نوکلئوسنتز اولیههنگامی که هسته های دوتریوم و هلیوم تشکیل شدند، حدود سه دقیقه طول کشید. سپس انبساط و سرد شدن آرام کیهان آغاز شد.

حدود یک میلیون سال پس از انفجار، تعادل بین ماده و تشعشع به هم خورد، اتم‌ها از پروتون‌ها و الکترون‌های آزاد به وجود آمدند و تشعشعات مانند یک محیط شفاف از ماده عبور کردند. این تشعشع بود که به آن تابش باقیمانده می گفتند؛ دمای آن حدود 3000 کلوین بود. در حال حاضر، پس زمینه ای با دمای 2.7 کلوین در حال ثبت است. تشعشع پس زمینه پس زمینه در سال 1965 کشف شد. معلوم شد در درجه بالاهمسانگرد و وجود آن توسط مدل جهان در حال انبساط داغ تایید شده است. بعد از نوکلئوسنتز اولیهماده به خودی خود شروع به تکامل کرد، به دلیل تغییرات در چگالی ماده که مطابق با اصل عدم قطعیت هایزنبرگ در طول مرحله تورم شکل گرفت، پیش کهکشان ها ظاهر شدند. در جایی که چگالی کمی بالاتر از حد متوسط ​​بود، مراکز جذب تشکیل شد؛ مناطق با چگالی کم به طور فزاینده‌ای نادرتر شدند، زیرا ماده از آنها به مناطق متراکم‌تر منتقل شد. این گونه بود که محیط تقریباً همگن به پیش کهکشان‌های مجزا و خوشه‌های آنها تقسیم شد و صدها میلیون سال بعد اولین ستاره‌ها ظاهر شدند.

مدل‌های کیهانی به این نتیجه می‌رسند که سرنوشت کیهان تنها به چگالی متوسط ​​ماده پرکننده آن بستگی دارد. اگر زیر یک چگالی بحرانی معین باشد، انبساط کیهان برای همیشه ادامه خواهد داشت. این گزینه "جهان باز" نامیده می شود. سناریوی توسعه مشابهی در انتظار جهان تخت است، زمانی که چگالی برابر با بحرانی باشد. در یک گوگول سال، تمام مواد موجود در ستارگان خواهند سوخت و کهکشان ها در تاریکی فرو خواهند رفت. فقط سیارات، کوتوله های سفید و قهوه ای باقی خواهند ماند و برخورد بین آنها بسیار نادر خواهد بود.

با این حال، حتی در این مورد، متا کهکشان ابدی نیست. اگر تئوری وحدت بزرگ برهمکنش‌ها درست باشد، طی 10 تا 40 سال پروتون‌ها و نوترون‌هایی که ستاره‌های سابق را تشکیل می‌دهند، از بین می‌روند. پس از حدود 10100 سال، سیاهچاله های غول پیکر تبخیر خواهند شد. در دنیای ما، تنها الکترون‌ها، نوترینوها و فوتون‌ها باقی خواهند ماند که با فواصل بسیار زیاد از یکدیگر جدا شده‌اند. به یک معنا، این پایان زمان خواهد بود.

اگر چگالی کیهان خیلی زیاد باشد، جهان ما بسته خواهد شد و انبساط دیر یا زود با فشرده سازی فاجعه بار جایگزین می شود. جهان به زندگی خود در فروپاشی گرانشی پایان خواهد داد، به یک معنا این حتی بدتر است.

محاسبه فاصله یک ستاره با استفاده از اختلاف منظر شناخته شده.

1. زمان محلی.

زمان اندازه گیری شده در یک نصف النهار جغرافیایی معین نامیده می شود زمان محلی این نصف النهار برای همه مکان‌های یک نصف النهار، زاویه ساعت اعتدال بهاری (یا خورشید یا خورشید متوسط) در هر لحظه یکسان است. بنابراین، در کل نصف النهار جغرافیایی، زمان محلی (آدریال یا خورشیدی) در همان لحظه یکسان است.

اگر تفاوت طول جغرافیاییدو مکان وجود دارد D ل، سپس در یک مکان شرقی تر زاویه ساعت هر نور در D خواهد بود لبزرگتر از زاویه ساعت همان ستاره در مکانی غربی تر. بنابراین، تفاوت در هر زمان محلی در دو نصف النهار در لحظه فیزیکی یکسان، همیشه برابر است با اختلاف طول این نصف النهارها، که در اندازه گیری ساعتی (بر حسب واحد زمانی) بیان می شود:

آن ها میانگین زمان محلی هر نقطه از زمین همیشه برابر با زمان جهانی در آن لحظه به اضافه طول جغرافیایی آن نقطه است که در واحدهای ساعتی بیان می شود و در شرق گرینویچ مثبت در نظر گرفته می شود.

