Прашања.

1. Очигледното движење на светилниците како последица на нивното сопствено движење во вселената, ротацијата на Земјата и нејзината револуција околу Сонцето.
2. Принципи на одредување географски координати од астрономски набљудувања (стр. 4 стр. 16).
3. Причини за промена на фазите на Месечината, услови за појава и фреквенција на затемнување на Сонцето и Месечината (стр. 6 ставови 1,2).
4. Карактеристики на дневното движење на Сонцето на различни географски широчини во различни периоди од годината (стр.4 стр. 2, стр. 5).
5. Принципот на работа и намената на телескопот (стр. 2).
6. Методи за одредување растојанија до телата на Сончевиот систем и нивните големини (Ап. 12).
7. Можности за спектрална анализа и екстра-атмосферски набљудувања за проучување на природата на небесните тела (стр. 14, „Физика“ стр. 62).
8. Најважните насоки и задачи на вселенското истражување и истражување.
9. Кеплеровиот закон, неговото откривање, значење, граници на применливост (стр. 11).
10. Главни карактеристики на копнените планети, џиновски планети (стр. 18, 19).
11. Карактеристични карактеристики на Месечината и планетарните сателити (стр. 17-19).
12. Кометите и астероидите. Основни идеи за потеклото на Сончевиот систем (стр. 20, 21).
13. Сонцето е како типична ѕвезда. Главни карактеристики (стр. 22).
14. Најважните манифестации на сончевата активност. Нивната поврзаност со географските појави (стр. 22 став 4).
15. Методи за одредување растојанија до ѕвезди. Единици на растојанија и врски меѓу нив (стр. 23).
16. Основни физички карактеристики на ѕвездите и нивните односи (стр. 23, став 3).
17. Физичкото значење на законот Стефан-Болцман и неговата примена за одредување на физичките карактеристики на ѕвездите (стр. 24 став 2).
18. Променливи и нестационарни ѕвезди. Нивното значење за проучување на природата на ѕвездите (стр. 25).
19. Бинарни ѕвезди и нивната улога во одредувањето на физичките карактеристики на ѕвездите.
20. Еволуцијата на ѕвездите, нејзините фази и последните фази (стр. 26).
21. Состав, структура и големина на нашата Галаксија (стр. 27 став 1).
22. Ѕвездени јата, физичка состојба на меѓуѕвездената средина (стр. 27 стр. 2, стр. 28).
23. Главни типови на галаксии и нивни карактеристични карактеристики(стр. 29).
24. Основи на современите идеи за структурата и еволуцијата на Универзумот (стр. 30).

Практични задачи.

1. Задача за мапа со ѕвезда.
2. Одредување на географска ширина.
3. Одредување на деклинација на ѕвезда по географска ширина и надморска височина.
4. Пресметка на големината на светилката по паралакса.
5. Услови за видливост на Месечината (Венера, Марс) според училишниот астрономски календар.
6. Пресметка на орбиталниот период на планетите врз основа на третиот закон на Кеплер.

Одговори.

Билет број 1. Земјата прави сложени движења: ротира околу својата оска (Т=24 часа), се движи околу Сонцето (Т=1 година), ротира со Галаксијата (Т= 200 илјади години). Од ова може да се види дека сите набљудувања направени од Земјата се разликуваат по нивните очигледни траектории. Планетите се поделени на внатрешни и надворешни (внатрешни: Меркур, Венера; надворешни: Марс, Јупитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон). Сите овие планети се вртат на ист начин како и Земјата околу Сонцето, но, благодарение на движењето на Земјата, може да се набљудува движењето на планетите како јамка (календар стр. 36). Поради сложеното движење на Земјата и планетите, се јавуваат различни планетарни конфигурации.

Кометите и телата на метеоритите се движат по елиптични, параболични и хиперболични траектории.

Билет број 2. Има 2 географски координати: географска ширина и географска должина. Астрономијата како практична наука овозможува да се пронајдат овие координати (слика „висина на светилката на горната кулминација“). Висината на небесниот пол над хоризонтот е еднаква на географската ширина на местото на набљудување. Можете да ја одредите ширината на местото на набљудување според висината на ѕвездата на горната кулминација ( Климакс- моментот на минување на светилката низ меридијанот) според формулата:

h = 90° - j + d,

каде што h е висината на ѕвездата, d е деклинација, j е географската ширина.

Географската должина е втората координата, измерена од главниот меридијан Гринич кон исток. Земјата е поделена на 24 временски зони, временската разлика е 1 час. Разликата во локално време е еднаква на разликата во географската должина:

l m - l Gr = t m - t Гр

Локално време- ова е сончево време на дадено место на Земјата. Во секоја точка локално времеразлично, па луѓето живеат според зонско време, односно според времето на просечниот меридијан на дадена зона. Датумската линија е на исток (Беринговиот теснец).

Билет број 3. Месечината се движи околу Земјата во иста насока во која Земјата ротира околу својата оска. Одразот на ова движење, како што знаеме, е видливото движење на Месечината наспроти позадината на ѕвездите кон ротацијата на небото. Секој ден, Месечината се поместува на исток во однос на ѕвездите за околу 13°, а по 27,3 дена се враќа кај истите ѕвезди, откако го опиша целиот круг на небесната сфера.

Очигледното движење на Месечината е придружено со континуирана промена во нејзиниот изглед - промена на фазите. Ова се случува затоа што Месечината зазема различни позиции во однос на Сонцето и Земјата што ја осветлуваат.

Кога Месечината ни се појавува како тесна полумесечина, остатокот од нејзиниот диск исто така благо свети. Овој феномен се нарекува пепел светлина и се објаснува со фактот дека Земјата ја осветлува ноќната страна на Месечината со рефлектирана сончева светлина.

Земјата и Месечината, осветлени од Сонцето, фрлаат конуси во сенка и конуси од пенумбра. Кога Месечината целосно или делумно ќе падне во Земјината сенка, се случува целосно или делумно затемнување на Месечината. Од Земјата е видлив истовремено насекаде каде што Месечината е над хоризонтот. Целосната фаза на затемнување на Месечината продолжува додека Месечината не почне да излегува од Земјината сенка и може да трае до 1 час и 40 минути. Сончевите зраци, прекршени во атмосферата на Земјата, паѓаат во конусот на земјината сенка. Во овој случај, атмосферата силно ги апсорбира сините и соседните зраци, а главно црвените ги пренесува во конусот. Ова е причината зошто Месечината, за време на фазата на големо затемнување, станува црвеникава и не исчезнува целосно. Затемнувањата на Месечината се случуваат претходно три патиедна година и, се разбира, само на полна месечина.

Затемнувањето на Сонцето како целосно е видливо само кога дамка од лунарната сенка паѓа на Земјата; дијаметарот на точката не надминува 250 km. Додека Месечината се движи низ нејзината орбита, нејзината сенка се движи низ Земјата од запад кон исток, следејќи последователно тесен појас на целосно затемнување. Онаму каде што полуомбрата на Месечината паѓа на Земјата, се забележува делумно затемнување на Сонцето.

Поради мала промена на оддалеченоста на Земјата од Месечината и Сонцето, привидниот аголен дијаметар понекогаш е малку поголем, понекогаш малку помал од сончевиот, понекогаш еднаков на него. Во првиот случај, целосното затемнување на Сонцето трае до 7 минути и 40 секунди, во вториот, Месечината не го покрива целосно Сонцето, а во третиот само еден момент.

Може да има од 2 до 5 затемнувања на Сонцето во една година, во вториот случај тие се секако делумно.

Билет број 4. Во текот на годината, Сонцето се движи по еклиптиката. Еклиптиката минува низ 12 зодијачки соѕвездија. Во текот на денот, Сонцето, како обична ѕвезда, се движи паралелно со небесниот екватор
(-23°27¢ £ d £ +23°27¢). Оваа промена во деклинацијата е предизвикана од навалувањето земјината оскадо орбиталната рамнина.

На географската ширина на тропските предели Рак (Југ) и Јарец (Север), Сонцето е во својот зенит во деновите на летната и зимската краткоденица.

На северниот пол, Сонцето и ѕвездите не заоѓаат помеѓу 21 март и 22 септември. Поларната ноќ започнува на 22 септември.

Билет број 5. Телескопите доаѓаат во два вида: рефлектирачки телескоп и рефракционен телескоп (слики).

Покрај оптичките телескопи, постојат и радиотелескопи, кои се уреди кои го снимаат вселенското зрачење. Радио телескопот е параболична антена со дијаметар од околу 100 m Природни формации, како кратери или планински падини, се користат како кревет за антената. Радио емисијата овозможува истражување на планети и ѕвездени системи.

Билет број 6. Хоризонтална паралаксае аголот под кој радиусот на Земјата е видлив од планетата, нормално на видната линија.

p² - паралакса, r² - аголен радиус, R - радиус на Земјата, r - радиус на светилката.

Во денешно време, радарските методи се користат за одредување на растојанието до светилките: тие испраќаат радио сигнал до планетата, сигналот се рефлектира и снима од приемната антена. Знаејќи го времето на патување на сигналот, се одредува растојанието.

Билет број 7. Спектралната анализа е суштинска алатка за истражување на универзумот. Спектралната анализа е метод со кој се одредува хемискиот состав на небесните тела, нивната температура, големина, структура, растојание до нив и брзината на нивното движење. Спектралната анализа се врши со помош на спектрограф и спектроскопски инструменти. Со помош на спектрална анализа, беше утврден хемискиот состав на ѕвездите, кометите, галаксиите и телата на Сончевиот систем, бидејќи во спектарот секоја линија или збир на линии е карактеристична за елемент. Интензитетот на спектарот може да се користи за да се одреди температурата на ѕвездите и другите тела.

Врз основа на нивниот спектар, ѕвездите се доделуваат на една или друга спектрална класа. Од спектралниот дијаграм можете да ја одредите привидната големина на ѕвездата, а потоа користејќи ги формулите:

M = m + 5 + 5log стр

дневник L = 0,4 (5 - М)

најдете ја апсолутната величина, сјајност, а со тоа и големината на ѕвездата.

Користење на Доплеровата формула

Создавањето модерни вселенски станици, бродови за повеќекратна употреба, како и лансирањето вселенски летала на планетите (Вега, Марс, Луна, Војаџер, Хермес) овозможија да се инсталираат телескопи на нив, преку кои овие светлини може да се набљудуваат блиску без атмосферски мешање.

Билет број 8. Почетокот на вселенската ера беше поставен со делата на рускиот научник К. Е. Циолковски. Тој предложи да се користат млазни мотори за истражување на вселената. Тој прво ја предложи идејата за користење ракети со повеќе фази за лансирање на вселенски летала. Русија беше пионер во овој концепт. Првиот вештачки сателит на Земјата беше лансиран на 4 октомври 1957 година, првото прелетување на Месечината правејќи фотографии - 1959 година, првиот лет со екипаж во вселената - 12 април 1961 година. Првиот американски лет до Месечината - 1964 година, лансирање вселенски бродови и вселената станици.

1. Научни цели:

• човечко присуство во вселената;
• вселенско истражување;
• развој на технологии за вселенски летови;

1. Воени цели (заштита од нуклеарен напад);
2. Телекомуникации (сателитски комуникации извршени со помош на комуникациски сателити);
3. Временска прогноза, предвидување на природни катастрофи (метео сателити);
4. Цели на производство:

• потрага по минерали;
• мониторинг на животната средина.

Билет број 9. Заслугата за откривање на законите на планетарното движење му припаѓа на извонредниот научник Јоханес Кеплер.

Првиот закон. Секоја планета се врти во елипса, со Сонцето во еден од фокусите.

Втор закон. (закон за области). Векторот на радиусот на планетата опишува еднакви области во еднакви временски периоди. Од овој закон произлегува дека брзината на планетата кога се движи во својата орбита, колку е поблиску до Сонцето, толку е поголема.

Трет закон. Плоштадите на сидералните периоди на планетите се поврзани како коцки од полуглавните оски на нивните орбити.

Овој закон овозможи да се утврдат релативните растојанија на планетите од Сонцето (во единици на полу-главната оска на Земјината орбита), бидејќи сидералните периоди на планетите веќе беа пресметани. Полуглавната оска на земјината орбита се зема како астрономска единица (AU) на растојанија.

Билет број 10. План:

1. Наведете ги сите планети;
2. Поделба (земни планети: Меркур, Марс, Венера, Земја, Плутон; и џиновски планети: Јупитер, Сатурн, Уран, Нептун);
3. Разговарајте за карактеристиките на овие планети врз основа на табелата. 5 (стр. 144);
4. Наведете ги главните карактеристики на овие планети.

Билет број 11 . План:

1. Физички услови на Месечината (големина, маса, густина, температура);

Месечината е 81 пати помала од Земјата по маса, нејзината просечна густина е 3300 kg/m 3, односно помала од онаа на Земјата. Нема атмосфера на Месечината, само тенка лушпа од прашина. Огромните разлики во температурата на површината на Месечината од ден до ноќ се објаснуваат не само со отсуството на атмосфера, туку и со времетраењето на лунарниот ден и лунарната ноќ, што одговара на нашите две недели. Температурата во подсончевата точка на Месечината достигнува + 120°C, а на спротивната точка на ноќната хемисфера - 170°C.

1. Релјеф, мориња, кратери;
2. Хемиски карактеристики на површината;
3. Присуство на тектонска активност.

Сателити на планетите:

1. Марс (2 мали сателити: Фобос и Деимос);
2. Јупитер (16 сателити, најпознатите 4 сателити на Галилеја: Европа, Калисто, Ио, Ганимед; на Европа е откриен океан од вода);
3. Сатурн (17 сателити, Титан е особено познат: има атмосфера);
4. Уран (16 сателити);
5. Нептун (8 сателити);
6. Плутон (1 сателит).

Билет број 12. План:

1. Кометите (физичка природа, структура, орбити, типови), најпознатите комети:

• Комета Халеј (Т = 76 години; 1910 - 1986 - 2062 година);
• комета Енк;
• комета Хјакутаки;

1. Астероиди (мали планети). Најпознати се Церера, Веста, Палас, Јуно, Икар, Хермес, Аполо (вкупно повеќе од 1500).

Студијата на комети, астероиди и метеорски дождови покажа дека сите тие имаат иста физичка природа и ист хемиски состав. Одредувањето на староста на Сончевиот систем сугерира дека Сонцето и планетите се приближно на иста возраст (околу 5,5 милијарди години). Според теоријата за потеклото на Сончевиот систем на академик О. Ју. иста насока како Сонцето. Постепено, во овој облак се формираа кондензации, што доведе до појава на планети. Доказ дека планетите настанале од такви концентрации е падот на метеоритите на Земјата и другите планети. Така, во 1975 година беше забележан падот на кометата Вахман-Страсман на Јупитер.

Билет број 13. Сонцето е најблиската ѕвезда до нас, во која, за разлика од сите други ѕвезди, можеме да го набљудуваме дискот и да користиме телескоп за да проучуваме мали детали на него. Сонцето е типична ѕвезда и затоа неговото проучување помага да се разбере природата на ѕвездите воопшто.

Масата на Сонцето е 333 илјади пати поголема од масата на Земјата, моќта на вкупното зрачење на Сонцето е 4 * 10 23 kW, ефективната температура е 6000 К.

Како и сите ѕвезди, Сонцето е врела топка од гас. Главно се состои од водород со мешавина од 10% (по бројот на атоми) на хелиум, 1-2% од масата на Сонцето отпаѓа на други потешки елементи.

На Сонцето материјата е силно јонизирана, односно атомите ги изгубиле надворешните електрони и заедно со нив стануваат слободни честички на јонизиран гас - плазма.

Просечната густина на соларната материја е 1400 kg/m3. Сепак, ова е просечна бројка, а густината во надворешните слоеви е несразмерно помала, а во центарот е 100 пати поголема.

Под влијание на силите на гравитационото привлекување насочени кон центарот на Сонцето, во неговите длабочини се создава огромен притисок, кој во центарот достигнува 2 * 10 8 Pa, на температура од околу 15 милиони К.

Во такви услови, јадрата на атоми на водород имаат многу големи брзини и можат да се судрат едни со други, и покрај дејството на електростатската одбивна сила. Некои судири резултираат со нуклеарни реакции во кои хелиумот се формира од водород и се ослободува голема количина топлина.

Површината на сонцето (фотосферата) има зрнеста структура, односно се состои од „зрна“ со просечна големина од околу 1000 km. Гранулацијата е последица на движењето на гасовите во зона лоцирана покрај фотосферата. Понекогаш, во одредени региони на фотосферата, темните празнини меѓу дамките се зголемуваат и се формираат големи темни дамки. Набљудувајќи ги сончевите дамки преку телескоп, Галилео забележал дека тие се движат низ видливиот диск на Сонцето. Врз основа на тоа, тој заклучил дека Сонцето ротира околу својата оска со период од 25 дена. на екваторот и 30 дена. во близина на столбовите.

