Domande.

1. Il movimento apparente dei luminari come conseguenza del loro stesso movimento nello spazio, della rotazione della Terra e della sua rivoluzione attorno al Sole.
2. Principi per determinare le coordinate geografiche dalle osservazioni astronomiche (P. 4 p. 16).
3. Ragioni per il cambiamento delle fasi lunari, condizioni per il verificarsi e la frequenza delle eclissi solari e lunari (P. 6 paragrafi 1,2).
4. Caratteristiche del movimento quotidiano del Sole a diverse latitudini in diversi periodi dell'anno (P.4 pp. 2, P. 5).
5. Il principio di funzionamento e lo scopo del telescopio (P. 2).
6. Metodi per determinare le distanze dei corpi del sistema solare e le loro dimensioni (Ap. 12).
7. Possibilità di analisi spettrali e osservazioni extraatmosferiche per lo studio della natura dei corpi celesti (P. 14, “Fisica” P. 62).
8. Le direzioni e i compiti più importanti della ricerca e dell'esplorazione spaziale.
9. La legge di Keplero, la sua scoperta, significato, limiti di applicabilità (P. 11).
10. Principali caratteristiche dei pianeti terrestri, pianeti giganti (P. 18, 19).
11. Caratteristiche distintive della Luna e dei satelliti planetari (P. 17-19).
12. Comete e asteroidi. Idee di base sull'origine del sistema solare (P. 20, 21).
13. Il sole è come una tipica stella. Caratteristiche principali (pag. 22).
14. Le manifestazioni più importanti dell'attività solare. La loro connessione con i fenomeni geografici (P. 22 paragrafo 4).
15. Metodi per determinare le distanze delle stelle. Unità di distanze e connessioni tra loro (P. 23).
16. Caratteristiche fisiche fondamentali delle stelle e loro relazioni (P. 23, paragrafo 3).
17. Il significato fisico della legge di Stefan-Boltzmann e la sua applicazione per determinare le caratteristiche fisiche delle stelle (P. 24 paragrafo 2).
18. Stelle variabili e non stazionarie. Il loro significato per lo studio della natura delle stelle (P. 25).
19. Stelle binarie e loro ruolo nel determinare le caratteristiche fisiche delle stelle.
20. L'evoluzione delle stelle, le sue fasi e quelle finali (P. 26).
21. Composizione, struttura e dimensione della nostra Galassia (P. 27 paragrafo 1).
22. Ammassi stellari, stato fisico del mezzo interstellare (P. 27 pp. 2, P. 28).
23. Principali tipi di galassie e loro caratteristiche distintive(pag. 29).
24. Fondamenti delle idee moderne sulla struttura e l'evoluzione dell'Universo (P. 30).

Compiti pratici.

1. Compito della mappa stellare.
2. Determinazione della latitudine geografica.
3. Determinazione della declinazione di una stella in base alla latitudine e all'altitudine.
4. Calcolo della dimensione del luminare mediante parallasse.
5. Condizioni di visibilità della Luna (Venere, Marte) secondo il calendario astronomico scolastico.
6. Calcolo del periodo orbitale dei pianeti basato sulla 3a legge di Keplero.

Risposte.

Biglietto numero 1. 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 dividono in interni ed esterni (interni: Mercurio, Venere; esterni: Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno e Plutone). Tutti questi pianeti ruotano allo stesso modo della Terra attorno al Sole, ma, grazie al movimento della Terra, si può osservare il movimento ad anello dei pianeti (calendario p. 36). A causa del complesso movimento della Terra e dei pianeti, sorgono varie configurazioni planetarie.

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

Biglietto numero 2. Ce ne sono 2 coordinate geografiche: latitudine geografica e longitudine geografica. L'astronomia come scienza pratica permette di trovare queste coordinate (figura “altezza del luminare al culmine superiore”). L'altezza del polo celeste sopra l'orizzonte è uguale alla latitudine del sito di osservazione. Puoi determinare la latitudine del sito di osservazione in base all'altezza della stella al culmine superiore ( Climax- il momento del passaggio del luminare attraverso il meridiano) secondo la formula:

h = 90° - j + d,

dove h è l'altezza della stella, d è la declinazione, j è la 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:

lm - lGr = tm - tGr

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

Biglietto numero 3. La Luna si muove attorno alla Terra nella stessa direzione in cui la Terra ruota attorno al proprio asse. Il riflesso di questo movimento, come sappiamo, è il movimento visibile della Luna sullo sfondo delle stelle verso la rotazione del cielo. Ogni giorno la Luna si sposta verso est rispetto alle stelle di circa 13°, e dopo 27,3 giorni ritorna alle stesse stelle, dopo aver descritto un cerchio completo sulla sfera celeste.

