ASTRONOMI 11 KLASSE BILLETTER

BILLETT #1

Synlige bevegelser av armaturene, som et resultat av deres egen bevegelse i rommet, jordens rotasjon og dens revolusjon rundt solen.

Jorden gjør komplekse bevegelser: den roterer rundt sin akse (T=24 timer), beveger seg rundt solen (T=1 år), roterer sammen med galaksen (T=200 tusen år). Dette viser at alle observasjoner gjort fra jorden er forskjellige i tilsynelatende baner. Planetene beveger seg over himmelen fra øst til vest (direkte bevegelse), deretter fra vest til øst (omvendt bevegelse). Øyeblikk med retningsendring kalles stopp. Setter du denne stien på kartet får du en løkke. Størrelsen på løkken er jo mindre, jo større er avstanden mellom planeten og jorden. Planetene er delt inn i nedre og øvre (nedre - inne i jordens bane: Merkur, Venus; øvre: Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun og Pluto). Alle disse planetene roterer på samme måte som jorden rundt solen, men takket være jordens bevegelse kan man observere den løkkelignende bevegelsen til planetene. Gjensidige ordninger planeter i forhold til solen og jorden kalles planetariske konfigurasjoner.

Planetkonfigurasjoner, diff. geometrisk planetenes posisjoner i forhold til sola og jorda. Visse posisjoner av planetene, synlige fra jorden og målt i forhold til solen, er spesielle. titler. På syk. V - indre planet, jeg- ytre planet, E - Jord, S - Sol. Når den indre planeten ligger i en rett linje med solen, den er inne forbindelse. K.p. EV 1S og ESV 2 kalt bunn og topp tilkobling hhv. Ext. Planet I er i overlegen konjunksjon når den ligger i en rett linje med solen ( ESI 4) og inn konfrontasjon, når den ligger i motsatt retning av solen (I 3 ES). I 5 ES, kalles forlengelse. For innvendig planeter maks, forlengelse oppstår når EV 8 S er 90°; for eksterne planeter kan forlenges fra 0° ESI 4) til 180° (I 3 ES) Når forlengelsen er 90°, sies planeten å være i kvadratur(I 6 ES, I 7 ES).

Perioden der planeten gjør en revolusjon rundt solen i bane kalles den sideriske (stjerne) revolusjonsperioden - T, tidsperioden mellom to identiske konfigurasjoner - den synodiske perioden - S.

Planetene kretser rundt solen i én retning og fullfører én omdreining rundt solen i løpet av en tidsperiode = siderisk periode

for indre planeter

for ytre planeter

S er den sideriske perioden (i forhold til stjernene), T er den synodiske perioden (mellom fasene), T Å = 1 år.

Kometer og meteorittlegemer beveger seg langs elliptiske, parabolske og hyperbolske baner.

Beregning av avstanden til galaksen basert på Hubbles lov.

H = 50 km/sek*Mpc – Hubble konstant

BILLETT #2

Prinsipper for å bestemme geografiske koordinater fra astronomiske observasjoner.

Det er 2 geografiske koordinater: geografisk breddegrad og geografisk lengdegrad. Astronomi som praktisk vitenskap lar deg finne disse koordinatene. Høyden på himmelpolen over horisonten er lik den geografiske breddegraden til observasjonsstedet. Omtrentlig geografisk breddegrad kan bestemmes ved å måle høyden på nordstjernen, fordi. hun er borte fra Nordpolen verden med omtrent 10. Det er mulig å bestemme breddegraden til observasjonsstedet ved høyden på armaturet ved det øvre klimaks ( klimaks- øyeblikket for passasje av lyskilden gjennom meridianen) i henhold til formelen:

j = d ± (90 – h), avhengig av om den kulminerer mot sør eller nord fra senit. h er høyden på armaturet, d er deklinasjonen, j er breddegraden.

Geografisk lengdegrad er den andre koordinaten, målt fra Greenwich-meridianen null mot øst. Jorden er delt inn i 24 tidssoner, tidsforskjellen er 1 time. Forskjellen i lokale tider er lik forskjellen i lengdegrader:

T λ 1 - T λ 2 \u003d λ 1 - λ 2 Etter å ha lært tidsforskjellen på to punkter, hvor lengdegraden til det ene er kjent, kan man bestemme lengden til det andre punktet.

Lokal tid er soltiden på det stedet på jorden. På hvert punkt er lokal tid forskjellig, så folk lever i henhold til standardtid, det vil si i henhold til tiden for midtmeridianen i denne sonen. Datoendringslinjen går i øst (Beringstredet).

Beregning av temperaturen til en stjerne basert på data om dens lysstyrke og størrelse.