در تقویم های نجومی، لحظه های اکثر پدیده ها در زمان جهانی نشان داده شده است. تی 0 . لحظاتی از این پدیده ها به وقت محلی تی تی.به راحتی با فرمول (1.28) تعیین می شوند.

3. زمان استاندارد. که در زندگی روزمرهاستفاده از زمان متوسط ​​محلی خورشیدی و زمان جهانی ناخوشایند است. اولی به این دلیل است که اصولاً به اندازه نصف النهارهای جغرافیایی سیستم های زمانی محلی وجود دارد. بی شمار. بنابراین، برای تعیین توالی رویدادها یا پدیده هایی که در زمان محلی ذکر شده اند، کاملاً ضروری است که علاوه بر لحظه ها، تفاوت در طول جغرافیایی آن نصف النهارهایی که این رویدادها یا پدیده ها در آنها رخ داده اند نیز بدانیم.

ترتیب وقایع مشخص شده با زمان جهانی آسان است، اما تفاوت زیاد بین زمان جهانی و زمان محلی نصف النهارهای واقع در فواصل قابل توجهی از گرینویچ باعث ایجاد ناراحتی در هنگام استفاده از زمان جهانی در زندگی روزمره می شود.

در سال 1884 پیشنهاد شد سیستم تسمه محاسبه میانگین زمان،که ماهیت آن به شرح زیر است. زمان فقط با 24 شمارش می شود اصلینصف النهارهای جغرافیایی که از یکدیگر در طول جغرافیایی دقیقاً 15 درجه (یا 1 ساعت)، تقریباً در وسط هر یک قرار دارند. منطقه زمانی. محدوده های زمانی مناطقی از سطح زمین هستند که به طور معمول با خطوطی که از قطب شمال به سمت جنوب کشیده شده و تقریباً 7.5 درجه از نصف النهارهای اصلی فاصله دارند، به آنها تقسیم می شود. این خطوط، یا مرزهای مناطق زمانی، دقیقاً نصف النهارهای جغرافیایی را فقط در داخل دنبال می کنند دریاهای بازهم اقیانوس ها و هم مناطق خشکی غیر مسکونی. در بقیه مدت آنها از دولت، اداری و اقتصادی پیروی می کنند مرزهای جغرافیایی، عقب نشینی از نصف النهار مربوطه در یک جهت یا جهت دیگر. مناطق زمانی از 0 تا 23 شماره گذاری می شوند. گرینویچ به عنوان نصف النهار اصلی منطقه صفر در نظر گرفته می شود. نصف النهار اصلی منطقه زمانی اول از گرینویچ دقیقاً 15 درجه شرقی، دوم - 30 درجه، سوم - 45 درجه و غیره تا منطقه زمانی 23 قرار دارد که نصف النهار اصلی آن دارای طول شرقی گرینویچ 345 درجه است. (یا طول جغرافیایی غربی 15 درجه).

زمان استانداردتی صمیانگین زمان محلی خورشیدی است که در نصف النهار اصلی یک منطقه زمانی مشخص اندازه گیری می شود. برای پیگیری زمان در کل قلمرو که در یک منطقه زمانی معین قرار دارد استفاده می شود.

زمان استاندارد این منطقه پبا یک رابطه آشکار با زمان جهانی مرتبط است

Tn = T 0 + nساعت .

(1.29)

همچنین کاملاً بدیهی است که تفاوت بین زمان‌های منطقه دو نقطه، تعداد صحیح ساعت برابر با اختلاف تعداد مناطق زمانی آنها است.

4. زمان تابستان. به منظور توزیع منطقی تر برق مورد استفاده برای روشنایی شرکت ها و اماکن مسکونی و استفاده کامل از نور روز در ماه های تابستان سال، در بسیاری از کشورها (از جمله جمهوری ما)، عقربه های ساعت در زمان استاندارد کار می کنند. 1 ساعت یا نیم ساعت به جلو کشیده می شوند. به اصطلاح زمان تابستان. در پاییز، ساعت ها دوباره روی زمان استاندارد تنظیم می شوند.

اتصال به وقت تابستانی T lهر نقطه با زمان استاندارد خود تی صو با زمان جهانی تی 0 با روابط زیر به دست می آید:

(1.30)

1. وضوح نظری تلسکوپ:

جایی که λ - متوسط ​​طول موج نور (5.5·10 -7 متر)، D- قطر عدسی تلسکوپ، یا، کجا D- قطر عدسی تلسکوپ بر حسب میلی متر

2. بزرگنمایی تلسکوپ:

جایی که اف- فاصله کانونی لنز، f- فاصله کانونی چشمی

3. ارتفاع نورگیرها در نقطه اوج:

ارتفاع نورها در نقطه اوج بالایی که به جنوب اوج می رسد ( د < j):

، جایی که j- عرض جغرافیایی سایت رصد، د- انحراف نور.