Il movimento apparente della Luna è accompagnato da un continuo cambiamento nel suo aspetto: un cambiamento di fasi. Ciò accade perché la Luna occupa posizioni diverse rispetto al Sole e alla Terra che la illuminano.

Quando la Luna ci appare come una stretta falce, anche il resto del suo disco brilla leggermente. Questo fenomeno è chiamato luce color cenere ed è spiegato dal fatto che la Terra illumina il lato notturno della Luna con la luce solare riflessa.

La Terra e la Luna, illuminate dal Sole, proiettano coni d'ombra e di penombra. Quando la Luna cade completamente o parzialmente nell'ombra della Terra, si verifica un'eclissi lunare totale o parziale. Dalla Terra è visibile simultaneamente ovunque la Luna sia sopra l'orizzonte. La fase dell'eclissi lunare totale continua finché la Luna non inizia ad emergere dall'ombra della Terra e può durare fino a 1 ora e 40 minuti. I raggi del sole, rifratti nell'atmosfera terrestre, cadono nel cono d'ombra terrestre. In questo caso, l'atmosfera assorbe fortemente i raggi blu e adiacenti e trasmette nel cono principalmente quelli rossi. Ecco perché la Luna, durante una fase di eclissi importante, diventa rossastra e non scompare del tutto. Le eclissi lunari si verificano prima tre volte un anno e, ovviamente, solo durante la luna piena.

Un'eclissi solare totale è visibile solo dove una macchia d'ombra lunare cade sulla Terra; il diametro della macchia non supera i 250 km. Mentre la Luna percorre la sua orbita, la sua ombra si sposta attraverso la Terra da ovest a est, tracciando una fascia successivamente stretta di eclissi totale. Dove la penombra della Luna cade sulla Terra, si osserva un'eclissi parziale del Sole.

A causa di un leggero cambiamento nelle distanze della Terra dalla Luna e dal Sole, il diametro angolare apparente è talvolta leggermente maggiore, talvolta leggermente inferiore a quello solare, talvolta uguale ad esso. Nel primo caso, un'eclissi totale di Sole dura fino a 7 minuti e 40 secondi, nel secondo la Luna non copre completamente il Sole e nel terzo solo per un momento.

Si possono verificare dalle 2 alle 5 eclissi solari in un anno, in quest'ultimo caso sono sicuramente parziali.

Biglietto numero 4. Durante l'anno il Sole si muove lungo l'eclittica. L'eclittica attraversa 12 costellazioni zodiacali. Durante il giorno il Sole, come una stella normale, si muove parallelamente all'equatore celeste
(-23°27¢ £ d £ +23°27¢). Questo cambiamento di declinazione è causato dall'inclinazione asse terrestre al piano orbitale.

Alla latitudine dei tropici del Cancro (Sud) e del Capricorno (Nord), il Sole è allo zenit nei giorni dei solstizi d'estate e d'inverno.

Al Polo Nord il Sole e le stelle non tramontano tra il 21 marzo e il 22 settembre. La notte polare inizia il 22 settembre.

Biglietto numero 5. I telescopi sono di due tipi: telescopio riflettente e telescopio rifrattore (immagini).

Oltre ai telescopi ottici, esistono i radiotelescopi, che sono dispositivi che registrano la radiazione spaziale. Il radiotelescopio è un'antenna parabolica con un diametro di circa 100 m. Come base dell'antenna vengono utilizzate formazioni naturali, come crateri o pendii montuosi. L'emissione radio rende possibile esplorare pianeti e sistemi stellari.

Biglietto numero 6. Parallasse orizzontaleè 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 del luminare.

Al giorno d'oggi, per determinare la distanza dai luminari vengono utilizzati metodi radar: inviano un segnale radio al pianeta, il segnale viene riflesso e registrato dall'antenna ricevente. Conoscendo il tempo di percorrenza del segnale, viene determinata la distanza.

Biglietto numero 7. L'analisi spettrale è uno strumento essenziale per esplorare l'universo. L'analisi spettrale è un metodo mediante il quale vengono determinate la composizione chimica dei corpi celesti, la loro temperatura, dimensione, struttura, distanza da essi e la velocità del loro movimento. L'analisi spettrale viene effettuata utilizzando strumenti spettrografici e spettroscopici. Utilizzando l'analisi spettrale, è stata determinata la composizione chimica di stelle, comete, galassie e corpi del sistema solare, poiché nello spettro ogni linea o insieme di linee è caratteristica di un elemento. L'intensità dello spettro può essere utilizzata per determinare la temperatura delle stelle e di altri corpi.

