BIGLIETTI PER ASTRONOMIA 11° GRADO

BIGLIETTO N. 1

I movimenti visibili dei luminari come conseguenza del loro stesso movimento nello spazio, della rotazione della Terra e della sua rivoluzione attorno al Sole.

La Terra compie movimenti complessi: ruota attorno al proprio asse (T=24 ore), si muove attorno al Sole (T=1 anno), ruota con la Galassia (T= 200mila anni). Da ciò si può vedere che tutte le osservazioni fatte dalla Terra differiscono nelle loro traiettorie apparenti. I pianeti si muovono nel cielo, sia da est a ovest (movimento diretto), sia da ovest a est (movimento retrogrado). I momenti di cambio di direzione sono chiamati fermate. Se tracci questo percorso su una mappa, ottieni un anello. Maggiore è la distanza tra il pianeta e la Terra, più piccolo è il circuito. I pianeti sono divisi in inferiore e superiore (inferiore - all'interno dell'orbita terrestre: Mercurio, Venere; superiore: Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno e Plutone). Tutti questi pianeti ruotano nello stesso modo della Terra attorno al Sole, ma a causa del movimento della Terra si può osservare un movimento circolare dei pianeti. Accordi reciproci i pianeti relativi al Sole e alla Terra sono chiamati configurazioni planetarie.

Configurazioni planetarie, decomposizione geometrico la posizione dei pianeti rispetto al Sole e alla Terra. Alcune posizioni dei pianeti, visibili dalla Terra e misurate rispetto al Sole, sono speciali. titoli. Sull'illus. V - pianeta interno, I-pianeta esterno, E- Terra, S - Sole. Quando interno il pianeta si trova in linea retta con il Sole, è dentro connessione. K.p. EV1S e ESV 2 sono chiamati collegamento inferiore e superiore rispettivamente. Est. Il pianeta I è in congiunzione superiore quando si trova in linea retta con il Sole ( ESI 4) e in confronto, quando si trova nella direzione opposta al Sole (I 3 ES).L'angolo tra le direzioni verso il pianeta e verso il Sole con il vertice sulla Terra, ad es. I 5 ES, chiamato allungamento. Per interni pianeti max, l'allungamento avviene quando l'angolo EV 8 S è 90°; per l'esterno i pianeti possono allungarsi nell'intervallo da 0° ESI 4) a 180° (I 3 ES). Quando l'elongazione è di 90°, si dice che il pianeta è in quadratura(I 6 ES, I 7 ES).

Il periodo durante il quale il pianeta orbita attorno al Sole è chiamato periodo di rivoluzione siderale (stellare) - T, il periodo di tempo tra due configurazioni identiche è chiamato periodo sinodico - S.

I pianeti si muovono attorno al Sole in una direzione e compiono una rivoluzione completa attorno al Sole in un periodo di tempo = periodo siderale

per i pianeti interni

per i pianeti esterni

S – periodo siderale (relativo alle stelle), T – periodo sinodico (tra le fasi), Т = 1 anno.

Le comete e i corpi meteoritici si muovono lungo traiettorie ellittiche, paraboliche e iperboliche.

Calcolo della distanza di una galassia in base alla legge di Hubble.

H = 50 km/sec*Mpc – Costante di Hubble

BIGLIETTO N. 2

Principi per determinare le coordinate geografiche dalle osservazioni astronomiche.

Ce ne sono 2 coordinate geografiche: latitudine geografica e longitudine geografica. L'astronomia come scienza pratica permette di trovare queste coordinate. L'altezza del polo celeste sopra l'orizzonte è uguale alla latitudine geografica del sito di osservazione. La latitudine geografica approssimativa può essere determinata misurando l'altitudine della Stella Polare, perché lei è distante da Polo Nord mondo di circa 1 0. Puoi determinare la latitudine del sito di osservazione in base all'altezza della stella al culmine superiore ( Climax– momento del passaggio del luminare attraverso il meridiano) secondo la formula:

j = d ± (90 – h), a seconda che culmina a sud o a nord dello zenit. h – altezza della stella, d – declinazione, j – latitudine.

La longitudine geografica è la seconda coordinata, misurata dal primo meridiano di Greenwich verso est. La terra è divisa in 24 fusi orari, la differenza oraria è di 1 ora. La differenza tra le ore locali è uguale alla differenza di longitudine:

T λ 1 – T λ 2 = λ 1 – λ 2 Pertanto, avendo scoperto la differenza di tempo in due punti, di cui è nota la longitudine, è possibile determinare la longitudine dell'altro punto.

Ora locale- questa è l'ora solare in un dato luogo sulla Terra. In ogni punto, l'ora locale è diversa, quindi le persone vivono secondo l'ora standard, cioè secondo l'ora del meridiano medio di una determinata zona. La linea della data è a est (stretto di Bering).

Calcolo della temperatura di una stella in base ai dati relativi alla sua luminosità e dimensione.

L – luminosità (Lc = 1)

R – raggio (Rc = 1)

T – Temperatura (Tc = 6000)

BIGLIETTO N. 3

Ragioni per cambiare le fasi della Luna. Condizioni per il verificarsi e la frequenza delle eclissi solari e lunari.

Fase, in astronomia, i cambiamenti di fase si verificano a causa di periodici cambiamenti nelle condizioni di illuminazione dei corpi celesti rispetto all'osservatore. Il cambiamento della fase lunare è causato da un cambiamento nelle posizioni relative della Terra, della Luna e del Sole, nonché dal fatto che la Luna brilla di luce riflessa da essa. Quando la Luna si trova tra il Sole e la Terra su una linea retta che li collega, la parte non illuminata della superficie lunare è rivolta verso la Terra, quindi non la vediamo. Questo F.- nuova luna. Dopo 1-2 giorni, la Luna si allontana da questa linea retta e dalla Terra è visibile una stretta falce lunare. Durante la Luna Nuova, quella parte della Luna che non è illuminata dalla luce solare diretta è ancora visibile nel cielo scuro. Questo fenomeno è stato chiamato luce color cenere. Una settimana dopo arriva F. - primo quarto: La parte illuminata della Luna costituisce la metà del disco. Poi arriva Luna piena- La Luna è di nuovo sulla linea che collega il Sole e la Terra, ma dall'altra parte della Terra. È visibile il disco intero illuminato della Luna. Quindi la parte visibile inizia a diminuire e ultimo quarto, quelli. ancora una volta si può osservare metà del disco illuminato. L'intero periodo del ciclo lunare è chiamato mese sinodico.

Eclisse, un fenomeno astronomico in cui un corpo celeste ne copre completamente o parzialmente un altro, o l'ombra di un corpo cade su un altro. Solare 3. si verifica quando la Terra cade nell'ombra proiettata dalla Luna, e lunare - quando la Luna cade nell'ombra ombra della Terra. L'ombra della Luna durante il 3° solare è costituita da un'ombra centrale e da una penombra che la circonda. In condizioni favorevoli, un periodo lunare completo può durare 3. 1 ora. 45 minuti Se la Luna non entra completamente nell'ombra, un osservatore sul lato notturno della Terra vedrà un 3 lunare parziale. I diametri angolari del Sole e della Luna sono quasi gli stessi, quindi il 3 solare totale dura solo un pochi. minuti. Quando la Luna è al suo apogeo, le sue dimensioni angolari sono leggermente inferiori a quelle del Sole. Solar 3. può verificarsi se la linea che collega i centri del Sole e della Luna attraversa la superficie terrestre. I diametri dell'ombra lunare quando cade sulla Terra possono raggiungere diversi. centinaia di chilometri. L'osservatore vede che l'oscuro disco lunare non copriva completamente il Sole, lasciando il suo bordo aperto sotto forma di un anello luminoso. Questo è il cosiddetto solare anulare 3. Se le dimensioni angolari della Luna sono maggiori di quelle del Sole, l'osservatore in prossimità del punto di intersezione della linea che collega i loro centri con la superficie terrestre vedrà un solare completo 3. Perché La Terra ruota attorno al proprio asse, la Luna attorno alla Terra e la Terra attorno al Sole, l'ombra lunare scivola velocemente lungo la superficie terrestre dal punto in cui è caduta su di essa al punto in cui l'ha lasciata, e disegna una striscia di forma completa o circolare sulla Terra 3. Parziale 3. può essere osservata quando la Luna blocca solo una parte del Sole. Il tempo, la durata e l'andamento 3. solare o lunare dipendono dalla geometria del sistema Terra-Luna-Sole. A causa dell'inclinazione dell'orbita lunare rispetto all'eclittica, 3. gli eventi solari e lunari non si verificano ad ogni luna nuova o piena. Il confronto della previsione 3. con le osservazioni ci permette di chiarire la teoria del movimento della Luna. Poiché la geometria del sistema si ripete quasi esattamente ogni 18 anni e 10 giorni, con questo periodo si verificano 3. chiamati saros. Le registrazioni 3. sono state utilizzate fin dall'antichità per testare gli effetti delle maree sull'orbita lunare.

Determinazione delle coordinate delle stelle utilizzando una mappa stellare.

BIGLIETTO N. 4

Caratteristiche del movimento quotidiano del Sole a diverse latitudini geografiche in diversi periodi dell'anno.

Consideriamo il movimento annuale del Sole attraverso la sfera celeste. La Terra compie una rivoluzione completa attorno al Sole in un anno; in un giorno il Sole si sposta lungo l'eclittica da ovest a est di circa 1° e in 3 mesi di 90°. Tuttavia, in questa fase è importante che il movimento del Sole lungo l'eclittica sia accompagnato da un cambiamento nella sua declinazione che va da δ = -e ( solstizio d'inverno) a δ = +e (solstizio d'estate), dove e è l'angolo di inclinazione dell'asse terrestre. Pertanto, anche la posizione del parallelo giornaliero del Sole cambia durante l'anno. Consideriamo le medie latitudini dell'emisfero settentrionale.

Durante il passaggio del Sole attraverso l'equinozio di primavera (α = 0 h), alla fine di marzo, la declinazione del Sole è 0°, quindi in questo giorno il Sole è praticamente all'equatore celeste, sorge ad est, e sorge al culmine superiore raggiunge un'altezza h = 90° - φ e tramonta ad ovest. Poiché l'equatore celeste divide la sfera celeste a metà, il Sole è sopra l'orizzonte per metà giornata e sotto per metà giornata, cioè il giorno è uguale alla notte, il che si riflette nel nome "equinozio". Al momento dell'equinozio, la tangente all'eclittica nella posizione del Sole è inclinata rispetto all'equatore di un angolo massimo pari a e, quindi anche il tasso di aumento della declinazione del Sole in questo momento è massimo.

Dopo l'equinozio di primavera, la declinazione del Sole aumenta rapidamente, tanto che ogni giorno sempre più del parallelo giornaliero del Sole appare sopra l'orizzonte. Il sole sorge prima, sorge sempre più in alto al suo culmine e tramonta più tardi. I punti di alba e tramonto si spostano ogni giorno verso nord e la giornata si allunga.

Tuttavia, l'angolo di inclinazione della tangente all'eclittica nella posizione del Sole diminuisce ogni giorno e con esso diminuisce il tasso di aumento della declinazione. Alla fine di giugno, infine, il Sole raggiunge il punto più settentrionale dell'eclittica (α = 6 ore, δ = +e). A questo punto sorge al suo culmine superiore all'altezza h = 90° - φ + e, sorge approssimativamente a nord-est, tramonta a nord-ovest e la lunghezza del giorno raggiunge il suo valore massimo. Allo stesso tempo, l'aumento giornaliero dell'altezza del Sole al culmine superiore si ferma e il Sole di mezzogiorno, per così dire, “si ferma” nel suo movimento verso nord. Da qui il nome "solstizio d'estate".

Successivamente, la declinazione del Sole inizia a diminuire, dapprima molto lentamente, poi sempre più rapidamente. Ogni giorno sorge più tardi, tramonta prima, i punti dell'alba e del tramonto si spostano verso sud.

Entro la fine di settembre, il Sole raggiunge il secondo punto di intersezione dell'eclittica con l'equatore (α = 12 ore), e l'equinozio si ripete, questa volta in autunno. Ancora una volta, la velocità di variazione della declinazione del Sole raggiunge il massimo e si sposta rapidamente verso sud. La notte diventa più lunga del giorno e ogni giorno diminuisce l'altezza del Sole al suo culmine superiore.

Entro la fine di dicembre il Sole raggiunge il punto più meridionale dell'eclittica (α = 18 ore) e il suo movimento verso sud si ferma, si “ferma” di nuovo. Questo è il solstizio d'inverno. Il sole sorge quasi a sud-est, tramonta a sud-ovest e a mezzogiorno sorge a sud all'altezza di h = 90° - φ - e.

E poi tutto ricomincia da capo: la declinazione del Sole aumenta, l'altezza al culmine superiore aumenta, il giorno si allunga, i punti dell'alba e del tramonto si spostano verso nord.

A causa della dispersione della luce da parte dell'atmosfera terrestre, il cielo continua a rimanere luminoso per qualche tempo dopo il tramonto. Questo periodo è chiamato crepuscolo. Il crepuscolo civile varia a seconda della profondità di immersione del Sole sotto l'orizzonte (-8° -12°) e astronomico (h>-18°), dopo di che la luminosità del cielo notturno rimane pressoché costante.

In estate, a d = +e, l'altezza del Sole alla culminazione inferiore è h = φ + e - 90°. Pertanto, a nord della latitudine ~ 48°,5 al solstizio d'estate, il Sole al suo culmine inferiore scende sotto l'orizzonte di meno di 18°, e le notti estive diventano luminose a causa del crepuscolo astronomico. Allo stesso modo, a φ > 54°,5 nel solstizio d'estate, l'altezza del Sole è h > -12° - il crepuscolo per la navigazione dura tutta la notte (Mosca rientra in questa zona, dove non fa buio per tre mesi all'anno - da inizio maggio a inizio agosto). Ancora più a nord, a φ > 58°.5, il crepuscolo civile non si ferma più in estate (qui si trova San Pietroburgo con le sue famose “notti bianche”).

Infine, alla latitudine φ = 90° - e, il parallelo giornaliero del Sole toccherà l'orizzonte durante i solstizi. Questa latitudine è il Circolo Polare Artico. Ancora più a nord, il Sole non tramonta sotto l'orizzonte per qualche tempo in estate - inizia il giorno polare, e in inverno non sorge - la notte polare.

Ora diamo un'occhiata alle latitudini più meridionali. Come già accennato, a sud della latitudine φ = 90° - e - 18° le notti sono sempre buie. Con l'ulteriore spostamento verso sud, il Sole sorge sempre più in alto in qualsiasi periodo dell'anno e diminuisce la differenza tra le parti del suo parallelo giornaliero situate sopra e sotto l'orizzonte. Di conseguenza, la durata del giorno e della notte, anche durante i solstizi, differisce sempre meno. Alla latitudine j = e, infine, il parallelo giornaliero del Sole per il solstizio d'estate passerà per lo zenit. Questa latitudine è chiamata tropico settentrionale; al momento del solstizio d'estate, in uno dei punti a questa latitudine il Sole è esattamente allo zenit. All'equatore, infine, i paralleli giornalieri del Sole sono sempre divisi dall'orizzonte in due parti uguali, cioè lì il giorno è sempre uguale alla notte, e il Sole è allo zenit durante gli equinozi.

A sud dell'equatore tutto sarà simile a quanto descritto sopra, solo che per gran parte dell'anno (e sempre a sud del tropico australe) il culmine superiore del Sole avverrà a nord dello zenit.

Puntare un dato oggetto e mettere a fuoco il telescopio .