Точките се нестабилни формации, најчесто се појавуваат во групи. Околу дамките понекогаш се видливи речиси незабележливи светлосни формации, кои се нарекуваат факели. Главната карактеристика на дамките и факелите е присуството на магнетни полиња со индукција што достигнува 0,4-0,5 Тесла.

Билет број 14. Манифестација на сончевата активност на Земјата:

1. Сончевите дамки се активен извор електромагнетно зрачење, предизвикувајќи т.н. магнетни бури" Овие „магнетни бури“ влијаат на телевизиските и радио комуникациите и предизвикуваат моќни полови на светлина.
2. Сонцето ги испушта следниве видови на зрачење: ултравиолетово, рентген, инфрацрвени и космички зраци (електрони, протони, неутрони и тешки честички хадрони). Овие зрачења се речиси целосно блокирани од атмосферата на Земјата. Ова е причината зошто атмосферата на Земјата треба да се одржува нормална. Периодично појавуваните озонски дупки овозможуваат зрачењето од Сонцето да стигне до површината на земјата и негативно да влијае на органскиот живот на Земјата.
3. Сончевата активност се случува на секои 11 години. Последната максимална соларна активност беше во 1991 година. Очекуваниот максимум е 2002 година. Максималната сончева активност значи најголем број сончеви дамки, зрачење и истакнати. Одамна е утврдено дека промените во сончевата активност Сонцето влијае на следните фактори:

• епидемиолошка состојба на Земјата;
• бројот на различни видови природни непогоди (тајфуни, земјотреси, поплави и сл.);
• за бројот на сообраќајни и железнички несреќи.

Максимумот од сето ова се случува во годините на активното Сонце. Како што утврдил научникот Чижевски, активното Сонце влијае на благосостојбата на една личност. Оттогаш, се составуваат периодични прогнози за човековата благосостојба.

Билет број 15. Се покажа дека радиусот на земјата е премногу мал за да послужи како основа за мерење на паралактичкото поместување на ѕвездите и растојанието до нив. Затоа, тие користат годишна паралакса наместо хоризонтална.

Годишната паралакса на ѕвездата е аголот под кој полуглавната оска на Земјината орбита може да се види од ѕвездата ако е нормална на линијата на видот.

а е полуглавната оска на земјината орбита,

стр - годишна паралакса.

Се користи и единицата за растојание парсек. Парсек е растојанието од кое полуглавната оска на земјината орбита, нормална на линијата на видот, е видлива под агол од 1².

1 парсек = 3,26 светлосни години= 206265 а. д. = 3 * 10 11 км.

Со мерење на годишната паралакса, можете со сигурност да го одредите растојанието до ѕвездите лоцирани не подалеку од 100 парсеци или 300 светлосни години. години.

Билет број 16. Ѕвездите се класифицираат според следните параметри: големина, боја, сјајност, спектрална класа.

Врз основа на нивната големина, ѕвездите се поделени на џуџести ѕвезди, средни ѕвезди, нормални ѕвезди, џиновски ѕвезди и суперџинови. Џуџести ѕвезди - сателит на ѕвездата Сириус; средината - Сонце, Капела (Аурига); нормално (t = 10 илјади К) - имаат димензии помеѓу Сонцето и Капела; џиновски ѕвезди - Антарес, Арктур; суперџинови - Бетелгез, Алдебаран.

По боја, ѕвездите се поделени на црвени (Антарес, Бетелгез - 3000 К), жолти (Сонце, Капела - 6000 К), бели (Сириус, Денеб, Вега - 10000 К), сини (Спика - 30000 К).

Ѕвездите се класифицираат според нивната сјајност на следниов начин. Ако ја земеме сјајноста на Сонцето како 1, тогаш белите и сините ѕвезди имаат сјајност од 100 и 10 илјади пати поголема од сјајноста на Сонцето, а црвените џуџиња имаат 10 пати помала сјајност на Сонцето.

Врз основа на нивниот спектар, ѕвездите се поделени во спектрални класи (види табела).

Услови на рамнотежа: како што е познато, ѕвездите се единствените објекти на природата во кои се случуваат неконтролирани реакции на термонуклеарна фузија, кои се придружени со ослободување на голема количина енергија и ја одредуваат температурата на ѕвездите. Повеќето ѕвезди се во неподвижна состојба, односно не експлодираат. Некои ѕвезди експлодираат (т.н. нови и супернови). Зошто ѕвездите се генерално во рамнотежа? Силата на нуклеарните експлозии во неподвижните ѕвезди е избалансирана со силата на гравитацијата, поради што овие ѕвезди одржуваат рамнотежа.

Билет број 17. Законот на Стефан-Болцман ја дефинира врската помеѓу зрачењето и температурата на ѕвездите.

e = sТ 4 s - коефициент, s = 5,67 * 10 -8 W/m 2 до 4

e - енергија на зрачење по единица површина на ѕвездата

L е сјајноста на ѕвездата, R е радиусот на ѕвездата.

Користејќи ја формулата на Стефан-Болцман и виенскиот закон, се одредува брановата должина на која се јавува максималното зрачење:

l max T = b b - Виенска константа

Можете да продолжите од спротивното, т.е., користејќи ја осветленоста и температурата за да ги одредите големините на ѕвездите.

Билет број 18. План:

1. Цефеиди
2. Нови ѕвезди
3. Супернови

Билет број 19. План:

1. Визуелно се удвојува, множи
2. Спектрални двојки
3. Затемнување на променливи ѕвезди

Билет број 20. Постојат различни типови на ѕвезди: единечни, двојни и повеќекратни, неподвижни и променливи, џиновски и џуџести ѕвезди, нови и супернови. Дали има некои обрасци во оваа разновидност на ѕвезди, во нивниот привиден хаос? Такви обрасци постојат, и покрај различните сјајности, температури и големини на ѕвездите.

1. Утврдено е дека сјајноста на ѕвездите се зголемува со зголемување на масата, а оваа зависност се одредува со формулата L = m 3,9, покрај тоа, за многу ѕвезди важи законот L »R 5,2.
2. Зависност на L од t° и боја (боја - дијаграм на осветленост).

Колку е помасивна ѕвездата, толку побрзо главното гориво - водородот - изгорува, претворајќи се во хелиум ( ). Масивни сино-бели џинови изгоруваат во рок од 10 7 години. Жолтите ѕвезди како Капела и Сонцето изгоруваат за 10 10 години (t Сонце = 5 * 10 9 години). Белите и сините ѕвезди изгоруваат и се претвораат во црвени џинови. Во нив се јавува синтеза на 2C + He ® C 2 He. Како што согорува хелиумот, ѕвездата се собира и се претвора во бело џуџе. Белото џуџе на крајот се претвора во многу густа ѕвезда, која се состои само од неутрони. Намалувањето на големината на ѕвездата доведува до нејзино многу брзо ротирање. Се чини дека оваа ѕвезда пулсира, емитувајќи радио бранови. Тие се нарекуваат пулсари - последната фаза на џиновските ѕвезди. Некои ѕвезди со маса многу поголема од масата на Сонцето се толку многу компресирани што се претвораат во таканаречени „црни дупки“, кои поради гравитацијата не испуштаат видливо зрачење.

Билет број 21. Нашиот ѕвезден систем - Галаксијата е една од елиптичните галаксии. Млечниот пат што го гледаме е само дел од нашата Галаксија. Со модерните телескопи можете да видите ѕвезди до светлинска величина 21. Бројот на овие ѕвезди е 2 * 10 9, но ова е само мал дел од популацијата на нашата Галаксија. Дијаметарот на Галаксијата е приближно 100 илјади светлосни години. Набљудувајќи ја Галаксијата, можете да забележите „расцеп“, што е предизвикано од меѓуѕвездена прашина, која ги покрива ѕвездите на Галаксијата од нас.

Население на Галаксијата.

Во галактичкото јадро има многу црвени џинови и цефеиди со краток период. Гранките подалеку од центарот содржат многу суперџинови и класични Цефеиди. Спиралните краци содржат жешки суперџинови и класични цефеиди. Нашата галаксија се врти околу центарот на Галаксијата, која се наоѓа во соѕвездието Херкулес. сончев системправи целосна револуција околу центарот на Галаксијата за 200 милиони години. Врз основа на ротацијата на Сончевиот систем, може да се одреди приближната маса на Галаксијата - 2 * 10 11 m од Земјата. Ѕвездите се сметаат за неподвижни, но во реалноста ѕвездите се движат. Но, бидејќи ние сме значително отстранети од нив, ова движење може да се набљудува само во текот на илјадници години.

Билет број 22. Во нашата Галаксија, покрај единечни ѕвезди, има и ѕвезди кои се комбинираат во јата. Постојат 2 типа на ѕвездени јата:

1. Отворени ѕвездени јата, како што е ѕвезденото јато Плејади во соѕвездијата Бик и Хиади. Со голо око можете да видите 6 ѕвезди во Плејадите, но ако погледнете низ телескоп, можете да видите расејување на ѕвезди. Големината на отворените кластери е неколку парсеци. Отворените ѕвездени јата се состојат од стотици ѕвезди од главната низа и суперџинови.
2. Глобуларните ѕвездени јата имаат големини до 100 парсеци. Овие кластери се карактеризираат со краткопериодни цефеиди и посебна магнитуда (од -5 до +5 единици).

Рускиот астроном В. Ја. Струве откри дека постои меѓуѕвездена апсорпција на светлината. Тоа е меѓуѕвездената апсорпција на светлината што ја намалува осветленоста на ѕвездите. Меѓуѕвездената средина е исполнета со космичка прашина, која ги формира таканаречените маглини, на пример, темните маглини на Големите Магеланови облаци и Коњската глава. Во соѕвездието Орион има маглина со гас и прашина која свети со рефлектираната светлина на блиските ѕвезди. Во соѕвездието Водолија има голема планетарна маглина, формирана како резултат на исфрлање на гас од блиските ѕвезди. Воронцов-Велиаминов докажа дека емисијата на гасови од џиновските ѕвезди е доволна за формирање на нови ѕвезди. Гасните маглини формираат слој во Галакси 200 парсеци дебел. Тие се состојат од H, He, OH, CO, CO 2, NH 3. Неутралниот водород емитира бранова должина од 0,21 m Распределбата на оваа радио емисија ја одредува распределбата на водородот во Галаксијата. Покрај тоа, Галаксијата има извори на bremsstrahlung (X-ray) радио емисија (квазари).

Билет број 23. Вилијам Хершел поставил многу маглини на мапата на ѕвездите во 17 век. Последователно се покажа дека тоа се џиновски галаксии кои се наоѓаат надвор од нашата галаксија. Со помош на Цефеиди, американскиот астроном Хабл докажа дека најблиската галаксија до нас, М-31, се наоѓа на растојание од 2 милиони светлосни години. Околу илјада вакви галаксии се откриени во соѕвездието Вероника, оддалечено милиони светлосни години од нас. Хабл докажа дека има црвено поместување во спектрите на галаксиите. Ова поместување е поголемо колку подалеку е галаксијата од нас. Со други зборови, колку е подалеку галаксијата, толку е поголема нејзината брзина на отстранување од нас.

V offset = D * H H - Хаблова константа, D - поместување во спектарот.

Моделот на универзум кој се шири врз основа на теоријата на Ајнштајн го потврди и рускиот научник Фридман.

Галаксиите се класифицирани во неправилни, елипсовидни и спирални типови. Елиптични галаксии се во соѕвездието Бик, спирална галаксија е наша, маглината Андромеда, неправилна галаксија е во магелановите облаци. Покрај видливите галаксии, во ѕвездените системи има и таканаречени радио галаксии, односно моќни извори на радио емисија. На местото на овие радио галаксии се пронајдени мали светлечки објекти чие црвено поместување е толку високо што очигледно се оддалечени од нас милијарди светлосни години. Тие биле наречени квазари бидејќи нивното зрачење понекогаш е помоќно од она на цела галаксија. Можно е квазарите да се јадра на многу моќни ѕвездени системи.

Билет број 24. Најновиот каталог на ѕвезди содржи повеќе од 30 илјади галаксии посветли од светлинската величина 15, а стотици милиони галаксии можат да се фотографираат со моќен телескоп. Сето ова заедно со нашата Галаксија ја формира таканаречената метагалаксија. Во однос на нејзината големина и бројот на објекти, метагалаксијата е бесконечна, таа нема ниту почеток ниту крај. Според современите концепти, во секоја галаксија доаѓа до изумирање на ѕвезди и цели галаксии, како и појава на нови ѕвезди и галаксии. Науката што го проучува нашиот Универзум како целина се нарекува космологија. Според теоријата на Хабл и Фридман, нашиот универзум, земајќи ги предвид општа теоријаАјнштајн, таков универзум се шири пред приближно 15 милијарди години, најблиските галаксии беа поблиску до нас отколку што се сега. На некое место во вселената се појавуваат нови ѕвездени системи и, земајќи ја предвид формулата E = mc 2, бидејќи можеме да кажеме дека бидејќи масите и енергиите се еквивалентни, нивната меѓусебна трансформација една во друга ја претставува основата на материјалниот свет.

БИЛЕТИ ЗА АСТРОНОМИЈА 11 ОДДЕЛЕНИЕ

БИЛЕТ бр. 1

Видливите движења на светилките како последица на нивното сопствено движење во вселената, ротацијата на Земјата и нејзината револуција околу Сонцето.

Земјата прави сложени движења: ротира околу својата оска (Т=24 часа), се движи околу Сонцето (Т=1 година), ротира со Галаксијата (Т= 200 илјади години). Од ова може да се види дека сите набљудувања направени од Земјата се разликуваат по нивните очигледни траектории. Планетите се движат низ небото, или од исток кон запад (директно движење), или од запад кон исток (ретроградно движење). Моментите на промена на насоката се нарекуваат застанувања. Ако ја нацртате оваа патека на мапа, добивате јамка. Колку е поголемо растојанието помеѓу планетата и Земјата, толку е помала јамката. Планетите се поделени на долни и горни (долни - внатре во земјината орбита: Меркур, Венера; горните: Марс, Јупитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон). Сите овие планети се вртат на ист начин како и Земјата околу Сонцето, но поради движењето на Земјата може да се забележи движење на планетите како јамка. Меѓусебни договорипланетите во однос на Сонцето и Земјата се нарекуваат планетарни конфигурации.

Планетарни конфигурации, разградување. геометриски положбата на планетите во однос на Сонцето и Земјата. Одредени позиции на планетите, видливи од Земјата и измерени во однос на Сонцето, се посебни. титули. На илус. В - внатрешна планета, I- надворешна планета, Е -Земјата, С - Сонцето. Кога внатрешно планетата лежи во права линија со Сонцето, таа е внатре поврзување.К.п. EV 1 S и ESV 2 се нарекуваат долна и горна врскасоодветно. лок. Планетата I е во супериорна врска кога лежи во права линија со Сонцето ( ESI 4) и во конфронтација,кога лежи во правец спротивен на Сонцето (I 3 ES) Аголот помеѓу правците кон планетата и кон Сонцето со темето на Земјата, на пр. I 5 ES, наречена издолжување. За внатрешни планети макс, издолжувањето се јавува кога аголот EV 8 S е 90°; за надворешни планетите можат да се издолжуваат во опсег од 0° ESI 4) до 180° (I 3 ES).Кога издолжувањето е 90°, се вели дека планетата е во квадратура(I 6 ES, I 7 ES).

Периодот во кој планетата орбитира околу Сонцето се нарекува сидерален (ѕвезден) период на револуција - Т, временскиот период помеѓу две идентични конфигурации се нарекува синодичен период - С.

Планетите се движат околу Сонцето во една насока и завршуваат целосна револуција околу Сонцето во одреден временски период = сидерален период

за внатрешните планети

за надворешни планети

S – сидерален период (во однос на ѕвездите), Т – синодичен период (меѓу фази), Т = 1 година.

Кометите и телата на метеоритите се движат по елиптични, параболични и хиперболични траектории.

Пресметување на растојанието до галаксија врз основа на законот на Хабл.

H = 50 km/s*Mpc – Хабл константа

БИЛЕТ бр.2

Принципи на одредување географски координати од астрономски набљудувања.

Постојат 2 географски координати: географска ширина и географска должина. Астрономијата како практична наука овозможува да се најдат овие координати. Висината на небесниот пол над хоризонтот е еднаква на географската ширина на местото на набљудување. Приближно географската ширина може да се определи со мерење на висината на Северната ѕвезда, бидејќи таа е оддалечена од северен Полсветот за околу 10. Можете да ја одредите ширината на местото на набљудување според висината на ѕвездата на горната кулминација ( Климакс– моментот на минување на светилката низ меридијанот) според формулата:

j = d ± (90 – h), во зависност од тоа дали кулминира јужно или северно од зенитот. h – висина на ѕвездата, d – деклинација, j – географска ширина.

Географската должина е втората координата, измерена од главниот меридијан Гринич кон исток. Земјата е поделена на 24 временски зони, временската разлика е 1 час. Разликата во локално време е еднаква на разликата во географската должина:

T λ 1 – T λ 2 = λ 1 – λ 2 Така, откако ја дознавте временската разлика во две точки, од кои должината на едната е позната, можете да ја одредите должината на другата точка.