In base al loro spettro, le stelle vengono assegnate all'una o all'altra classe spettrale. Dal diagramma spettrale è possibile determinare la magnitudine apparente della stella, quindi utilizzando le formule:

M = m + 5 + 5log p

logaritmo L = 0,4(5 - M)

trovare la magnitudine assoluta, la luminosità e quindi la dimensione della stella.

Utilizzando la formula di Doppler

La creazione di moderne stazioni spaziali, navi riutilizzabili, nonché il lancio di veicoli spaziali sui pianeti (Vega, Marte, Luna, Voyager, Hermes) hanno permesso di installare su di esse telescopi, attraverso i quali questi luminari possono essere osservati da vicino senza atmosfera atmosferica. interferenza.

Biglietto numero 8. L'inizio dell'era spaziale fu posto dalle opere dello scienziato russo K. E. Tsiolkovsky. Ha proposto di utilizzare motori a reazione per l'esplorazione dello spazio. Per primo ha proposto l'idea di utilizzare razzi multistadio per lanciare veicoli spaziali. La Russia è stata pioniera in questa idea. Il primo satellite artificiale della Terra fu lanciato il 4 ottobre 1957, il primo sorvolo della Luna per scattare fotografie - 1959, il primo volo spaziale con equipaggio - 12 aprile 1961. Il primo volo americano sulla Luna - 1964, lancio di astronavi e navi spaziali stazioni.

1. Obiettivi scientifici:

• presenza umana nello spazio;
• esplorazione dello spazio;
• sviluppo delle tecnologie del volo spaziale;

1. Scopi militari (protezione contro attacchi nucleari);
2. Telecomunicazioni (comunicazioni satellitari effettuate utilizzando satelliti di comunicazione);
3. Previsioni meteorologiche, previsione di catastrofi naturali (satelliti meteorologici);
4. Obiettivi di produzione:

• ricerca di minerali;
• monitoraggio ambientale.

Biglietto numero 9. Il merito di scoprire le leggi del movimento planetario appartiene all'eccezionale scienziato Johannes Kepler.

Prima legge. Ogni pianeta ruota attorno a un'ellisse, con il Sole in uno dei fuochi.

Seconda legge. (legge delle aree). Il raggio vettore del pianeta descrive aree uguali in periodi di tempo uguali. Da questa legge ne consegue che la velocità di un pianeta quando si muove lungo la sua orbita, quanto più è vicino al Sole, tanto maggiore.

Terza legge. I quadrati dei periodi siderali dei pianeti sono legati come i cubi dei semiassi maggiori delle loro orbite.

Questa legge ha permesso di stabilire le distanze relative dei pianeti dal Sole (in unità del semiasse maggiore dell'orbita terrestre), poiché i periodi siderali dei pianeti erano già stati calcolati. Il semiasse maggiore dell'orbita terrestre è considerato l'unità astronomica (UA) delle distanze.

Biglietto numero 10. Piano:

1. Elenca tutti i pianeti;
2. Divisione (pianeti terrestri: Mercurio, Marte, Venere, Terra, Plutone; e pianeti giganti: Giove, Saturno, Urano, Nettuno);
3. Parla delle caratteristiche di questi pianeti in base alla tabella. 5 (pag. 144);
4. Indicare le caratteristiche principali di questi pianeti.

Biglietto numero 11 . Piano:

1. Condizioni fisiche sulla Luna (dimensione, massa, densità, temperatura);

La Luna è 81 volte più piccola della Terra in massa, la sua densità media è di 3300 kg/m 3, cioè inferiore a quella della Terra. Sulla Luna non c'è atmosfera, solo un sottile guscio di polvere. Le enormi differenze di temperatura della superficie lunare dal giorno alla notte sono spiegate non solo dall'assenza di atmosfera, ma anche dalla durata del giorno lunare e della notte lunare, che corrisponde alle nostre due settimane. La temperatura nel punto subsolare della Luna raggiunge + 120°C, e nel punto opposto dell'emisfero notturno - 170°C.

1. Rilievi, mari, crateri;
2. Caratteristiche chimiche della superficie;
3. Presenza di attività tettonica.

Satelliti dei pianeti:

1. Marte (2 piccoli satelliti: Phobos e Deimos);
2. Giove (16 satelliti, i più famosi 4 satelliti galileiani: Europa, Callisto, Io, Ganimede; su Europa è stato scoperto un oceano d'acqua);
3. Saturno (17 satelliti, Titano è particolarmente famoso: ha un'atmosfera);
4. Urano (16 satelliti);
5. Nettuno (8 satelliti);
6. Plutone (1 satellite).