BIGLIETTO N. 5

1. Il principio di funzionamento e lo scopo del telescopio.

Telescopio, uno strumento astronomico per l'osservazione dei corpi celesti. Un telescopio ben progettato è in grado di raccogliere la radiazione elettromagnetica in vari intervalli spettrali. In astronomia, un telescopio ottico viene utilizzato per ingrandire le immagini e raccogliere la luce proveniente da sorgenti deboli, soprattutto quelle invisibili a occhio nudo, perché In confronto, è in grado di raccogliere più luce e fornire un'elevata risoluzione angolare, quindi è possibile vedere più dettagli in un'immagine ingrandita. Un telescopio rifrattore utilizza una grande lente come obiettivo per raccogliere e focalizzare la luce e l'immagine viene visualizzata utilizzando un oculare costituito da una o più lenti. Uno dei maggiori problemi nella progettazione dei telescopi rifrattori è l'aberrazione cromatica (la frangia di colore attorno all'immagine creata da una semplice lente quando la luce di diverse lunghezze d'onda viene focalizzata a diverse distanze). Questo può essere eliminato utilizzando una combinazione di lenti convesse e concave, ma non è possibile produrre lenti più grandi di un certo limite dimensionale (circa 1 metro di diametro). Pertanto attualmente si preferiscono i telescopi riflettenti che utilizzano uno specchio come lente. Il primo telescopio riflettore fu inventato da Newton secondo il suo progetto, chiamato Il sistema di Newton. Ora esistono diversi metodi per osservare le immagini: il sistema Newton, Cassegrain (la posizione del fuoco è comoda per registrare e analizzare la luce utilizzando altri strumenti, come un fotometro o uno spettrometro), Kude (il circuito è molto comodo quando è necessaria un'attrezzatura ingombrante per analisi della luce), Maksutov (il cosiddetto menisco), Schmidt (utilizzato quando è necessario effettuare rilievi del cielo su larga scala).

Oltre ai telescopi ottici, esistono telescopi che raccolgono la radiazione elettromagnetica in altre gamme. Ad esempio, sono diffusi vari tipi di radiotelescopi (a specchio parabolico: fissi e completamente rotanti; tipo RATAN-600; in fase; radiointerferometri). Esistono anche telescopi per la registrazione dei raggi X e delle radiazioni gamma. Poiché quest'ultimo viene assorbito dall'atmosfera terrestre, i telescopi a raggi X sono solitamente montati su satelliti o sonde aeree. L'astronomia a raggi gamma utilizza telescopi posizionati sui satelliti.

Calcolo del periodo orbitale del pianeta in base alla terza legge di Keplero.

Ts = 1 anno

a s = 1 unità astronomica

1 parsec = 3,26 anni luce= 206265 a. e. = 3 * 10 11 km.

BIGLIETTO N. 6

Metodi per determinare le distanze dai corpi sistema solare e le loro dimensioni.

Innanzitutto, viene determinata la distanza da un punto accessibile. Questa distanza è chiamata base. Viene chiamato l'angolo al quale la base è visibile da un luogo inaccessibile parallasse. La parallasse orizzontale è l'angolo al quale il raggio della Terra è visibile dal pianeta, perpendicolare alla linea di vista.

p² – parallasse, r² – raggio angolare, R – raggio della Terra, r – raggio della stella.

Metodo radar. Consiste nell'inviare un potente impulso a breve termine ad un corpo celeste, per poi ricevere il segnale riflesso. La velocità di propagazione delle onde radio è pari alla velocità della luce nel vuoto: noto. Pertanto, se si misura accuratamente il tempo impiegato dal segnale per raggiungere corpo celestiale e tornare indietro, è facile calcolare la distanza richiesta.

Le osservazioni radar consentono di determinare con grande precisione le distanze dei corpi celesti del Sistema Solare. Questo metodo è stato utilizzato per chiarire le distanze della Luna, Venere, Mercurio, Marte e Giove.

Misurazione laser della Luna. Subito dopo l'invenzione di potenti fonti di radiazione luminosa - generatori quantistici ottici (laser) - iniziarono gli esperimenti sulla misurazione laser della Luna. Il metodo di misurazione del laser è simile al radar, ma la precisione della misurazione è molto più elevata. La localizzazione ottica consente di determinare la distanza tra punti selezionati sulla superficie lunare e terrestre con una precisione di centimetri.

Per determinare la dimensione della Terra, determinare la distanza tra due punti situati sullo stesso meridiano, quindi la lunghezza dell'arco l , corrispondente a 1° - N .

Per determinare la dimensione dei corpi del Sistema Solare, puoi misurare l'angolo con il quale sono visibili a un osservatore sulla terra: il raggio angolare della stella r e la distanza dalla stella D.

Tenendo conto p 0 – la parallasse orizzontale del luminare e che gli angoli p 0 e r sono piccoli,

Determinazione della luminosità di una stella in base ai dati relativi alle sue dimensioni e temperatura.

L – luminosità (Lc = 1)

R – raggio (Rc = 1)

T – Temperatura (Tc = 6000)

BIGLIETTO N. 7

1. Possibilità di analisi spettrali e osservazioni extraatmosferiche per lo studio della natura dei corpi celesti.

Decomposizione radiazioni elettromagnetiche mediante lunghezze d'onda allo scopo di studiarle è chiamata spettroscopia. L'analisi spettrale è il metodo principale per studiare gli oggetti astronomici utilizzati in astrofisica. Lo studio degli spettri fornisce informazioni su temperatura, velocità, pressione, composizione chimica e altre importanti proprietà degli oggetti astronomici. Dallo spettro di assorbimento (più precisamente dalla presenza di alcune righe nello spettro) si può giudicare la composizione chimica dell'atmosfera della stella. In base all'intensità dello spettro si può determinare la temperatura delle stelle e degli altri corpi:

l max T = b, b – costante di Wien. Puoi imparare molto su una stella usando l'effetto Doppler. Nel 1842 stabilì che la lunghezza d'onda λ accettata dall'osservatore è legata alla lunghezza d'onda della sorgente di radiazione dalla relazione: ,dove V è la proiezione della velocità della sorgente sulla linea di vista. La legge che scoprì fu chiamata legge di Doppler: . Uno spostamento delle linee dello spettro di una stella rispetto allo spettro di confronto verso il lato rosso indica che la stella si sta allontanando da noi, uno spostamento verso il lato viola dello spettro indica che la stella si sta avvicinando a noi. Se le linee dello spettro cambiano periodicamente, la stella ha un satellite e ruotano attorno a un centro di massa comune. L'effetto Doppler permette inoltre di stimare la velocità di rotazione delle stelle. Anche quando il gas emittente non ha movimento relativo, le linee spettrali emesse dai singoli atomi si sposteranno dal valore di laboratorio a causa del movimento termico casuale. Per la massa totale del gas, questa sarà espressa in allargamento delle righe spettrali. In questo caso il quadrato dell'ampiezza Doppler della linea spettrale è proporzionale alla temperatura. Pertanto, la temperatura del gas emettitore può essere giudicata dalla larghezza della linea spettrale. Nel 1896, il fisico olandese Zeeman scoprì l'effetto della divisione delle linee spettrali in un forte campo magnetico. Utilizzando questo effetto è ora possibile “misurare” i campi magnetici cosmici. Un effetto simile (chiamato effetto Stark) si osserva in un campo elettrico. Si manifesta quando in una stella si forma brevemente un forte campo elettrico.

L'atmosfera terrestre blocca parte della radiazione proveniente dallo spazio. Anche la luce visibile, che la attraversa, è distorta: il movimento dell'aria offusca l'immagine dei corpi celesti e le stelle tremolano, sebbene in realtà la loro luminosità sia invariata. Pertanto, dalla metà del XX secolo, gli astronomi iniziarono a effettuare osservazioni dallo spazio. Fuori dall'atmosfera, i telescopi raccolgono e analizzano i raggi X, gli ultravioletti, gli infrarossi e i raggi gamma. I primi tre possono essere studiati solo al di fuori dell'atmosfera, mentre il secondo raggiunge parzialmente la superficie terrestre, ma si mescola con l'IR del pianeta stesso. Pertanto è preferibile portare nello spazio telescopi a infrarossi. La radiazione a raggi X rivela aree dell'Universo in cui l'energia viene rilasciata particolarmente rapidamente (ad esempio i buchi neri), nonché oggetti invisibili in altri raggi, come le pulsar. I telescopi a infrarossi consentono di studiare sorgenti termiche nascoste all'ottica in un ampio intervallo di temperature. L'astronomia a raggi gamma consente di rilevare fonti di annichilazione elettrone-positrone, ad es. fonti di grande energia.

2. Determinazione della declinazione del Sole per un dato giorno utilizzando una carta stellare e calcolo della sua altezza a mezzogiorno.

h – altezza del luminare

BIGLIETTO N. 8

Le direzioni e i compiti più importanti della ricerca e dell'esplorazione spaziale.

I principali problemi dell'astronomia moderna:

Non esiste soluzione a molti problemi particolari della cosmogonia:

· Come si è formata la Luna, come si sono formati gli anelli attorno ai pianeti giganti, perché Venere ruota molto lentamente e in senso contrario;

Nell'astronomia stellare:

· Non esiste un modello dettagliato del Sole che possa spiegare con precisione tutte le sue proprietà osservate (in particolare, il flusso di neutrini dal nucleo).

· Non esiste una teoria fisica dettagliata di alcune manifestazioni dell'attività stellare. Ad esempio, le cause delle esplosioni di supernova non sono del tutto chiare; Non è del tutto chiaro il motivo per cui stretti getti di gas vengono espulsi dalle vicinanze di alcune stelle. Ma particolarmente misteriosi sono i brevi lampi di raggi gamma che si verificano regolarmente in varie direzioni nel cielo. Non è nemmeno chiaro se siano collegati alle stelle o ad altri oggetti, e a quale distanza si trovino questi oggetti da noi.

Nell'astronomia galattica ed extragalattica:

· Non è stato risolto il problema della massa nascosta, che consiste nel fatto che il campo gravitazionale delle galassie e degli ammassi di galassie è molte volte più forte di quello che può fornire la materia osservata. È probabile che la maggior parte della materia dell'Universo sia ancora nascosta agli astronomi;

· Non esiste una teoria unificata sulla formazione delle galassie;

· I principali problemi della cosmologia non sono stati risolti: non esiste una teoria fisica completa sulla nascita dell'Universo e il suo destino futuro non è chiaro.

Ecco alcune domande a cui gli astronomi sperano di rispondere nel 21° secolo:

· Le stelle più vicine hanno pianeti terrestri e hanno biosfere (c'è vita su di esse)?

· Quali processi contribuiscono all'inizio della formazione stellare?

· Come si formano e si distribuiscono nella Galassia gli elementi chimici biologicamente importanti, come il carbonio e l'ossigeno?

· I buchi neri sono la fonte di energia per le galassie attive e i quasar?

· Dove e quando si sono formate le galassie?

· L'Universo si espanderà per sempre, oppure la sua espansione lascerà il posto al collasso?

BIGLIETTO N. 9

Le leggi di Keplero, la loro scoperta, significato e limiti di applicabilità.

Tre leggi del moto planetario rispetto al Sole furono derivate empiricamente dall'astronomo tedesco Johannes Kepler in inizio XVII secolo. Ciò è diventato possibile grazie a molti anni di osservazioni dell'astronomo danese Tycho Brahe.

Primo La legge di Keplero. Ogni pianeta si muove lungo un'ellisse, in uno dei fuochi della quale si trova il Sole ( e = C / UN, Dove Con– distanza dal centro dell’ellisse al suo fuoco, UN- semiasse maggiore, e- eccentricità ellisse. Più grande è e, più l'ellisse differisce dal cerchio. Se Con= 0 (i fuochi coincidono con il centro), allora e = 0 e l'ellisse diventa un cerchio di raggio UN).

Secondo Legge di Keplero (legge delle aree uguali). Il raggio vettore del pianeta descrive aree uguali in periodi di tempo uguali. Un'altra formulazione di questa legge: la velocità settoriale del pianeta è costante.

Terzo La legge di Keplero. I quadrati dei periodi orbitali dei pianeti attorno al Sole sono proporzionali ai cubi dei semiassi maggiori delle loro orbite ellittiche.

La formulazione moderna della prima legge è stata integrata come segue: nel movimento imperturbato, l'orbita di un corpo in movimento è una curva del secondo ordine: un'ellisse, una parabola o un'iperbole.

A differenza delle prime due, la terza legge di Keplero si applica solo alle orbite ellittiche.

La velocità del pianeta al perielio: , dove V c = velocità circolare a R = a.

Velocità all'afelio:.

Keplero scoprì empiricamente le sue leggi. Newton derivò le leggi di Keplero dalla legge di gravitazione universale. Per determinare le masse dei corpi celesti, è importante la generalizzazione della terza legge di Keplero da parte di Newton a qualsiasi sistema di corpi orbitanti. In forma generalizzata, questa legge è solitamente formulata come segue: i quadrati dei periodi T 1 e T 2 di rivoluzione di due corpi attorno al Sole, moltiplicati per la somma delle masse di ciascun corpo (M 1 e M 2, rispettivamente ) e il Sole (M s), sono legati come i cubi dei semiassi maggiori a 1 e a 2 delle loro orbite: . In questo caso non viene presa in considerazione l'interazione tra i corpi M 1 e M 2. Se trascuriamo le masse di questi corpi rispetto alla massa del Sole, otteniamo la formulazione della terza legge data dallo stesso Keplero: la terza legge di Keplero può essere espressa anche come la dipendenza tra il periodo orbitale T di un corpo con massa M e il semiasse maggiore dell'orbita a: . La terza legge di Keplero può essere utilizzata per determinare la massa delle stelle binarie.

Disegnare un oggetto (pianeta, cometa, ecc.) su una mappa stellare alle coordinate specificate.

BIGLIETTO N. 10

Pianeti terrestri: Mercurio, Marte, Venere, Terra, Plutone. Hanno dimensioni e masse piccole; la densità media di questi pianeti è molte volte maggiore della densità dell'acqua. Ruotano lentamente attorno ai loro assi. Hanno pochi compagni. I pianeti terrestri hanno superfici rocciose. La somiglianza dei pianeti terrestri non esclude differenze significative. Ad esempio, Venere, a differenza di altri pianeti, ruota nella direzione opposta al suo movimento attorno al Sole ed è 243 volte più lenta della Terra. Plutone è il più piccolo dei pianeti (diametro di Plutone = 2260 km, il satellite Caronte è 2 volte più piccolo, più o meno come il sistema Terra-Luna, sono un “doppio pianeta”), ma in termini di caratteristiche fisiche è vicino a questo gruppo.

Mercurio. Peso: 3*10 23 kg (0,055 terra) Orbita R: 0,387 UA Pianeta D: 4870 km Proprietà dell'atmosfera: praticamente non c'è atmosfera, elio e idrogeno dal Sole, sodio rilasciato dalla superficie surriscaldata del pianeta. Superficie: butterata da crateri, c'è una depressione di 1300 km di diametro chiamata Bacino del Caloris. Caratteristiche: Un giorno dura due anni.

Venere. Peso: 4,78*10 24 kg Orbita R: 0,723 UA Pianeta D: 12100 km Composizione dell'atmosfera: Principalmente anidride carbonica con miscele di azoto e ossigeno, nubi di condensa di acido solforico e fluoridrico. Superficie: deserto roccioso, relativamente liscio, ma sono presenti alcuni crateri Caratteristiche: pressione sulla superficie 90 volte superiore a quella terrestre, rotazione inversa in orbita, forte effetto serra (T=475 0 C).

Terra . Orbita R: 1 UA (150.000.000 chilometri) Pianeta R: 6400 km Composizione atmosferica: 78% azoto, 21% ossigeno e anidride carbonica. Superficie: la più varia. Caratteristiche: Molta acqua, condizioni necessarie per l'origine e l'esistenza della vita. C'è 1 satellite: la Luna.

Marte. Peso: 6,4*1023 kg Orbita R: 1,52 UA (228 milioni di chilometri) Pianeta D: 6670 km Composizione atmosferica: Anidride carbonica con impurità. Superficie: Crateri, Valles Marineris, Monte Olimpo - il più alto del sistema Caratteristiche: molta acqua nelle calotte polari, presumibilmente il clima era precedentemente adatto alla vita organica a base di carbonio e l'evoluzione del clima di Marte è reversibile. Ci sono 2 satelliti: Phobos e Deimos. Phobos sta lentamente cadendo verso Marte.

Plutone/Caronte.

Peso: 1,3*10 23 kg/1,8*10 11 kg

Orbita R: 29,65-49,28 UA

Pianeta D: 2324/1212 km

Composizione atmosferica: sottile strato di metano

Caratteristiche: L'orbita del doppio pianeta, forse planetesemale, non si trova nel piano di altre orbite. Plutone e Caronte si fronteggiano sempre dallo stesso lato

Pianeti giganti: Giove, Saturno, Urano, Nettuno.