Локално време- ова е сончево време на дадено место на Земјата. Во секоја точка, локалното време е различно, така што луѓето живеат според стандардното време, односно според времето на средниот меридијан на дадената зона. Датумската линија е на исток (Беринговиот теснец).

Пресметување на температурата на ѕвездата врз основа на податоците за нејзината сјајност и големина.

L - осветленост (Lc = 1)

R – радиус (Rc = 1)

T – Температура (Tc = 6000)

БИЛЕТ бр.3

Причини за промена на фазите на Месечината. Услови за појава и зачестеност на затемнувања на Сонцето и Месечината.

Фаза, во астрономијата, фазните промени се случуваат поради периодични промени во условите на осветлување на небесните тела во однос на набљудувачот. Промената на фазата на Месечината е предизвикана од промената на релативните позиции на Земјата, Месечината и Сонцето, како и од фактот дека Месечината сјае со светлина што се рефлектира од неа. Кога Месечината е помеѓу Сонцето и Земјата на права линија што ги поврзува, неосветлениот дел од површината на Месечината е свртен кон Земјата, така што ние не го гледаме. Овој Ф. нова месечина.По 1-2 дена, Месечината се оддалечува од оваа права линија, а од Земјата е видлива тесна лунарна полумесечина. За време на младата месечина, тој дел од Месечината што не е осветлен со директна сончева светлина сè уште е видлив на темното небо. Овој феномен беше наречен пепелна светлина.Една недела подоцна пристигнува Ф. прва четвртина:Осветлениот дел на Месечината сочинува половина од дискот. Потоа доаѓа полна месечина- Месечината повторно е на линијата што ги поврзува Сонцето и Земјата, но од другата страна на Земјата. Осветлениот полн диск на Месечината е видлив. Тогаш видливиот дел почнува да се намалува и последниот квартал,тие. повторно може да се набљудува половина од дискот осветлен. Целиот период на лунарниот циклус се нарекува синодичен месец.

Затемнување, астрономски феномен во кој едно небесно тело целосно или делумно покрива друго, или сенката на едно тело паѓа на друго Соларно 3. се јавуваат кога Земјата паѓа во сенката што ја фрла Месечината, а Месечината - кога Месечината паѓа во сенка на Земјата. Сенката на Месечината за време на соларната 3. се состои од централна сенка и пенумбра што ја опкружува. Под поволни услови, целосна лунарна 3. може да трае 1 час. 45 мин. Ако Месечината целосно не влезе во сенката, тогаш набљудувачот од ноќната страна на Земјата ќе види делумна месечина 3. Аголните дијаметри на Сонцето и Месечината се речиси исти, така што вкупниот сончев 3. трае само неколку. минути. Кога Месечината е во својот апогеј, нејзините аголни димензии се малку помали од Сонцето. Сончевиот 3. може да настане ако линијата што ги поврзува центрите на Сонцето и Месечината ја премине површината на земјата. Дијаметарот на лунарната сенка кога паѓа на Земјата може да достигне неколку. стотици километри. Набљудувачот гледа дека темниот лунарен диск не го покривал целосно Сонцето, оставајќи го неговиот раб отворен во форма на светол прстен. Ова е т.н прстенесто соларно 3. Ако аголните димензии на Месечината се поголеми од оние на Сонцето, тогаш набљудувачот во близина на точката на пресек на линијата што ги поврзува нивните центри со површината на Земјата ќе види полно Сончево 3. Бидејќи Земјата ротира околу својата оска, Месечината околу Земјата, а Земјата околу Сонцето, лунарната сенка брзо се лизга по површината на Земјата од точката каде што паднала врз неа до точката каде што ја напушта, и црта лента од целосна или кружна форма на Земјата 3. Делумно 3. може да се забележи кога Месечината блокира само дел од Сонцето. Времето, времетраењето и шемата на сончевата или лунарната 3. зависат од геометријата на системот Земја-Месечина-Сонце. Поради наклонетоста на орбитата на Месечината во однос на *еклиптиката, сончевата и лунарната 3. настани не се случуваат на секоја нова или полна месечина. Споредбата на предвидувањето 3. со набљудувања ни овозможува да ја разјасниме теоријата за движењето на Месечината. Бидејќи геометријата на системот се повторува речиси точно на секои 18 години 10 дена, 3. се случуваат со овој период, наречен сарос. Регистрации 3. се користат уште од античко време за тестирање на ефектите од плимата и осеката на орбитата на Месечината.

Одредување на координатите на ѕвездите со помош на ѕвездена мапа.

БИЛЕТ бр.4

Карактеристики на дневното движење на Сонцето на различни географски широчини во различни периоди од годината.

Да го разгледаме годишното движење на Сонцето низ небесната сфера. Земјата прави целосна револуција околу Сонцето за една година; за еден ден Сонцето се движи по еклиптиката од запад кон исток за околу 1 °, а за 3 месеци - за 90 °. Меѓутоа, во оваа фаза важно е движењето на Сонцето долж еклиптиката да биде придружено со промена на неговата деклинација која се движи од δ = -e ( зимската краткоденица) до δ = +e (летна краткоденица), каде што e е аголот на наклонетост на земјината оска. Затоа, локацијата на дневната паралела на Сонцето исто така се менува во текот на годината. Да ги разгледаме средните ширини на северната хемисфера.

За време на поминувањето на Сонцето низ пролетната рамноденица (α = 0 ч), на крајот на март, деклинацијата на Сонцето е 0 °, така што на овој ден Сонцето практично се наоѓа на небесниот екватор, изгрева на исток и изгрева на горната кулминација до висина од h = 90° - φ и заоѓа на запад. Бидејќи небесниот екватор ја дели небесната сфера на половина, Сонцето е над хоризонтот половина од денот, а под него половина од денот, т.е. денот е еднаков на ноќта, што се рефлектира во името „рамноденица“. Во моментот на рамноденицата, тангентата на еклиптиката на локацијата на Сонцето е наклонета кон екваторот под максимален агол еднаков на e, затоа брзината на зголемување на деклинацијата на Сонцето во ова време е исто така максимална.

По пролетната рамноденица, деклинацијата на Сонцето брзо се зголемува, така што секој ден се повеќе од дневната паралела на Сонцето се појавува над хоризонтот. Сонцето изгрева порано, изгрева сè повисоко и повисоко во својата кулминација, а подоцна заоѓа. Точките на изгрејсонце и зајдисонце се префрлаат на север секој ден, а денот се продолжува.

Меѓутоа, секој ден се намалува аголот на наклонот на тангентата на еклиптиката на локацијата на Сонцето, а заедно со него се намалува и стапката на зголемување на деклинацијата. Конечно, на крајот на јуни, Сонцето стигнува до најсеверната точка на еклиптиката (α = 6 часа, δ = +e). Во овој момент, тој се издигнува на својата горна кулминација до височина од h = 90° - φ + e, се издига приближно на североисток, заоѓа на северозапад и должината на денот ја достигнува својата максимална вредност. Во исто време, дневното зголемување на висината на Сонцето на горната кулминација престанува, а пладневното Сонце, како што беше, „запира“ во движењето кон север. Оттука и името „летна краткоденица“.

По ова, деклинацијата на Сонцето почнува да се намалува - на почетокот многу бавно, а потоа се повеќе и побрзо. Секој ден подоцна изгрева, порано заоѓа, точките на изгрејсонце и зајдисонце се враќаат на југ.

До крајот на септември, Сонцето ја достигнува втората точка на пресек на еклиптиката со екваторот (α = 12 часа), а рамноденицата повторно се појавува, овој пат на есен. Повторно, стапката на промена на деклинацијата на Сонцето достигнува максимум и брзо се движи кон југ. Ноќта станува подолга од денот, а секој ден висината на Сонцето на неговата горна кулминација се намалува.

До крајот на декември, Сонцето стигнува до најјужната точка на еклиптиката (α = 18 часа) и неговото движење кон југ престанува, повторно „застанува“. Ова е зимска краткоденица. Сонцето изгрева речиси на југоисток, заоѓа на југозапад, а напладне изгрева на југ до висина од h = 90° - φ - e.

И тогаш сè започнува одново - спуштањето на Сонцето се зголемува, висината на горната кулминација се зголемува, денот се продолжува, точките на изгрејсонце и зајдисонце се поместуваат на север.

Поради расејувањето на светлината од земјината атмосфера, небото и понатаму останува светло некое време по зајдисонце. Овој период се нарекува самрак. Граѓанскиот самрак се разликува во зависност од длабочината на потопувањето на Сонцето под хоризонтот (-8° -12°) и астрономски (h>-18°), по што осветленоста на ноќното небо останува приближно константна.

Во лето, во d = +e, висината на Сонцето на долната кулминација е h = φ + e - 90°. Затоа, северно од географската ширина ~ 48°,5 на летната краткоденица, Сонцето на својата долна кулминација се спушта под хоризонтот за помалку од 18°, а летните ноќи стануваат лесни поради астрономскиот самрак. Слично, на φ > 54°,5 на летната краткоденица, висината на Сонцето е h > -12° - навигацискиот самрак трае цела ноќ (Москва спаѓа во оваа зона, каде што не се стемнува три месеци годишно - од почетокот на мај до почетокот на август). Уште подалеку на север, на φ > 58°.5, граѓанскиот самрак повеќе не застанува во лето (тука се наоѓа Санкт Петербург со неговите познати „бели ноќи“).

Конечно, на географска ширина φ = 90° - e, дневната паралела на Сонцето ќе го допре хоризонтот за време на солстициумот. Оваа географска ширина е Арктичкиот круг. Дури и подалеку на север, Сонцето не заоѓа под хоризонтот некое време во лето - почнува поларниот ден, а во зима не изгрева - поларната ноќ.

Сега да погледнеме повеќе јужни широчини. Како што веќе споменавме, јужно од географската ширина φ = 90° - e - 18° ноќите се секогаш темни. Со понатамошно движење кон југ, Сонцето во секое време од годината изгрева сè повисоко и повисоко, а разликата помеѓу деловите од неговата дневна паралела лоцирани над и под хоризонтот се намалува. Според тоа, должината на денот и ноќта, дури и за време на солстициумот, се помалку се разликуваат. Конечно, на географска ширина j = e, дневната паралела на Сонцето за летната краткоденица ќе помине низ зенитот. Оваа географска широчина се нарекува северна тропска; во моментот на летната краткоденица, на една од точките на оваа географска ширина Сонцето е точно во својот зенит. Конечно, на екваторот, дневните паралели на Сонцето секогаш се делат со хоризонтот на два еднакви дела, односно денот таму е секогаш еднаков на ноќта, а Сонцето е во својот зенит за време на рамнодениците.

Јужно од екваторот, сè ќе биде слично на она што е опишано погоре, само во поголемиот дел од годината (и секогаш јужно од јужниот тропски регион) горната кулминација на Сонцето ќе се случи северно од зенитот.

Покажување на даден објект и фокусирање на телескопот .

БИЛЕТ бр.5

1. Принципот на работа и намената на телескопот.

Телескоп, астрономски инструмент за набљудување на небесните тела. Добро дизајниран телескоп е способен да собира електромагнетно зрачење во различни спектрални опсези. Во астрономијата, оптички телескоп се користи за зголемување на сликите и собирање светлина од слаби извори, особено оние кои се невидливи со голо око, бидејќи За споредба, тој е во состојба да собере повеќе светлина и да обезбеди висока аголна резолуција, така што повеќе детали може да се видат на зголемена слика. Прекршувачкиот телескоп користи голема леќа како цел за собирање и фокусирање на светлината, а сликата се гледа со помош на окулар направен од една или повеќе леќи. Главниот проблем во дизајнот на прекршувачките телескопи е хроматската аберација (работ на бојата околу сликата создадена од едноставна леќа бидејќи светлината со различни бранови должини се фокусира на различни растојанија). Ова може да се елиминира со користење на комбинација од конвексни и конкавни леќи, но леќи поголеми од одредена граница на големина (околу 1 метар во дијаметар) не може да се произведуваат. Затоа, во моментов им се дава предност на рефлектирачките телескопи кои користат огледало како леќа. Првиот рефлектирачки телескоп бил измислен од Њутн според неговиот дизајн, наречен Њутновиот систем.Сега постојат неколку методи за набљудување слики: системот Newton, Cassegrain (положбата на фокусот е погодна за снимање и анализа на светлината со помош на други инструменти, како фотометар или спектрометар), Kude (колото е многу погодно кога е потребна гломазна опрема за светлосна анализа), Максутов (т.н. менискус), Шмит (се користи кога е неопходно да се направат големи истражувања на небото).

Заедно со оптичките телескопи, постојат телескопи кои собираат електромагнетно зрачење во други опсези. На пример, широко распространети се разни видови радио телескопи (со параболично огледало: фиксно и целосно ротирачко; тип RATAN-600; во фаза; радио интерферометри). Има и телескопи за снимање на рендген и гама зрачење. Бидејќи второто се апсорбира од земјината атмосфера, телескопите со Х-зраци обично се монтираат на сателити или воздушни сонди. Астрономијата со гама-зраци користи телескопи лоцирани на сателити.

Пресметка на орбиталниот период на планетата врз основа на третиот закон на Кеплер.

T s = 1 година

a s = 1 астрономска единица

1 парсек = 3,26 светлосни години = 206265 AU. д. = 3 * 10 11 км.

БИЛЕТ бр.6

Методи за одредување на растојанија до телата на Сончевиот систем и нивните големини.

Прво, се одредува растојанието до некоја пристапна точка. Ова растојание се нарекува основа. Аголот под кој основата е видлива од недостапно место се нарекува паралакса. Хоризонтална паралакса е аголот под кој радиусот на Земјата е видлив од планетата, нормално на линијата на видот.

p² – паралакса, r² – аголен радиус, R – радиус на Земјата, r – радиус на ѕвездата.

Радарски метод.Се состои во испраќање моќен краткорочен импулс до небесно тело, а потоа примање на рефлектираниот сигнал. Брзината на ширење на радио брановите е еднаква на брзината на светлината во вакуум: позната. Затоа, ако точно го измерите времето потребно за сигналот да стигне до небесното тело и да се врати назад, тогаш лесно е да се пресмета потребното растојание.

Радарските набљудувања овозможуваат со голема точност да се одредат растојанијата до небесните тела на Сончевиот систем. Овој метод се користел за да се разјаснат растојанијата до Месечината, Венера, Меркур, Марс и Јупитер.

Ласерско досегнување на Месечината.Набргу по пронаоѓањето на моќни извори на светлосно зрачење - оптички квантни генератори (ласери) - започнаа експерименти на ласерски опсег на Месечината. Методот на ласерско опсег е сличен на радарот, но точноста на мерењето е многу поголема. Оптичката локација овозможува да се одреди растојанието помеѓу избраните точки на лунарната и земјината површина со точност од сантиметри.

За да ја одредите големината на Земјата, определете го растојанието помеѓу две точки лоцирани на истиот меридијан, потоа должината на лакот л , што одговара на 1° - n .

За да ја одредите големината на телата на Сончевиот систем, можете да го измерите аголот под кој тие се видливи за набљудувачот на земјата - аголниот радиус на ѕвездата r и растојанието до ѕвездата D.

Имајќи го предвид p 0 – хоризонталната паралакса на светилката и дека аглите p 0 и r се мали,

Одредување на сјајноста на ѕвездата врз основа на податоците за нејзината големина и температура.

L - осветленост (Lc = 1)

R – радиус (Rc = 1)

T – Температура (Tc = 6000)

БИЛЕТ бр.7

1. Можности за спектрална анализа и вонатмосферски набљудувања за проучување на природата на небеските тела.

Распаѓањето на електромагнетното зрачење на бранови должини со цел нивно проучување се нарекува спектроскопија. Спектралната анализа е главниот метод за проучување на астрономските објекти кои се користат во астрофизиката. Проучувањето на спектрите дава информации за температурата, брзината, притисокот, хемискиот состав и други важни својства на астрономските објекти. Од спектарот на апсорпција (поточно, од присуството на одредени линии во спектарот) може да се суди за хемискиот состав на атмосферата на ѕвездата. Врз основа на интензитетот на спектарот, температурата на ѕвездите и другите тела може да се одреди:

l max T = b, b – Виенска константа. Можете да научите многу за ѕвездата користејќи го Доплеровиот ефект. Во 1842 година, тој утврдил дека брановата должина λ прифатена од набљудувачот е поврзана со брановата должина на изворот на зрачење со релацијата: , каде V е проекцијата на брзината на изворот на линијата на видот. Законот што го открил бил наречен Доплеров закон: . Поместувањето на линиите во спектарот на ѕвездата во однос на споредбениот спектар на црвената страна покажува дека ѕвездата се оддалечува од нас, поместувањето на виолетовата страна на спектарот покажува дека ѕвездата ни се приближува. Ако линиите во спектарот периодично се менуваат, тогаш ѕвездата има сателит и тие се вртат околу заеднички центар на маса. Доплеровиот ефект исто така овозможува да се процени брзината на ротација на ѕвездите. Дури и кога гасот што емитува нема релативно движење, спектралните линии што ги емитираат поединечни атоми ќе се поместат од лабораториската вредност поради случајно термичко движење. За вкупната маса на гасот, тоа ќе се изрази во проширување на спектралните линии. Во овој случај, квадратот на доплеровата ширина на спектралната линија е пропорционален на температурата. Така, температурата на гасот што емитува може да се процени според ширината на спектралната линија. Во 1896 година, холандскиот физичар Земан го открил ефектот на разделување на спектралните линии во силно магнетно поле. Користејќи го овој ефект, сега е можно да се „измерат“ космичките магнетни полиња. Сличен ефект (наречен Старк ефект) е забележан во електричното поле. Се манифестира кога силно електрично поле накратко ќе се појави во ѕвезда.