ارتفاع نورها در نقطه اوج بالایی که به شمال اوج می رسد ( د > j):

، جایی که j- عرض جغرافیایی سایت رصد، د- انحراف نور.

ارتفاع لامپ ها در نقطه اوج پایین:

، جایی که j- عرض جغرافیایی سایت رصد، د- انحراف نور.

4. شکست نجومی:

فرمول تقریبی برای محاسبه زاویه شکست، بیان شده در ثانیه قوسی (در دمای +10 درجه سانتیگراد و فشار اتمسفر 760 میلی متر جیوه):

، جایی که z- فاصله اوج چراغ (برای z<70°).

زمان غیر واقعی:

جایی که آ- معراج راست یک ستاره، تی- زاویه ساعت آن؛

میانگین زمان خورشیدی (میانگین زمان محلی):

تی m = تی  + ساعت، جایی که تی- زمان واقعی خورشیدی، ساعت- معادله زمان؛

زمان جهانی:

طول جغرافیایی نقطه با میانگین زمان محلی کجاست تی m، بیان شده در واحد ساعتی، تی 0 - زمان جهانی در این لحظه؛

زمان استاندارد:

جایی که تی 0 - زمان جهانی؛ n– شماره منطقه زمانی (برای گرینویچ n= 0، برای مسکو n= 2، برای کراسنویارسک n=6);

زمان زایمان:

یا

6. فرمول های مربوط به دوره ستاره ای (ستاره ای) انقلاب سیاره تیبا دوره سینودیک انقلابش اس:

برای سیارات بالا:

برای سیارات پایین تر:

، جایی که تیÅ - دوره غیر واقعی چرخش زمین به دور خورشید.

7. قانون سوم کپلر:

، جایی که T 1و T 2- دوره های انقلاب سیارات، آ 1 و آ 2- محورهای نیمه اصلی مدار آنها.

8. قانون گرانش جهانی:

جایی که متر 1و متر 2- انبوهی از نقاط مادی جذب، r- فاصله بین آنها جی- ثابت گرانشی

9. سومین قانون کلی کپلر:

، جایی که متر 1و متر 2- توده های دو جسم مجذوب کننده، r- فاصله بین مراکز آنها، تی- دوره انقلاب این ارگان ها حول یک مرکز مشترک توده ای، جی- ثابت گرانشی؛

برای منظومه خورشید و دو سیاره:

، جایی که T 1و T 2- دوره های ستاره ای (ستاره ای) انقلاب سیارات، م- جرم خورشید، متر 1و متر 2- توده های سیارات، آ 1 و آ 2- محورهای نیمه اصلی مدارهای سیاره ای.

برای سیستم های خورشید و سیاره، سیاره و ماهواره:

، جایی که م- جرم خورشید؛ متر 1 - جرم سیاره متر 2- جرم ماهواره سیاره؛ تی 1 و یک 1- دوره چرخش سیاره به دور خورشید و نیم محور اصلی مدار آن؛ تی 2 و یک 2- دوره چرخش ماهواره به دور سیاره و نیم محور اصلی مدار آن؛

در م >> متر 1، الف متر 1 >> متر 2 ,

10. سرعت خطی حرکت جسم در مدار سهموی (سرعت سهموی):

، جایی که جی م- جرم بدن مرکزی، r- بردار شعاع یک نقطه انتخاب شده از یک مدار سهمی.

11. سرعت خطی حرکت یک جسم در امتداد مدار بیضی شکل در یک نقطه انتخاب شده:

، جایی که جی- ثابت گرانش، م- جرم بدن مرکزی، r- بردار شعاع یک نقطه انتخاب شده از مدار بیضی شکل، آ- محور نیمه اصلی مدار بیضی شکل.

12. سرعت خطی حرکت جسم در مدار دایره ای (سرعت دایره ای):

، جایی که جی- ثابت گرانش، م- جرم بدن مرکزی، آر- شعاع مداری v p – سرعت سهموی.

13. گریز از مرکز مدار بیضی، مشخص کننده درجه انحراف بیضی از دایره:

، جایی که ج- فاصله از کانون تا مرکز مدار، آ- محور نیمه اصلی مدار، ب- محور نیمه فرعی مدار.

14. رابطه بین فواصل پریاپسیس و آپو مرکز با نیمه محور اصلی و خروج از مرکز مدار بیضی شکل:

جایی که r P - فواصل از کانون، جایی که جرم سماوی مرکزی قرار دارد، تا پریاپسیس، rالف – فواصل از کانون، جایی که جرم مرکزی سماوی قرار دارد، تا مرکز، آ- محور نیمه اصلی مدار، ه– گریز از مرکز مداری

15. فاصله تا ستاره (در منظومه شمسی):

، جایی که آر ρ 0 - اختلاف منظر افقی نور، بیان شده در ثانیه قوسی،

یا کجا D 1 و D 2- فاصله تا ستاره ها ρ 1 و ρ 2 - اختلاف منظر افقی آنها.