Hanno dimensioni e masse grandi (massa di Giove > massa della Terra di 318 volte, in volume - di 1320 volte). I pianeti giganti ruotano molto rapidamente attorno al proprio asse. Il risultato di ciò è molta compressione. I pianeti si trovano lontano dal Sole. Si distinguono per un gran numero di satelliti (Giove ne ha 16, Saturno ne ha 17, Urano ne ha 16, Nettuno ne ha 8). La particolarità dei pianeti giganti sono gli anelli costituiti da particelle e blocchi. Questi pianeti non hanno superfici solide, la loro densità è bassa e sono costituiti principalmente da idrogeno ed elio. L'idrogeno gassoso nell'atmosfera passa nella fase liquida e poi nella fase solida. Allo stesso tempo, la rapida rotazione e il fatto che l'idrogeno diventa un conduttore di elettricità determina campi magnetici significativi di questi pianeti, che intrappolano le particelle cariche che volano dal Sole e formano cinture di radiazioni.

Giove Peso: 1,9*10 27 kg Orbita R: 5,2 UA Pianeta D: 143.760 km all'equatore Composizione: idrogeno con impurità di elio. Satelliti: Europa ha molta acqua, Ganimede ha ghiaccio, Io ha un vulcano di zolfo. Caratteristiche: La Grande Macchia Rossa, quasi una stella, il 10% della radiazione è propria, allontana la Luna da noi (2 metri all'anno).	Saturno. Peso: 5,68*10 26 Orbita R: 9,5 UA Pianeta D: 120.420 km Composizione: Idrogeno ed elio. Lune: Titano è più grande di Mercurio e ha un'atmosfera. Caratteristiche: bellissimi anelli, bassa densità, molti satelliti, poli del campo magnetico quasi coincidono con l'asse di rotazione.
Urano Peso: 8,5*1025 kg Orbita R: 19,2 UA Pianeta D: 51.300 km Composizione: Metano, ammoniaca. Satelliti: Miranda ha un terreno molto complesso. Caratteristiche: L'asse di rotazione è diretto verso il Sole, non irradia energia propria, il maggiore angolo di deviazione dell'asse magnetico dall'asse di rotazione.	Nettuno. Peso: 1*10 26 kg Orbita R: 30 UA Pianeta D: 49500 km Composizione: Metano, ammoniaca, atmosfera di idrogeno.. Satelliti: Tritone ha un'atmosfera di azoto, acqua. Caratteristiche: Emette 2,7 volte più energia assorbita.

Installazione di un modello della sfera celeste per una data latitudine e il suo orientamento lungo i lati dell'orizzonte.

BIGLIETTO N. 11

Caratteristiche distintive della Luna e dei satelliti planetari.

Luna- l'unico satellite naturale della Terra. La superficie della Luna è altamente eterogenea. Le principali formazioni su larga scala sono mari, montagne, crateri e raggi luminosi, forse espulsioni di materia. I mari, pianure scure e lisce, sono depressioni piene di lava solidificata. I diametri dei più grandi superano i 1000 km. Dott. tre tipi di formazioni sono molto probabilmente il risultato del bombardamento della superficie lunare nelle prime fasi dell'esistenza del Sistema Solare. Il bombardamento durò diverse ore. centinaia di milioni di anni e i detriti si depositarono sulla superficie della Luna e dei pianeti. Frammenti di asteroidi con un diametro che va da centinaia di chilometri alle più piccole particelle di polvere formavano il Ch. dettagli della Luna e dello strato superficiale delle rocce. Al periodo di bombardamento seguì il riempimento dei mari con la lava basaltica generata dal riscaldamento radioattivo dell'interno lunare. Dispositivi spaziali Sono stati registrati i dispositivi della serie Apollo attività sismica Lune, cosiddette l terremoto Campioni di suolo lunare portati sulla Terra dagli astronauti hanno mostrato che l'età di L. è di 4,3 miliardi di anni, probabilmente la stessa della Terra, ed è composta dalle stesse sostanze chimiche. elementi come la Terra, con approssimativamente lo stesso rapporto. Non c'è, e probabilmente non c'è mai stata, un'atmosfera su L., e non c'è motivo di affermare che la vita sia mai esistita lì. Secondo le ultime teorie, L. si è formato a seguito della collisione di planetesimi delle dimensioni di Marte e della giovane Terra. La temperatura della superficie lunare raggiunge i 100°C durante il giorno lunare e scende fino a -200°C durante la notte lunare. Non vi è alcuna erosione su L., per quanto affermato. la lenta distruzione delle rocce dovuta all'alternanza di espansione e contrazione termica e l'occasionale improvvisa catastrofe locale dovuta all'impatto di meteoriti.

La massa di L. viene misurata con precisione studiando le orbite dei suoi arti e dei suoi satelliti ed è correlata alla massa della Terra come 1/81,3; Il suo diametro di 3476 km è 1/3,6 del diametro terrestre. L. ha forma di ellissoide, anche se i tre diametri tra loro perpendicolari differiscono di non più di un chilometro. Il periodo di rotazione del pianeta è uguale al periodo di rivoluzione attorno alla Terra, per cui, a parte gli effetti della librazione, è sempre girato da un lato. Mercoledì la densità è di 3330 kg/m 3, un valore molto vicino alla densità delle principali rocce sottostanti la crosta terrestre, e la forza gravitazionale sulla superficie della Luna è 1/6 di quella terrestre. La Luna è il corpo celeste più vicino alla Terra. Se la Terra e la Luna fossero puntiformi o sfere rigide, la cui densità varia solo con la distanza dal centro, e non esistessero altri corpi celesti, l'orbita della Luna attorno alla Terra sarebbe un'ellisse costante. Tuttavia, il Sole e, in misura molto minore, i pianeti esercitano forze gravitazionali. influenza sul pianeta, provocando perturbazioni sui suoi elementi orbitali, per cui il semiasse maggiore, l'eccentricità e l'inclinazione sono continuamente soggetti a perturbazioni cicliche, oscillando attorno ai valori medi.

Satelliti naturali, un corpo naturale in orbita attorno a un pianeta. Nel Sistema Solare si conoscono più di 70 satelliti di varie dimensioni e ne vengono scoperti continuamente di nuovi. I sette satelliti più grandi sono la Luna, i quattro satelliti galileiani Giove, Titano e Tritone. Tutti hanno diametri superiori a 2500 km e sono piccoli “mondi” con una geologia complessa. storia; Alcune persone hanno un'atmosfera. Tutti gli altri satelliti hanno dimensioni paragonabili agli asteroidi, ad es. da 10 a 1500 km. Possono essere costituiti da roccia o ghiaccio, la forma varia da quasi sferica a irregolare, la superficie è antica con numerosi crateri oppure ha subito modificazioni legate all'attività del sottosuolo. Le dimensioni orbitali variano da meno di due a diverse centinaia di raggi planetari e il periodo orbitale varia da alcune ore a più di un anno. Si ritiene che alcuni satelliti siano stati catturati dall'attrazione gravitazionale del pianeta. Hanno orbite irregolari e talvolta vanno in direzione opposta al moto orbitale del pianeta attorno al Sole (il cosiddetto moto retrogrado). Orbite S.e. può essere fortemente inclinato rispetto al piano dell'orbita del pianeta oppure molto allungato. Sistemi estesi S.e. con orbite regolari attorno ai quattro pianeti giganti, nacque probabilmente da una nube di gas e polveri che circondava il pianeta genitore, simile alla formazione dei pianeti nella nebulosa protosolare. S.e. dimensioni inferiori a diverse. avere centinaia di chilometri forma irregolare e probabilmente si sono formati durante collisioni distruttive di corpi più grandi. Nell'est. regioni del sistema solare spesso orbitano vicino agli anelli. Elementi di orbite est. SE, soprattutto le eccentricità, sono soggette a forti perturbazioni provocate dal Sole. Parecchi coppie e anche triple S.e. hanno periodi di rivoluzione legati da una semplice relazione. Ad esempio, il satellite di Giove Europa ha un periodo quasi pari alla metà del periodo di Ganimede. Questo fenomeno è chiamato risonanza.

Determinazione delle condizioni di visibilità del pianeta Mercurio secondo il “Calendario Astronomico Scolastico”.

BIGLIETTO N. 12

Comete e asteroidi. Nozioni di base idee moderne sull'origine del sistema solare.

Cometa, un corpo celeste del Sistema Solare, costituito da particelle di ghiaccio e polvere, che si muovono su orbite molto allungate, il che significa che a distanza dal Sole sembrano macchie di forma ovale debolmente luminose. Quando si avvicina al Sole, attorno a questo nucleo si forma una chioma (un guscio quasi sferico di gas e polvere che circonda la testa di una cometa mentre si avvicina al Sole. Questa “atmosfera”, continuamente spazzata via dal vento solare, viene riempita con gas e polvere che fuoriescono dal nucleo. Il diametro della cometa raggiunge i 100 mila km. La velocità di fuga del gas e della polvere è di diversi chilometri al secondo rispetto al nucleo e sono dispersi nello spazio interplanetario parzialmente attraverso la coda della cometa. ) e coda (Un flusso di gas e polvere formato sotto l'influenza della leggera pressione e dell'interazione con il vento solare che si dissipa nello spazio interplanetario dell'atmosfera della cometa. Nella maggior parte delle comete, X. appare quando si avvicinano al Sole a una distanza inferiore superiore a 2 UA X. è sempre diretto lontano dal Sole. Il gas X. è formato da molecole ionizzate espulse dal nucleo, sotto l'influenza della radiazione solare ha un colore bluastro, confini netti, una larghezza tipica di 1 milione di km, lunghezza: decine di milioni di chilometri. La struttura di X. può cambiare notevolmente in diversi periodi. ore. La velocità delle singole molecole varia da 10 a 100 km/sec. La polvere X. è più diffusa e curva e la sua curvatura dipende dalla massa delle particelle di polvere. La polvere viene continuamente rilasciata dal nucleo e viene trasportata via dal flusso di gas.). Il centro, parte del pianeta, è chiamato nucleo ed è un corpo ghiacciato: i resti di enormi accumuli di planetesimi ghiacciati formatisi durante la formazione del Sistema Solare. Ora sono concentrati alla periferia, nella nuvola Oort-Epic. La massa media di un nucleo K è di 1-100 miliardi di kg, diametro 200-1200 m, densità 200 kg/m3 ("/5 la densità dell'acqua). I nuclei presentano vuoti. Si tratta di formazioni fragili, costituite da un terzo di ghiaccio e due terzi da polvere. Il ghiaccio è principalmente acqua, ma sono presenti mescolanze di altri composti. Ad ogni ritorno al Sole, il ghiaccio si scioglie, le molecole di gas lasciano il nucleo e trasportano particelle di polvere e ghiaccio, mentre un guscio sferico attorno al nucleo si forma una chioma, una lunga coda di plasma diretta lontano dal Sole e una coda di polvere. La quantità di materia persa dipende dalla quantità di polvere che copre il nucleo e dalla distanza dal Sole al perielio. Dati ottenuti dalle osservazioni navicella spaziale"Giotto" dietro la cometa di Halley da distanza ravvicinata, confermato da molti. teorie della struttura di K.

K. prendono solitamente il nome dai loro scopritori, indicando l'anno in cui furono osservati l'ultima volta. Sono divisi in breve periodo. e a lungo termine Breve periodo K. ruotano attorno al Sole con un periodo di diversi. anni, mercoledì. OK. 8 anni; il periodo più breve - poco più di 3 anni - ha K. Encke. Questi K. furono catturati dalla gravità. campo di Giove e cominciò a ruotare in orbite relativamente piccole. Uno tipico ha una distanza al perielio di 1,5 UA. e viene completamente distrutto dopo 5mila rivoluzioni, dando origine ad una pioggia di meteoriti. Gli astronomi hanno osservato il decadimento di K. West nel 1976 e di K. *Biela. Al contrario, i periodi di circolazione sono di lungo periodo. K. può raggiungere 10mila, o anche 1 milione di anni, e il loro afelio può trovarsi a 1/3 della distanza dalle stelle più vicine. Attualmente si conoscono circa 140 K. di breve periodo e 800 K. di lungo periodo, e ogni L'anno apre circa 30 nuovi K. La nostra conoscenza di questi oggetti è incompleta, perché vengono rilevati solo quando si avvicinano al Sole a una distanza di circa 2,5 UA. Si stima che circa un trilione di K orbitino attorno al Sole.

Asteroide(asteroide), un piccolo pianeta, che ha un'orbita quasi circolare, situato vicino al piano dell'eclittica tra le orbite di Marte e Giove. Agli A. appena scoperti viene assegnato un numero di serie dopo aver determinato la loro orbita, che è sufficientemente accurato in modo che A. “non si perda”. Nel 1796 i francesi. L’astronomo Joseph Jérôme Lalande propose di iniziare la ricerca del pianeta “mancante” tra Marte e Giove, previsto dalla regola di Bode. Alla vigilia di Capodanno 1801, italiano. L'astronomo Giuseppe Piazzi scoprì Cerere mentre effettuava osservazioni per compilare un catalogo stellare. Tedesco lo scienziato Carl Gauss ne calcolò l'orbita. Ad oggi si conoscono circa 3.500 asteroidi. I raggi di Cerere, Pallade e Vesta sono rispettivamente di 512, 304 e 290 km, gli altri sono più piccoli. Secondo le stime del cap. la cintura è di ca. 100 milioni di A., la loro massa totale risulta essere circa 1/2200 della massa originariamente presente in quest'area. L'emergere del moderno A., forse, è associato alla distruzione del pianeta (tradizionalmente chiamato Phaethon, il nome moderno è il pianeta di Olbers) a seguito di una collisione con un altro corpo. Le superfici degli oggetti osservati sono costituite da metalli e rocce. A seconda della loro composizione, gli asteroidi sono divisi in tipi (C, S, M, U). La composizione di tipo U non è stata identificata.

A. sono anche raggruppati per elementi orbitali, formando i cosiddetti. Famiglia Hirayama. La maggior parte degli A. hanno un periodo orbitale di ca. 8 in punto Tutti i satelliti con un raggio inferiore a 120 km hanno una forma irregolare e le loro orbite sono soggette alla gravità. influenza di Giove. Di conseguenza, ci sono lacune nella distribuzione di A lungo i semiassi maggiori delle orbite, chiamate portelli di Kirkwood. A., cadendo in questi portelli, avrebbe periodi multipli del periodo orbitale di Giove. Le orbite degli asteroidi in questi portelli sono estremamente instabili. interno ed est. i bordi della cintura A. si trovano in aree in cui questo rapporto è 1: 4 e 1: 2. A.

Quando una protostella collassa, forma un disco di materiale che circonda la stella. Parte della materia di questo disco ricade sulla stella, obbedendo alla forza di gravità. Il gas e la polvere rimasti nel disco si raffreddano gradualmente. Quando la temperatura scende abbastanza, la sostanza del disco inizia a raccogliersi in piccoli grumi: sacche di condensa. Ecco come nascono i planetesimi. Durante la formazione del Sistema Solare, alcuni planetesimi furono distrutti a seguito di collisioni, mentre altri si unirono per formare pianeti. Nella parte esterna del Sistema Solare si formarono grandi nuclei planetari, che erano in grado di trattenere una certa quantità di gas sotto forma di nube primaria. Le particelle più pesanti venivano trattenute dall'attrazione del Sole e, sotto l'influenza delle forze di marea, non potevano formarsi in pianeti per molto tempo. Ciò segnò l'inizio della formazione dei “giganti gassosi”: Giove, Saturno, Urano e Nettuno. Probabilmente svilupparono i propri mini-dischi di gas e polvere, dai quali alla fine formarono lune e anelli. Infine, nel sistema solare interno, Mercurio, Venere, Terra e Marte si formano dalla materia solida.

Determinazione delle condizioni di visibilità del pianeta Venere secondo il “Calendario Astronomico Scolastico”.

BIGLIETTO N. 13

Il sole è come una tipica stella. Le sue caratteristiche principali.