Biglietto numero 12. Piano:

1. Comete (natura fisica, struttura, orbite, tipologie), le comete più famose:

• La cometa di Halley (T = 76 anni; 1910 - 1986 - 2062);
• la cometa Enck;
• la cometa Hyakutaki;

1. Asteroidi (pianeti minori). Le più famose sono Cerere, Vesta, Pallade, Giunone, Icaro, Hermes, Apollo (più di 1500 in totale).

Lo studio delle comete, degli asteroidi e degli sciami meteorici ha dimostrato che hanno tutti la stessa natura fisica e la stessa composizione chimica. Determinare l’età del Sistema Solare suggerisce che il Sole e i pianeti abbiano all’incirca la stessa età (circa 5,5 miliardi di anni). Secondo la teoria dell'origine del sistema solare dell'accademico O. Yu. Schmidt, la Terra e i pianeti sorsero da una nube di gas e polvere che, a causa della legge di gravitazione universale, fu catturata dal Sole e ruotata nel stessa direzione del Sole. A poco a poco, in questa nuvola si formarono delle condensazioni che diedero origine ai pianeti. La prova che i pianeti si sono formati da tali concentrazioni è la caduta di meteoriti sulla Terra e su altri pianeti. Così, nel 1975, fu notata la caduta della cometa Wachmann-Strassmann su Giove.

Biglietto numero 13. Il Sole è la stella più vicina a noi, nella quale, a differenza di tutte le altre stelle, possiamo osservare il disco e utilizzare un telescopio per studiarne piccoli dettagli. Il Sole è una stella tipica e quindi il suo studio aiuta a comprendere la natura delle stelle in generale.

La massa del Sole è 333mila volte maggiore della massa della Terra, la potenza della radiazione totale del Sole è 4 * 10 23 kW, la temperatura effettiva è 6000 K.

Come tutte le stelle, il Sole è una palla di gas bollente. È costituito principalmente da idrogeno con una miscela del 10% (in numero di atomi) di elio, l'1-2% della massa del Sole è rappresentata da altri elementi più pesanti.

Sul Sole, la materia è altamente ionizzata, cioè gli atomi hanno perso i loro elettroni esterni e, insieme a loro, diventano particelle libere di gas ionizzato: plasma.

La densità media della materia solare è di 1400 kg/m3. Tuttavia, questo è un numero medio e la densità negli strati esterni è sproporzionatamente inferiore e al centro è 100 volte maggiore.

Sotto l'influenza delle forze di attrazione gravitazionale dirette verso il centro del Sole, nelle sue profondità si crea un'enorme pressione, che al centro raggiunge 2 * 10 8 Pa, ad una temperatura di circa 15 milioni di K.

In tali condizioni, i nuclei degli atomi di idrogeno hanno velocità molto elevate e possono scontrarsi tra loro, nonostante l'azione della forza repulsiva elettrostatica. Alcune collisioni provocano reazioni nucleari in cui l'elio si forma dall'idrogeno e viene rilasciata una grande quantità di calore.

La superficie del sole (fotosfera) ha una struttura granulare, è cioè costituita da “grani” con una dimensione media di circa 1000 km. La granulazione è una conseguenza del movimento dei gas in una zona situata lungo la fotosfera. A volte, in alcune regioni della fotosfera, gli spazi scuri tra le macchie aumentano e si formano grandi macchie scure. Osservando le macchie solari al telescopio, Galileo notò che si muovevano attraverso il disco visibile del Sole. Su questa base concluse che il Sole ruota attorno al proprio asse in un periodo di 25 giorni. all'equatore e 30 giorni. vicino ai poli.

Le macchie sono formazioni instabili, molto spesso appaiono in gruppi. Attorno alle macchie sono talvolta visibili formazioni luminose quasi impercettibili, chiamate torce. La caratteristica principale di faretti e torce è la presenza di campi magnetici con induzione che raggiunge 0,4-0,5 Tesla.

Biglietto numero 14. Manifestazione dell'attività solare sulla Terra:

1. Le macchie solari sono una fonte attiva radiazioni elettromagnetiche, provocando il cosiddetto " tempeste magnetiche" Queste “tempeste magnetiche” influenzano le comunicazioni televisive e radiofoniche e provocano potenti aurore.
2. Il sole emette i seguenti tipi di radiazioni: ultravioletti, raggi X, infrarossi e raggi cosmici (elettroni, protoni, neutroni e particelle pesanti, adroni). Queste radiazioni sono quasi interamente bloccate dall'atmosfera terrestre. Questo è il motivo per cui l’atmosfera terrestre dovrebbe essere mantenuta normale. I buchi dell'ozono che appaiono periodicamente consentono alle radiazioni del Sole di raggiungere la superficie terrestre e influenzare negativamente la vita organica sulla Terra.
3. L'attività solare si verifica ogni 11 anni. L’ultimo massimo di attività solare è stato nel 1991. Il massimo previsto è il 2002. 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;
• il numero dei vari tipi di catastrofi naturali (tifoni, terremoti, inondazioni, ecc.);
• sul numero di 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.