16. شعاع نور:

جایی که ρ - زاویه ای که در آن شعاع دیسک لامپ از زمین قابل مشاهده است (شعاع زاویه ای)، آرÅ - شعاع استوایی زمین، ρ 0 - اختلاف منظر افقی نور، m - قدر ظاهری، آر- فاصله تا ستاره بر حسب پارسک

20. قانون استفان بولتزمن:

ε=σT 4 کجا ε - انرژی ساطع شده در واحد زمان از سطح واحد، تی- دما (بر حسب کلوین) و σ - ثابت استفان بولتزمن

21. قانون شراب:

جایی که λ حداکثر - طول موجی که حداکثر تابش یک جسم کاملا سیاه در آن رخ می دهد (به سانتی متر) تی- دمای مطلق بر حسب کلوین

22. قانون هابل:

، جایی که vسرعت شعاعی کهکشان است، ج– سرعت نور، Δ λ - تغییر داپلر خطوط در طیف، λ - طول موج منبع تابش z- انتقال به قرمز، r- فاصله تا کهکشان در مگاپارسک، اچ– ثابت هابل برابر با 75 کیلومتر / (s×Mpc).

در زیر لیستی از کلمات مفید برای نجوم آورده شده است. این اصطلاحات توسط دانشمندان برای توضیح آنچه در فضای بیرونی اتفاق می افتد ایجاد شده اند.

دانستن این واژه ها مفید است؛ بدون درک تعاریف آنها، مطالعه کیهان و توضیح مباحث نجوم غیرممکن است. امیدواریم اصطلاحات اولیه نجومی در حافظه شما باقی بماند.

قدر مطلق - اگر یک ستاره 32.6 سال نوری از زمین فاصله داشت، چقدر درخشان بود.

صفر مطلق - کمترین دمای ممکن، -273.16 درجه سانتیگراد

شتاب - تغییر در سرعت (سرعت یا جهت).

Skyglow - به طور طبیعی، آسمان شب به دلیل واکنش هایی که در جو فوقانی زمین رخ می دهد می درخشد.

Albedo - آلبدوی یک جسم نشان می دهد که چقدر نور منعکس می شود. یک بازتابنده ایده آل، مانند یک آینه، آلبدوی 100 خواهد داشت. ماه دارای آلبدوی 7 و زمین دارای آلبدوی 36 است.

Angstrom - بلوکی است که برای اندازه گیری طول موج نور و سایر تشعشعات الکترومغناطیسی استفاده می شود.

حلقوی - به شکل حلقه یا تشکیل حلقه.

Apoaster - هنگامی که دو ستاره به دور یکدیگر می چرخند، چقدر می توانند از هم فاصله داشته باشند (حداکثر فاصله بین اجسام).

Aphelion - در طول حرکت مداری یک جسم به دور خورشید، زمانی که به دورترین موقعیت خود از خورشید می رسد.

Apogee - موقعیت یک جسم در مدار زمین زمانی که در دورترین فاصله از زمین قرار دارد.

آئرولیت یک شهاب سنگ است.

سیارک - جسم جامد یا سیاره کوچکی که به دور خورشید می چرخد.

طالع بینی - این باور که موقعیت ستارگان و سیارات بر رویدادهای سرنوشت انسان تأثیر می گذارد. این هیچ مبنای علمی ندارد.

واحد نجومی - فاصله زمین تا خورشید معمولا AU نوشته می شود.

اخترفیزیک - استفاده از فیزیک و شیمی در مطالعه نجوم.

اتمسفر - فضای گازی که یک سیاره یا یک جسم فضایی دیگر را احاطه کرده است.

اتم - کوچکترین ذره از هر عنصر.

شفق قطبی (نورهای شمالی) - نورهای زیبا بر فراز مناطق قطبی که در اثر کشش ذرات خورشید در تعامل با میدان مغناطیسی زمین ایجاد می شوند.

محور - خطی خیالی که یک جسم روی آن می چرخد.

تشعشعات پس زمینه - تشعشعات مایکروویو ضعیفی که از فضا در همه جهات ساطع می شوند. اعتقاد بر این است که این بقایای انفجار بزرگ است.

Barycenter - مرکز ثقل زمین و ماه.

ستاره های دوتایی - دو ستاره ای که در واقع از دو ستاره تشکیل شده است که به دور یکدیگر می چرخند.

سیاه چاله - ناحیه ای از فضا در اطراف یک جسم بسیار کوچک و بسیار عظیم که در آن میدان گرانشی آنقدر قوی است که حتی نور نیز نمی تواند از آن فرار کند.