Sole, il corpo centrale del Sistema Solare, è una sfera di plasma caldo. La stella attorno alla quale ruota la Terra. Una stella ordinaria della sequenza principale della classe spettrale G2, una massa gassosa autoluminosa composta dal 71% di idrogeno e dal 26% di elio. La magnitudine assoluta è +4,83, la temperatura superficiale effettiva è 5770 K. Al centro del Sole è 15 * 10 6 K, il che fornisce una pressione in grado di resistere alla forza di gravità, che sulla superficie del Sole (fotosfera ) è 27 volte maggiore che sulla Terra. Una temperatura così elevata è dovuta alle reazioni termonucleari di conversione dell'idrogeno in elio (reazione protone-protone) (l'energia emessa dalla superficie della fotosfera è 3,8 * 10 26 W). Il sole è un corpo sfericamente simmetrico in equilibrio. A seconda dei cambiamenti delle condizioni fisiche, il Sole può essere diviso in diversi strati concentrici, trasformandosi gradualmente l'uno nell'altro. Quasi tutta l'energia solare viene generata nella regione centrale - nucleo, dove avviene la reazione? fusione nucleare. Il nucleo occupa meno di 1/1000 del suo volume, la densità è di 160 g/cm 3 (la densità della fotosfera è 10 milioni di volte inferiore a quella dell'acqua). A causa dell'enorme massa del Sole e dell'opacità della sua materia, la radiazione viaggia dal nucleo alla fotosfera molto lentamente: circa 10 milioni di anni. Durante questo periodo la frequenza diminuisce radiazione a raggi X, e diventa luce visibile. Tuttavia, i neutrini prodotti nelle reazioni nucleari lasciano liberamente il Sole e, in linea di principio, forniscono informazioni dirette sul nucleo. La discrepanza tra il flusso di neutrini osservato e quello previsto teoricamente ha dato origine a un serio dibattito struttura interna Sole. Nell'ultimo 15% del raggio è presente una zona convettiva. I movimenti convettivi svolgono anche un ruolo nel trasferimento dei campi magnetici generati dalle correnti nei suoi strati interni rotanti, che si manifesta come attività solare, e molto altro ancora campi forti osservato nelle macchie solari. All'esterno della fotosfera si trova l'atmosfera solare, nella quale la temperatura raggiunge un valore minimo di 4200 K, per poi aumentare nuovamente per la dissipazione delle onde d'urto generate dalla convezione subfotosferica nella cromosfera, dove aumenta bruscamente fino al valore di 2* 10 6 K, caratteristico della corona. L'elevata temperatura di quest'ultimo porta ad un continuo deflusso di materia plasmatica nello spazio interplanetario sotto forma di vento solare. In alcune aree l’intensità del campo magnetico può aumentare rapidamente e fortemente. Questo processo è accompagnato da un intero complesso di fenomeni di attività solare. Questi includono i brillamenti solari (nella cromosfera), le protuberanze (nella corona solare) e i buchi coronali (regioni speciali della corona).

La massa del Sole è 1,99*10 30 kg, il raggio medio, determinato dalla fotosfera approssimativamente sferica, è di 700.000 km. Ciò equivale rispettivamente a 330.000 masse terrestri e 110 raggi terrestri; Il Sole può ospitare 1,3 milioni di corpi come la Terra. La rotazione del Sole provoca il movimento delle sue formazioni superficiali, come le macchie solari, nella fotosfera e negli strati situati sopra di essa. Periodo medio la rotazione è di 25,4 giorni, all'equatore è di 25 giorni e ai poli di 41 giorni. La rotazione è responsabile della compressione del disco solare, pari allo 0,005%.

Determinazione delle condizioni di visibilità del pianeta Marte secondo il “Calendario Astronomico Scolastico”.

BIGLIETTO N. 14

Le manifestazioni più importanti dell'attività solare, la loro connessione con i fenomeni geofisici.

L'attività solare è una conseguenza della convezione negli strati intermedi della stella. La ragione di questo fenomeno è che la quantità di energia proveniente dal nucleo è molto maggiore di quella rimossa dalla conduttività termica. La convezione provoca forti campi magnetici generati dalle correnti negli strati convettivi. Le principali manifestazioni dell'attività solare che influenzano la terra sono le macchie solari, il vento solare e le protuberanze.

Macchie solari, formazioni nella fotosfera del Sole, sono state osservate fin dall'antichità, e attualmente sono considerate regioni della fotosfera con una temperatura di 2000 K inferiore a quelle circostanti, a causa della presenza di un forte campo magnetico (ca. 2000 Gauss). S.p. sono costituiti da un centro relativamente scuro, una parte (ombra) e una penombra fibrosa più chiara. Il flusso di gas dall'ombra alla penombra è chiamato effetto Evershed (V=2 km/s). Numero di S.p. e il loro aspetto varia nel corso di 11 anni ciclo dell’attività solare, o ciclo delle macchie solari, che è descritto dalla legge di Sperer e illustrato graficamente dal diagramma a farfalla di Maunder (movimento delle macchie lungo la latitudine). Numero relativo delle macchie solari di Zurigo indica la superficie totale coperta dalla S.p. Le variazioni a lungo termine si sovrappongono al ciclo principale di 11 anni. Ad esempio, S.p. cambia mag. polarità durante il ciclo di 22 anni dell’attività solare. Ma l’esempio più eclatante di variazioni di lungo periodo è il minimo. Maunder (1645-1715), quando S.p. erano assenti. Sebbene sia generalmente accettato che le variazioni nel numero di S.p. determinato dalla diffusione del campo magnetico dall'interno solare rotante, il processo non è ancora del tutto compreso. Il forte campo magnetico delle macchie solari influenza il campo terrestre causando interferenze radio e aurore. ce ne sono diversi effetti inconfutabili di breve periodo, una dichiarazione sull'esistenza di un lungo periodo. il rapporto tra clima e numero di S.p., soprattutto il ciclo undecennale, è molto controverso, a causa della difficoltà di soddisfare le condizioni necessarie per effettuare un accurato analisi statistica dati.

vento soleggiato Deflusso di plasma ad alta temperatura (elettroni, protoni, neutroni e adroni) corona solare, radiazione di onde intense dello spettro radio, raggi X nello spazio circostante. Forma il cosiddetto eliosfera che si estende fino a 100 UA. dal sole. Il vento solare è così intenso che può danneggiare gli strati esterni delle comete, facendo apparire una “coda”. S.V. ionizza gli strati superiori dell'atmosfera, a causa dei quali si forma lo strato di ozono, provoca aurore e un aumento del fondo radioattivo e delle interferenze radio nei luoghi in cui lo strato di ozono viene distrutto.

L’ultimo massimo di attività solare è stato nel 2001. Per massima attività solare si intende il maggior numero di macchie solari, radiazioni e protuberanze. È stato a lungo stabilito che i cambiamenti nell'attività solare Il sole influenza i seguenti fattori:

* situazione epidemiologica sulla Terra;

* numero di diverse tipologie di catastrofi naturali (tifoni, terremoti, inondazioni, ecc.);

*sul numero degli incidenti automobilistici e ferroviari.

Il massimo di tutto ciò si verifica durante gli anni del Sole attivo. Come ha stabilito lo scienziato Chizhevskij, il Sole attivo influisce sul benessere di una persona. Da allora sono state compilate previsioni periodiche del benessere umano.

2. Determinazione delle condizioni di visibilità del pianeta Giove secondo il “Calendario Astronomico Scolastico”.

BIGLIETTO N. 15

Metodi per determinare le distanze delle stelle, unità di distanza e relazione tra loro.

Il metodo della parallasse viene utilizzato per misurare la distanza dai corpi del sistema solare. Il raggio della terra risulta essere troppo piccolo per servire come base per misurare lo spostamento parallattico delle stelle e la loro distanza. Pertanto, usano la parallasse annuale anziché quella orizzontale.

La parallasse annuale di una stella è l'angolo (p) al quale il semiasse maggiore dell'orbita terrestre potrebbe essere visto dalla stella se questa è perpendicolare alla linea di vista.

a è il semiasse maggiore dell’orbita terrestre,

p – parallasse annuale.

Viene utilizzata anche l'unità di distanza parsec. Il Parsec è la distanza dalla quale è visibile il semiasse maggiore dell'orbita terrestre, perpendicolare alla linea di vista, con un angolo di 1².

1 parsec = 3,26 anni luce = 206265 UA. e. = 3 * 10 11 km.

Misurando la parallasse annuale, puoi determinare in modo affidabile la distanza delle stelle situate a non più di 100 parsec o 300 anni luce di distanza. anni.

Se si conoscono la magnitudine assoluta e quella apparente, la distanza dalla stella può essere determinata utilizzando la formula log(r)=0,2*(m-M)+1

Determinazione delle condizioni di visibilità della Luna secondo il “Calendario Astronomico Scolastico”.

BIGLIETTO N. 16

Caratteristiche fisiche di base delle stelle, relazione tra queste caratteristiche. Condizioni per l'equilibrio delle stelle.

Caratteristiche fisiche fondamentali delle stelle: luminosità, magnitudine assoluta e apparente, massa, temperatura, dimensione, spettro.

Luminosità– energia emessa da una stella o da un altro corpo celeste per unità di tempo. Solitamente espressa in unità di luminosità solare, espressa dalla formula log (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), dove L e M sono la luminosità e la magnitudine assoluta della sorgente, Lc e Mc sono i valori corrispondenti per il Sole (Mc = +4,83). Determinato anche dalla formula L=4πR 2 σT 4. Sono note stelle la cui luminosità è molte volte maggiore della luminosità del Sole. La luminosità di Aldebaran è 160 e Rigel è 80.000 volte più grande del Sole. Ma la stragrande maggioranza delle stelle ha luminosità paragonabili o inferiori a quella del Sole.

Magnitudo – una misura della luminosità di una stella. Z.v. non dà un'idea vera del potere radiante della stella. Una stella debole vicina alla Terra può apparire più luminosa di una stella luminosa distante perché il flusso di radiazione da esso ricevuto diminuisce in proporzione inversa al quadrato della distanza. Visibile W.V. - lo splendore di una stella che un osservatore vede guardando il cielo. Assoluto Z.v. - una misura di luminosità reale, rappresenta il livello di brillantezza che una stella avrebbe se si trovasse ad una distanza di 10 pc. Ipparco inventò il sistema delle stelle visibili. nel 2 ° secolo AVANTI CRISTO. Alle stelle venivano assegnati numeri in base alla loro luminosità apparente; le stelle più luminose erano di 1a magnitudine e le più deboli erano di 6a magnitudine. Tutto R. 19esimo secolo questo sistema è stato modificato. Scala moderna di Z.v. è stata costituita determinando Z.v. campione rappresentativo di stelle vicine al nord. poli del mondo (serie polare nord). Sulla base di loro, furono determinati Z.v. tutte le altre stelle. Questa è una scala logaritmica, in cui le stelle di 1a magnitudine sono 100 volte più luminose delle stelle di 6a magnitudine. Poiché la precisione della misurazione aumentava, è stato necessario introdurre i decimi. Le stelle più luminose sono più luminose della prima magnitudine e alcune hanno addirittura magnitudini negative.

Massa stellare – un parametro direttamente determinato solo per le componenti di stelle doppie con orbite e distanze note (M 1 + M 2 = R 3 / T 2). Quello. Sono state stabilite le masse solo di poche dozzine di stelle, ma per un numero molto maggiore la massa può essere determinata dalla relazione massa-luminosità. Masse superiori a 40 solari e inferiori a 0,1 solari sono molto rare. La maggior parte delle stelle ha una massa inferiore a quella del Sole. La temperatura al centro di tali stelle non può raggiungere il livello al quale iniziano le reazioni di fusione nucleare e l'unica fonte della loro energia è la compressione Kelvin-Helmholtz. Tali oggetti sono chiamati nane brune.

Relazione massa-luminosità, trovato nel 1924 da Eddington, il rapporto tra luminosità L e massa stellare M. Il rapporto ha la forma L/Lc = (M/Mc) a, dove Lc e Mc sono rispettivamente la luminosità e la massa del Sole, il valore UN di solito è compreso tra 3 e 5. La relazione deriva dal fatto che le proprietà osservate delle stelle normali sono determinate principalmente dalla loro massa. Questa relazione per le stelle nane concorda bene con le osservazioni. Si ritiene che ciò valga anche per le supergiganti e le giganti, sebbene la loro massa sia difficile da misurare direttamente. La relazione non si applica alle nane bianche, perché aumenta la loro luminosità.

La temperatura è stellare– la temperatura di una certa regione della stella. È una delle caratteristiche fisiche più importanti di qualsiasi oggetto. Tuttavia, poiché la temperatura delle diverse regioni di una stella differisce, e anche perché la temperatura è una quantità termodinamica che dipende dal flusso di radiazione elettromagnetica e dalla presenza di vari atomi, ioni e nuclei in alcune regioni dell’atmosfera stellare, tutte queste differenze sono uniti ad una temperatura effettiva strettamente correlata alla radiazione della stella nella fotosfera. Temperatura effettiva, un parametro che caratterizza la quantità totale di energia emessa da una stella per unità di area della sua superficie. Questo è un metodo inequivocabile per descrivere la temperatura stellare. Questo. è determinata attraverso la temperatura di un corpo assolutamente nero che, secondo la legge di Stefan-Boltzmann, irradierebbe la stessa potenza per unità di superficie della stella. Sebbene lo spettro di una stella differisca in dettaglio in modo significativo dallo spettro di un corpo assolutamente nero, tuttavia, la temperatura effettiva caratterizza l'energia del gas negli strati esterni della fotosfera stellare e consente, utilizzando la legge di spostamento di Wien (λ max = 0,29 /T), per determinare a quale lunghezza d'onda si trova il massimo della radiazione stellare, e quindi il colore della stella.

Di dimensioni le stelle si dividono in nane, subnane, stelle normali, giganti, subgiganti e supergiganti.

Allineare stelle dipende dalla sua temperatura, pressione, densità del gas della sua fotosfera, intensità del campo magnetico e sostanze chimiche. composizione.

Classi spettrali, classificazione delle stelle in base ai loro spettri (principalmente in base all'intensità delle righe spettrali), introdotta per la prima volta dall'italiano. astronomo Secchi. Introdotte le designazioni delle lettere, che sono state modificate con l'ampliamento della conoscenza sui processi interni. struttura delle stelle. Il colore di una stella dipende dalla temperatura della sua superficie, quindi nei tempi moderni. Classificazione spettrale Draper (Harvard) S.k. disposti in ordine decrescente di temperatura:

Diagramma Hertzsprung-Russell, un grafico che permette di determinare due caratteristiche fondamentali delle stelle, esprime la relazione tra magnitudine assoluta e temperatura. Prende il nome dall'astronomo danese Hertzsprung e dall'astronomo americano Russell, che pubblicarono il primo diagramma nel 1914. Le stelle più calde si trovano a sinistra del diagramma, e le stelle con la massima luminosità sono in alto. Dall'angolo in alto a sinistra va in basso a destra sequenza principale, riflettendo l'evoluzione delle stelle e terminando con le stelle nane. La maggior parte delle stelle appartiene a questa sequenza. Anche il sole appartiene a questa sequenza. Sopra questa sequenza, nell'ordine indicato si trovano subgiganti, supergiganti e giganti, sotto: subnane e nane bianche. Questi gruppi di stelle sono chiamati classi di luminosità.

Condizioni di equilibrio: come è noto, le stelle sono gli unici oggetti della natura all'interno dei quali avvengono reazioni di fusione termonucleare incontrollata, che sono accompagnate dal rilascio di una grande quantità di energia e determinano la temperatura delle stelle. La maggior parte delle stelle sono in uno stato stazionario, cioè non esplodono. Alcune stelle esplodono (le cosiddette novae e supernovae). Perché le stelle sono generalmente in equilibrio? La forza delle esplosioni nucleari nelle stelle stazionarie è bilanciata dalla forza di gravità, motivo per cui queste stelle mantengono l'equilibrio.

Calcolo delle dimensioni lineari di un luminare da dimensioni angolari e distanze note.

BIGLIETTO N. 17

1. Il significato fisico della legge di Stefan-Boltzmann e la sua applicazione per determinare le caratteristiche fisiche delle stelle.