Земјината атмосфера блокира дел од зрачењето што доаѓа од вселената. Видливата светлина што минува низ неа е исто така искривена: движењето на воздухот ја замаглува сликата на небесните тела, а ѕвездите треперат, иако всушност нивната светлина е непроменета. Затоа, од средината на 20 век, астрономите почнаа да вршат набљудувања од вселената. Надвор од атмосферата, телескопите собираат и анализираат х-зраци, ултравиолетови, инфрацрвени и гама зраци. Првите три можат да се проучуваат само надвор од атмосферата, додека вториот делумно стигнува до површината на Земјата, но се меша со IR на самата планета. Затоа, подобро е да се земат инфрацрвени телескопи во вселената. Зрачењето со Х-зраци открива области во Универзумот каде што енергијата особено брзо се ослободува (на пример, црни дупки), како и предмети невидливи во други зраци, како што се пулсарите. Инфрацрвените телескопи овозможуваат проучување на топлинските извори скриени за оптика во широк опсег на температури. Астрономијата со гама-зраци овозможува откривање на извори на уништување на електрон-позитрон, т.е. извори на голема енергија.

2. Определување на деклинација на Сонцето за даден ден со помош на ѕвездена карта и пресметување на неговата висина напладне.

h – висина на светилката

БИЛЕТ бр.8

Најважните насоки и задачи на вселенското истражување и истражување.

Главните проблеми на модерната астрономија:

Не постои решение за многу посебни проблеми на космогонијата:

· Како се формирала Месечината, како се формирале прстените околу џиновските планети, зошто Венера ротира многу бавно и во спротивна насока;

Во ѕвездената астрономија:

· Не постои детален модел на Сонцето што може точно да ги објасни сите негови набљудувани својства (особено, флуксот на неутрините од јадрото).

· Не постои детална физичка теорија за некои манифестации на ѕвездената активност. На пример, причините за експлозиите на супернова не се сосема јасни; Не е сосема јасно зошто тесни млазови гас се исфрлаат од околината на некои ѕвезди. Сепак, особено мистериозни се кратките изливи на гама зраци кои редовно се појавуваат во различни правци на небото. Не е ни јасно дали тие се поврзани со ѕвезди или со други објекти и на кое растојание овие објекти се од нас.

Во галактичката и екстрагалактичката астрономија:

· Не е решен проблемот со скриената маса, кој се состои во тоа што гравитационото поле на галаксиите и галаксиските јата е неколку пати посилно од она што може да го обезбеди набљудуваната материја. Многу е веројатно дека поголемиот дел од материјата во Универзумот е сè уште скриен од астрономите;

· Не постои обединета теорија за формирање на галаксијата;

· Главните проблеми на космологијата не се решени: не постои целосна физичка теорија за раѓањето на Универзумот и неговата судбина во иднина не е јасна.

Еве неколку прашања на кои астрономите се надеваат да одговорат во 21 век:

· Дали најблиските ѕвезди имаат копнени планети и дали имаат биосфери (дали има живот на нив)?

· Кои процеси придонесуваат за почеток на формирање на ѕвезди?

· Како биолошки важните хемиски елементи, како што се јаглеродот и кислородот, се формираат и се дистрибуираат низ Галаксијата?

· Дали црните дупки се извор на енергија за активните галаксии и квазари?

· Каде и кога настанале галаксиите?

· Дали Универзумот засекогаш ќе се прошири или неговото проширување ќе отстапи место за колапс?

БИЛЕТ бр.9

Кеплеровите закони, нивното откривање, значење и граници на применливост.

Трите закони за планетарно движење во однос на Сонцето беа емпириски изведени од германскиот астроном Јоханес Кеплер на почетокот на 17 век. Ова стана возможно благодарение на долгогодишните набљудувања на данскиот астроном Тихо Брахе.

ПрвоКеплеровиот закон. Секоја планета се движи по елипса, во чиј фокус е Сонцето ( д = в / а, Каде Со– растојание од центарот на елипсата до неговиот фокус, А- полуглавна оска, e - ексцентричностелипса. Колку е поголемо e, толку повеќе елипсата се разликува од кругот. Ако Со= 0 (фокусите се совпаѓаат со центарот), потоа e = 0 и елипсата се претвора во круг со радиус А).

ВтороКеплеровиот закон (закон еднакви области). Векторот на радиусот на планетата опишува еднакви области во еднакви временски периоди. Друга формулација на овој закон: секторската брзина на планетата е константна.

ТретоКеплеровиот закон. Плоштадите на орбиталните периоди на планетите околу Сонцето се пропорционални со коцките на полуглавните оски на нивните елиптични орбити.

Современата формулација на првиот закон е дополнета на следниов начин: при непречено движење, орбитата на телото што се движи е крива од втор ред - елипса, парабола или хипербола.

За разлика од првите два, третиот закон на Кеплер се применува само на елиптични орбити.

Брзината на планетата во перихел: , каде V c = кружна брзина при R = a.

Брзина на афел:.

Кеплер ги открил своите закони емпириски. Њутн ги извел Кеплеровите закони од законот за универзална гравитација. За да се одредат масите на небесните тела, важна е Њутновата генерализација на третиот Кеплеровиот закон за сите системи на тела кои орбитираат. Во генерализирана форма, овој закон обично се формулира на следниов начин: квадратите на периодите T 1 и T 2 на револуција на две тела околу Сонцето, помножени со збирот на масите на секое тело (M 1 и M 2, соодветно ) и Сонцето (M s), се поврзани како коцки од полуглавните оски a 1 и a 2 од нивните орбити: . Во овој случај, интеракцијата помеѓу телата M 1 и M 2 не се зема предвид. Ако ги занемариме масите на овие тела во споредба со масата на Сонцето, ја добиваме формулацијата на третиот закон дадена од самиот Кеплер: третиот закон на Кеплер може да се изрази и како зависност помеѓу орбиталниот период Т на тело со маса M и полуглавната оска на орбитата a: . Третиот Кеплеровиот закон може да се користи за да се одреди масата на двојните ѕвезди.

Цртање објект (планета, комета итн.) на мапа на ѕвезди на одредени координати.

БИЛЕТ бр.10

Земјани планети: Меркур, Марс, Венера, Земја, Плутон.Тие имаат мали димензии и маси; просечната густина на овие планети е неколку пати поголема од густината на водата. Тие полека ротираат околу нивните оски. Имаат малку придружници. Копнените планети имаат карпести површини. Сличноста на копнените планети не исклучува значителни разлики. На пример, Венера, за разлика од другите планети, ротира во насока спротивна од нејзиното движење околу Сонцето и е 243 пати побавна од Земјата. Плутон е најмалата од планетите (пречник на Плутон = 2260 км, сателитот Харон е 2 пати помал, приближно ист како системот Земја-Месечина, тие се „двојна планета“), но во однос на физичките карактеристики е блиску на оваа група.

Меркур. Тежина: 3*10 23 kg (0,055 земја) R орбита: 0,387 AU Планета Д: 4870 км Својства на атмосферата: Практично нема атмосфера, хелиум и водород од Сонцето, натриум ослободен од прегреаната површина на планетата. Површина: Покриена со кратери, има вдлабнатина со дијаметар од 1300 km наречена Калорис Басен. Карактеристики: Еден ден трае две години.

Венера. Тежина: 4,78*10 24 кг R орбита: 0,723 AU Планета Д: 12100 км Состав на атмосферата: Главно јаглерод диоксид со примеси на азот и кислород, облаци од кондензат на сулфурна и флуороводородна киселина. Површина: Карпеста пустина, релативно мазна, но има некои кратери Карактеристики: Притисокот на површината е 90 пати поголем од Земјиниот, обратна ротација во орбитата, силен ефект на стаклена градина (T=475 0 C).

Земјата . R орбита: 1 AU (150.000.000 км) R планета: 6400 km Атмосферски состав: 78% азот, 21% кислород и јаглерод диоксид. Површина: Најразновидна. Карактеристики: Многу вода, услови неопходни за настанување и постоење на живот. Има 1 сателит - Месечината.

Марс. Тежина: 6,4*1023 кг R орбита: 1,52 AU (228 милиони км) Планета Д: 6670 км Атмосферски состав: Јаглерод диоксид со нечистотии. Површина: Кратери, Valles Marineris, планината Олимп - највисоки во системот Карактеристики: Многу вода во поларните капи, се претпоставува дека климата претходно била погодна за органски живот на јаглеродна основа, а еволуцијата на климата на Марс е реверзибилна. Има 2 сателити - Фобос и Деимос. Фобос полека паѓа кон Марс.

Плутон/Харон.

Тежина: 1,3*10 23 kg/ 1,8*10 11 kg

R орбита: 29,65-49,28 AU

Планета Д: 2324/1212 км

Атмосферски состав: тенок слој метан

Карактеристики: Двојна планета, можеби планеземална, орбитата не лежи во рамнината на другите орбити. Плутон и Харон секогаш се соочуваат еден со друг со иста страна

Џиновски планети: Јупитер, Сатурн, Уран, Нептун.

Имаат големи димензии и маси (маса на Јупитер > маса на Земјата за 318 пати, по волумен - за 1320 пати). Џиновските планети ротираат многу брзо околу нивните оски. Резултатот од ова е многу компресија. Планетите се наоѓаат далеку од Сонцето. Тие се одликуваат со голем број сателити (Јупитер има 16, Сатурн има 17, Уран има 16, Нептун има 8). Особеноста на џиновските планети се прстените кои се состојат од честички и блокови. Овие планети немаат цврсти површини, нивната густина е мала и се состојат главно од водород и хелиум. Водородниот гас во атмосферата преминува во течноста, а потоа во цврстата фаза. Во исто време, брзата ротација и фактот дека водородот станува спроводник на електрицитетот одредува значајни магнетни полиња на овие планети, кои ги заробуваат наелектризираните честички што летаат од Сонцето и формираат појаси за зрачење.

Јупитер Тежина: 1,9*10 27 кг R орбита: 5,2 AU Д планета: 143.760 km на екваторот Состав: Водород со нечистотии од хелиум. Сателити: Европа има многу вода, Ганимед со мраз, Јо со сулфурен вулкан. Карактеристики: Големата црвена дамка, речиси ѕвезда, 10% од зрачењето е сопствено, ја повлекува Месечината од нас (2 метри годишно).	Сатурн. Тежина: 5,68* 10 26 R орбита: 9,5 AU Планета Д: 120.420 км Состав: Водород и хелиум. Месечини: Титан е поголем од Меркур и има атмосфера. Карактеристики: Прекрасни прстени, мала густина, многу сателити, столбови на магнетно поле речиси се совпаѓаат со оската на ротација.
Уран Тежина: 8,5 * 1025 кг R орбита: 19,2 AU Планета Д: 51.300 км Состав: метан, амонијак. Сателити: Миранда има многу сложен терен. Карактеристики: Оската на ротација е насочена кон Сонцето, не зрачи со сопствена енергија, најголем агол на отстапување на магнетната оска од оската на ротација.	Нептун. Тежина: 1*10 26 kg R орбита: 30 AU Планета Д: 49500 км Состав: Метан, амонијак, водородна атмосфера.. Сателити: Тритон има азотна атмосфера, вода. Карактеристики: Емитира 2,7 пати повеќе апсорбирана енергија.

Инсталација на модел на небесната сфера за дадена географска ширина и нејзина ориентација по страните на хоризонтот.

БИЛЕТ бр.11

Карактеристични карактеристики на Месечината и планетарните сателити.

Месечината- единствениот природен сателит на Земјата. Површината на Месечината е многу хетерогена. Главните формации од големи размери се мориња, планини, кратери и светли зраци, веројатно исфрлање на материјата. Морињата, темни, мазни рамнини, се вдлабнатини исполнети со зацврстена лава. Дијаметарот на најголемиот од нив надминува 1000 km. Др. три типа на формации најверојатно се резултат на бомбардирање на површината на Месечината во раните фази на постоењето на Сончевиот систем. Бомбардирањето траеше неколку часа. стотици милиони години, а остатоците се населиле на површината на Месечината и планетите. Фрагменти од астероиди со дијаметар кој се движи од стотици километри до најмалите честички прашина го формирале Ch. детали за Месечината и површинскиот слој на карпите. Периодот на бомбардирање беше проследен со полнење на морињата со базалтичка лава генерирана од радиоактивното загревање на внатрешноста на Месечината. Вселенски уреди Уредите од серијата Аполо ја забележаа сеизмичката активност на Месечината, т.н. л земјотресПримероците од лунарната почва донесени на Земјата од астронаутите покажаа дека возраста на L. е стара 4,3 милијарди години, веројатно иста како онаа на Земјата и се состои од истите хемикалии. елементи како Земјата, со приближно ист сооднос. Нема, и веројатно никогаш немало, атмосфера на Л., и нема причина да се тврди дека таму некогаш постоел живот. Според најновите теории, L. настанала како резултат на судир на планетезимали со големина на Марс и младата Земја. Температурата на површината на Месечината достигнува 100°C во текот на лунарниот ден и паѓа на -200°C во текот на лунарната ноќ. Нема ерозија на Л., за тврдењето. бавното уништување на карпите поради наизменичното термичко проширување и контракција и повремената ненадејна локална катастрофа поради удари од метеорити.

Масата на L. точно се мери со проучување на орбитите на нејзините уметности и сателити и е поврзана со масата на Земјата како 1/81,3; Неговиот дијаметар од 3476 km е 1/3,6 од дијаметарот на Земјата. L. има форма на елипсоид, иако трите меѓусебно нормални дијаметри се разликуваат за не повеќе од еден километар. Периодот на ротација на планетата е еднаков на периодот на револуција околу Земјата, така што, освен ефектите од либерацијата, таа секогаш е свртена на едната страна. ср. густина 3330 kg/m 3, вредност многу блиска до густината на главните карпи што се наоѓаат во основата земјината кора, а гравитационата сила на површината на Месечината е 1/6 од онаа на Земјата. Месечината е небесното тело најблиску до Земјата. Ако Земјата и Месечината беа точкасти маси или крути сфери, чија густина варира само со растојание од центарот, а немаше други небесни тела, тогаш орбитата на Месечината околу Земјата би била постојана елипса. Меѓутоа, Сонцето и, во многу помала мера, планетите вршат гравитациони сили. влијание врз планетата, предизвикувајќи нарушување на нејзините орбитални елементи, па така полуглавната оска, ексцентричноста и наклонетоста постојано се предмет на циклични нарушувања, осцилирајќи околу просечните вредности.

Природни сателити, природно тело кое орбитира околу планета. Во Сончевиот систем се познати повеќе од 70 сателити со различни големини, а постојано се откриваат нови. Седумте најголеми сателити се Месечината, четирите Галилејски сателити на Јупитер, Титан и Тритон. Сите тие имаат пречник над 2500 km и се мали „светови“ со сложена геологија. историја; Некои луѓе имаат атмосфера. Сите други сателити имаат големини споредливи со астероидите, т.е. од 10 до 1500 км. Тие можат да се состојат од карпи или мраз, формата варира од речиси сферична до неправилна, површината е или античка со бројни кратери или претрпела промени поврзани со активност на подповршината. Големините на орбиталите се движат од помалку од две до неколку стотици радиуси на планетите, а орбиталниот период се движи од неколку часа до повеќе од една година. Се верува дека некои од сателитите биле заробени од гравитациската сила на планетата. Тие имаат неправилни орбити и понекогаш одат во спротивна насока од орбиталното движење на планетата околу Сонцето (т.н. ретроградно движење). Орбити С.е. може да биде силно наклонет кон рамнината на орбитата на планетата или многу издолжен. Проширени системи С.е. со редовни орбити околу четирите џиновски планети, веројатно настанале од облак од гас и прашина што ја опкружувал матичната планета, слично на формирањето на планетите во протосоларната маглина. С.е. големини помали од неколку. долги стотици километри, имаат неправилна форма и веројатно настанале при деструктивни судири на поголеми тела. Во лок. региони на Сончевиот систем тие често орбитираат во близина на прстените. Елементи на орбити лок. ЈИ, особено ексцентричностите, се предмет на силни нарушувања предизвикани од Сонцето. Неколку парови, па дури и тројки С.е. имаат периоди на револуција поврзани со едноставна врска. На пример, Јупитеровиот сателит Европа има период речиси еднаков на половина од периодот на Ганимед. Овој феномен се нарекува резонанца.