Fireball - شهاب سنگی درخشان که ممکن است در حین فرود در جو زمین منفجر شود.

بلومتر - آشکارساز حساس به تشعشع.

کره آسمانی - کره خیالی اطراف زمین. این اصطلاح برای کمک به اخترشناسان برای توضیح مکان اجرام در آسمان استفاده می شود.

قیفاووس ها ستارگان متغیری هستند؛ دانشمندان از آنها برای تعیین فاصله یک کهکشان یا فاصله یک خوشه ستاره از ما استفاده می کنند.

Charge-coupled device (CCD) - یک دستگاه تصویر حساس که جایگزین عکاسی در اکثر شاخه های نجوم می شود.

کروموسفر - قسمت جو خورشیدی، در هنگام خورشید گرفتگی کامل قابل مشاهده است.

ستاره دور قطبی - ستاره ای که هرگز غروب نمی کند، می توان آن را در تمام طول سال مشاهده کرد.

خوشه ها - گروهی از ستارگان یا گروهی از کهکشان ها که توسط نیروهای گرانشی به هم متصل شده اند.

شاخص رنگ - معیاری از رنگ یک ستاره که به دانشمندان می گوید سطح ستاره چقدر داغ است.

کما - سحابی اطراف هسته دنباله دار.

دنباله دار - توده های کوچک و یخ زده غبار و گاز که به دور خورشید می چرخند.

پیوند - پدیده ای که در آن سیاره ای به سیاره یا ستاره دیگری نزدیک می شود و بین جسم دیگر و بدن زمین حرکت می کند.

صورت های فلکی - گروهی از ستارگان که توسط ستاره شناسان باستان نام گذاری شده اند.

تاج - قسمت بیرونی جو خورشید.

Coronagraph - نوعی تلسکوپ که برای مشاهده خورشید تاج خورشیدی طراحی شده است.

پرتوهای کیهانی ذرات پرسرعتی هستند که از فضا به زمین می رسند.

کیهان شناسی - مطالعه کیهان.

روز - مقدار زمانی که در طی آن زمین، در حال چرخش، به دور محور خود می چرخد.

چگالی - فشردگی ماده.

حرکت مستقیم - اجسامی که به دور خورشید در جهت زمین حرکت می کنند - بر خلاف اجسامی که در جهت مخالف حرکت می کنند در حرکت رو به جلو حرکت می کنند - آنها در حرکت وارونه حرکت می کنند.

حرکت روزانه - حرکت ظاهری آسمان از شرق به غرب ناشی از حرکت زمین از غرب به شرق است.

نور خاکستر - درخشش ضعیف ماه بر روی قسمت تاریک زمین. نور در اثر انعکاس از زمین ایجاد می شود.

کسوف - زمانی که جسمی را در آسمان می بینیم که توسط سایه یک شی دیگر یا سایه زمین مسدود شده است.

Ecliptic - مسیر خورشید، ماه و سیارات، که همه در آسمان دنبال می‌شوند.

اکوسفر - ناحیه ای در اطراف یک ستاره که در آن دما اجازه وجود حیات را می دهد.

الکترون - ذره منفی، که به دور یک اتم می چرخد.

عنصر - ماده ای که نمی توان بیشتر تجزیه کرد. 92 عنصر شناخته شده وجود دارد.

اعتدال 21 مارس و 22 سپتامبر است. دو بار در سال، زمانی که روز و شب از نظر زمانی برابر است، در سراسر جهان.

سرعت فرار دوم - سرعت مورد نیاز برای فرار یک جسم از چنگال گرانش جسم دیگر.

اگزوسفر - قسمت بیرونی جو زمین.

شراره - اثر شراره های خورشیدی. فوران های زیبا در قسمت بیرونی جو خورشید.

کهکشان - گروهی از ستارگان، گاز و غبار که توسط گرانش در کنار هم نگه داشته می شوند.

گاما - تابش الکترومغناطیسی پرانرژی با طول موج بسیار کوتاه.

Geocentric - به سادگی به این معنی است که زمین در مرکز قرار دارد. مردم قبلاً معتقد بودند که جهان زمین مرکزی است. زمین برای آنها مرکز جهان بود.

ژئوفیزیک - مطالعه زمین با استفاده از فیزیک.

منطقه HI - ابری از هیدروژن خنثی.

منطقه NI - ابری از هیدروژن یونیزه شده (منطقه سحابی انتشار پلاسمای داغ).

نمودار هرتزسپرونگ-راسل - نموداری که به دانشمندان کمک می کند تا درک کنند انواع مختلفستاره ها

ثابت هابل - رابطه بین فاصله از یک جسم و سرعتی که با آن از ما دور می شود. علاوه بر این، جسم سریعتر حرکت می کند، هر چه از ما دورتر می شود.