Legge di Stefan-Boltzmann, il rapporto tra il potere radiante totale di un corpo nero e la sua temperatura. La potenza totale di un'area di radiazione unitaria in W per 1 m2 è data dalla formula Р = σ Т 4, Dove σ = 5,67*10 -8 W/m 2 K 4 - costante di Stefan-Boltzmann, T - temperatura assoluta di un corpo nero assoluto. Sebbene gli astronomi raramente emettano oggetti come un corpo nero, il loro spettro di emissione è spesso un buon modello dello spettro dell'oggetto reale. La dipendenza dalla temperatura alla 4a potenza è molto forte.

e – energia di radiazione per unità di superficie della stella

L è la luminosità della stella, R è il raggio della stella.

Utilizzando la formula di Stefan-Boltzmann e la legge di Wien, viene determinata la lunghezza d'onda alla quale si verifica la massima radiazione:

l max T = b, b – costante di Wien

Puoi procedere nel modo opposto, cioè utilizzare la luminosità e la temperatura per determinare le dimensioni delle stelle

2. Determinazione della latitudine geografica del sito di osservazione in base all'altezza data della stella al suo culmine e alla sua declinazione.

H = 90 0 - +

h – altezza del luminare

BIGLIETTO N. 18

Stelle variabili e non stazionarie. Il loro significato per lo studio della natura delle stelle.

La luminosità delle stelle variabili cambia nel tempo. Ora si sa ca. 3*10 4 . P.Z. sono divisi in fisici, la cui luminosità cambia a causa di processi che avvengono dentro o vicino ad essi, e ottici P.Z., dove questo cambiamento è dovuto alla rotazione o al movimento orbitale.

I tipi più importanti di fisici PZ:

pulsante – Cefeidi, stelle tipo Mira Ceti, giganti rosse semiregolari e irregolari;

Eruttiva(esplosivo) – stelle con conchiglie, variabili giovani irregolari, incl. Stelle T Tauri (stelle irregolari molto giovani associate a nebulose diffuse), supergiganti di Hubble-Sanage (supergiganti calde di elevata luminosità, gli oggetti più luminosi nelle galassie. Sono instabili e sono probabili sorgenti di radiazione vicino al limite di luminosità di Eddington, al di sopra del quale "soffiando via" i gusci delle stelle. Potenziali supernove.), nane rosse flaring;

Cataclisma - novae, supernovae, simbiotiche;

Stelle binarie a raggi X

Il P.Z. includono il 98% delle affermazioni fisiche conosciute. Quelli ottici includono binarie ad eclisse e rotanti come pulsar e variabili magnetiche. Il sole è classificato come rotante, perché la sua magnitudine cambia poco quando sul disco appaiono le macchie solari.

Tra le stelle pulsanti sono molto interessanti le Cefeidi, che prendono il nome da una delle prime variabili scoperte di questo tipo: 6 Cefei. Le Cefeidi sono stelle di elevata luminosità e temperatura moderata (supergiganti gialle). Nel corso dell'evoluzione hanno acquisito una struttura speciale: a una certa profondità è apparso uno strato che accumula l'energia proveniente dalle profondità, per poi rilasciarla nuovamente. La stella si contrae periodicamente mentre si riscalda e si espande mentre si raffredda. Pertanto, l'energia della radiazione viene assorbita dal gas stellare, ionizzandolo, oppure rilasciata nuovamente quando, mentre il gas si raffredda, gli ioni catturano elettroni, emettendo quanti di luce. Di conseguenza, la luminosità delle Cefeidi cambia, di regola, più volte nell'arco di diversi giorni. Le cefeidi svolgono un ruolo speciale in astronomia. Nel 1908, l'astronomo americano Henrietta Leavitt, che studiò le Cefeidi in una delle galassie vicine, la Piccola Nube di Magellano, notò che queste stelle risultavano più luminose quanto più lungo era il periodo di cambiamento della loro luminosità. Le dimensioni della Piccola Nube di Magellano sono piccole rispetto alla sua distanza, il che significa che le differenze nella luminosità apparente riflettono le differenze nella luminosità. Grazie alla relazione periodo-luminosità trovata da Leavitt, è facile calcolare la distanza di ciascuna Cefeide misurandone la luminosità media e il periodo di variabilità. E poiché le supergiganti sono chiaramente visibili, le Cefeidi possono essere utilizzate per determinare le distanze anche delle galassie relativamente distanti in cui vengono osservate.C'è una seconda ragione per il ruolo speciale delle Cefeidi. Negli anni '60 L'astronomo sovietico Yuri Nikolaevich Efremov ha scoperto che più lungo è il periodo delle Cefeidi, più giovane è questa stella. Utilizzando la relazione periodo-età, non è difficile determinare l'età di ciascuna Cefeide. Selezionando le stelle con periodi massimi e studiando i gruppi stellari a cui appartengono, gli astronomi stanno esplorando le strutture più giovani della Galassia. Le Cefeidi, più di altre stelle pulsanti, meritano il nome di variabili periodiche. Ogni ciclo successivo di cambiamenti di luminosità di solito ripete in modo molto accurato quello precedente. Esistono però delle eccezioni, la più famosa delle quali è la Stella Polare. Da tempo si è scoperto che appartiene alle Cefeidi, sebbene muti la sua luminosità entro limiti piuttosto insignificanti. Ma negli ultimi decenni queste fluttuazioni hanno cominciato a svanire e verso la metà degli anni '90. La Stella Polare ha praticamente smesso di pulsare.

Stelle con conchiglie, stelle che espellono continuamente o ad intervalli irregolari un anello di gas dall'equatore o un guscio sferico. 3. con o. - stelle giganti o nane di classe spettrale B, in rapida rotazione e vicine al limite della distruzione. Lo spargimento della conchiglia è solitamente accompagnato da una diminuzione o aumento della luminosità.

Stelle simbiotiche, stelle i cui spettri contengono righe di emissione e combinano le caratteristiche di una gigante rossa e di un oggetto caldo: una nana bianca o un disco di accrescimento attorno a una stella del genere.

Le stelle RR Lyrae rappresentano un altro importante gruppo di stelle pulsanti. Queste sono vecchie stelle con circa la stessa massa del Sole. Molti di loro si trovano negli ammassi stellari globulari. Di norma, cambiano la loro luminosità di una grandezza in circa un giorno. Le loro proprietà, come quelle delle Cefeidi, vengono utilizzate per calcolare le distanze astronomiche.

R Corona settentrionale e le star come lei si comportano in modi del tutto imprevedibili. Questa stella di solito può essere vista ad occhio nudo. Ogni pochi anni, la sua luminosità scende a circa l'ottava magnitudine, per poi aumentare gradualmente, tornando al livello precedente. Apparentemente, la ragione di ciò è che questa stella supergigante emette nubi di carbonio, che si condensa in granelli, formando qualcosa di simile alla fuliggine. Se una di queste spesse nubi nere passa tra noi e una stella, blocca la luce della stella finché la nube non si dissipa nello spazio. Stelle di questo tipo producono polvere densa, che è importante nelle regioni in cui si formano le stelle.

Stelle di chiarore. I fenomeni magnetici sul Sole causano macchie solari ed eruzioni solari, ma non possono influenzare in modo significativo la luminosità del Sole. Per alcune stelle - le nane rosse - questo non è il caso: su di esse tali bagliori raggiungono proporzioni enormi e, di conseguenza, la radiazione luminosa può aumentare di un'intera grandezza stellare, o anche di più. La stella più vicina al Sole, Proxima Centauri, è una di queste stelle a brillamento. Queste esplosioni di luce non possono essere previste in anticipo e durano solo pochi minuti.

Calcolo della declinazione di una stella in base ai dati relativi alla sua altitudine al suo culmine ad una certa latitudine geografica.

H = 90 0 - +

h – altezza del luminare

BIGLIETTO N. 19

Stelle binarie e loro ruolo nel determinare le caratteristiche fisiche delle stelle.

Una stella doppia è una coppia di stelle legate in un unico sistema dalle forze gravitazionali e che ruotano attorno a un centro di gravità comune. Le stelle che compongono una stella binaria sono chiamate le sue componenti. Le stelle doppie sono molto comuni e si dividono in diversi tipi.

Ogni componente della stella doppia visiva è chiaramente visibile attraverso un telescopio. La distanza tra loro e il loro orientamento reciproco cambiano lentamente nel tempo.

Gli elementi della binaria eclissante si bloccano alternativamente a vicenda, quindi la luminosità del sistema si indebolisce temporaneamente, il periodo tra due cambiamenti di luminosità è pari alla metà del periodo orbitale. La distanza angolare tra i componenti è molto piccola e non possiamo osservarli separatamente.

Le stelle binarie spettrali vengono rilevate dai cambiamenti nei loro spettri. Durante la rotazione reciproca, le stelle si muovono periodicamente verso la Terra o lontano dalla Terra. I cambiamenti nel movimento possono essere determinati dall'effetto Doppler nello spettro.

I binari di polarizzazione sono caratterizzati da cambiamenti periodici nella polarizzazione della luce. In tali sistemi, le stelle durante il loro movimento orbitale illuminano gas e polvere nello spazio tra di loro, l'angolo di incidenza della luce su questa sostanza cambia periodicamente e la luce diffusa è polarizzata. Misurazioni accurate di questi effetti rendono possibile il calcolo orbite, rapporti di massa stellare, dimensioni, velocità e distanze tra i componenti. Ad esempio, se una stella è sia eclissante che binaria spettroscopica, allora possiamo determinarlo la massa di ciascuna stella e l'inclinazione dell'orbita. Dalla natura del cambiamento di luminosità nei momenti delle eclissi, puoi determinarlo dimensioni relative delle stelle e studiare la struttura delle loro atmosfere. Le stelle binarie che producono radiazione a raggi X sono chiamate binarie a raggi X. In alcuni casi, si osserva una terza componente in orbita attorno al centro di massa del sistema binario. A volte uno dei componenti di un sistema binario (o entrambi), a sua volta, può rivelarsi tale stelle doppie. I componenti vicini di una stella binaria in un sistema triplo possono avere un periodo di diversi giorni, mentre il terzo elemento può orbitare attorno al centro di massa comune della coppia stretta con un periodo di centinaia o addirittura migliaia di anni.

Misurare la velocità delle stelle in un sistema binario e applicare la legge di gravitazione universale è un metodo importante per determinare le masse delle stelle. Lo studio delle stelle binarie è l'unico modo diretto per calcolare le masse stellari.

In un sistema di stelle doppie ravvicinate, le forze gravitazionali reciproche tendono ad allungare ciascuna di esse, dandogli la forma di una pera. Se la gravità è abbastanza forte, arriva un momento critico quando la materia inizia a fluire da una stella e cadere su un'altra. Intorno a queste due stelle si trova una certa regione a forma di otto tridimensionale, la cui superficie rappresenta il confine critico. Queste due figure a forma di pera, ciascuna attorno a una stella diversa, sono chiamate lobi di Roche. Se una delle stelle diventa così grande da riempire il suo lobo di Roche, la materia da essa si precipita verso l'altra stella nel punto in cui le cavità si toccano. Spesso il materiale stellare non cade direttamente sulla stella, ma prima ruota attorno, formando quello che viene chiamato disco di accrescimento. Se entrambe le stelle si sono espanse così tanto da riempire i lobi di Roche, allora appare una stella binaria di contatto. Il materiale di entrambe le stelle si mescola e si fonde in una palla attorno ai due nuclei stellari. Poiché tutte le stelle alla fine si gonfiano fino a diventare giganti, e molte stelle sono binarie, i sistemi binari che interagiscono non sono rari.

Calcolo dell'altezza del luminare al suo culmine in base ad una declinazione nota per una data latitudine geografica.

H = 90 0 - +

h – altezza del luminare

BIGLIETTO N. 20

L'evoluzione delle stelle, le sue fasi e quelle finali.

Le stelle si formano in gas interstellari, nubi di polvere e nebulose. La forza principale che “forma” le stelle è la gravità. In determinate condizioni, un'atmosfera molto rarefatta (gas interstellare) inizia a comprimersi sotto l'influenza delle forze gravitazionali. La nube di gas è compattata al centro, dove viene trattenuto il calore rilasciato durante la compressione: emerge una protostella che emette nella gamma degli infrarossi. La protostella si riscalda sotto l'influenza della materia che cade su di essa e le reazioni di fusione nucleare iniziano con il rilascio di energia. In questo stato è già una stella variabile del tipo T Tauri. I resti della nuvola si dissipano. Le forze gravitazionali poi spingono gli atomi di idrogeno verso il centro, dove si fondono, formando elio e rilasciando energia. La crescente pressione al centro impedisce un'ulteriore compressione. Questa è una fase stabile dell’evoluzione. Questa stella è una stella della sequenza principale. La luminosità di una stella aumenta man mano che il suo nucleo diventa più denso e caldo. Il tempo che una stella rimane nella Sequenza Principale dipende dalla sua massa. Per il Sole, questo è di circa 10 miliardi di anni, ma le stelle molto più massicce del Sole esistono stazionarie solo per pochi milioni di anni. Dopo che la stella ha esaurito l'idrogeno contenuto nella sua parte centrale, all'interno della stella si verificano grandi cambiamenti. L'idrogeno inizia a bruciarsi non al centro, ma nel guscio, che aumenta di dimensioni e si gonfia. Di conseguenza, la dimensione della stella stessa aumenta notevolmente e la sua temperatura superficiale diminuisce. È questo processo che dà origine alle giganti rosse e alle supergiganti. Le fasi finali dell'evoluzione di una stella sono determinate anche dalla massa della stella. Se questa massa non supera la massa solare di più di 1,4 volte, la stella si stabilizza, diventando una nana bianca. La compressione catastrofica non si verifica a causa della proprietà di base degli elettroni. C'è un grado di compressione oltre il quale cominciano a respingersi, anche se non esiste più alcuna fonte di energia termica. Ciò accade solo quando gli elettroni e i nuclei atomici vengono compressi in modo incredibilmente stretto, formando una materia estremamente densa. Una nana bianca con la massa del Sole ha approssimativamente lo stesso volume della Terra. La nana bianca si raffredda gradualmente, trasformandosi infine in una palla scura di cenere radioattiva. Secondo gli astronomi, almeno un decimo di tutte le stelle della Galassia sono nane bianche.

Se la massa di una stella che collassa supera la massa del Sole di oltre 1,4 volte, allora una stella del genere, avendo raggiunto lo stadio di nana bianca, non si fermerà qui. In questo caso, le forze gravitazionali sono così forti che gli elettroni vengono pressati nei nuclei atomici. Di conseguenza, i protoni si trasformano in neutroni che possono aderire l'uno all'altro senza spazi vuoti. La densità delle stelle di neutroni supera anche quella delle nane bianche; ma se la massa del materiale non supera le 3 masse solari, i neutroni, come gli elettroni, possono essi stessi impedire un'ulteriore compressione. Una tipica stella di neutroni ha un diametro compreso tra 10 e 15 km e un centimetro cubo del suo materiale pesa circa un miliardo di tonnellate. Oltre alla loro enorme densità, le stelle di neutroni hanno altre due proprietà speciali che le rendono rilevabili nonostante le loro piccole dimensioni: rotazione rapida e un forte campo magnetico.

Se la massa di una stella supera le 3 masse solari, probabilmente lo stadio finale del suo ciclo vitale è un buco nero. Se la massa della stella, e quindi la forza gravitazionale, è così grande, allora la stella è soggetta ad una compressione gravitazionale catastrofica, alla quale nessuna forza stabilizzante può resistere. Durante questo processo, la densità della materia tende all'infinito e il raggio dell'oggetto tende a zero. Secondo la teoria della relatività di Einstein, al centro di un buco nero nasce una singolarità spazio-temporale. Il campo gravitazionale sulla superficie di una stella che collassa aumenta, rendendo sempre più difficile la fuga delle radiazioni e delle particelle. Alla fine, una stella del genere finisce sotto l'orizzonte degli eventi, che può essere visualizzato come una membrana unidirezionale che lascia passare la materia e la radiazione solo verso l'interno e non lascia uscire nulla. Una stella che collassa si trasforma in un buco nero e può essere rilevata solo da un brusco cambiamento nelle proprietà dello spazio e del tempo attorno ad essa. Il raggio dell'orizzonte degli eventi è chiamato raggio di Schwarzschild.