Одредување на услови за видливост на планетата Меркур според „Училишниот астрономски календар“.

БИЛЕТ бр.12

Кометите и астероидите. Основи на современите идеи за потеклото на Сончевиот систем.

Комета, небесно тело на Сончевиот систем, составено од честички мраз и прашина, кои се движат во многу издолжени орбити, што значи дека на оддалеченост од Сонцето изгледаат како слабо светлечки дамки во форма на овална форма. Како што се приближува до Сонцето, околу ова јадро се формира кома (речиси сферична обвивка од гас и прашина што ја опкружува главата на комета додека се приближува до Сонцето. гас и прашина кои излегуваат од јадрото Дијаметарот на кометата достигнува 100 илјади км Брзината на бегство на гасот и прашината е неколку километри во секунда во однос на јадрото, а тие се расфрлани во меѓупланетарниот простор делумно низ опашката на кометата. ) и опашка (Проток на гас и прашина формирана под влијание на лесен притисок и интеракција со сончевиот ветер од дисипација во меѓупланетарниот простор на атмосферата на кометата. Во повеќето комети, X. се појавува кога се приближуваат до Сонцето на помала оддалеченост од 2 AU. X. секогаш е насочен подалеку од Сонцето. Гасот X. е формиран од јонизирани молекули исфрлени од јадрото, под влијание на сончевото зрачење има синкава боја, различни граници, типична ширина од 1 милион km, должина - десетици милиони километри.Структурата на X. може забележливо да се промени во неколку периоди. часови. Брзината на поединечните молекули се движи од 10 до 100 km/s. Прашината X. е повеќе дифузна и закривена, а неговата закривеност зависи од масата на честичките прашина. Прашината непрекинато се ослободува од јадрото и се однесува од протокот на гас.). Центарот, дел од планетата, се нарекува јадро и е ледено тело - остатоци од огромни акумулации на ледени планезимали формирани за време на формирањето на Сончевиот систем. Сега тие се концентрирани на периферијата - во облакот Орт-Еп. Просечната маса на јадрото К е 1-100 милијарди kg, дијаметарот 200-1200 m, густината 200 kg/m3 („/5 густината на водата). Јадрата имаат празнини. Тоа се кревки формации, составени од една третина мраз и две третини од прашината.Мразот е главно вода, но има и примеси на други соединенија.Со секое враќање на Сонцето, мразот се топи, молекулите на гасот го напуштаат јадрото и носат честички од прашина и мраз, додека сферичната обвивка се формира околу јадрото - кома, долга плазма опашка насочена подалеку од Сонцето и опашка од прашина Количината на изгубена материја зависи од количината на прашина што го покрива јадрото и оддалеченоста од Сонцето во перихелот.Податоците добиени од набљудувања вселенско летало„Џото“ зад Халеевата комета од непосредна близина, потврдено од многумина. теории за структурата на К.

К. обично се именувани по нивните откривачи, што укажува на годината кога последен пат биле забележани. Тие се поделени на краток период. и долгорочно Краток период К. се вртат околу Сонцето со период од неколку. години, на с. ДОБРО. 8 години; најкраткиот период - нешто повеќе од 3 години - има K. Encke. Овие К. беа заробени од гравитацијата. полето на Јупитер и почна да ротира во релативно мали орбити. Еден типичен има перихелско растојание од 1,5 AU. и е целосно уништен по 5 илјади револуции, предизвикувајќи метеорски дожд. Астрономите го набљудувале распаѓањето на К. Вест во 1976 година и К. *Биела. Напротив, периодите на циркулација се долги. К. може да достигне 10 илјади, па дури и 1 милион години, а нивниот афел може да биде на 1/3 од растојанието до најблиските ѕвезди.Во моментов се познати околу 140 кратки периодични и 800 долги периодични К., а секој година отвора околу 30 нови К. Нашето знаење за овие објекти е нецелосно, бидејќи тие се откриваат само кога се приближуваат до Сонцето на растојание од околу 2,5 AU. Се проценува дека околу Сонцето кружат околу трилион К.

Астероид(астероид), мала планета, која има речиси кружна орбита, која лежи во близина на еклиптичката рамнина помеѓу орбитите на Марс и Јупитер. На новооткриените А. им се доделува сериски број по одредувањето на нивната орбита, кој е доволно прецизен за А. „да не се изгуби“. Во 1796 година Французите. Астрономот Џозеф Жером Лаланд предложи да започне потрагата по „исчезнатата“ планета помеѓу Марс и Јупитер, предвидена со правилото на Боде. На новогодишната ноќ 1801 година, италијански. Астрономот Џузепе Пјаци ја открил Церера додека правел набљудувања за да состави каталог на ѕвезди. германски научникот Карл Гаус ја пресметал нејзината орбита. До денес се познати околу 3.500 астероиди. Радиусите на Церес, Палас и Веста се 512, 304 и 290 км, соодветно, другите се помали. Според проценките во погл. појасот е прибл. 100 милиони А., нивната вкупна маса се чини дека е околу 1/2200 од масата првично присутна во оваа област. Појавата на модерната А., можеби, е поврзан со уништувањето на планетата (традиционално наречена Фаетон, модерното име е планетата на Олберс) како резултат на судир со друго тело. Површините на набљудуваните објекти се состојат од метали и карпи. Во зависност од нивниот состав, астероидите се поделени на типови (C, S, M, U). Составот од типот U не е идентификуван.

A. се групирани и по орбитални елементи, формирајќи т.н. Семејство Хирајама. Повеќето A. имаат орбитален период од прибл. 8 часот Сите сателити со радиус помал од 120 km имаат неправилна форма и нивните орбити се предмет на гравитација. влијанието на Јупитер. Како резултат на тоа, постојат празнини во распределбата на А долж полуглавните оски на орбитите, наречени Кирквудски отвори. А., паѓајќи во овие отвори, би имал периоди кои се множители на орбиталниот период на Јупитер. Орбитите на астероидите во овие отвори се крајно нестабилни. Инт. и лок. рабовите на појасот A. лежат во области каде што овој сооднос е 1: 4 и 1: 2. А.

Кога протоѕвезда ќе се урне, таа формира диск од материјал што ја опкружува ѕвездата. Дел од материјата од овој диск паѓа назад на ѕвездата, послушајќи се на силата на гравитацијата. Гасот и прашината што остануваат во дискот постепено се ладат. Кога температурата ќе падне доволно ниско, супстанцијата на дискот почнува да се собира во мали купчиња - џебови на кондензација. Така настануваат планетезималите. За време на формирањето на Сончевиот систем, некои планетезимали биле уништени како резултат на судири, додека други се здружиле за да формираат планети. Во надворешниот дел на Сончевиот систем се формирале големи планетарни јадра, кои можеле да задржат одредена количина гас во форма на примарен облак. Потешките честички беа задржани од привлекувањето на Сонцето и, под влијание на плимните сили, не можеа да се формираат во планети долго време. Ова го означи почетокот на формирањето на „гасните џинови“ - Јупитер, Сатурн, Уран и Нептун. Тие веројатно развиле свои мини-дискови од гас и прашина, од кои на крајот формирале месечини и прстени. Конечно, во внатрешниот Сончев систем, Меркур, Венера, Земјата и Марс се формираат од цврста материја.

Одредување на услови за видливост на планетата Венера според „Училишниот астрономски календар“.

БИЛЕТ бр.13

Сонцето е како типична ѕвезда. Неговите главни карактеристики.

Сонцето, централното тело на Сончевиот систем, е топла плазма топка. Ѕвездата околу која се врти Земјата. Обична ѕвезда од главната низа од спектрална класа G2, самосветлива гасовита маса која се состои од 71% водород и 26% хелиум. Апсолутната величина е +4,83, ефективната температура на површината е 5770 К. Во центарот на Сонцето е 15 * 10 6 К, што обезбедува притисок што може да се спротивстави на силата на гравитацијата, која на површината на Сонцето (фотосфера ) е 27 пати поголема отколку на Земјата. Таквата висока температура се јавува поради термонуклеарни реакции на претворање на водородот во хелиум (реакција на протон-протон) (излезот на енергија од површината на фотосферата е 3,8 * 10 26 W). Сонцето е сферично симетрично тело во рамнотежа. Во зависност од промените во физичките услови, Сонцето може да се подели на неколку концентрични слоеви, постепено трансформирајќи се еден во друг. Речиси целата сончева енергија се генерира во централниот регион - јадро,каде се случува реакцијата? нуклеарна фузија. Јадрото зафаќа помалку од 1/1000 од неговиот волумен, густината е 160 g/cm 3 (густината на фотосферата е 10 милиони пати помала од густината на водата). Поради огромната маса на Сонцето и непроѕирноста на неговата материја, зрачењето патува од јадрото до фотосферата многу бавно - околу 10 милиони години. Во тоа време, фреквенцијата се намалува рендгенско зрачење, и станува видлива светлина. Сепак, неутрината произведени во нуклеарните реакции слободно го напуштаат Сонцето и, во принцип, даваат директни информации за јадрото. Несовпаѓањето помеѓу набљудуваниот и теоретски предвидениот неутринофлукс предизвика сериозна дебата за внатрешна структураСонцето. Во последните 15% од радиусот има конвективна зона. Конвективните движења исто така играат улога во преносот на магнетните полиња генерирани од струите во неговите ротирачки внатрешни слоеви, што се манифестира како соларна активност,и повеќето силни полињазабележани во сончевите дамки. Надвор од фотосферата се наоѓа сончевата атмосфера, во која температурата достигнува минимална вредност од 4200 К, а потоа повторно се зголемува поради дисипацијата на ударните бранови генерирани од субфотосферската конвекција во хромосферата, каде што нагло се зголемува до вредност од 2 * 10 6 К, карактеристично за короната. Високата температура на второто доведува до континуиран одлив на плазма материја во меѓупланетарниот простор во форма на сончев ветер. Во одредени области, јачината на магнетното поле може да се зголеми брзо и силно. Овој процес е проследен со цел комплекс на феномени на сончевата активност. Тие вклучуваат сончеви блесоци (во хромосферата), проминенции (во сончевата корона) и коронални дупки (посебни региони на короната).

Масата на Сонцето е 1,99 * 10 30 kg, просечниот радиус, определен со приближно сферичната фотосфера, е 700.000 km. Ова е еквивалентно на 330.000 земјини маси и 110 земјини радиуси, соодветно; Сонцето може да собере 1,3 милиони тела како Земјата. Ротацијата на Сонцето предизвикува движење на неговите површински формации, како што се сончевите дамки, во фотосферата и слоевите лоцирани над него. Среден периодротацијата е 25,4 дена, а на екваторот е 25 дена, а на половите - 41 ден. Ротацијата е одговорна за компресија на сончевиот диск, во износ од 0,005%.

Одредување на услови за видливост на планетата Марс според „Училишниот астрономски календар“.

БИЛЕТ бр.14

Најважните манифестации на сончевата активност, нивната поврзаност со геофизичките феномени.

Сончевата активност е последица на конвекцијата во средните слоеви на ѕвездата. Причината за овој феномен е тоа што количината на енергија што доаѓа од јадрото е многу поголема од онаа што се отстранува со топлинска спроводливост. Конвекцијата предизвикува силни магнетни полиња генерирани од струите во конвекционите слоеви. Главните манифестации на сончевата активност што влијае на земјата се сончевите дамки, сончевиот ветер и проминенциите.

Сончеви дамки, формации во фотосферата на Сонцето, се забележани уште од античко време, а во моментов тие се сметаат за региони на фотосферата со температура за 2000 К пониска од околните, поради присуството на силно магнетно поле (прибл. 2000 Гаус). С.п. се состојат од релативно темен центар, дел (сенка) и полесна влакнеста пенумбра. Протокот на гас од сенката до полувумбрата се нарекува Евершед ефект (V=2 km/s). Број на С.п. а нивниот изглед варира во текот на 11 години циклус на соларна активност или циклус на сончеви дамки,кој е опишан со Спереровиот закон и графички илустриран со дијаграмот на пеперутка на Маундер (движење на дамки долж географската ширина). Релативен број на сончеви дамки во Цирихја означува вкупната површина покриена со С.п. Долгорочните варијации се надредени на главниот 11-годишен циклус. На пример, С.п. промени маг. поларитет во текот на 22-годишниот циклус на сончевата активност. Но, највпечатлив пример за долготрајни варијации е минимумот. Маундер (1645-1715), кога С.п. беа отсутни. Иако е општо прифатено дека варијациите во бројот на С.п. утврден со дифузијата на магнетното поле од ротирачката сончева внатрешност, процесот сè уште не е целосно разбран. Силното магнетно поле на сончевите дамки влијае на полето на Земјата предизвикувајќи радио пречки и поларна светлина. има неколку непобитни кратко-периодни ефекти, изјава за постоење на долг период. односот помеѓу климата и бројот на S.p., особено 11-годишниот циклус, е многу контроверзен, поради тешкотиите за исполнување на условите кои се неопходни при спроведување на точна Статистичка анализаподатоци.

сончев ветерОдлив на плазма со висока температура (електрони, протони, неутрони и хадрони) соларна корона, зрачење на интензивни бранови на радио спектарот, х-зрациво околниот простор. Формира т.н хелиосфера која се протега до 100 AU. од сонцето. Сончевиот ветер е толку силен што може да ги оштети надворешните слоеви на кометите, предизвикувајќи појава на „опашка“. С.В. ги јонизира горните слоеви на атмосферата, поради што се формира озонската обвивка, предизвикува полуруси и зголемување на радиоактивната позадина и радио пречки на местата каде што се уништува озонската обвивка.

Последната максимална соларна активност беше во 2001 година. Максималната сончева активност значи најголем број сончеви дамки, зрачење и истакнати. Одамна е утврдено дека промените во сончевата активност Сонцето влијае на следните фактори:

* епидемиолошка состојба на Земјата;

* број на различни видови природни катастрофи (тајфуни, земјотреси, поплави и сл.);

* за бројот на сообраќајни и железнички несреќи.

Максимумот од сето ова се случува во годините на активното Сонце. Како што утврдил научникот Чижевски, активното Сонце влијае на благосостојбата на една личност. Оттогаш, се составуваат периодични прогнози за човековата благосостојба.

2. Одредување на услови за видливост за планетата Јупитер според „Училишен астрономски календар“.

БИЛЕТ бр.15

Методи за одредување растојанија до ѕвезди, единици за растојание и односот меѓу нив.

Методот на паралакса се користи за мерење на растојанието до телата на Сончевиот систем. Се покажа дека радиусот на земјата е премногу мал за да послужи како основа за мерење на паралактичкото поместување на ѕвездите и растојанието до нив. Затоа, тие користат годишна паралакса наместо хоризонтална.

Годишната паралакса на ѕвездата е аголот (p) под кој полуглавната оска на Земјината орбита може да се види од ѕвездата ако е нормална на линијата на видот.

а е полуглавната оска на земјината орбита,

стр – годишна паралакса.

Се користи и единицата за растојание парсек. Парсек е растојанието од кое полуглавната оска на земјината орбита, нормална на линијата на видот, е видлива под агол од 1².

1 парсек = 3,26 светлосни години = 206265 AU. д. = 3 * 10 11 км.

Со мерење на годишната паралакса, можете со сигурност да го одредите растојанието до ѕвездите лоцирани не подалеку од 100 парсеци или 300 светлосни години. години.

Ако се познати апсолутните и привидните величини, тогаш растојанието до ѕвездата може да се одреди со помош на формулата log(r)=0,2*(m-M)+1

Одредување на условите за видливост на Месечината според „Училишниот астрономски календар“.

БИЛЕТ бр.16

Основни физички карактеристики на ѕвездите, односот помеѓу овие карактеристики. Услови за рамнотежа на ѕвездите.

Основни физички карактеристики на ѕвездите: сјајност, апсолутни и привидни величини, маса, температура, големина, спектар.

Светлост– енергија што ја емитува ѕвезда или друга небесно телопо единица време. Обично дадени во единици за сончева светлина, изразена со формулата log (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), каде што L и M се осветленоста и апсолутната величина на изворот, Lc и Mc се соодветните вредности за Сонцето (Mc = +4,83). Се определува и со формулата L=4πR 2 σT 4. Постојат познати ѕвезди чија сјајност е многу пати поголема од сјајноста на Сонцето. Осветленоста на Алдебаран е 160, а Ригел е 80.000 пати поголема од Сонцето. Но, огромното мнозинство на ѕвезди имаат сјајност споредлива или помала од Сонцето.