L - lysstyrke (Lc = 1)

R - radius (Rc = 1)

T – Temperatur (Tc = 6000)

BILLETT #3

Årsaker til å endre månens faser. Betingelser for utbruddet og hyppigheten av sol- og måneformørkelser.

Fase, i astronomi skjer faseendringen på grunn av det periodiske. endringer i forholdene for belysning av himmellegemer i forhold til observatøren. Endringen av Månens fase skyldes en endring i den innbyrdes posisjonen til Jorden, Månen og Solen, samt det faktum at Månen skinner med lyset som reflekteres fra den. Når månen er mellom solen og jorden på en rett linje som forbinder dem, er den ubelyste delen av månens overflate vendt mot jorden, så vi kan ikke se den. Denne F. - nymåne. Etter 1-2 dager går månen fra denne rette linjen, og en smal månehalvmåne er synlig fra jorden. Under nymånen er den delen av månen, som ikke er opplyst av direkte sollys, fortsatt synlig på den mørke himmelen. Dette fenomenet har blitt kalt askegrå lys. En uke senere kommer F. - første kvarter: den opplyste delen av månen er halve skiven. Så kommer fullmåne– Månen er igjen på linjen som forbinder solen og jorden, men på den andre siden av jorden. Den opplyste fullskiven til månen er synlig. Da begynner den synlige delen å avta og siste kvartal, de. igjen kan man observere opplyst halvparten av disken. Hele perioden for endringen av Månens F. kalles den synodiske måneden.

Formørkelse, et astronomisk fenomen, der et himmellegeme helt eller delvis dekker et annet, eller skyggen av ett legeme faller på andre Solar 3. oppstår når jorden faller inn i skyggen som kastes av månen, og månen - når månen faller inn i jordens skygge. Månens skygge under solar 3. består av den sentrale skyggen og penumbraen som omgir den. Under gunstige forhold kan full måne 3. vare 1 time. 45 min. Hvis Månen ikke går helt inn i skyggen, vil en observatør på nattsiden av jorden se en delvis måne 3. Vinkeldiametrene til Solen og Månen er nesten like, så den totale solenergien 3. varer bare en få. minutter. Når månen er på høydepunktet, er dens vinkeldimensjoner litt mindre enn solens. Solar 3. kan oppstå hvis linjen som forbinder sentrene til Solen og Månen krysser jordoverflaten. Diametrene til måneskyggen når den faller til jorden kan nå flere. hundrevis av kilometer. Observatøren ser at den mørke måneskiven ikke har dekket solen helt, og etterlater kanten åpen i form av en lys ring. Dette er den såkalte. ringformet solar 3. Hvis Månens vinkeldimensjoner er større enn Solens, vil observatøren i nærheten av skjæringspunktet til linjen som forbinder sentrene deres med jordoverflaten se hele solar 3. Jorden roterer rundt sin akse, månen - rundt jorden, og jorden - rundt solen, måneskyggen glir raskt over jordoverflaten fra punktet der den falt på den til en annen, der den forlater den, og trekker videre jorden * en stripe av hel eller ring 3. Privat 3. kan observeres når månen blokkerer bare en del av solen. Tid, varighet og mønster av sol eller måne avhenger 3. av geometrien til Jord-Måne-Sol-systemet. På grunn av helningen til månebanen i forhold til *ekliptikken, forekommer ikke sol og måne på hver nymåne eller fullmåne. Sammenligning av spådommen 3. med observasjoner gjør det mulig å avgrense teorien om månens bevegelse. Siden geometrien til systemet er nesten nøyaktig gjentatt hvert 18. år 10 dager, 3. oppstår med denne perioden, kalt saros. 3. Registreringer fra gammel tid gjør det mulig å teste effekten av tidevann på månebanen.

Bestemme koordinatene til stjerner på et stjernekart.

BILLETT #4

Funksjoner av solens daglige bevegelse på forskjellige geografiske breddegrader til forskjellige tider av året.

Tenk på den årlige bevegelsen til solen i himmelsfæren. Jorden gjør en fullstendig revolusjon rundt solen på et år, på en dag beveger solen seg langs ekliptikken fra vest til øst med omtrent 1 °, og om 3 måneder - med 90 °. På dette stadiet er det imidlertid viktig at solens bevegelse langs ekliptikken er ledsaget av en endring i dens deklinasjon fra δ = -e ( vintersolverv) til δ = +e (sommersolverv), der e er helningsvinkelen til jordaksen. Derfor endres også plasseringen av Solens daglige parallell i løpet av året. Tenk på de gjennomsnittlige breddegradene på den nordlige halvkule.