Le stelle con massa inferiore a 1,4 solare alla fine del loro ciclo vitale perdono lentamente il loro guscio superiore, chiamato nebulosa planetaria. Le stelle più massicce che si trasformano in una stella di neutroni o in un buco nero esplodono prima come supernove, la loro luminosità aumenta di 20 magnitudini o più in breve tempo, rilasciando più energia di quella che il Sole emette in 10 miliardi di anni, e i resti della stella che esplode volano via. di distanza alla velocità di 20.000 km al secondo.

Osservare e disegnare le posizioni delle macchie solari utilizzando un telescopio (sullo schermo).

BIGLIETTO N. 21

Composizione, struttura e dimensioni della nostra Galassia.

Galassia, il sistema stellare a cui appartiene il Sole. La galassia contiene almeno 100 miliardi di stelle. Tre componenti principali: l'ispessimento centrale, il disco e l'alone galattico.

Il rigonfiamento centrale è costituito da una vecchia popolazione di stelle di tipo II (giganti rosse), situate molto densamente, e al suo centro (nucleo) si trova una potente fonte di radiazione. Si presumeva che nel nucleo ci fosse un buco nero, che avviava i potenti processi energetici osservati accompagnati da radiazioni nello spettro radio. (L’anello di gas ruota attorno al buco nero; il gas caldo, fuoriuscendo dal suo bordo interno, cade sul buco nero, rilasciando energia che osserviamo.) Ma recentemente è stato rilevato un lampo di radiazione visibile nel nucleo e l’ipotesi del buco nero è stata non più necessario. I parametri dell'ispessimento centrale sono di 20.000 anni luce di diametro e 3.000 anni luce di spessore.

Il disco della Galassia, contenente una popolazione giovane di stelle di tipo I (giovani supergiganti blu), materia interstellare, ammassi stellari aperti e 4 bracci di spirale, ha un diametro di 100.000 anni luce e uno spessore di soli 3.000 anni luce. La galassia ruota, le sue parti interne si muovono lungo le loro orbite molto più velocemente delle parti esterne. Il Sole completa una rivoluzione attorno al nucleo ogni 200 milioni di anni. I bracci a spirale subiscono un continuo processo di formazione stellare.

L'alone galattico è concentrico al disco e al rigonfiamento centrale ed è costituito da stelle che appartengono prevalentemente ad ammassi globulari e appartengono alla popolazione di tipo II. Tuttavia, la maggior parte del materiale nell’alone è invisibile e non può essere contenuto nelle stelle comuni; non si tratta di gas o polvere. Quindi, l'alone contiene sostanza oscura e invisibile. I calcoli delle velocità di rotazione delle Grandi e Piccole Nubi di Magellano, che sono satelliti della Via Lattea, mostrano che la massa contenuta nell'alone è 10 volte maggiore della massa che osserviamo nel disco e nel rigonfiamento.

Il Sole si trova ad una distanza di 2/3 dal centro del disco nel Braccio di Orione. La sua localizzazione nel piano del disco (equatore galattico) permette di vedere le stelle del disco dalla Terra sotto forma di una stretta striscia Via Lattea, copre tutta la sfera celeste ed è inclinato di 63° rispetto all'equatore celeste. Il centro galattico si trova in Sagittario, ma non è visibile nella luce visibile a causa delle nebulose oscure di gas e polvere che assorbono la luce delle stelle.

Calcolo del raggio di una stella dai dati sulla sua luminosità e temperatura.

L – luminosità (Lc = 1)

R – raggio (Rc = 1)

T – Temperatura (Tc = 6000)

BIGLIETTO N. 22

Ammassi stellari. Stato fisico del mezzo interstellare.

Gli ammassi stellari sono gruppi di stelle situati relativamente vicini tra loro e collegati da un movimento comune nello spazio. A quanto pare, quasi tutte le stelle nascono in gruppo, piuttosto che individualmente. Pertanto, gli ammassi stellari sono una cosa molto comune. Gli astronomi amano studiare gli ammassi stellari perché tutte le stelle di un ammasso si sono formate più o meno nello stesso momento e alla stessa distanza da noi. Eventuali differenze evidenti nella luminosità tra tali stelle sono vere differenze. È particolarmente utile studiare gli ammassi stellari dal punto di vista della dipendenza delle loro proprietà dalla massa: dopo tutto, l'età di queste stelle e la loro distanza dalla Terra sono approssimativamente le stesse, quindi differiscono l'una dall'altra solo nella loro forma massa. Esistono due tipi di ammassi stellari: aperti e globulari. In un ammasso aperto, ogni stella è visibile separatamente; sono distribuite più o meno uniformemente su una parte del cielo. Gli ammassi globulari, al contrario, sono come una sfera così densamente piena di stelle che al suo centro le singole stelle sono indistinguibili.

Gli ammassi aperti contengono tra 10 e 1.000 stelle, molte più giovani che vecchie, con le più vecchie che hanno poco più di 100 milioni di anni. Il fatto è che negli ammassi più vecchi le stelle si allontanano gradualmente l'una dall'altra fino a mescolarsi con l'insieme stellare principale. Sebbene la gravità tenga insieme in una certa misura gli ammassi aperti, sono ancora piuttosto fragili e la gravità di un altro oggetto può farli a pezzi.

Le nubi in cui si formano le stelle sono concentrate nel disco della nostra Galassia, ed è lì che si trovano gli ammassi stellari aperti.

A differenza degli ammassi aperti, gli ammassi globulari sono sfere densamente piene di stelle (da 100mila a 1 milione). La dimensione di un tipico ammasso globulare è compresa tra 20 e 400 anni luce.

Nei centri densamente ravvicinati di questi ammassi, le stelle sono così vicine l'una all'altra che la gravità reciproca le lega insieme, formando stelle binarie compatte. A volte si verifica anche una completa fusione delle stelle; Quando ci si avvicina da vicino, gli strati esterni della stella possono collassare, esponendo il nucleo centrale alla vista diretta. Le stelle binarie sono 100 volte più comuni negli ammassi globulari che altrove.

Intorno alla nostra Galassia conosciamo circa 200 ammassi globulari, distribuiti in tutto l'alone che racchiude la Galassia. Tutti questi ammassi sono molto antichi e sono sorti più o meno contemporaneamente alla Galassia stessa. Sembra che gli ammassi si siano formati quando parti della nube da cui è stata creata la Galassia si sono divise in frammenti più piccoli. Gli ammassi globulari non si disperdono perché le stelle al loro interno sono molto vicine e le loro potenti forze gravitazionali reciproche legano l'ammasso in un insieme denso.

La materia (gas e polvere) che si trova nello spazio tra le stelle è chiamata mezzo interstellare. La maggior parte è concentrata nei bracci a spirale della Via Lattea e costituisce il 10% della sua massa. In alcune zone il materiale è relativamente freddo (100 K) ed è rilevabile dalla radiazione infrarossa. Tali nubi contengono idrogeno neutro, idrogeno molecolare e altri radicali, la cui presenza può essere rilevata utilizzando i radiotelescopi. Nelle aree vicine a stelle ad alta luminosità, la temperatura del gas può raggiungere 1.000-10.000 K e l'idrogeno viene ionizzato.

Il mezzo interstellare è molto rarefatto (circa 1 atomo per cm 3). Tuttavia, nelle nubi dense la concentrazione della sostanza può essere 1000 volte superiore alla media. Ma anche in una nube densa ci sono solo poche centinaia di atomi per centimetro cubo. Il motivo per cui siamo ancora in grado di osservare la materia interstellare è che la vediamo in un grande spessore di spazio. Le dimensioni delle particelle sono 0,1 micron, contengono carbonio e silicio ed entrano nel mezzo interstellare dall'atmosfera delle stelle fredde a seguito delle esplosioni di supernova. La miscela risultante forma nuove stelle. Il mezzo interstellare ha un campo magnetico debole ed è penetrato da flussi di raggi cosmici.

Il nostro Sistema Solare si trova in una regione della Galassia dove la densità della materia interstellare è insolitamente bassa. Questa zona è chiamata Bolla Locale; si estende in tutte le direzioni per circa 300 anni luce.

Calcolo delle dimensioni angolari del Sole per un osservatore situato su un altro pianeta.

BIGLIETTO N. 23

I principali tipi di galassie e le loro caratteristiche distintive.

Galassie, sistemi di stelle, polvere e gas con una massa totale compresa tra 1 milione e 10 trilioni. massa del Sole. La vera natura delle galassie fu finalmente spiegata solo negli anni ’20. dopo accese discussioni. Fino ad allora, osservati al telescopio, sembravano macchie di luce diffuse, che ricordavano le nebulose, ma solo con l'aiuto del telescopio riflettore da 2,5 metri dell'Osservatorio di Mount Wilson, utilizzato per la prima volta negli anni '20, è stato possibile ottenere immagini della separazione. stelle nella nebulosa di Andromeda e dimostrare che si tratta di una galassia. Lo stesso telescopio fu utilizzato da Hubble per misurare i periodi delle Cefeidi nella nebulosa di Andromeda. Queste stelle variabili sono state studiate abbastanza bene da poter determinare con precisione le loro distanze. La distanza dalla nebulosa di Andromeda è di ca. 700 kpc, cioè si trova ben oltre la nostra Galassia.

Esistono diversi tipi di galassie, le principali sono quelle a spirale e quelle ellittiche. Sono stati fatti tentativi per classificarle utilizzando schemi alfabetici e numerici, come la classificazione di Hubble, ma alcune galassie non rientrano in questi schemi, nel qual caso prendono il nome dagli astronomi che per primi le identificarono (ad esempio, la Seyfert e la Markarian). galassie) o date designazioni alfabetiche di schemi di classificazione (ad esempio, galassie di tipo N e di tipo CD). Le galassie che non hanno una forma distinta sono classificate come irregolari. L'origine e l'evoluzione delle galassie non sono ancora del tutto chiare. Le galassie a spirale sono le meglio studiate. Questi includono oggetti che hanno un nucleo luminoso da cui emanano bracci a spirale di gas, polvere e stelle. La maggior parte delle galassie a spirale hanno 2 bracci che partono dai lati opposti del nucleo. Di norma, le stelle in esse contenute sono giovani. Queste sono spirali normali. Ci sono anche spirali incrociate, che hanno un ponte centrale di stelle che collega le estremità interne dei due bracci. Anche il nostro G. appartiene al tipo a spirale. Le masse di quasi tutti i gas a spirale sono comprese tra 1 e 300 miliardi di masse solari. Circa tre quarti di tutte le galassie nell'Universo lo sono ellittico. Hanno una forma ellittica, priva di una struttura a spirale distinguibile. La loro forma può variare da quasi sferica a quella di sigaro. Sono di dimensioni molto diverse: da quelli nani con una massa di diversi milioni di masse solari a quelli giganti con una massa di 10 trilioni di masse solari. Il più grande conosciuto - Galassie di tipo CD. Hanno un grande nucleo, o forse diversi nuclei, che si muovono rapidamente l'uno rispetto all'altro. Queste sono spesso sorgenti radio piuttosto potenti. Le galassie Markarian furono identificate dall'astronomo sovietico Veniamin Markarian nel 1967. Sono forti sorgenti di radiazioni nella gamma degli ultravioletti. Galassie Tipo N hanno un nucleo stellare debolmente luminoso. Sono anche forti sorgenti radio e si pensa che si evolvano in quasar. Nella foto, le galassie di Seyfert appaiono come normali spirali, ma con un nucleo molto luminoso e spettri con righe di emissione larghe e luminose, che indicano la presenza di grandi quantità di gas caldo in rapida rotazione nei loro nuclei. Questo tipo di galassie fu scoperto dall'astronomo americano Carl Seyfert nel 1943. Le galassie che vengono osservate otticamente e allo stesso tempo sono forti sorgenti radio sono chiamate radiogalassie. Questi includono le galassie di Seyfert, le galassie di tipo cD e N e alcuni quasar. Il meccanismo di generazione dell’energia delle radiogalassie non è ancora stato compreso.

Determinazione delle condizioni di visibilità del pianeta Saturno secondo il “Calendario Astronomico Scolastico”.

BIGLIETTO N. 24

Fondamenti delle idee moderne sulla struttura e l'evoluzione dell'Universo.

Nel 20 ° secolo è stata raggiunta una comprensione dell'Universo come un tutto unico. Il primo passo importante fu compiuto negli anni '20, quando gli scienziati giunsero alla conclusione che la nostra Galassia, la Via Lattea, è una delle milioni di galassie, e il Sole è una delle milioni di stelle nella Via Lattea. Successivi studi sulle galassie hanno mostrato che si stanno allontanando dalla Via Lattea, e quanto più si allontanano, tanto maggiore è questa velocità (misurata dallo spostamento verso il rosso nel suo spettro). Quindi, viviamo dentro universo in espansione. La recessione delle galassie si riflette nella legge di Hubble, secondo la quale lo spostamento verso il rosso di una galassia è proporzionale alla distanza da essa. a livello dei superammassi di galassie, l'Universo ha una struttura cellulare. La cosmologia moderna (lo studio dell'evoluzione dell'Universo) si basa su due postulati: l'Universo è omogeneo e isotropo.

Esistono diversi modelli dell'Universo.

Nel modello di Einstein-de Sitter l'espansione dell'Universo continua indefinitamente; nel modello statico l'Universo non si espande né si evolve; in un Universo pulsante si ripetono cicli di espansione e contrazione. Tuttavia, il modello statico è il meno probabile; non solo la legge di Hubble, ma anche la radiazione cosmica di fondo a microonde scoperta nel 1965 (cioè la radiazione della sfera quadridimensionale calda primaria in espansione) parla contro di esso.

Alcuni modelli cosmologici si basano sulla teoria di un “universo caldo”, delineata di seguito.

Secondo le soluzioni di Friedman alle equazioni di Einstein, 10-13 miliardi di anni fa, nel momento iniziale, il raggio dell'Universo era pari a zero. Tutta l'energia dell'Universo, tutta la sua massa, era concentrata nel volume zero. La densità di energia è infinita, così come lo è la densità della materia. Tale stato è detto singolare.

Nel 1946, George Gamow e i suoi colleghi svilupparono una teoria fisica stato iniziale espansione dell'Universo, spiegandone la presenza elementi chimici sintesi a temperature e pressioni molto elevate. Pertanto, l’inizio dell’espansione secondo la teoria di Gamow fu chiamato “Big Bang”. I coautori di Gamow erano R. Alpher e G. Bethe, quindi questa teoria è talvolta chiamata "teoria α, β, γ".

L'universo si sta espandendo da uno stato di densità infinita. In uno stato singolare, le normali leggi della fisica non si applicano. Apparentemente tutto interazioni fondamentali a energie così elevate sono indistinguibili l'uno dall'altro. Da quale raggio dell'Universo ha senso parlare dell'applicabilità delle leggi della fisica? La risposta viene dalla lunghezza di Planck:

A partire dall’istante t p = R p /c = 5*10 -44 s (c è la velocità della luce, h è la costante di Planck). Molto probabilmente, è stato attraverso t P che l'interazione gravitazionale si è separata dal resto. Secondo i calcoli teorici, durante i primi 10 -36 s, quando la temperatura dell'Universo superava i 10 28 K, l'energia per unità di volume rimaneva costante e l'Universo si espandeva ad una velocità significativamente superiore a quella della luce. Questo fatto non contraddice la teoria della relatività, poiché non era la materia ad espandersi a tale velocità, ma lo spazio stesso. Questo stadio dell'evoluzione si chiama inflazionistico. Da teorie moderne fisica quantistica ne consegue che in questo momento l'interazione nucleare forte si separa da quella elettromagnetica e da quella debole. L'energia rilasciata di conseguenza fu la causa della catastrofica espansione dell'Universo, che in un brevissimo periodo di tempo di 10 – 33 s aumentò dalle dimensioni di un atomo alle dimensioni del sistema solare. Allo stesso tempo apparvero le familiari particelle elementari e un numero leggermente inferiore di antiparticelle. La materia e le radiazioni erano ancora presenti equilibrio termodinamico. Questa era si chiama radiazione stadio dell'evoluzione. Ad una temperatura di 5∙10 12 K la fase si è conclusa ri combinazione: quasi tutti i protoni e i neutroni si annichilano, trasformandosi in fotoni; Rimasero solo quelle per le quali non c'erano abbastanza antiparticelle. L'eccesso iniziale di particelle rispetto alle antiparticelle è un miliardesimo del loro numero. È da questa materia “in eccesso” che consiste principalmente la sostanza dell’Universo osservabile. Pochi secondi dopo Big Bang la scena è iniziata nucleosintesi primaria, quando si formarono i nuclei di deuterio ed elio, della durata di circa tre minuti; poi iniziò la silenziosa espansione e raffreddamento dell'Universo.