Магнитуда -мерка за осветленоста на ѕвездата. З.в. не дава вистинска идеја за моќта на зрачењето на ѕвездата. Бледа ѕвезда блиску до Земјата може да изгледа посветла од далечна светла ѕвезда затоа што флуксот на зрачење добиен од него се намалува обратно пропорционално на квадратот на растојанието. Видливи В.В. - сјајот на ѕвездата што набљудувачот го гледа кога гледа во небото. Апсолутна З.в. - мерка за вистинска осветленост, го претставува нивото на сјај на ѕвезда што би го имала кога би била на растојание од 10 парчиња. Хипарх го измислил системот на видливи ѕвезди. во 2 век п.н.е. На ѕвездите им беа доделени броеви врз основа на нивната привидна осветленост; најсјајните ѕвезди беа со 1-ва светлинска величина, а најслабите беа со 6-та светлинска величина. Сите Р. 19ти век овој систем е изменет. Модерен размер на З.в. е констатирано со утврдување на З.в. репрезентативен примерок на ѕвезди во близина на север. полови на светот (севернополарна серија). Врз основа на нив утврдени се З.в. сите други ѕвезди. Ова е логаритамска скала, каде што ѕвездите со 1-ва светлинска величина се 100 пати посветли од ѕвездите со 6-та светлинска величина. Како што се зголемуваше точноста на мерењето, мораше да се воведат десетини. Најсјајните ѕвезди се посветли од првата светлинска величина, а некои имаат дури и негативни магнитуди.

Ѕвездена маса -параметар директно определен само за компоненти на двојни ѕвезди со познати орбити и растојанија (M 1 + M 2 = R 3 / T 2). Тоа. Утврдени се масите на само неколку десетици ѕвезди, но за многу поголем број масата може да се одреди од односот маса-светлина. Масите поголеми од 40 соларни и помали од 0,1 соларни се многу ретки. Повеќето ѕвезди имаат помала маса од Сонцето. Температурата во центарот на таквите ѕвезди не може да го достигне нивото на кое започнуваат реакциите на нуклеарна фузија, а единствениот извор на нивната енергија е компресија Келвин-Хелмхолц. Таквите предмети се нарекуваат кафеави џуџиња.

Однос маса-светлина, пронајден во 1924 година од страна на Едингтон, односот помеѓу сјајноста L и ѕвездената маса M. Врската има форма L/Lc = (M/Mc) a, каде што Lc и Mc се светлината и масата на Сонцето, соодветно, вредноста Аобично лежи во опсег од 3-5. Врската произлегува од фактот дека набљудуваните својства на нормалните ѕвезди се одредуваат главно од нивната маса. Овој однос за џуџестите ѕвезди добро се согласува со набљудувањата. Се верува дека тоа важи и за суперџинови и џинови, иако нивната маса е тешко директно да се измери. Релацијата не важи за белите џуџиња, бидејќи ја зголемува нивната сјајност.

Температурата е ѕвездена– температурата на одреден регион на ѕвездата. Таа е една од најважните физички карактеристики на секој предмет. Меѓутоа, бидејќи температурата на различни региони на ѕвездата се разликува, а исто така и поради тоа што температурата е термодинамичка величина која зависи од протокот на електромагнетното зрачење и присуството на различни атоми, јони и јадра во одреден регион на ѕвездената атмосфера, сите овие разлики се обединети со ефективна температура тесно поврзана со зрачењето на ѕвездата во фотосферата. Ефективна температура, параметар кој ја карактеризира вкупната количина на енергија што ја емитува ѕвезда по единица површина на нејзината површина. Ова е недвосмислен метод за опишување на температурата на ѕвездите. Ова. се определува преку температурата на апсолутно црно тело, кое, според законот на Стефан-Болцман, би зрачило со иста моќ по единица површина како ѕвездата. Иако спектарот на ѕвезда во детали значително се разликува од спектарот на апсолутно црно тело, сепак, ефективната температура ја карактеризира енергијата на гасот во надворешните слоеви на ѕвездената фотосфера и дозволува, користејќи го виенскиот закон за поместување (λ max = 0,29 /T), за да се одреди на која бранова должина има максимално ѕвездено зрачење, а со тоа и бојата на ѕвездата.

Од страна на големиниѕвездите се поделени на џуџиња, подџуџиња, нормални ѕвезди, џинови, подџинови и суперџинови.

Опсегѕвездите зависи од нивната температура, притисок, густината на гасот на нејзината фотосфера, јачината на магнетното поле и хемикалиите. составот.

Спектрални класи, класификација на ѕвездите според нивните спектри (првенствено според интензитетот на спектралните линии), првпат воведена од италијанскиот. астрономот Секи. Воведе ознаки на букви, кои беа модифицирани како што се прошири знаењето за внатрешните процеси. структура на ѕвезди. Бојата на ѕвездата зависи од температурата на нејзината површина, така и во модерните времиња. Спектрална класификација на Драпер (Харвард) С.к. подредени по опаѓачки редослед на температурата:

Херцспрунг-Расел дијаграм, графикон кој ви овозможува да одредите две основни карактеристики на ѕвездите, ја изразува врската помеѓу апсолутната величина и температурата. Именуван по данскиот астроном Херцспрунг и американскиот астроном Расел, кој го објавил првиот дијаграм во 1914 година. Најжешките ѕвезди лежат лево од дијаграмот, а ѕвездите со најголема сјајност се на врвот. Од горниот лев агол оди до долниот десен агол главна низа,како одраз на еволуцијата на ѕвездите и завршувајќи со џуџести ѕвезди. Повеќето ѕвезди припаѓаат на оваа низа. Сонцето исто така припаѓа на оваа низа. Над оваа низа, подџиновите, суперџиновите и џиновите се наоѓаат во наведениот редослед, подолу - подџуџиња и бели џуџиња. Овие групи на ѕвезди се нарекуваат класи на осветленост.

Услови на рамнотежа: како што е познато, ѕвездите се единствените објекти на природата во кои се случуваат неконтролирани реакции на термонуклеарна фузија, кои се придружени со ослободување на голема количина енергија и ја одредуваат температурата на ѕвездите. Повеќето ѕвезди се во неподвижна состојба, односно не експлодираат. Некои ѕвезди експлодираат (т.н. нови и супернови). Зошто ѕвездите се генерално во рамнотежа? Силата на нуклеарните експлозии во неподвижните ѕвезди е избалансирана со силата на гравитацијата, поради што овие ѕвезди одржуваат рамнотежа.

Пресметка на линеарни димензии на светилник од познати аголни димензии и растојание.

БИЛЕТ бр.17

1. Физичкото значење на законот Стефан-Болцман и неговата примена за одредување на физичките карактеристики на ѕвездите.

Законот на Стефан-Болцман, односот помеѓу вкупната моќ на зрачење на црното тело и неговата температура. Вкупната моќност на единица површина на зрачење во W на 1 m2 е дадена со формулата Р = σ Т 4,Каде σ = 5,67*10 -8 W/m 2 K 4 - Стефан-Болцман константа, Т - апсолутна температура на апсолутно црно тело. Иако астрономите ретко испуштаат објекти како црно тело, нивниот емисиоен спектар често е добар модел на спектарот на вистинскиот објект. Зависноста од температурата до 4-та моќност е многу силна.

e – енергија на зрачење по единица површина на ѕвездата

L е сјајноста на ѕвездата, R е радиусот на ѕвездата.

Користејќи ја формулата на Стефан-Болцман и виенскиот закон, се одредува брановата должина на која се јавува максималното зрачење:

l max T = b, b – Виенска константа

Можете да продолжите од спротивното, т.е., користејќи ја осветленоста и температурата за да ги одредите големините на ѕвездите

2. Определување на географската ширина на местото на набљудување врз основа на дадената висина на ѕвездата на нејзината кулминација и нејзината деклинација.

H = 90 0 - +

h – висина на светилката

БИЛЕТ бр.18

Променливи и нестационарни ѕвезди. Нивното значење за проучување на природата на ѕвездите.

Светлината на променливите ѕвезди се менува со текот на времето. Сега е познато околу. 3*10 4 . П.З. се поделени на физички, чија осветленост се менува поради процесите што се случуваат во или во нивна близина, и оптички P.Z., каде што оваа промена се должи на ротација или орбитално движење.

Најважните видови на физички П.З.:

Пулсирачки -Цефеиди, ѕвезди од типот Мира Цети, полуправилни и неправилни црвени џинови;

Еруптивна(експлозив) – ѕвезди со школки, млади неправилни променливи, вкл. Ѕвездите на Таури (многу млади неправилни ѕвезди поврзани со дифузни маглини), суперџинови Хабл-Санаж (Тешки суперџинови со висока осветленост, најсветлите објекти во галаксиите. Тие се нестабилни и се веројатни извори на зрачење во близина на границата на сјајноста на Едингтон, над која „дува далеку" школките од ѕвездите. Потенцијални супернови.), разгорени црвени џуџиња;

Катаклизмично -нови, супернови, симбиотски;

Рендгенски двојни ѕвезди

Наведената П.З. вклучуваат 98% од познатите физички тврдења. Оптичките вклучуваат затемнувачки бинарни и ротирачки како што се пулсарите и магнетните променливи. Сонцето е класифицирано како ротирачко, бидејќи неговата големина малку се менува кога на дискот се појавуваат сончеви дамки.

Меѓу пулсирачките ѕвезди, многу интересни се Цефеидите, именувани по една од првите откриени променливи од овој тип - 6 Цефеи. Цефеидите се ѕвезди со висока сјајност и умерена температура (жолти суперџинови). Во текот на еволуцијата, тие се здобија со посебна структура: на одредена длабочина се појави слој кој ја акумулира енергијата што доаѓа од длабочините, а потоа повторно ја ослободува. Ѕвездата периодично се собира додека се загрева и се шири додека се лади. Затоа, енергијата на зрачењето или се апсорбира од ѕвездениот гас, јонизирајќи го, или пак се ослободува кога, додека гасот се лади, јоните заробуваат електрони, испуштајќи светлина кванти. Како резултат на тоа, осветленоста на Цефеидот се менува, по правило, неколку пати со период од неколку дена. Цефеидите играат посебна улога во астрономијата. Во 1908 година, американскиот астроном Хенриета Левит, која ги проучувала Цефеидите во една од блиските галаксии, Малиот Магеланов Облак, забележала дека овие ѕвезди се посветли колку подолг период на промена на нивната светлина. Големината на Малиот Магеланов Облак е мала во споредба со неговото растојание, што значи дека разликите во привидната осветленост ги рефлектираат разликите во сјајноста. Благодарение на односот период-сјајност што го најде Левит, лесно е да се пресмета растојанието до секој Цефеид со мерење на неговата просечна осветленост и периодот на варијабилност. И бидејќи суперџиновите се јасно видливи, Цефеидите може да се користат за одредување на растојанија дури и до релативно далечните галаксии во кои се набљудувани.Постои втора причина за посебната улога на Цефеидите. Во 60-тите Советскиот астроном Јуриј Николаевич Ефремов открил дека колку е подолг периодот на Цефеидите, толку е помлада оваа ѕвезда. Користејќи го односот период-возраст, не е тешко да се одреди возраста на секој Цефеид. Со избирање ѕвезди со максимални периоди и проучување на ѕвездените групи на кои им припаѓаат, астрономите ги истражуваат најмладите структури во Галаксијата. Цефеидите, повеќе од другите пулсирачки ѕвезди, го заслужуваат името периодични променливи. Секој следен циклус на промени на осветленоста обично многу прецизно го повторува претходниот. Сепак, постојат исклучоци, а најпознат од нив е ѕвездата Северна. Одамна е откриено дека припаѓа на Цефеидите, иако ја менува својата осветленост во прилично незначителни граници. Но, во последниве децении, овие флуктуации почнаа да бледнеат, а до средината на 90-тите. Северната ѕвезда практично престана да пулсира.

Ѕвезди со школки, ѕвезди кои континуирано или во неправилни интервали исфрлаат прстен од гас од екваторот или сферична обвивка. 3. со о. - џинови или џуџести ѕвезди од спектрална класа Б, брзо ротирачки и блиску до границата на уништување. Пролевањето на школка обично е придружено со намалување или зголемување на осветленоста.

Симбиотски ѕвезди, ѕвезди чии спектри содржат емисиони линии и ги комбинираат карактеристичните карактеристики на црвен џин и жежок објект - бело џуџе или акрециски диск околу таква ѕвезда.

Ѕвездите RR Lyrae претставуваат уште една важна група пулсирачки ѕвезди. Станува збор за стари ѕвезди со приближно иста маса како Сонцето. Многу од нив се наоѓаат во глобуларни ѕвездени јата. Како по правило, тие ја менуваат нивната осветленост за една магнитуда за околу еден ден. Нивните својства, како и својствата на Цефеидите, се користат за пресметување на астрономските растојанија.

Р Северна крунаа ѕвездите како неа се однесуваат на сосема непредвидлив начин. Оваа ѕвезда обично може да се види со голо око. На секои неколку години, неговата осветленост паѓа на околу осмата светлинска величина, а потоа постепено се зголемува, враќајќи се на претходното ниво. Очигледно, причината за ова е што оваа суперџинска ѕвезда исфрла облаци од јаглерод, кој се кондензира во зрна, формирајќи нешто како саѓи. Ако еден од овие густи црни облаци помине помеѓу нас и ѕвезда, ја блокира светлината на ѕвездата додека облакот не се распадне во вселената. Ѕвездите од овој тип произведуваат густа прашина, што е важно во регионите каде што се формираат ѕвезди.

Блескави ѕвезди. Магнетните феномени на Сонцето предизвикуваат сончеви дамки и соларни изливи, но тие не можат значително да влијаат на осветленоста на Сонцето. За некои ѕвезди - црвените џуџиња - тоа не е случај: на нив таквите блесоци достигнуваат огромни размери, и како резултат на тоа, светлосното зрачење може да се зголеми за цела ѕвездена магнитуда, па дури и повеќе. Најблиската ѕвезда до Сонцето, Проксима Кентаури, е една таква блескава ѕвезда. Овие изливи на светлина не можат да се предвидат однапред и траат само неколку минути.

Пресметка на деклинација на ѕвезда врз основа на податоците за нејзината височина на нејзината кулминација на одредена географска ширина.

H = 90 0 - +

h – висина на светилката

БИЛЕТ бр.19

Бинарни ѕвезди и нивната улога во одредувањето на физичките карактеристики на ѕвездите.

Двојна ѕвезда е пар ѕвезди поврзани во еден систем со гравитациони сили и се вртат околу заеднички центар на гравитација. Ѕвездите што ја сочинуваат двојната ѕвезда се нарекуваат нејзини компоненти. Двојните ѕвезди се многу чести и се поделени на неколку видови.

Секоја компонента на визуелната двојна ѕвезда е јасно видлива преку телескоп. Растојанието меѓу нив и нивната меѓусебна ориентација полека се менуваат со текот на времето.

Елементите на бинарното затемнување наизменично се блокираат едни со други, така што осветленоста на системот привремено слабее, периодот помеѓу две промени во осветленоста е еднаков на половина од орбиталниот период. Аголното растојание помеѓу компонентите е многу мало и не можеме да ги набљудуваме одделно.

Спектралните двојни ѕвезди се детектираат со промени во нивните спектри. За време на меѓусебната ротација, ѕвездите периодично се движат или кон Земјата или подалеку од Земјата. Промените во движењето може да се утврдат со Доплеровиот ефект во спектарот.

Бинарите за поларизација се карактеризираат со периодични промени во поларизацијата на светлината. Во такви системи, ѕвездите за време на нивното орбитално движење осветлуваат гас и прашина во просторот меѓу нив, аголот на инциденца на светлината на оваа супстанца периодично се менува, а расеаната светлина е поларизирана. Точните мерења на овие ефекти овозможуваат пресметување орбити, однос на масата на ѕвездите, големини, брзини и растојанија помеѓу компонентите. На пример, ако ѕвездата е и затемнувачка и спектроскопска бинарна, тогаш можеме да одредиме масата на секоја ѕвезда и наклонот на орбитата. Според природата на промената на осветленоста во моментите на затемнување, може да се утврди релативни големини на ѕвездите и проучување на структурата на нивната атмосфера. Бинарни ѕвезди кои произведуваат рендгенско зрачење се нарекуваат бинарни рендгенски зраци. Во некои случаи, трета компонента е забележана која орбитира околу центарот на масата на бинарниот систем. Понекогаш една од компонентите на бинарниот систем (или и двете) може да испадне дека се двојни ѕвезди. Блиските компоненти на двојната ѕвезда во троен систем може да имаат период од неколку дена, додека третиот елемент може да орбитира околу заедничкиот центар на маса на блискиот пар со период од стотици или дури илјадници години.

Мерењето на брзините на ѕвездите во бинарен систем и примената на законот за универзална гравитација е важен метод за одредување на масите на ѕвездите. Проучувањето на двојните ѕвезди е единствениот директен начин за пресметување на ѕвездената маса.