Under passeringen av vårjevndøgn av solen (α = 0 t), i slutten av mars, er deklinasjonen av solen 0 °, så på denne dagen er solen praktisk talt på himmelekvator, den stiger i øst , stiger ved den øvre kulminasjonen til en høyde h = 90 ° - φ og går ned i vest. Siden himmelekvator deler himmelsfæren i to, er Solen over horisonten i en halv dag, og under den i halvparten, dvs. dag er lik natt, noe som gjenspeiles i navnet "jevndøgn". I øyeblikket av jevndøgn er tangenten til ekliptikken ved solens plassering tilbøyelig til ekvator i en maksimal vinkel lik e, derfor er økningshastigheten i solens deklinasjon på dette tidspunktet også maksimal.

Etter vårjevndøgn øker solens deklinasjon raskt, så hver dag er mer og mer av den daglige parallellen til solen over horisonten. Solen står opp tidligere, stiger høyere i det øvre klimaks og går ned senere. Punktene for soloppgang og solnedgang skifter nordover hver dag, og dagen blir lengre.

Hellingsvinkelen til tangenten til ekliptikken ved solens plassering avtar imidlertid hver dag, og med det avtar også økningen i deklinasjonshastigheten. Til slutt, i slutten av juni, når solen det nordligste punktet av ekliptikken (α = 6 h, δ = +e). I dette øyeblikket stiger den i det øvre klimaks til en høyde h = 90° - φ + e, stiger omtrent i nordøst, setter seg i nordvest, og lengden på dagen når sin maksimale verdi. Samtidig stopper den daglige økningen i solens høyde ved den øvre kulminasjonen, og middagssolen "stopper" så å si i sin bevegelse mot nord. Derav navnet "sommersolverv".

Etter det begynner solens deklinasjon å avta - først veldig sakte, og deretter raskere og raskere. Den står opp senere hver dag, går ned tidligere, punktene for soloppgang og solnedgang beveger seg tilbake mot sør.

I slutten av september når solen det andre skjæringspunktet mellom ekliptikken og ekvator (α = 12 t), og jevndøgn setter inn igjen, nå høsten. Igjen når endringshastigheten for solens deklinasjon sitt maksimum, og den skifter raskt mot sør. Natten blir lengre enn dagen, og hver dag synker solens høyde ved sitt øvre klimaks.

I slutten av desember når solen det sørligste punktet av ekliptikken (α = 18 timer) og dens bevegelse mot sør stopper, den "stopper" igjen. Dette er vintersolverv. Solen står opp nesten i sørøst, går ned i sørvest, og ved middagstid stiger den i sør til en høyde h = 90° - φ - e.

Og så begynner alt på nytt - solens deklinasjon øker, høyden ved den øvre kulminasjonen øker, dagen forlenges, soloppgangen og solnedgangen skifter mot nord.

På grunn av lysspredningen av jordens atmosfære, fortsetter himmelen å være lys en stund etter solnedgang. Denne perioden kalles skumring. Sivilt skumring (-8° -12°) og astronomisk (h>-18°), hvoretter lysstyrken på nattehimmelen forblir tilnærmet konstant.

Om sommeren, ved d = +e, er solens høyde ved den nedre kulminasjonen h = φ + e - 90°. Derfor, nord for breddegrad ~ 48°,5 ved sommersolverv, synker solen ved sin nedre kulminasjon under horisonten med mindre enn 18°, og sommernettene blir lyse på grunn av astronomisk skumring. Tilsvarende, ved φ > 54°,5 på sommersolverv, er solhøyden h > -12° - navigasjonsskumringen varer hele natten (Moskva faller inn i denne sonen, hvor det ikke blir mørkt i tre måneder i året - fra kl. tidlig mai til begynnelsen av august). Lenger nord, ved φ > 58°.5, stopper ikke lenger sivilt skumring om sommeren (her er St. Petersburg med sine berømte "hvite netter").

Til slutt, ved breddegrad φ = 90° - e, vil den daglige parallellen til solen berøre horisonten under solverv. Denne breddegraden er polarsirkelen. Lenger nord går ikke solen ned under horisonten på en stund om sommeren - polardagen setter inn, og om vinteren - stiger den ikke opp - polarnatten.

Vurder nå mer sørlige breddegrader. Som allerede nevnt, sør for breddegraden φ = 90° - e - 18° er nettene alltid mørke. Med videre bevegelse mot sør stiger solen høyere og høyere når som helst på året, og forskjellen mellom delene av dens daglige parallell over og under horisonten avtar. Følgelig varierer lengden på dag og natt, selv under solverv, mindre og mindre. Til slutt, ved breddegrad j = e, vil den daglige parallellen til Solen for sommersolverv passere gjennom senit. Denne breddegraden kalles den nordlige tropen, på tidspunktet for sommersolverv på et av punktene på denne breddegraden, er solen nøyaktig i senit. Til slutt, ved ekvator, er de daglige parallellene til solen alltid delt av horisonten i to like deler, det vil si at dagen der alltid er lik natten, og solen er på sitt senit under jevndøgn.