Circa un milione di anni dopo l'esplosione, l'equilibrio tra materia e radiazione fu interrotto, gli atomi iniziarono a formarsi da protoni ed elettroni liberi e la radiazione iniziò a passare attraverso la materia come attraverso un mezzo trasparente. Questa radiazione veniva chiamata radiazione relitta e la sua temperatura era di circa 3000 K. Attualmente viene registrato un fondo con una temperatura di 2,7 K. La radiazione di fondo relitta è stata scoperta nel 1965. Si è scoperto che era dentro alto grado isotropico e la sua esistenza è confermata dal modello di un Universo caldo in espansione. Dopo nucleosintesi primaria la materia cominciò ad evolversi da sola, a causa delle variazioni nella densità della materia formata secondo il principio di indeterminazione di Heisenberg durante la fase inflazionistica, apparvero le protogalassie. Laddove la densità era leggermente superiore alla media, si formarono centri di attrazione; le aree a bassa densità divennero sempre più rare, poiché la materia si spostava da esse verso aree più dense. È così che l'ambiente quasi omogeneo fu diviso in protogalassie separate e nei loro ammassi, e centinaia di milioni di anni dopo apparvero le prime stelle.

I modelli cosmologici portano alla conclusione che il destino dell'Universo dipende solo dalla densità media della materia che lo riempie. Se è al di sotto di una certa densità critica, l'espansione dell'Universo continuerà per sempre. Questa opzione è chiamata "universo aperto". Uno scenario di sviluppo simile attende l’Universo piatto, quando la densità sarà pari a quella critica. Nel giro di pochi anni tutta la materia delle stelle si esaurirà e le galassie sprofonderanno nell'oscurità. Rimarranno solo i pianeti, le nane bianche e brune, e le collisioni tra loro saranno estremamente rare.

Tuttavia, anche in questo caso, la metagalassia non è eterna. Se la teoria della grande unificazione delle interazioni è corretta, tra 10 e 40 anni i protoni e i neutroni che compongono le ex stelle decadranno. Dopo circa 10.100 anni, i buchi neri giganti evaporeranno. Nel nostro mondo rimarranno solo elettroni, neutrini e fotoni, separati gli uni dagli altri da enormi distanze. In un certo senso, questa sarà la fine dei tempi.

Se la densità dell'Universo risulta essere troppo elevata, il nostro mondo sarà chiuso e l'espansione prima o poi verrà sostituita da una compressione catastrofica. L'universo finirà la sua vita in un collasso gravitazionale, in un certo senso questo è anche peggio.

Calcolo della distanza di una stella utilizzando una parallasse nota.

1. Ora locale.

Viene chiamato il tempo misurato su un dato meridiano geografico ora locale questo meridiano. Per tutti i luoghi sullo stesso meridiano, l'angolo orario dell'equinozio di primavera (o del Sole, o del Sole medio) è in ogni momento lo stesso. Pertanto, lungo tutto il meridiano geografico, l'ora locale (siderale o solare) è la stessa nello stesso istante.

Se la differenza longitudini geografiche ci sono due posti D l, quindi in una posizione più orientale l'angolo orario di qualsiasi luminare sarà a D l maggiore dell'angolo orario della stessa stella in una posizione più occidentale. Pertanto, la differenza dei tempi locali su due meridiani nello stesso momento fisico è sempre uguale alla differenza delle longitudini di questi meridiani, espressa in misura oraria (in unità di tempo):

quelli. il tempo medio locale di qualsiasi punto della Terra è sempre uguale al tempo universale presente in quel momento più la longitudine di quel punto, espressa in unità orarie e considerata positiva a est di Greenwich.

Nei calendari astronomici gli istanti della maggior parte dei fenomeni sono indicati nel tempo universale. T 0 . Momenti di questi fenomeni nell'ora locale Tt. sono facilmente determinati dalla formula (1.28).

3. Tempo standard. IN Vita di ogni giorno Usare sia l’ora solare media locale che l’ora universale è scomodo. Il primo è perché esistono, in linea di principio, tanti sistemi di ora locale quanti sono i meridiani geografici, cioè i meridiani geografici. innumerevoli. Pertanto, per stabilire la sequenza degli eventi o fenomeni rilevati nell'ora locale, è assolutamente necessario conoscere, oltre ai momenti, anche la differenza di longitudine dei meridiani sui quali tali eventi o fenomeni si sono verificati.

La sequenza degli eventi scanditi dal tempo universale è facile da stabilire, ma la grande differenza tra il tempo universale e l'ora locale dei meridiani situati a distanze considerevoli da Greenwich crea disagi nell'utilizzo del tempo universale nella vita di tutti i giorni.

Nel 1884 fu proposto sistema a cintura di calcolo del tempo medio, la cui essenza è la seguente. Il tempo viene contato solo entro 24 principale meridiani geografici situati l'uno dall'altro in longitudine esatta 15° (o 1 h), approssimativamente a metà di ciascuno fuso orario. Fusi orari sono le zone della superficie terrestre in cui è convenzionalmente divisa da linee che vanno dal polo nord a sud e distanziate di circa 7°,5 dai meridiani principali. Queste linee, o confini dei fusi orari, seguono accuratamente i meridiani geografici solo in mari aperti sia gli oceani che le aree terrestri disabitate. Per il resto della loro lunghezza seguono governo, amministrativo ed economico o confini geografici, ritirandosi dal meridiano corrispondente in una direzione o nell'altra. I fusi orari sono numerati da 0 a 23. Greenwich è considerato il meridiano principale della zona zero. Il meridiano principale del primo fuso orario si trova da Greenwich esattamente 15° est, il secondo - 30°, il terzo - 45°, ecc. fino al 23° fuso orario, il cui meridiano principale ha una longitudine est di Greenwich 345° (o longitudine ovest 15°).

Tempo standardT pagè l'ora solare media locale misurata al primo meridiano di un dato fuso orario. Viene utilizzato per tenere traccia del tempo in tutto il territorio che si trova in un determinato fuso orario.

Ora solare di questa zona P collegato al tempo universale da una relazione evidente

Tn = T 0 +n H .

(1.29)

È anche abbastanza ovvio che la differenza tra i fusi orari di due punti è un numero intero di ore pari alla differenza nei numeri dei loro fusi orari.

4. Estate. Al fine di distribuire in modo più razionale l'elettricità utilizzata per le imprese di illuminazione e i locali residenziali e per sfruttare al massimo la luce del giorno nei mesi estivi dell'anno, in molti paesi (compresa la nostra repubblica), le lancette degli orologi che funzionano secondo l'ora solare vengono spostati avanti di 1 ora o mezz'ora. Il cosidetto estate. In autunno gli orologi vengono nuovamente impostati sull'ora solare.

Collegamento all'ora legale T l qualsiasi punto con la sua ora solare T pag e con il tempo universale T 0 è dato dalle seguenti relazioni:

(1.30)

1. Risoluzione teorica del telescopio:

Dove λ – lunghezza d'onda media della luce (5,5·10 -7 m), D– diametro della lente del telescopio, oppure , dove D– diametro della lente del telescopio in millimetri.

2. Ingrandimento del telescopio:

Dove F– lunghezza focale dell'obiettivo, F– lunghezza focale dell'oculare.

3. Altezza dei luminari al culmine:

altezza dei luminari al culmine superiore, che culmina a sud dello zenit ( D < J):

, Dove J– latitudine del sito di osservazione, D– declinazione del luminare;

altezza dei luminari al culmine superiore, che culmina a nord dello zenit ( D > J):

, Dove J– latitudine del sito di osservazione, D– declinazione del luminare;

altezza degli apparecchi al culmine inferiore:

, Dove J– latitudine del sito di osservazione, D- declinazione del luminare.

4. Rifrazione astronomica:

formula approssimativa per il calcolo dell'angolo di rifrazione, espresso in secondi d'arco (alla temperatura di +10°C e alla pressione atmosferica di 760 mmHg):

, Dove z– distanza zenitale del luminare (per z<70°).

tempo siderale:

Dove UN- l'ascensione retta di una stella, T– il suo angolo orario;

ora solare media (ora media locale):

T m = T  + H, Dove T– vera ora solare, H– equazione del tempo;

tempo universale:

Wherel è la longitudine del punto con il tempo medio locale T m, espresso in unità orarie, T 0 – ora universale in questo momento;

tempo standard:

Dove T 0 – tempo universale; N– numero del fuso orario (per Greenwich N=0, per Mosca N=2, per Krasnojarsk N=6);

periodo di maternità:

O

6. Formule relative al periodo siderale (stellare) di rivoluzione del pianeta T con il periodo sinodico della sua rivoluzione S:

per i pianeti superiori:

per i pianeti inferiori:

, Dove TÅ – periodo siderale della rivoluzione della Terra attorno al Sole.

7. Terza legge di Keplero:

, Dove T1 E T2– periodi di rivoluzione dei pianeti, UN 1 e UN 2 – semiassi maggiori della loro orbita.

8. Legge di gravitazione universale:

Dove m1 E m2– masse di punti materiali attrattivi, R– la distanza tra loro, G– costante gravitazionale.

9. Terza legge generalizzata di Keplero:

, Dove m1 E m2– masse di due corpi che si attraggono reciprocamente, R– la distanza tra i loro centri, T– periodo di rivoluzione di questi corpi attorno ad un centro di massa comune, G– costante gravitazionale;

per il sistema del Sole e dei due pianeti:

, Dove T1 E T2– periodi siderali (stellari) di rivoluzione dei pianeti, M– massa del Sole, m1 E m2– masse dei pianeti, UN 1 e UN 2 – semiassi maggiori delle orbite planetarie;

per i sistemi Sole e pianeta, pianeta e satellite:

, Dove M– massa del Sole; M 1 – massa del pianeta; M 2 – massa del satellite del pianeta; T 1 e un 1– il periodo di rivoluzione del pianeta attorno al Sole e il semiasse maggiore della sua orbita; T 2 e un 2– il periodo di rivoluzione del satellite attorno al pianeta e il semiasse maggiore della sua orbita;

A M >> M 1, a M 1 >> M 2 ,

10. Velocità lineare di movimento di un corpo in un'orbita parabolica (velocità parabolica):

, Dove G M– massa del corpo centrale, R– raggio vettore di un punto selezionato di un'orbita parabolica.

11. Velocità lineare di movimento di un corpo lungo un'orbita ellittica in un punto selezionato:

, Dove G– costante gravitazionale, M– massa del corpo centrale, R– raggio vettore di un punto selezionato dell'orbita ellittica, UN– semiasse maggiore dell'orbita ellittica.

12. Velocità lineare di movimento di un corpo in un'orbita circolare (velocità circolare):

, Dove G– costante gravitazionale, M– massa del corpo centrale, R– raggio orbitale, v p – velocità parabolica.

13. Eccentricità dell'orbita ellittica, che caratterizza il grado di deviazione dell'ellisse dal cerchio:

, Dove C– distanza dal fuoco al centro dell’orbita, UN– semiasse maggiore dell’orbita, B– semiasse minore dell'orbita.

14. Relazione tra le distanze del periasse e dell'apocentro con il semiasse maggiore ed eccentricità dell'orbita ellittica:

Dove R P – distanze dal fuoco, dove si trova l'astro centrale, al periapsi, R A – distanze dal fuoco, dove si trova l’astro centrale, all’apocentro, UN– semiasse maggiore dell’orbita, e– eccentricità orbitale.

15. Distanza dalla stella (all'interno del Sistema Solare):

, Dove R ρ 0 – parallasse orizzontale del luminare, espressa in secondi d'arco,

o dove D 1 e D 2 – distanze dalle stelle, ρ 1 e ρ 2 – le loro parallassi orizzontali.

16. Raggio del luminare:

Dove ρ – l’angolo al quale il raggio del disco del luminare è visibile dalla Terra (raggio angolare), RÅ – raggio equatoriale della Terra, ρ 0 – parallasse orizzontale del luminare m – magnitudine apparente, R– distanza dalla stella in parsec.

20. Legge di Stefan-Boltzmann:

ε=σT 4 dove ε – energia emessa per unità di tempo da un’unità di superficie, T– temperatura (in Kelvin), e σ – Costante di Stefan-Boltzmann.

21. Legge del vino:

Dove λ max – lunghezza d'onda alla quale si verifica la massima radiazione di un corpo completamente nero (in centimetri), T– temperatura assoluta in Kelvin.

22. Legge di Hubble:

, Dove vè la velocità radiale della galassia, C– velocità della luce, Δ λ – Spostamento Doppler delle linee nello spettro, λ – lunghezza d'onda della sorgente di radiazione, z– spostamento verso il rosso, R– distanza dalla galassia in megaparsec, H– Costante di Hubble pari a 75 km/(s×Mpc).

Di seguito è riportato un elenco di parole utili per l'astronomia. Questi termini sono stati creati dagli scienziati per spiegare cosa succede nello spazio.

È utile conoscere queste parole; senza comprenderne le definizioni è impossibile studiare l'Universo e spiegare gli argomenti dell'astronomia. Si spera che i termini astronomici di base rimangano nella tua memoria.

Magnitudine assoluta: quanto sarebbe luminosa una stella se si trovasse a 32,6 anni luce dalla Terra.

Zero assoluto - La temperatura più bassa possibile, -273,16 gradi Celsius

Accelerazione - Un cambiamento di velocità (velocità o direzione).

Bagliore del cielo - Naturalmente, il cielo notturno si illumina a causa delle reazioni che avvengono nell'atmosfera superiore della Terra.

Albedo - L'albedo di un oggetto indica quanta luce riflette. Un riflettore ideale, come uno specchio, avrà un'albedo di 100. La Luna ha un'albedo di 7, la Terra ha un'albedo di 36.

Angstrom - Un blocco utilizzato per misurare la lunghezza d'onda della luce e di altre radiazioni elettromagnetiche.

Anulare - A forma di anello o che forma un anello.

Apoaster - Quando due stelle ruotano l'una attorno all'altra, quanto possono essere distanti (distanza massima tra i corpi).

Afelio - Durante il movimento orbitale di un oggetto attorno al Sole, quando raggiunge la sua posizione più distante dal Sole.

Apogeo - La posizione di un oggetto nell'orbita terrestre quando è più lontano dalla Terra.

L'aerolite è un meteorite di pietra.

Asteroide - Un corpo solido o un piccolo pianeta che ruota attorno al Sole.

Astrologia - La convinzione che la posizione delle stelle e dei pianeti influenzi gli eventi dei destini umani. Ciò non ha alcuna base scientifica.

Unità astronomica - La distanza dalla Terra al Sole. Di solito scritta AU.

Astrofisica - L'uso della fisica e della chimica nello studio dell'astronomia.

Atmosfera - Lo spazio gassoso che circonda un pianeta o un altro oggetto spaziale.

Atomo: la particella più piccola di qualsiasi elemento.

Aurora (aurora boreale) - Bellissime luci sulle regioni polari causate dalla tensione delle particelle del Sole che interagiscono con il campo magnetico terrestre.

Asse - Una linea immaginaria su cui ruota un oggetto.

Radiazione di fondo: debole radiazione a microonde proveniente dallo spazio in tutte le direzioni. Si ritiene che sia un residuo del Big Bang.

Baricentro - Il centro di gravità della Terra e della Luna.

Stelle binarie - Una coppia stellare composta in realtà da due stelle che orbitano l'una attorno all'altra.

Buco nero - Una regione dello spazio attorno a un oggetto molto piccolo e molto massiccio in cui il campo gravitazionale è così forte che nemmeno la luce può sfuggire da esso.

Palla di fuoco - Una brillante meteora che può esplodere durante la sua discesa attraverso l'atmosfera terrestre.