Во систем на тесно распоредени двојни ѕвезди, меѓусебните гравитациони сили имаат тенденција да ја истегнат секоја од нив, давајќи ѝ облик на круша. Ако гравитацијата е доволно силна, доаѓа критичен момент кога материјата почнува да тече од една ѕвезда и да паѓа на друга. Околу овие две ѕвезди има одреден регион во форма на тродимензионална фигура осум, чија површина ја претставува критичната граница. Овие две фигури во облик на круша, секоја околу различна ѕвезда, се нарекуваат лобуси на Рош. Ако една од ѕвездите порасне толку голема што ќе го пополни нејзиниот лобус на Рош, тогаш материјата од неа брза кон другата ѕвезда на местото каде што се допираат шуплините. Често, ѕвездениот материјал не паѓа директно на ѕвездата, туку прво се врти наоколу, формирајќи го она што се нарекува акреционен диск. Ако двете ѕвезди се прошириле толку многу што ги наполниле нивните лобуси на Рош, тогаш се појавува контактна двојна ѕвезда. Материјалот од двете ѕвезди се меша и се спојува во топка околу двете ѕвездени јадра. Бидејќи сите ѕвезди на крајот отекуваат и стануваат џинови, а многу ѕвезди се бинарни, интерактивните бинарни системи не се невообичаени.

Пресметка на висината на светлото на нејзината кулминација врз основа на позната деклинација за дадена географска ширина.

H = 90 0 - +

h – висина на светилката

БИЛЕТ бр.20

Еволуцијата на ѕвездите, нејзините фази и последните фази.

Ѕвездите се формираат во меѓуѕвездени облаци со гас и прашина и маглини. Главната сила што ги „формира“ ѕвездите е гравитацијата. Под одредени услови, многу ретка атмосфера (меѓуѕвезден гас) почнува да се компресира под влијание на гравитационите сили. Гасниот облак е набиен во центарот, каде што топлината ослободена за време на компресија се задржува - се појавува протоѕвезда, која емитира во инфрацрвениот опсег. Протоѕвездата се загрева под влијание на материјата што паѓа врз неа, а реакциите на нуклеарна фузија започнуваат со ослободување на енергија. Во оваа состојба, таа веќе е променлива ѕвезда од типот Т Таури. Остатоците од облакот се растураат. Гравитационите сили потоа ги влечат атомите на водород кон центарот, каде што се спојуваат, формирајќи хелиум и ослободувајќи енергија. Растечкиот притисок во центарот спречува понатамошна компресија. Ова е стабилна фаза на еволуција. Оваа ѕвезда е ѕвезда од главната низа. Осветленоста на ѕвездата се зголемува како што нејзиното јадро станува погусто и потопло. Времето кога ѕвездата останува во главната низа зависи од нејзината маса. За Сонцето, ова е приближно 10 милијарди години, но ѕвездите многу помасивни од Сонцето постојат во стационарен режим само неколку милиони години. Откако ѕвездата ќе го искористи водородот содржан во нејзиниот централен дел, се случуваат големи промени внатре во ѕвездата. Водородот почнува да гори не во центарот, туку во обвивката, која се зголемува во големина и отекува. Како резултат на тоа, големината на самата ѕвезда нагло се зголемува, а температурата на нејзината површина паѓа. Токму овој процес предизвикува црвени џинови и суперџинови. Последните фази на еволуцијата на ѕвездата се одредуваат и според масата на ѕвездата. Ако оваа маса не ја надмине сончевата маса за повеќе од 1,4 пати, ѕвездата се стабилизира, станувајќи бело џуџе. Катастрофална компресија не се јавува поради основното својство на електроните. Постои одреден степен на компресија при што тие почнуваат да се одбиваат, иако веќе нема никаков извор на топлинска енергија. Ова се случува само кога електроните и атомските јадра се неверојатно цврсто компресирани, формирајќи исклучително густа материја. Бело џуџе со маса на Сонцето е приближно еднакво по волумен на Земјата. Белото џуџе постепено се лади и на крајот се претвора во темна топка од радиоактивна пепел. Според астрономите, најмалку една десетина од сите ѕвезди во Галаксијата се бели џуџиња.

Ако масата на ѕвезда што се распаѓа ја надминува масата на Сонцето за повеќе од 1,4 пати, тогаш таквата ѕвезда, откако стигнала до фазата на бело џуџе, нема да застане тука. Во овој случај, гравитационите сили се толку силни што електроните се притиснати во атомските јадра. Како резултат на тоа, протоните се претвораат во неутрони кои можат да се прилепуваат еден до друг без никакви празнини. Густината на неутронските ѕвезди ја надминува дури и густината на белите џуџиња; но ако масата на материјалот не надминува 3 соларни маси, неутроните, како и електроните, самите можат да спречат понатамошна компресија. Типична неутронска ѕвезда е со ширина од само 10 до 15 километри, а еден кубен сантиметар од нејзиниот материјал тежи околу милијарда тони. Покрај нивната огромна густина, неутронските ѕвезди имаат уште две посебни својства што ги прават забележливи и покрај нивната мала големина: брза ротација и силно магнетно поле.

Ако масата на ѕвезда надминува 3 соларни маси, тогаш нејзината последна фаза животен циклусверојатно е црна дупка. Ако масата на ѕвездата, а со тоа и гравитациската сила, е толку голема, тогаш ѕвездата е подложена на катастрофална гравитациска компресија, на која не можат да се спротивстават никакви стабилизирачки сили. За време на овој процес, густината на материјата се стреми кон бесконечност, а радиусот на објектот се стреми кон нула. Според теоријата на релативноста на Ајнштајн, во центарот на црната дупка се јавува сингуларитет на простор-време. Гравитационото поле на површината на ѕвездата што се распаѓа се зголемува, што го отежнува бегството на зрачењето и честичките. На крајот, таквата ѕвезда завршува под хоризонтот на настани, што може да се визуелизира како еднонасочна мембрана која дозволува материјата и зрачењето само навнатре и не испушта ништо. Ѕвезда во колапс се претвора во црна дупка, а таа може да се открие само со остра промена во својствата на просторот и времето околу неа. Радиусот на хоризонтот на настани се нарекува радиус на Шварцшилд.

Ѕвездите со маса помала од 1,4 Сончево на крајот од нивниот животен циклус полека ја отфрлаат својата горна обвивка, која се нарекува планетарна маглина. Помасивните ѕвезди кои се претвораат во неутронска ѕвезда или црна дупка најпрво експлодираат како супернови, нивната светлина се зголемува за 20 магнитуди или повеќе за кратко време, ослободувајќи повеќе енергија отколку што емитира Сонцето за 10 милијарди години, а остатоците од ѕвездата што експлодира летаат далеку со брзина од 20 000 км во секунда.

Набљудување и скицирање на позициите на сончевите дамки со помош на телескоп (на екранот).

БИЛЕТ бр.21

Состав, структура и големина на нашата Галакси.

Галакси, ѕвездениот систем на кој му припаѓа Сонцето. Галаксијата содржи најмалку 100 милијарди ѕвезди. Три главни компоненти: централното задебелување, дискот и галактичкиот ореол.

Централната испакнатост се состои од стари ѕвезди од типот II на населението (црвени џинови), лоцирани многу густо, а во неговиот центар (јадрото) има моќен извор на зрачење. Се претпоставуваше дека има црна дупка во јадрото, што ги иницира набљудуваните моќни енергетски процеси придружени со зрачење во радио спектарот. (Прстенот за гас се ротира околу црната дупка; врел гас, излегувајќи од нејзиниот внатрешен раб, паѓа на црната дупка, ослободувајќи ја енергијата што ја набљудуваме.) Но неодамна беше откриен блесок на видливо зрачење во јадрото и хипотезата за црната дупка беше повеќе не е потребно. Параметрите на централното задебелување се 20.000 светлосни години и дебели 3.000 светлосни години.

Дискот на Галаксијата, кој содржи млада популација ѕвезди од типот I (млади сини суперџинови), меѓуѕвездена материја, отворени ѕвездени јата и 4 спирални краци, е со дијаметар од 100.000 светлосни години и дебел само 3.000 светлосни години. Галаксијата ротира, нејзините внатрешни делови се движат низ нивните орбити многу побрзо од надворешните делови. Сонцето прави револуција околу јадрото на секои 200 милиони години. Спиралните краци се подложени на континуиран процес на формирање на ѕвезди.

Галактичкиот ореол е концентричен со дискот и централната испакнатост и се состои од ѕвезди кои се претежно членови на топчести јата и припаѓаат на популацијата тип II. Сепак, поголемиот дел од материјалот во ореолот е невидлив и не може да се содржи во обичните ѕвезди; тоа не е гас или прашина. Така, ореолот содржи темна невидлива супстанција.Пресметки на брзината на ротација на големите и малите магеланови облаци, кои се сателити млечен пат, покажете дека масата содржана во ореолот е 10 пати поголема од масата што ја набљудуваме во дискот и испакнатоста.

Сонцето се наоѓа на растојание од 2/3 од центарот на дискот во Орионската рака. Неговата локализација во рамнината на дискот (галактички екватор) овозможува ѕвездите на дискот да се видат од Земјата во форма на тесна лента Млечен пат,покривајќи ја целата небесна сфера и наклонет под агол од 63° кон небесниот екватор. Галактичкиот центар лежи во Стрелец, но не е видлив на видлива светлина поради темните маглини од гас и прашина кои ја апсорбираат ѕвездената светлина.

Пресметување на радиусот на ѕвезда од податоците за нејзината сјајност и температура.

L - осветленост (Lc = 1)

R – радиус (Rc = 1)

T – Температура (Tc = 6000)

БИЛЕТ бр.22

Ѕвездени јата. Физичка состојба на меѓуѕвездената средина.

Ѕвездените јата се групи на ѕвезди лоцирани релативно блиску една до друга и поврзани со заедничко движење во вселената. Очигледно, речиси сите ѕвезди се раѓаат во групи, а не поединечно. Затоа, ѕвездените јата се многу вообичаена работа. Астрономите сакаат да ги проучуваат ѕвездените јата бидејќи сите ѕвезди во едно јато се формирале приближно во исто време и на приближно исто растојание од нас. Сите забележливи разлики во осветленоста помеѓу таквите ѕвезди се вистински разлики. Особено е корисно да се проучуваат ѕвездените јата од гледна точка на зависноста на нивните својства од масата - на крајот на краиштата, возраста на овие ѕвезди и нивното растојание од Земјата се приближно исти, така што тие се разликуваат едни од други само по нивната маса. Постојат два вида ѕвездени јата: отворени и глобуларни. Во отворено јато, секоја ѕвезда е видлива посебно; тие се распоредени повеќе или помалку рамномерно на одреден дел од небото. Глобуларните јата, напротив, се како сфера толку густо исполнета со ѕвезди што во нејзиниот центар поединечни ѕвезди не се разликуваат.

Отворените јата содржат помеѓу 10 и 1.000 ѕвезди, многу повеќе млади отколку стари, а најстарата едвај повеќе од 100 милиони години. Факт е дека во постарите јата ѕвездите постепено се оддалечуваат една од друга додека не се измешаат со главната група ѕвезди. Иако гравитацијата ги држи отворените јата заедно до одреден степен, тие сè уште се прилично кревки, а гравитацијата на друг објект може да ги раскине.

Облаците во кои се формираат ѕвездите се концентрирани во дискот на нашата Галаксија и токму таму се наоѓаат отворени ѕвездени јата.

За разлика од отворените јата, глобуларните јата се сфери густо исполнети со ѕвезди (од 100 илјади до 1 милион). Големината на типично глобуларно јато е од 20 до 400 светлосни години.

Во густо набиените центри на овие јата, ѕвездите се толку блиску една до друга што меѓусебната гравитација ги поврзува заедно, формирајќи компактни двојни ѕвезди. Понекогаш се случува дури и целосно спојување на ѕвезди; Кога се приближува блиску, надворешните слоеви на ѕвездата може да се срушат, изложувајќи го централното јадро на директен поглед. Бинарните ѕвезди се 100 пати почести во топчестите јата отколку на друго место.

Околу нашата Галаксија, знаеме околу 200 глобуларни ѕвездени јата, кои се распоредени низ ореолот што ја опфаќа Галаксијата. Сите овие кластери се многу стари и се појавија повеќе или помалку во исто време со самата Галакси. Се чини дека кластерите се формирале кога делови од облакот од кој е создадена Галаксијата се поделиле на помали фрагменти. Глобуларните јата не се распрснуваат бидејќи ѕвездите во нив седат многу блиску, а нивните моќни меѓусебни гравитациони сили го врзуваат јатото во густа целина.

Материјата (гас и прашина) што се наоѓа во просторот помеѓу ѕвездите се нарекува меѓуѕвездена средина. Поголемиот дел од него е концентриран во спиралните краци на Млечниот Пат и сочинува 10% од неговата маса. Во некои области материјалот е релативно ладен (100 K) и може да се забележи со инфрацрвено зрачење. Таквите облаци содржат неутрален водород, молекуларен водород и други радикали, чие присуство може да се открие со помош на радио телескопи. Во областите во близина на ѕвезди со висока осветленост, температурите на гасот може да достигнат 1000-10000 К, а водородот се јонизира.

Меѓуѕвездениот медиум е многу редок (околу 1 атом на cm 3). Меѓутоа, во густи облаци концентрацијата на супстанцијата може да биде 1000 пати поголема од просечната. Но, дури и во густ облак има само неколку стотици атоми на кубен сантиметар. Причината поради која сè уште можеме да ја набљудуваме меѓуѕвездената материја е тоа што ја гледаме во голема дебелина на просторот. Големините на честичките се 0,1 микрони, содржат јаглерод и силициум и влегуваат во меѓуѕвездената средина од атмосферата на студените ѕвезди како резултат на експлозии на супернова. Добиената мешавина формира нови ѕвезди. Меѓуѕвездениот медиум има слабо магнетно поле и е проникнат од струи на космички зраци.

Нашиот Сончев систем се наоѓа во регион на Галаксијата каде што густината на меѓуѕвездената материја е невообичаено мала. Оваа област се нарекува Локален меур; се протега во сите правци околу 300 светлосни години.

Пресметка на аголните димензии на Сонцето за набљудувач лоциран на друга планета.

БИЛЕТ бр.23

Главните типови на галаксии и нивните карактеристични карактеристики.

Галаксии, системи на ѕвезди, прашина и гас со вкупна маса од 1 милион до 10 трилиони. маса на Сонцето. Вистинската природа на галаксиите конечно беше објаснета дури во 1920-тите. по жестоки дискусии. Досега, кога се набљудуваа преку телескоп, тие изгледаа како дифузни точки на светлина, кои потсетуваа на маглини, но само со помош на рефлектирачкиот телескоп од 2,5 метри во опсерваторијата Маунт Вилсон, првпат користен во 1920-тите, беше можно да се добие слики од разделбата. ѕвезди во маглината Андромеда и да докаже дека е галаксија. Истиот телескоп го користел Хабл за мерење на периодите на Цефеидите во маглината Андромеда. Овие променливи ѕвезди се доволно добро проучени за да може точно да се одредат растојанијата до нив. Растојанието до маглината Андромеда е приближно. 700 kpc, т.е. се наоѓа далеку подалеку од нашата Галакси.

Постојат неколку видови на галаксии, од кои главни се спиралните и елиптичните. Беа направени обиди да се класифицираат користејќи азбучни и нумерички шеми, како што е класификацијата Хабл, но некои галаксии не се вклопуваат во овие шеми, во тој случај тие се именувани по астрономите кои први ги идентификувале (на пример, Сејферт и Маркаријан галаксии), или дадени азбучни ознаки на шеми за класификација (на пример, галаксии од типот N и од типот CD). Галаксиите кои немаат посебна форма се класифицирани како неправилни. Потеклото и еволуцијата на галаксиите сè уште не се целосно разбрани. Спиралните галаксии се најдобро проучувани. Тие вклучуваат објекти кои имаат светло јадро од кое произлегуваат спирални краци од гас, прашина и ѕвезди. Повеќето спирални галаксии имаат 2 краци кои произлегуваат од спротивните страни на јадрото. По правило, ѕвездите во нив се млади. Ова се нормални спирали. Има и вкрстени спирали, кои имаат централен мост од ѕвезди што ги поврзува внатрешните краеви на двата крака. На спиралниот тип му припаѓа и нашиот Г. Масите на речиси сите спирални гасови лежат во опсег од 1 до 300 милијарди соларни маси. Околу три четвртини од сите галаксии во Универзумот се елипсовидна. Тие имаат елипсовидна форма, без забележлива спирална структура. Нивната форма може да варира од речиси сферична до пура. Тие се многу разновидни по големина - од џуџести со маса од неколку милиони соларни маси до џиновски со маса од 10 трилиони соларни маси. Најголемата позната - Галаксии од типот ЦД. Тие имаат големо јадро, или можеби неколку јадра, кои брзо се движат релативно едни на други. Овие често се доста силни радиоизвори. Маркаријанските галаксии беа идентификувани од советскиот астроном Вениамин Маркаријан во 1967 година. Тие се силни извори на зрачење во ултравиолетовиот опсег. Галаксии N-типимаат јадро како ѕвезда, слабо прозрачно. Тие се исто така силни радиоизвори и се смета дека еволуираат во квазари. На фотографијата, галаксиите Сејферт изгледаат како нормални спирали, но со многу светло јадро и спектри со широки и светли линии на емисија, што укажува на присуство на големи количини на брзо ротирачки топол гас во нивните јадра. Овој тип на галаксии бил откриен од американскиот астроном Карл Сејферт во 1943 година. Галаксиите кои се набљудуваат оптички и во исто време се силни радиоизвори се нарекуваат радио галаксии. Тие вклучуваат галаксии Сејферт, галаксии од типот cD и N и некои квазари. Механизмот за создавање енергија на радио галаксиите сè уште не е разбран.