Biglietto numero 15. 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 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 a. 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.

Biglietto numero 16. Le stelle sono classificate in base ai seguenti parametri: dimensione, colore, luminosità, classe spettrale.

In base alla loro dimensione, le stelle si dividono in stelle nane, stelle medie, stelle normali, stelle giganti e stelle supergiganti. Stelle nane: un satellite della stella Sirio; al centro - Sole, Capella (Auriga); normale (t = 10 mila K) - hanno dimensioni tra il Sole e Capella; stelle giganti - Antares, Arturo; supergiganti: Betelgeuse, Aldebaran.

Per colore, le stelle sono divise in rosse (Antares, Betelgeuse - 3000 K), gialle (Sole, Capella - 6000 K), bianche (Sirio, Deneb, Vega - 10000 K), blu (Spica - 30000 K).

Le stelle sono classificate in base alla loro luminosità come segue. Se prendiamo la luminosità del Sole come 1, le stelle bianche e blu hanno una luminosità di 100 e 10 mila volte superiore alla luminosità del Sole e le nane rosse hanno 10 volte meno luminosità del Sole.

In base al loro spettro, le stelle sono divise in classi spettrali (vedi tabella).

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.

Biglietto numero 17. La legge di Stefan-Boltzmann definisce la relazione tra radiazione e temperatura delle stelle.

e = sТ 4 s - coefficiente, s = 5,67 * 10 -8 W/m da 2 a 4

e - energia della 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.

Biglietto numero 18. Piano:

1. Cefeidi
2. Nuove stelle
3. Supernovae

Biglietto numero 19. Piano:

1. Visivamente raddoppia, moltiplica
2. Raddoppi spettrali
3. Eclisse delle stelle variabili

Biglietto numero 20. Esistono diversi tipi di stelle: stelle singole, doppie e multiple, stazionarie e variabili, giganti e nane, novae e supernovae. Ci sono degli schemi in questa varietà di stelle, nel loro apparente caos? Tali modelli esistono, nonostante le diverse luminosità, temperature e dimensioni delle stelle.

1. È stato stabilito che la luminosità delle stelle aumenta all'aumentare della massa, e questa dipendenza è determinata dalla formula L = m 3,9, inoltre per molte stelle vale la legge L » R 5,2.
2. Dipendenza di L da t° e colore (diagramma colore - luminosità).

Quanto più massiccia è la stella, tanto più velocemente si brucia il combustibile principale, l'idrogeno, trasformandosi in elio ( ). Gli enormi giganti blu e bianchi si bruciano entro 10 7 anni. Le stelle gialle come Capella e il Sole si bruciano in 10 10 anni (t Sole = 5 * 10 9 anni). Le stelle bianche e blu si bruciano e si trasformano in giganti rosse. In essi avviene la sintesi di 2C + He ® C 2 He. Quando l'elio si esaurisce, la stella si contrae e si trasforma in una nana bianca. La nana bianca alla fine si trasforma in una stella molto densa, composta solo da neutroni. Ridurre le dimensioni di una stella porta alla sua rotazione molto rapida. Questa stella sembra pulsare, emettendo onde radio. Si chiamano pulsar, lo stadio finale delle stelle giganti. Alcune stelle con una massa molto maggiore della massa del Sole vengono compresse a tal punto da trasformarsi nei cosiddetti “buchi neri”, che, a causa della gravità, non emettono radiazione visibile.

Biglietto numero 21. Il nostro sistema stellare - Galaxy è una delle galassie ellittiche. La Via Lattea che vediamo è solo una parte della nostra Galassia. Con i moderni telescopi puoi vedere stelle fino alla magnitudine 21. Il numero di queste stelle è 2 * 10 9, ma questa è solo una piccola parte della popolazione della nostra Galassia. Il diametro della Galassia è di circa 100mila anni luce. Osservando la Galassia si può notare una “spaccatura”, causata dalla polvere interstellare, che copre le stelle della Galassia da noi.

Popolazione della Galassia.