Bolometro: rilevatore sensibile alle radiazioni.

Sfera celeste - La sfera immaginaria che circonda la Terra. Il termine è usato per aiutare gli astronomi a spiegare dove si trovano gli oggetti nel cielo.

Le Cefeidi sono stelle variabili; gli scienziati le usano per determinare quanto è distante una galassia o quanto è lontano da noi un ammasso di stelle.

Dispositivo ad accoppiamento di carica (CCD) - Un dispositivo di immagine sensibile che sostituisce la fotografia nella maggior parte dei rami dell'astronomia.

Cromosfera - Part atmosfera solare, è visibile durante un'eclissi solare totale.

Stella circumpolare - Una stella che non tramonta mai, può essere vista tutto l'anno.

Ammassi - Un gruppo di stelle o un gruppo di galassie collegate da forze gravitazionali.

Indice di colore - Una misura del colore di una stella che dice agli scienziati quanto è calda la superficie della stella.

Coma - Nebulosa che circonda il nucleo di una cometa.

Cometa - Piccole masse ghiacciate di polvere e gas che orbitano attorno al Sole.

Congiunzione - Un fenomeno in cui un pianeta si avvicina a un altro pianeta o stella e si muove tra l'altro oggetto e il corpo della Terra.

Costellazioni - Un gruppo di stelle a cui furono dati nomi dagli antichi astronomi.

Corona - La parte esterna dell'atmosfera del Sole.

Coronagrafo - Un tipo di telescopio progettato per osservare la Corona Sole.

I raggi cosmici sono particelle ad alta velocità che raggiungono la Terra dallo spazio.

Cosmologia: lo studio dell'Universo.

Giorno - La quantità di tempo durante il quale la Terra, ruotando, ruota attorno al proprio asse.

Densità - Compattezza della materia.

Movimento diretto - Gli oggetti che si muovono attorno al Sole nella stessa direzione della Terra - si muovono in avanti, a differenza degli oggetti che si muovono nella direzione opposta - si muovono con movimento retrogrado.

Movimento diurno - Il movimento apparente del cielo da est a ovest causato dallo spostamento della Terra da ovest a est.

Luce di cenere - Il debole bagliore della Luna sul lato oscuro della Terra. La luce è causata dalla riflessione della Terra.

Eclissi - Quando vediamo un oggetto nel cielo bloccato dall'ombra di un altro oggetto o dall'ombra della Terra.

Eclittica - Il percorso del Sole, della Luna e dei pianeti, che tutti seguono nel cielo.

Ecosfera - L'area attorno ad una stella dove la temperatura consente l'esistenza della vita.

Elettrone - Particella negativa, che ruota attorno ad un atomo.

Elemento - Una sostanza che non può essere ulteriormente scomposta. Ci sono 92 elementi conosciuti.

Gli equinozi sono il 21 marzo e il 22 settembre. Due volte l'anno, quando il giorno e la notte hanno la stessa durata, in tutto il mondo.

Seconda velocità di fuga - La velocità richiesta a un oggetto per sfuggire alla presa della gravità di un altro oggetto.

Esosfera - La parte esterna dell'atmosfera terrestre.

Flares - l'effetto dei brillamenti solari. Bellissime eruzioni nella parte esterna dell'atmosfera del Sole.

Galassia - Un gruppo di stelle, gas e polvere tenuti insieme dalla gravità.

Gamma - Radiazione elettromagnetica energetica di lunghezza d'onda estremamente corta.

Geocentrico: significa semplicemente che la Terra è al centro. Le persone credevano che l'universo fosse geocentrico; La terra per loro era il centro dell'universo.

Geofisica - Lo studio della Terra utilizzando la fisica.

Regione HI - Nube di idrogeno neutro.

Regione NI - Nube di idrogeno ionizzato (regione della nebulosa ad emissione di plasma caldo).

Diagramma Hertzsprung-Russell - Un diagramma che aiuta gli scienziati a capire diversi tipi stelle

Costante di Hubble - La relazione tra la distanza da un oggetto e la velocità con cui si allontana da noi. Inoltre, l'oggetto si muove più velocemente, più si allontana da noi.

I pianeti che hanno un'orbita inferiore a quella della Terra - Mercurio e Venere, che si trovano più vicini al Sole rispetto alla Terra, sono chiamati pianeti inferiori.

Ionosfera - Regione dell'atmosfera terrestre.

Kelvin - La misurazione della temperatura è spesso utilizzata in astronomia. 0 gradi Kelvin corrispondono a -273 gradi Celsius e -459,4 gradi Fahrenheit.

Leggi di Keplero - 1. i pianeti si muovono su orbite ellittiche con il Sole in un fuoco. 2. Una linea immaginaria che collega il centro del pianeta con il centro del Sole. 3. Il tempo impiegato dal pianeta per orbitare attorno al Sole.

Kirkwood Gaps - Regioni nella cintura degli asteroidi dove non ci sono quasi asteroidi. Ciò è dovuto al fatto che il gigante Giove cambia le orbite di qualsiasi oggetto che entra in queste aree.

Anno luce: la distanza percorsa da un raggio di luce in un anno. Si tratta di circa 6.000.000.000.000 (9.660.000.000.000 di km).

Arto - Il bordo di qualsiasi oggetto nello spazio. La zona della Luna, per esempio.

Gruppo Locale - Un gruppo di due dozzine di galassie. Questo è il gruppo a cui appartiene la nostra Galassia.

Lunazione - Il periodo tra le lune nuove. 29 giorni 12 ore 44 minuti.

Magnetosfera - La regione attorno a un oggetto in cui si può avvertire l'influenza del campo magnetico dell'oggetto.

Massa - Non è la stessa cosa del peso, sebbene la massa di un oggetto aiuti a determinare quanto peserà.

Meteora - Una stella cadente è una particella di polvere che entra nell'atmosfera terrestre.

Meteorite - Un oggetto proveniente dallo spazio, come una roccia, che cade sulla Terra e atterra sulla sua superficie.

Meteoroidi: qualsiasi piccolo oggetto nello spazio, come nuvole di polvere o rocce.

Micrometeoriti - Oggetti estremamente piccoli. Sono così piccoli che quando entrano nell'atmosfera terrestre non creano un effetto stella.

via Lattea- La nostra galassia. (La parola "Galassia" in realtà significa Via Lattea in greco.)

Pianeta minore - Asteroide

Molecola - Un gruppo di atomi legati insieme.

Stelle multiple: un gruppo di stelle che orbitano l'una attorno all'altra.

Nadir - Questo è il punto della sfera celeste direttamente sotto l'osservatore.

Nebulosa - Una nube di gas e polvere.

Neutrino - Una particella molto piccola che non ha massa né carica.

Stella di neutroni - Resti di una stella morta. Sono incredibilmente compatti e ruotano molto velocemente, alcuni ruotano 100 volte al secondo.

Novità - Una stella che improvvisamente divampa prima di scomparire di nuovo - un bagliore molte volte più forte della sua luminosità originale.

Sferoide terrestre - Pianeta che non è perfettamente rotondo perché è più largo al centro e più corto dall'alto verso il basso.

Eclissi: occultazione di un corpo celeste da parte di un altro.

Opposizione - Quando un pianeta è esattamente opposto al Sole, in modo che la Terra si trovi tra di loro.

Orbita: il percorso di un oggetto attorno a un altro.

Ozono - Un'area nell'atmosfera superiore della Terra che assorbe molte delle radiazioni mortali provenienti dallo spazio.

Parallasse - Lo spostamento di un oggetto quando viene visto da due posti diversi. Ad esempio, se chiudi un occhio e guardi la tua miniatura e poi cambi occhio, vedrai tutto sullo sfondo spostarsi avanti e indietro. Gli scienziati lo usano per misurare la distanza delle stelle.

Parsec - 3,26 anni luce

Penombra: la parte chiara dell'ombra è al limite dell'ombra.

Periastra - Quando due stelle che orbitano l'una attorno all'altra si trovano nel punto più vicino.

Perigeo - Il punto nell'orbita di un oggetto attorno alla Terra quando è più vicino alla Terra.

Perielio - Quando un oggetto che orbita attorno al Sole si trova nel punto più vicino al Sole

Disturbi - Disturbi nell'orbita di un oggetto celeste causati dall'attrazione gravitazionale di un altro oggetto.

Fasi - Cambia ovviamente la forma della Luna, di Mercurio e di Venere a causa della quantità di sole rivolta verso la Terra.

Fotosfera - La superficie luminosa del Sole

Pianeta - Un oggetto che si muove attorno ad una stella.

Nebulosa planetaria - Una nebulosa di gas che circonda una stella.

Precessione - La Terra si comporta come una trottola. I suoi poli girano in tondo facendo sì che i poli puntino in direzioni diverse nel tempo. La Terra impiega 25.800 anni per completare una precessione.

Moto proprio - Il movimento delle stelle nel cielo visto dalla Terra. Le stelle più vicine hanno un movimento proprio maggiore rispetto a quelle più distanti, come nella nostra macchina - oggetti più vicini come segnali stradali, muoviti più velocemente delle montagne e degli alberi lontani.

Un protone è una particella elementare al centro di un atomo. I protoni hanno una carica positiva.

Quasar - Un oggetto molto distante e molto luminoso.

Radiante - Un'area del cielo durante una pioggia di meteoriti.

Radiogalassie - Galassie che sono estremamente potenti emettitori di radiazioni radio.

Redshift - Quando un oggetto si allontana dalla Terra, la luce proveniente da quell'oggetto viene allungata, facendolo apparire più rosso.

Ruota - Quando qualcosa si muove in cerchio attorno a un altro oggetto, come la Luna attorno alla Terra.

Rotazione - Quando un oggetto rotante ha almeno un piano fisso.

Saros (periodo draconica) è un intervallo di tempo di 223 mesi sinodici (circa 6585,3211 giorni), dopo il quale le eclissi di Luna e Sole si ripetono nel modo consueto. Ciclo di Saros - Periodo di 18 anni 11,3 giorni in cui si ripetono le eclissi.

Satellite - Un piccolo oggetto in orbita. Ci sono molti oggetti elettronici che orbitano attorno alla Terra.

Scintillante - Stelle scintillanti. Grazie all'atmosfera terrestre.

Tipo - Lo stato dell'atmosfera terrestre in un determinato momento. Se il cielo è sereno, gli astronomi dicono che la visione è buona.

Selenografia - Studio della superficie della Luna.

Le galassie di Seyfert sono galassie con piccoli centri luminosi. Molte galassie di Seyfert sono buone sorgenti di onde radio.

Stella cadente - Luce nell'atmosfera risultante dalla caduta di un meteorite sulla Terra.

Periodo siderale - Il periodo di tempo impiegato da un oggetto nello spazio per completare un giro completo rispetto alle stelle.

Sistema solare - Un sistema di pianeti e altri oggetti nell'orbita della stella Sole.

Vento solare - Un flusso costante di particelle provenienti dal Sole in tutte le direzioni.

Solstizio - 22 giugno e 22 dicembre. Il periodo dell'anno in cui le giornate sono più corte o più lunghe, a seconda di dove ti trovi.

Le spicole sono gli elementi principali, fino a 16.000 chilometri di diametro, nella cromosfera del Sole.

Stratosfera - Il livello dell'atmosfera terrestre da circa 11-64 km sopra il livello del mare.

Stella - Un oggetto autoluminoso che risplende attraverso l'energia prodotta nelle reazioni nucleari all'interno del suo nucleo.

Supernova - Esplosione super luminosa di una stella. Una supernova può produrre la stessa quantità di energia al secondo dell’intera galassia.

Meridiana - Un antico strumento utilizzato per leggere l'ora.

Macchie solari: macchie scure sulla superficie del sole.

Pianeti esterni - Pianeti che si trovano più lontani dal Sole rispetto alla Terra.

Satellite sincrono - Un satellite artificiale che si muove intorno alla Terra alla stessa velocità con cui ruota la Terra, in modo che si trovi sempre nella stessa parte della Terra.

Periodo orbitale sinodico - Il tempo impiegato da un oggetto nello spazio per riapparire nello stesso punto, in relazione ad altri due oggetti, come la Terra e il Sole

Sizigia - La posizione della Luna nella sua orbita, in una fase nuova o piena.

Terminator - La linea tra il giorno e la notte su qualsiasi oggetto celeste.

Termocoppia - Uno strumento utilizzato per misurare quantità molto piccole di calore.

Dilatazione del tempo - Quando ci si avvicina alla velocità della luce, il tempo rallenta e la massa aumenta (esiste una teoria del genere).

Asteroidi troiani - Asteroidi che orbitano attorno al Sole seguendo l'orbita di Giove.

Troposfera - La parte inferiore dell'atmosfera terrestre.

Ombra - La parte interna scura dell'ombra del sole.

Stelle variabili: stelle che fluttuano in luminosità.

Zenith: è direttamente sopra la tua testa nel cielo notturno.

1. Sirio, Sole, Algol, Alfa Centauri, Albireo. Trova un oggetto extra in questo elenco e spiega la tua decisione. Soluzione: L'oggetto in più è il Sole. Tutte le altre stelle sono doppie o multiple. Si può anche notare che il Sole è l'unica stella nell'elenco attorno alla quale sono stati scoperti i pianeti. 2. Stimare il valore della pressione atmosferica sulla superficie di Marte se si sa che la massa della sua atmosfera è 300 volte inferiore alla massa dell'atmosfera terrestre e il raggio di Marte è circa 2 volte inferiore al raggio della Terra. Soluzione: Una stima semplice ma abbastanza accurata può essere ottenuta se assumiamo che l'intera atmosfera di Marte sia raccolta in uno strato vicino alla superficie di densità costante, uguale alla densità in superficie. Quindi la pressione può essere calcolata utilizzando la famosa formula , dove è la densità dell'atmosfera sulla superficie di Marte, è l'accelerazione di gravità sulla superficie ed è l'altezza di un'atmosfera così omogenea. Tale atmosfera sarà piuttosto sottile, quindi i cambiamenti con l'altezza possono essere trascurati. Per lo stesso motivo, la massa dell'atmosfera può essere rappresentata come dove si trova il raggio del pianeta. Poiché dov'è la massa del pianeta, è il suo raggio e è la costante gravitazionale, l'espressione della pressione può essere scritta nella forma Il rapporto è proporzionale alla densità del pianeta, quindi la pressione sulla superficie è proporzionale. Ovviamente lo stesso ragionamento si può applicare alla Terra. Poiché le densità medie della Terra e di Marte – due pianeti terrestri – sono vicine, la dipendenza dalla densità media del pianeta può essere trascurata. Il raggio di Marte è circa 2 volte più piccolo del raggio della Terra, quindi la pressione atmosferica sulla superficie di Marte può essere stimata come quella della Terra, cioè circa kPa (in realtà si tratta di kPa). 3. È noto che la velocità angolare di rotazione della Terra attorno al proprio asse diminuisce con il tempo. Perché? Soluzione: A causa dell'esistenza delle maree lunari e solari (nell'oceano, nell'atmosfera e nella litosfera). Le gobbe di marea si muovono lungo la superficie terrestre nella direzione opposta alla direzione della sua rotazione attorno al proprio asse. Poiché il movimento delle gobbe di marea sulla superficie terrestre non può avvenire senza attrito, le gobbe di marea rallentano la rotazione della Terra. 4. Dov'è la giornata più lunga il 21 marzo: a San Pietroburgo o Magadan? Perché? La latitudine di Magadan è . Soluzione: La durata del giorno è determinata dalla declinazione media del Sole durante il giorno. In prossimità del 21 marzo, la declinazione del Sole aumenta con il tempo, quindi la giornata sarà più lunga laddove il 21 marzo cade più tardi. Magadan si trova a est di San Pietroburgo, quindi la giornata del 21 marzo a San Pietroburgo sarà più lunga. 5. Al centro della galassia M87 c'è un buco nero con la massa del Sole. Trova il raggio gravitazionale del buco nero (la distanza dal centro alla quale la velocità di fuga è uguale alla velocità della luce), nonché la densità media della materia all'interno del raggio gravitazionale. Soluzione: Seconda velocità di fuga (nota anche come velocità di fuga o velocità parabolica) per qualsiasi corpo cosmico può essere calcolato utilizzando la formula: dove