سیاراتی که مداری کمتر از زمین دارند - عطارد و زهره که نزدیک‌تر از زمین به خورشید قرار دارند، سیارات پایین‌تر نامیده می‌شوند.

یونوسفر - منطقه جو زمین.

کلوین - اندازه گیری دما اغلب در نجوم استفاده می شود. 0 درجه کلوین برابر با -273 درجه سانتیگراد و -459.4 درجه فارنهایت است.

قوانین کپلر - 1. سیارات در مدارهای بیضی شکل با خورشید در یک کانون حرکت می کنند. 2. خطی خیالی که مرکز سیاره را به مرکز خورشید متصل می کند. 3. زمان لازم برای گردش سیاره به دور خورشید.

شکاف های کرکوود - مناطقی در کمربند سیارکی که تقریباً هیچ سیارکی وجود ندارد. این به این دلیل است که مشتری غول پیکر مدار هر جسمی را که وارد این مناطق می شود تغییر می دهد.

سال نوری - مسافتی که یک پرتو نور در یک سال طی می کند. این تقریباً 6,000,000,000,000 (9,660,000,000,000 کیلومتر) مایل است.

اندام - لبه هر جسم در فضای بیرونی. برای مثال منطقه ماه.

گروه محلی - گروهی متشکل از دوجین کهکشان. این گروهی است که کهکشان ما به آن تعلق دارد.

Lunation - دوره بین ماه های جدید. 29 روز 12 ساعت 44 دقیقه.

مگنتوسفر - ناحیه ای در اطراف یک جسم که در آن تأثیر میدان مغناطیسی جسم را می توان احساس کرد.

جرم - با وزن یکسان نیست، اگرچه جرم یک جسم به تعیین وزن آن کمک می کند.

شهاب - ستاره تیرانداز ذره ای از غبار است که وارد جو زمین می شود.

شهاب سنگ - جسمی از فضا، مانند سنگ، که به زمین می افتد و روی سطح آن می افتد.

شهاب‌سنگ‌ها - هر جسم کوچکی در فضای بیرونی، مانند ابرهای غبار یا سنگ.

میکروشهاب سنگ ها - اجرام بسیار کوچک. آنقدر کوچک هستند که وقتی وارد جو زمین می شوند، اثر ستاره ای ایجاد نمی کنند.

راه شیری- کهکشان ما (کلمه "کهکشان" در واقع به معنای راه شیری در یونانی است.)

سیاره کوچک - سیارک

مولکول - گروهی از اتم های متصل به هم.

چند ستاره - گروهی از ستارگان که به دور یکدیگر می چرخند.

نادر - این نقطه روی کره آسمانی است که مستقیماً زیر ناظر قرار دارد.

سحابی - ابری از گاز و غبار.

نوترینو - یک ذره بسیار کوچک که جرم یا بار ندارد.

ستاره نوترونی - بقایای یک ستاره مرده. آنها فوق العاده جمع و جور هستند و خیلی سریع می چرخند، برخی از آنها 100 بار در ثانیه می چرخند.

تازگی - ستاره ای که قبل از ناپدید شدن دوباره ناگهان شعله ور می شود - شعله ای چندین برابر قوی تر از درخشش اولیه اش.

کره زمینی - سیاره ای که کاملاً گرد نیست زیرا در وسط پهن تر و از بالا به پایین کوتاه تر است.

کسوف - غیبت یک جرم آسمانی توسط جرم دیگر.

مخالفت - وقتی یک سیاره دقیقاً در مقابل خورشید قرار دارد، به طوری که زمین بین آنها قرار دارد.

مدار - مسیر یک جسم به دور جسم دیگر.

اوزون - ناحیه ای در اتمسفر بالای زمین که بسیاری از تشعشعات مرگباری که از فضا می آیند را جذب می کند.

اختلاف منظر - جابجایی یک جسم زمانی که از دو مکان مختلف مشاهده می شود. برای مثال، اگر یک چشم خود را ببندید و به تصویر کوچک خود نگاه کنید و سپس چشم‌ها را تغییر دهید، همه چیز را در پس‌زمینه خواهید دید که به عقب و جلو می‌رود. دانشمندان از این برای اندازه گیری فاصله تا ستاره ها استفاده می کنند.

پارسک - 3.26 سال نوری

نیم سایه - قسمت روشن سایه در لبه سایه قرار دارد.

Periastra - زمانی که دو ستاره که به دور یکدیگر می چرخند در نزدیکترین نقطه خود هستند.

حضیض - نقطه ای در مدار یک جسم به دور زمین زمانی که نزدیکترین نقطه به زمین است.