Nel nucleo galattico ci sono molte giganti rosse e Cefeidi di breve periodo. I rami più lontani dal centro contengono molte supergiganti e Cefeidi classiche. I bracci a spirale contengono supergiganti calde e Cefeidi classiche. La nostra Galassia ruota attorno al centro della Galassia, che si trova nella costellazione di Ercole. sistema solare compie una rivoluzione completa attorno al centro della Galassia in 200 milioni di anni. Sulla base della rotazione del Sistema Solare, è possibile determinare la massa approssimativa della Galassia: 2 * 10 11 m della Terra. Le stelle sono considerate stazionarie, ma in realtà le stelle si muovono. Ma poiché ne siamo notevolmente lontani, questo movimento può essere osservato solo nel corso di migliaia di anni.

Biglietto numero 22. Nella nostra Galassia, oltre alle stelle singole, ci sono stelle riunite in ammassi. Esistono 2 tipi di ammassi stellari:

1. Ammassi stellari aperti, come l'ammasso stellare delle Pleiadi nelle costellazioni del Toro e delle Iadi. Ad occhio nudo puoi vedere 6 stelle delle Pleiadi, ma se guardi attraverso un telescopio, puoi vedere una manciata di stelle. La dimensione dei cluster aperti è di diversi parsec. Gli ammassi stellari aperti sono costituiti da centinaia di stelle e supergiganti della sequenza principale.
2. Gli ammassi globulari hanno dimensioni fino a 100 parsec. Questi ammassi sono caratterizzati da Cefeidi di breve periodo e di magnitudo peculiare (da -5 a +5 unità).

L'astronomo russo V. Ya. Struve ha scoperto che esiste l'assorbimento interstellare della luce. È l'assorbimento interstellare della luce che attenua la luminosità delle stelle. Il mezzo interstellare è pieno di polvere cosmica, che forma le cosiddette nebulose, ad esempio le nebulose oscure delle Grandi Nubi di Magellano e della Testa di Cavallo. Nella costellazione di Orione c'è una nebulosa di gas e polvere che brilla della luce riflessa delle stelle vicine. Nella costellazione dell'Acquario c'è una Grande Nebulosa Planetaria, formata a seguito dell'espulsione di gas dalle stelle vicine. Vorontsov-Velyaminov ha dimostrato che l'emissione di gas da stelle giganti è sufficiente per la formazione di nuove stelle. Le nebulose di gas formano nella Galassia uno strato spesso 200 parsec. Sono costituiti da H, He, OH, CO, CO 2, NH 3. L'idrogeno neutro emette una lunghezza d'onda di 0,21 M. La distribuzione di questa emissione radio determina la distribuzione dell'idrogeno nella Galassia. Inoltre, la Galassia ha sorgenti di emissione radio bremsstrahlung (raggi X) (quasar).

Biglietto numero 23. William Herschel inserì molte nebulose sulla mappa stellare nel XVII secolo. Successivamente si è scoperto che si tratta di galassie giganti che si trovano al di fuori della nostra Galassia. Utilizzando le Cefeidi, l'astronomo americano Hubble ha dimostrato che la galassia più vicina a noi, M-31, si trova a una distanza di 2 milioni di anni luce. Circa un migliaio di galassie di questo tipo sono state scoperte nella costellazione della Veronica, a milioni di anni luce da noi. Hubble ha dimostrato che esiste uno spostamento verso il rosso negli spettri delle galassie. Questo spostamento è tanto maggiore quanto più la galassia è lontana da noi. In altre parole, quanto più lontana è la galassia, tanto maggiore sarà la sua velocità di allontanamento da noi.

Offset V = D * H H - costante di Hubble, D - spostamento nello spettro.

Il modello di un universo in espansione basato sulla teoria di Einstein è stato confermato dallo scienziato russo Friedman.

Le galassie sono classificate in irregolari, ellittiche e a spirale. Le galassie ellittiche sono nella costellazione del Toro, una galassia a spirale è la nostra, la nebulosa di Andromeda, una galassia irregolare è nelle nubi di Magellano. Oltre alle galassie visibili, nei sistemi stellari ci sono le cosiddette radiogalassie, ovvero potenti fonti di emissione radio. Al posto di queste radiogalassie sono stati trovati piccoli oggetti luminosi, il cui spostamento verso il rosso è così elevato che sono ovviamente distanti miliardi di anni luce da noi. Furono chiamati quasar perché la loro radiazione a volte è più potente di quella di un'intera galassia. È possibile che i quasar siano i nuclei di sistemi stellari molto potenti.