Одредување на условите за видливост на планетата Сатурн според „Училишниот астрономски календар“.

БИЛЕТ бр.24

Основи на современите идеи за структурата и еволуцијата на универзумот.

Во 20 век беше постигнато разбирање на Универзумот како единствена целина. Првиот важен чекор беше направен во 1920-тите, кога научниците дојдоа до заклучок дека нашата Галаксија, Млечниот Пат, е една од милионите галаксии, а Сонцето е една од милионите ѕвезди на Млечниот Пат. Последователните студии на галаксиите покажаа дека тие се оддалечуваат од Млечниот Пат, и колку се подалеку, толку е поголема оваа брзина (мерена со поместувањето на црвено во неговиот спектар). Значи, живееме во проширување на универзумот.Рецесијата на галаксиите се рефлектира во Хабловиот закон, според кој црвеното поместување на галаксијата е пропорционално на растојанието до неа.Покрај тоа, во најголем размер, т.е. на ниво на суперкластери на галаксии, Универзумот има клеточна структура. Модерната космологија (проучување на еволуцијата на Универзумот) се заснова на два постулати: Универзумот е хомоген и изотроп.

Постојат неколку модели на Универзумот.

Во моделот Ајнштајн-де Ситер, проширувањето на Универзумот продолжува бесконечно; во статичниот модел, Универзумот не се шири или еволуира; во пулсирачки Универзум, циклусите на проширување и контракција се повторуваат. Сепак, статичниот модел е најмалку веројатен; не само законот Хабл, туку и позадинското космичко микробранова позадинско зрачење откриено во 1965 година (т.е. зрачењето од примарната топла четиридимензионална сфера што се шири) зборува против него.

Некои космолошки модели се засноваат на теоријата за „жежок универзум“, наведена подолу.

Во согласност со решенијата на Фридман за Ајнштајновите равенки, пред 10-13 милијарди години, во почетниот момент на времето, радиусот на Универзумот бил еднаков на нула. Целата енергија на Универзумот, целата негова маса, беше концентрирана во нулта волумен. Густината на енергијата е бесконечна, а исто така и густината на материјата. Таквата состојба се нарекува еднина.

Во 1946 година, Џорџ Гамоу и неговите колеги развија физичка теорија почетна фазапроширување на универзумот, објаснувајќи го присуството во него хемиски елементисинтеза на многу високи температури и притисоци. Затоа, почетокот на експанзијата според теоријата на Гамов беше наречен „Биг Бенг“. Коавторите на Гамоу беа Р. Алфер и Г. Бете, така што оваа теорија понекогаш се нарекува „а, β, γ теорија“.

Универзумот се шири од состојба на бесконечна густина. Во единствена состојба, нормалните закони на физиката не важат. Очигледно сè фундаментални интеракциипри толку високи енергии тие не се разликуваат едни од други. Од кој радиус на Универзумот има смисла да се зборува за применливоста на законите на физиката? Одговорот е од должината на Планк:

Почнувајќи од моментот на време t p = R p / c = 5 * 10 -44 s (c е брзината на светлината, h е Планкова константа). Најверојатно, токму преку t P гравитациската интеракција се одвоила од останатите. Според теоретските пресметки, во текот на првите 10-36 секунди, кога температурата на Универзумот била повеќе од 10 28 К, енергијата по единица волумен останала константна, а Универзумот се проширил со брзина значително поголема од брзината на светлината. Овој факт не е во спротивност со теоријата на релативност, бидејќи не се проширила материјата со таква брзина, туку самиот простор. Оваа фаза на еволуција се нарекува инфлаторни. Од модерни теорииквантната физика следи дека во тоа време силната нуклеарна интеракција се одвоила од електромагнетните и слабите. Енергијата ослободена како резултат беше причина за катастрофалното ширење на Универзумот, кое за мал временски период од 10 – 33 секунди се зголеми од големината на атом до големината на Сончевиот систем. Во исто време се појавија познатите елементарни честички и малку помал број античестички. Материјата и зрачењето сè уште беа во термодинамичка рамнотежа. Оваа ера се нарекува радијацијафаза на еволуција. На температура од 5∙10 12 K етапата заврши рекомбинација: речиси сите протони и неутрони се уништени, претворајќи се во фотони; Останаа само оние за кои немаше доволно античестички. Почетниот вишок на честички во споредба со античестичките е една милијардити дел од нивниот број. Токму од оваа „вишок“ материја главно се состои супстанцијата на набљудуваниот универзум. Неколку секунди потоа Големата експлозијасцената започна примарна нуклеосинтеза, кога се формирале јадрата на деутериум и хелиум, кои траат околу три минути; тогаш започна тивкото ширење и ладењето на Универзумот.

Околу милион години по експлозијата, рамнотежата помеѓу материјата и зрачењето беше нарушена, атомите почнаа да се формираат од слободни протони и електрони, а зрачењето почна да поминува низ материјата како низ проѕирен медиум. Токму ова зрачење беше наречено реликтно зрачење, неговата температура беше околу 3000 К. Во моментов, се снима позадина со температура од 2,7 К. Реликтното позадинско зрачење беше откриено во 1965 година. Испадна дека е во висок степенизотропна и неговото постоење е потврдено со моделот на вжештена вселена што се шири. По примарна нуклеосинтезаматеријата почнала сама да се развива, поради варијациите во густината на материјата формирана во согласност со принципот на несигурност Хајзенберг за време на инфлациската фаза, се појавиле протогалаксии. Онаму каде што густината била малку повисока од просечната, се формирале центри на привлечност; областите со мала густина станувале сè поретки, бидејќи материјата се преселила од нив во погусти области. Така речиси хомогената средина беше поделена на посебни протогалаксии и нивните јата, а стотици милиони години подоцна се појавија првите ѕвезди.

Космолошките модели водат до заклучок дека судбината на Универзумот зависи само од просечната густина на материјата што ја исполнува. Ако е под одредена критична густина, проширувањето на Универзумот ќе продолжи засекогаш. Оваа опција се нарекува „отворен универзум“. Слично развојно сценарио го чека рамниот универзум, кога густината е еднаква на критичната. За неколку години, целата материја во ѕвездите ќе изгори, а галаксиите ќе паднат во темнина. Ќе останат само планети, бели и кафени џуџиња, а судирите меѓу нив ќе бидат исклучително ретки.

Меѓутоа, и во овој случај, метагалаксијата не е вечна. Ако теоријата за големо обединување на интеракциите е точна, за 10-40 години протоните и неутроните што ги сочинуваат поранешните ѕвезди ќе се распаднат. По околу 10.100 години, џиновските црни дупки ќе испарат. Во нашиот свет ќе останат само електрони, неутрина и фотони, одделени едни од други со огромни растојанија. Во извесна смисла, ова ќе биде крајот на времето.

Ако густината на Универзумот се покаже дека е превисока, тогаш нашиот свет ќе биде затворен, а проширувањето порано или подоцна ќе биде заменето со катастрофална компресија. Универзумот ќе го заврши својот живот во гравитациски колапс, во извесна смисла ова е уште полошо.

Пресметување на растојанието до ѕвезда со помош на позната паралакса.

Од морето информации во кое се давиме, освен самоуништување, има уште еден излез. Експертите со доволно широк поглед може да креираат ажурирани белешки или резимеа кои концизно ги сумираат главните факти во одредена област. Ви го претставуваме обидот на Сергеј Попов да создаде ваква збирка од најважните информации за астрофизиката.

С. Попов. Фотографија на И. Јароваја

Спротивно на популарното верување, училишната настава по астрономија не беше најдобро во СССР. Официјално, предметот беше на наставната програма, но реално, астрономијата не се изучуваше во сите училишта. Честопати, дури и ако се одржуваа часови, наставниците ги користеа дополнителни часовиво нивните основни предмети (главно физика). И во многу малку случаи, наставата беше доволно квалитетна за да им овозможи на учениците да формираат соодветна слика за светот. Покрај тоа, астрофизиката е една од најбрзо развиваните науки во изминатите децении, т.е. Знаењето од астрофизиката што возрасните го добивале во училиште пред 30-40 години е значително застарено. Да додадеме дека сега речиси и да нема астрономија во училиштата. Како резултат на тоа, во најголем дел, луѓето имаат прилично нејасна идеја за тоа како функционира светот на скала поголема од орбитите на планетите на Сончевиот систем.

Спирална галаксија NGC 4414

Јато галаксии во соѕвездието Влакненцата на Вероника

Планета околу ѕвездата Фомалхаут

Во таква ситуација, ми се чини дека би било паметно да се направи „Многу краток курсастрономијата“. Односно, да се истакнат клучните факти кои ги формираат темелите на модерната астрономска слика на светот. Се разбира, различни специјалисти можат да изберат малку различни групи на основни концепти и феномени. Но, добро е ако има неколку добри верзии. Важно е се да може да се претстави во едно предавање или да се вклопи во една кратка статија. И тогаш оние кои се заинтересирани ќе можат да го прошират и продлабочат своето знаење.

Си поставив задача да направам збир од најважните концепти и факти во астрофизиката кои би се вклопиле на една стандардна страница А4 (приближно 3000 знаци со празни места). Во овој случај, се разбира, се претпоставува дека човек знае дека Земјата се врти околу Сонцето и разбира зошто се случуваат затемнувања и промена на годишните времиња. Односно, целосно „детски“ факти не се вклучени во списокот.

Регион за формирање на ѕвезди NGC 3603

Планетарна маглина NGC 6543

Остаток од супернова Касиопеја А

Практиката покажа дека сè што е на списокот може да се претстави на околу едночасовно предавање (или неколку лекции на училиште, земајќи ги предвид одговорите на прашањата). Се разбира, за час и половина е невозможно да се формира стабилна слика за структурата на светот. Сепак, мора да се направи првиот чекор и тука треба да помогне таквата „студија со големи потези“, која ги доловува сите главни точки што ги откриваат основните својства на структурата на Универзумот.

Сите слики се добиени од вселенскиот телескоп Хабл и преземени од сајтовите http://heritage.stsci.edu и http://hubble.nasa.gov

1. Сонцето е обична ѕвезда (една од околу 200-400 милијарди) на периферијата на нашата Галаксија - систем од ѕвезди и нивни остатоци, меѓуѕвезден гас, прашина и темна материја. Растојанието помеѓу ѕвездите во Галаксијата е обично неколку светлосни години.

2. Сончевиот систем се протега надвор од орбитата на Плутон и завршува таму каде што гравитационото влијание на Сонцето се споредува со она на блиските ѕвезди.

3. Ѕвездите продолжуваат да се формираат денес од меѓуѕвезден гас и прашина. За време на нивниот живот и на крајот од нивниот живот, ѕвездите фрлаат дел од нивната материја, збогатена со синтетизирани елементи, во меѓуѕвездениот простор. Вака деновиве се менува хемискиот состав на универзумот.

4. Сонцето се развива. Неговата старост е помала од 5 милијарди години. За околу 5 милијарди години, водородот во неговото јадро ќе истече. Сонцето ќе се претвори во црвен џин, а потоа во бело џуџе. Масивните ѕвезди експлодираат на крајот од својот живот, оставајќи зад себе неутронска ѕвезда или црна дупка.

5. Нашата Галакси е еден од многуте такви системи. Во видливиот универзум има околу 100 милијарди големи галаксии. Тие се опкружени со мали сателити. Големината на галаксијата е околу 100.000 светлосни години. Најблиската голема галаксија е оддалечена околу 2,5 милиони светлосни години.

6. Планетите постојат не само околу Сонцето, туку и околу други ѕвезди, тие се нарекуваат егзопланети. Планетарните системи не се слични. Сега знаеме повеќе од 1000 егзопланети. Очигледно, многу ѕвезди имаат планети, но само мал дел може да биде погоден за живот.

7. Светот каков што го знаеме е конечен по старост - нешто помалку од 14 милијарди години. На почетокот, материјата била во многу густа и топла состојба. Честички од обична материја (протони, неутрони, електрони) не постоеле. Универзумот се шири и се развива. За време на ширењето од густа топла состојба, универзумот се оладил и станал помалку густ, а се појавиле обични честички. Потоа се појавија ѕвезди и галаксии.

8. Поради конечната брзина на светлината и конечната старост на набљудуваниот универзум, само конечен регион од просторот ни е достапен за набљудување, но физичкиот свет не завршува на оваа граница. На големи растојанија, поради конечната брзина на светлината, ги гледаме предметите какви што биле во далечното минато.

9. Повеќето хемиски елементи со кои се среќаваме во животот (и од кои сме создадени) потекнуваат од ѕвездите за време на нивниот живот како резултат на термонуклеарни реакции или во последните фази од животот на масивните ѕвезди - во експлозии на супернова. Пред да се формираат ѕвездите, обичната материја првенствено постоела во форма на водород (најзастапениот елемент) и хелиум.

10. Обичната материја придонесува само околу неколку проценти во вкупната густина на универзумот. Околу една четвртина од густината на универзумот се должи на темната материја. Се состои од честички кои слабо комуницираат едни со други и со обичната материја. Засега го набљудуваме само гравитациониот ефект на темната материја. Околу 70 проценти од густината на универзумот се должи на темната енергија. Поради тоа, проширувањето на универзумот оди побрзо и побрзо. Природата на темната енергија е нејасна.

1. Сириус, Сонце, Алгол, Алфа Кентаур, Албирео. Најдете дополнителен предмет во оваа листа и објаснете ја вашата одлука. Решение:Дополнителен објект е Сонцето. Сите други ѕвезди се двојни или повеќекратни. Може да се забележи и дека Сонцето е единствената ѕвезда на листата околу која се откриени планети. 2. Проценете ја вредноста на атмосферскиот притисок на површината на Марс ако се знае дека масата на неговата атмосфера е 300 пати помала од масата на атмосферата на Земјата, а радиусот на Марс е приближно 2 пати помал од радиусот на Земјата. Решение:Едноставна, но прилично точна проценка може да се добие ако претпоставиме дека целата атмосфера на Марс е собрана во речиси површински слој со постојана густина, еднаква на густината на површината. Тогаш притисокот може да се пресмета со добро позната формула, каде е густината на атмосферата во близина на површината на Марс, е забрзувањето на гравитацијата на површината и е висината на таквата хомогена атмосфера. Таквата атмосфера ќе биде прилично тенка, па промените со висината може да се занемарат. Од истата причина, масата на атмосферата може да се претстави како каде е радиусот на планетата. Бидејќи каде е масата на планетата, е нејзиниот радиус и е гравитациската константа, изразот за притисок може да се напише во форма Односот е пропорционален на густината на планетата, така што притисокот на површината е пропорционален. Очигледно, истото размислување може да се примени и на Земјата. Бидејќи просечната густина на Земјата и Марс - две копнени планети - се блиски, зависноста од просечната густина на планетата може да се занемари. Радиусот на Марс е приближно 2 пати помал од радиусот на Земјата, така што атмосферскиот притисок на површината на Марс може да се процени како оној на Земјата, т.е. околу kPa (всушност се работи за kPa). 3. Познато е дека аголната брзина на ротацијата на Земјата околу нејзината оска се намалува со текот на времето. Зошто? Решение:Поради постоењето на лунарни и соларни плими (во океанот, атмосферата и литосферата). Плимните грбови се движат по површината на Земјата во насока спротивна од насоката на нејзината ротација околу оската. Бидејќи движењето на плимните грбови на површината на Земјата не може да се случи без триење, плимните грбови ја забавуваат ротацијата на Земјата. 4. Каде е подолг денот на 21 март: во Санкт Петербург или Магадан? Зошто? Широчината на Магадан е . Решение:Должината на денот се одредува според просечната деклинација на Сонцето во текот на денот. Во близина на 21 март, деклинацијата на Сонцето се зголемува со текот на времето, така што денот ќе биде подолг таму каде што подоцна ќе се појави 21 март. Магадан се наоѓа источно од Санкт Петербург, па должината на денот на 21 март во Санкт Петербург ќе биде подолга. 5. Во јадрото на галаксијата М87 се наоѓа црна дупка со маса на Сонцето. Најдете го гравитациониот радиус на црната дупка (растојанието од центарот на кое брзината на бегство е еднаква на брзината на светлината), како и просечната густина на материјата во гравитациониот радиус. Решение:Втора брзина на бегство (позната и како брзина на бегство или параболична брзина) за која било космичко теломоже да се пресмета со формулата: каде