حضیض - وقتی جسمی که به دور خورشید می چرخد ​​در نزدیکترین نقطه خود به خورشید باشد

اختلالات - اختلال در مدار یک جرم آسمانی که در اثر کشش گرانشی یک جسم دیگر ایجاد می شود.

فازها - بدیهی است که شکل ماه، عطارد و زهره به دلیل اینکه چه مقدار از خورشید رو به زمین است، تغییر می کند.

Photosphere - سطح درخشان خورشید

سیاره - جسمی که در اطراف یک ستاره حرکت می کند.

سحابی سیاره ای - سحابی گازی که یک ستاره را احاطه کرده است.

پیشروی - زمین مانند یک قله رفتار می کند. قطب های آن به صورت دایره ای می چرخند و باعث می شوند که قطب ها در طول زمان در جهت های مختلف قرار گیرند. 25800 سال طول می کشد تا زمین یک تقدم را کامل کند.

حرکت مناسب - حرکت ستارگان در سراسر آسمان همانطور که از زمین دیده می شود. ستارگان نزدیک‌تر حرکت مناسب‌تری نسبت به ستاره‌های دورتر دارند، مانند ماشین ما - اجرام نزدیک‌تر مانند علائم راه، سریعتر از کوه ها و درختان دور حرکت می کند.

پروتون یک ذره بنیادی در مرکز اتم است. پروتون ها بار مثبت دارند.

کوازار - یک جسم بسیار دور و بسیار درخشان.

تابشی - منطقه ای در آسمان در هنگام بارش شهابی.

کهکشان های رادیویی - کهکشان هایی که ساطع کننده های بسیار قدرتمند تشعشعات رادیویی هستند.

انتقال به سرخ - هنگامی که یک جسم از زمین دور می شود، نور آن جسم کشیده می شود و قرمزتر به نظر می رسد.

چرخش - هنگامی که چیزی به صورت دایره ای به دور جسم دیگری حرکت می کند، مانند ماه به دور زمین.

چرخش - زمانی که یک جسم در حال چرخش حداقل یک صفحه ثابت داشته باشد.

ساروس (دوره دراکونیک) یک فاصله زمانی 223 ماهه سینودی (تقریباً 6585.3211 روز) است که پس از آن خسوف های ماه و خورشید به روش معمول تکرار می شوند. چرخه ساروس - دوره 18 سال 11.3 روز که در آن خسوف ها تکرار می شوند.

ماهواره - یک جسم کوچک در مدار. اجسام الکترونیکی زیادی وجود دارند که به دور زمین می چرخند.

Twinkling - ستارگان چشمک زن. به لطف جو زمین.

نوع - وضعیت جو زمین در یک نقطه خاص از زمان. اگر آسمان صاف باشد، ستاره شناسان می گویند که دید خوبی وجود دارد.

سلنوگرافی - مطالعه سطح ماه.

کهکشان های سیفرت کهکشان هایی با مراکز روشن کوچک هستند. بسیاری از کهکشان های سیفرت منابع خوبی برای امواج رادیویی هستند.

ستاره تیرانداز - نور به جو ناشی از سقوط یک شهاب سنگ به زمین است.

دوره Sidereal - مدت زمانی که یک جسم در فضا طول می کشد تا یک دور کامل نسبت به ستاره ها کامل کند.

منظومه شمسی - منظومه ای از سیارات و دیگر اجرام در مدار ستاره خورشید.

باد خورشیدی - جریان پیوسته ذرات از خورشید در همه جهات.

انقلاب - 22 ژوئن و 22 دسامبر. زمانی از سال که بسته به جایی که هستید، روزها کوتاه‌ترین یا طولانی‌ترین هستند.

اسپیکول ها عناصر اصلی با قطر 16000 کیلومتر در کروموسفر خورشید هستند.

استراتوسفر - سطح جو زمین از ارتفاع تقریباً 11-64 کیلومتری از سطح دریا.

ستاره - یک جسم خود نورانی که از طریق انرژی تولید شده در واکنش های هسته ای در هسته خود می درخشد.

ابرنواختر - انفجار فوق العاده درخشان یک ستاره. یک ابرنواختر می تواند به اندازه کل کهکشان در هر ثانیه انرژی تولید کند.

ساعت آفتابی - ابزار باستانی که برای تشخیص زمان استفاده می شد.

لکه های خورشیدی - لکه های تیره روی سطح خورشید.

سیارات بیرونی - سیاراتی که دورتر از خورشید نسبت به زمین قرار دارند.

ماهواره سنکرون - ماهواره ای مصنوعی که با همان سرعتی که زمین می چرخد ​​به دور زمین حرکت می کند، به طوری که همیشه در همان قسمت زمین است.

دوره مداری سینودیک - مدت زمانی که طول می کشد تا یک جسم در فضا در همان نقطه در رابطه با دو جسم دیگر مانند زمین و خورشید ظاهر شود.