Biglietto numero 24. L'ultimo catalogo stellare contiene più di 30mila galassie più luminose della magnitudine 15 e centinaia di milioni di galassie possono essere fotografate con un potente telescopio. Tutto questo, insieme alla nostra Galassia, forma la cosiddetta metagalassia. In termini di dimensioni e numero di oggetti, la metagalassia è infinita; non ha né inizio né fine. Secondo i concetti moderni, in ogni galassia si verifica l'estinzione di stelle e intere galassie, nonché l'emergere di nuove stelle e galassie. La scienza che studia il nostro Universo nel suo insieme si chiama cosmologia. Secondo la teoria di Hubble e Friedman, il nostro universo, tenendo conto teoria generale Einstein, un tale universo si sta espandendo circa 15 miliardi di anni fa, le galassie più vicine erano più vicine a noi di quanto lo siano adesso. Da qualche parte nello spazio sorgono nuovi sistemi stellari e, tenendo conto della formula E = mc 2, poiché possiamo dire che poiché masse ed energie sono equivalenti, la loro reciproca trasformazione l'una nell'altra rappresenta la base del mondo materiale.

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.

Ci 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 UA. e. = 3 * 10 11 km.

BIGLIETTO N. 6

Metodi per determinare le distanze dei corpi del 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 con precisione il tempo impiegato dal segnale per raggiungere il corpo celeste 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.

La scomposizione della radiazione elettromagnetica in lunghezze d'onda allo scopo di studiarla 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 nello 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.

Le tre leggi del moto planetario rispetto al Sole furono derivate empiricamente dall'astronomo tedesco Giovanni Keplero all'inizio del 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 La legge di Keplero (legge 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 planetesemal, 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 I dispositivi della serie Apollo hanno registrato l'attività sismica della Luna, la cosiddetta. 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 densità 3330 kg/m 3, 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 della Terra. 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. Lunghi centinaia di chilometri, hanno 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. Fondamenti delle 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 trasporto 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 stellare assoluta e quella apparente, la distanza dalla stella può essere determinata con 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 altro corpo celestiale 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.

Stella doppia, una coppia di stelle legate in un unico sistema dalle forze gravitazionali e ruotanti 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) può a sua volta rivelarsi una stella doppia. 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, allora è la sua fase finale ciclo vitale probabilmente 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 rappresentato visivamente 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. Calcoli della velocità di rotazione delle Grandi e Piccole Nubi di Magellano, che sono satelliti via Lattea, mostrano che la massa contenuta nell'alone è 10 volte la 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 la fisica quantistica 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 la radiazione erano ancora in 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.

Dal mare di informazioni in cui stiamo annegando, oltre all'autodistruzione, c'è un'altra via d'uscita. Gli esperti con una visione sufficientemente ampia possono creare note aggiornate o sintesi che riassumono in modo conciso i fatti principali in un particolare ambito. Presentiamo il tentativo di Sergei Popov di creare una raccolta delle informazioni più importanti sull'astrofisica.

S. Popov. Foto di I. Yarovaya

Contrariamente alla credenza popolare, in URSS l’insegnamento scolastico dell’astronomia non era dei migliori. Ufficialmente la materia era nel curriculum, ma in realtà l'astronomia non veniva insegnata in tutte le scuole. Spesso, anche se si tenevano le lezioni, gli insegnanti le usavano classi aggiuntive nelle loro materie principali (principalmente fisica). E in pochissimi casi, l’insegnamento era di qualità sufficiente per consentire agli scolari di formarsi un quadro adeguato del mondo. Inoltre, l’astrofisica è una delle scienze che si è sviluppata più rapidamente negli ultimi decenni, ad es. La conoscenza dell'astrofisica che gli adulti hanno ricevuto a scuola 30-40 anni fa è notevolmente obsoleta. Aggiungiamo che ormai non c'è quasi più astronomia nelle scuole. Di conseguenza, la maggior parte delle persone ha un'idea piuttosto vaga di come funziona il mondo su una scala più grande delle orbite dei pianeti del sistema solare.

Galassia spirale NGC 4414

Ammasso di galassie nella costellazione dei Capelli della Veronica

Pianeta attorno alla stella Fomalhaut

In una situazione del genere, mi sembra che sarebbe saggio fare "Molto corso breve astronomia." Cioè, per evidenziare i fatti chiave che costituiscono le basi del moderno quadro astronomico del mondo. Naturalmente, specialisti diversi possono scegliere insiemi di concetti e fenomeni di base leggermente diversi. Ma va bene se ce ne sono diversi buone versioni. È importante che tutto possa essere presentato in una lezione o inserito in un breve articolo. E poi chi è interessato potrà ampliare e approfondire le proprie conoscenze.