Syzygy - موقعیت ماه در مدار خود، در فاز جدید یا کامل.

ترمیناتور - خط بین روز و شب در هر جرم آسمانی.

ترموکوپل - ابزاری که برای اندازه گیری مقادیر بسیار کم گرما استفاده می شود.

اتساع زمان - وقتی به سرعت نور نزدیک می شوید، زمان کند می شود و جرم افزایش می یابد (چنین نظریه ای وجود دارد).

سیارک های تروجان - سیارک هایی که به دنبال مدار مشتری به دور خورشید می چرخند.

تروپوسفر - قسمت پایینی جو زمین.

سایه - قسمت داخلی تاریک سایه خورشید.

ستارگان متغیر - ستارگانی که در روشنایی نوسان دارند.

Zenith - دقیقاً بالای سر شما در آسمان شب است.

1. سیریوس، خورشید، الگول، آلفا قنطورس، آلبیرو. یک شی اضافی در این لیست پیدا کنید و تصمیم خود را توضیح دهید. راه حل:جسم اضافی خورشید است. همه ستارگان دیگر دو یا چندتایی هستند. همچنین می توان به این نکته اشاره کرد که خورشید تنها ستاره ای است که در این لیست سیاراتی در اطراف آن کشف شده است. 2. مقدار فشار اتمسفر را در سطح مریخ تخمین بزنید اگر بدانید که جرم جو آن 300 برابر کمتر از جرم جو زمین است و شعاع مریخ تقریباً 2 برابر کمتر از شعاع زمین است. راه حل:اگر فرض کنیم که کل اتمسفر مریخ در لایه ای نزدیک به سطح با چگالی ثابت، برابر با چگالی سطح، جمع آوری شده باشد، می توان یک تخمین ساده اما نسبتاً دقیق به دست آورد. سپس فشار را می توان با استفاده از فرمول شناخته شده محاسبه کرد، که در آن چگالی جو در سطح مریخ، شتاب گرانش در سطح، و ارتفاع چنین جو همگنی است. چنین فضایی کاملا نازک خواهد بود، بنابراین تغییرات با ارتفاع را می توان نادیده گرفت. به همین دلیل، جرم جو را می توان به عنوان جایی که شعاع سیاره است نشان داد. از آنجایی که جرم سیاره کجا است، شعاع آن است و ثابت گرانش است، عبارت فشار را می توان به شکل نسبت متناسب با چگالی سیاره نوشت، بنابراین فشار روی سطح متناسب است. بدیهی است که همین استدلال را می توان در مورد زمین نیز به کار برد. از آنجایی که میانگین چگالی زمین و مریخ - دو سیاره زمینی - نزدیک است، وابستگی به چگالی متوسط ​​سیاره را می توان نادیده گرفت. شعاع مریخ تقریباً 2 برابر کوچکتر از شعاع زمین است، بنابراین فشار اتمسفر روی سطح مریخ را می توان به اندازه زمین تخمین زد. حدود کیلو پاسکال (در واقع حدود کیلو پاسکال است). 3. مشخص است که سرعت زاویه ای چرخش زمین به دور محور خود با گذشت زمان کاهش می یابد. چرا؟ راه حل:به دلیل وجود جزر و مد قمری و خورشیدی (در اقیانوس، جو و لیتوسفر). قوزهای جزر و مدی در امتداد سطح زمین در جهت مخالف جهت چرخش آن حول محور خود حرکت می کنند. از آنجایی که حرکت قوزهای جزر و مدی در سطح زمین نمی تواند بدون اصطکاک اتفاق بیفتد، قوزهای جزر و مدی چرخش زمین را کاهش می دهند. 4. روز 21 مارس کجا بیشتر است: در سن پترزبورگ یا ماگادان؟ چرا؟ عرض جغرافیایی ماگادان است . راه حل:طول روز با میانگین انحراف خورشید در طول روز تعیین می شود. در مجاورت 21 مارس، انحراف خورشید با گذشت زمان افزایش می یابد، بنابراین روز در جایی که 21 مارس دیرتر رخ می دهد، طولانی تر خواهد بود. ماگادان در شرق سنت پترزبورگ قرار دارد، بنابراین طول روز در 21 مارس در سن پترزبورگ طولانی تر خواهد بود. 5. در هسته کهکشان M87 سیاهچاله ای به جرم خورشید قرار دارد. شعاع گرانشی سیاهچاله (فاصله از مرکز که در آن سرعت فرار برابر با سرعت نور است) و همچنین چگالی متوسط ​​ماده در شعاع گرانشی را بیابید. راه حل:سرعت فرار دوم (همچنین به عنوان سرعت فرار یا سرعت سهموی شناخته می شود) برای هر بدن کیهانیرا می توان با استفاده از فرمول محاسبه کرد: Where