Mi sono posto il compito di creare una serie dei concetti e dei fatti più importanti dell'astrofisica che potesse stare in una pagina A4 standard (circa 3000 caratteri spazi inclusi). In questo caso, ovviamente, si presume che una persona sappia che la Terra gira attorno al Sole e capisca perché si verificano le eclissi e il cambio delle stagioni. Cioè, i fatti completamente "infantili" non sono inclusi nell'elenco.

Regione di formazione stellare NGC 3603

Nebulosa planetaria NGC 6543

Resto di supernova Cassiopea A

La pratica ha dimostrato che tutto nell'elenco può essere presentato in circa un'ora di lezione (o un paio di lezioni a scuola, tenendo conto delle risposte alle domande). Naturalmente in un’ora e mezza è impossibile farsi un quadro stabile della struttura del mondo. Tuttavia, il primo passo deve essere fatto, e qui dovrebbe aiutare un simile "studio a grandi linee", che cattura tutti i punti principali che rivelano le proprietà di base della struttura dell'Universo.

Tutte le immagini ottenute dal telescopio spaziale Hubble e tratte dai siti http://heritage.stsci.edu e http://hubble.nasa.gov

1. Il Sole è una stella normale (una delle circa 200-400 miliardi) alla periferia della nostra Galassia: un sistema di stelle e dei loro resti, gas interstellare, polvere e materia oscura. La distanza tra le stelle nella Galassia è solitamente di diversi anni luce.

2. Il sistema solare si estende oltre l'orbita di Plutone e termina dove l'influenza gravitazionale del Sole si confronta con quella delle stelle vicine.

3. Le stelle continuano a formarsi oggi dal gas e dalla polvere interstellari. Durante la loro vita e alla fine della loro vita, le stelle scaricano nello spazio interstellare parte della loro materia, arricchita di elementi sintetizzati. Ecco come sta cambiando la composizione chimica dell'universo in questi giorni.

4. Il sole si sta evolvendo. La sua età è inferiore a 5 miliardi di anni. Tra circa 5 miliardi di anni, l’idrogeno nel suo nucleo si esaurirà. Il Sole si trasformerà in una gigante rossa e poi in una nana bianca. Le stelle massicce esplodono alla fine della loro vita, lasciando dietro di sé una stella di neutroni o un buco nero.

5. La nostra Galassia è uno dei tanti sistemi simili. Ci sono circa 100 miliardi di grandi galassie nell'universo visibile. Sono circondati da piccoli satelliti. La dimensione della galassia è di circa 100.000 anni luce. La grande galassia più vicina dista circa 2,5 milioni di anni luce.

6. I pianeti esistono non solo attorno al Sole, ma anche attorno ad altre stelle, sono chiamati esopianeti. I sistemi planetari non sono uguali. Ora conosciamo più di 1000 esopianeti. A quanto pare molte stelle hanno pianeti, ma solo una piccola parte potrebbe essere adatta alla vita.

7. Il mondo come lo conosciamo ha un’età limitata: poco meno di 14 miliardi di anni. All'inizio la materia era in uno stato molto denso e caldo. Le particelle della materia ordinaria (protoni, neutroni, elettroni) non esistevano. L’universo si sta espandendo ed evolvendo. Durante l'espansione da uno stato denso e caldo, l'universo si raffreddò e divenne meno denso e apparvero particelle ordinarie. Poi sorsero le stelle e le galassie.

8. A causa della velocità finita della luce e dell’età finita dell’universo osservabile, solo una regione finita dello spazio ci è accessibile per l’osservazione, ma il mondo fisico non finisce a questo confine. A grandi distanze, a causa della velocità finita della luce, vediamo gli oggetti come erano in un lontano passato.

9. La maggior parte degli elementi chimici che incontriamo nella vita (e di cui siamo fatti) hanno avuto origine nelle stelle durante la loro vita come risultato di reazioni termonucleari o nelle ultime fasi della vita di stelle massicce - nelle esplosioni di supernova. Prima che si formassero le stelle, la materia ordinaria esisteva principalmente sotto forma di idrogeno (l’elemento più abbondante) ed elio.

10. La materia ordinaria contribuisce solo per una piccola percentuale alla densità totale dell’universo. Circa un quarto della densità dell'universo è dovuta alla materia oscura. È costituito da particelle che interagiscono debolmente tra loro e con la materia ordinaria. Finora stiamo osservando solo l’effetto gravitazionale della materia oscura. Circa il 70% della densità dell’universo è dovuta all’energia oscura. Per questo motivo, l’espansione dell’universo sta procedendo sempre più velocemente. La natura dell’energia oscura non è chiara.

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 da formula ben nota, dove è la densità dell'atmosfera vicino alla 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