Sør for ekvator vil alt være likt det ovennevnte, bare det meste av året (og sør for den sørlige tropen - alltid) vil det øvre klimakset til solen inntreffe nord for senit.

Sikte mot et gitt objekt og fokusere teleskopet .

BILLETT #5

1. Operasjonsprinsipp og formål med teleskopet.

Teleskop, et astronomisk instrument for å observere himmellegemene. Et godt designet teleskop er i stand til å samle inn elektromagnetisk stråling i ulike områder av spekteret. I astronomi er et optisk teleskop designet for å forstørre et bilde og samle lys fra svake kilder, spesielt de som er usynlige for det blotte øye, fordi sammenlignet med den er den i stand til å samle mer lys og gi høy vinkeloppløsning, slik at flere detaljer kan sees i det forstørrede bildet. Et refraktorteleskop bruker en stor linse til å samle og fokusere lys som et objektiv, og bildet sees gjennom et okular som består av en eller flere linser. Hovedproblemet i utformingen av brytende teleskoper er kromatisk aberrasjon (fargekant rundt bildet skapt av en enkel linse på grunn av det faktum at lys med forskjellige bølgelengder er fokusert på forskjellige avstander.). Det kan elimineres ved å bruke en kombinasjon av konvekse og konkave linser, men linser større enn en viss størrelsesgrense (ca. 1 meter i diameter) kan ikke lages. Derfor foretrekkes for tiden reflekterende teleskoper, der et speil brukes som et objektiv. Det første reflekterende teleskopet ble oppfunnet av Newton i henhold til ordningen hans, kalt Newtons system. Nå er det flere metoder for å observere et bilde: Newton, Cassegrain-systemer (fokusposisjonen er praktisk for å registrere og analysere lys ved hjelp av andre enheter, for eksempel et fotometer eller spektrometer), kude (skjemaet er veldig praktisk når det kreves klumpete utstyr for lysanalyse), Maksutov (såkalt menisk), Schmidt (brukes når det er nødvendig å gjøre storskala undersøkelser av himmelen).

Sammen med optiske teleskoper finnes det teleskoper som samler inn elektromagnetisk stråling i andre områder. For eksempel er forskjellige typer radioteleskoper utbredt (med et parabolsk speil: stasjonært og fullt roterende; RATAN-600 type; i-fase; radiointerferometre). Det finnes også teleskoper for å oppdage røntgenstråler og gammastråler. Siden sistnevnte absorberes av jordens atmosfære, er røntgenteleskoper vanligvis montert på satellitter eller luftbårne sonder. Gammastrålastronomi bruker teleskoper plassert på satellitter.

Beregning av planetens revolusjonsperiode basert på Keplers tredje lov.

T s \u003d 1 år

a z = 1 astronomisk enhet

1 parsek = 3,26 lysår= 206265 a. e. = 3 * 10 11 km.

BILLETT #6

Metoder for å bestemme avstander til kropper solsystemet og deres størrelser.

Først bestemmes avstanden til et tilgjengelig punkt. Denne avstanden kalles basis. Vinkelen som grunnlaget er synlig fra et utilgjengelig sted kalles parallakse. Horisontal parallakse er vinkelen der jordens radius er synlig fra planeten, vinkelrett på siktelinjen.

p² - parallakse, r² - vinkelradius, R - jordens radius, r - stjernens radius.

radarmetoden. Den består i det faktum at en kraftig kortvarig impuls sendes til et himmellegeme, og deretter mottas det reflekterte signalet. Forplantningshastigheten til radiobølger er lik lysets hastighet i vakuum: kjent. Derfor, hvis vi måler nøyaktig tiden det tok signalet å nå himmellegeme og gå tilbake, er det enkelt å beregne nødvendig avstand.

Radarobservasjoner gjør det mulig å bestemme med stor nøyaktighet avstandene til solsystemets himmellegemer. Ved denne metoden har avstandene til Månen, Venus, Merkur, Mars og Jupiter blitt foredlet.

Laserplassering av månen. Rett etter oppfinnelsen av kraftige kilder til lysstråling - optiske kvantegeneratorer (lasere) - begynte eksperimenter å bli utført på laserplassering av månen. Laserlokaliseringsmetoden ligner på radar, men målenøyaktigheten er mye høyere. Optisk plassering gjør det mulig å bestemme avstanden mellom utvalgte punkter på måne- og jordoverflaten med en nøyaktighet på centimeter.

For å bestemme størrelsen på jorden, bestemme avstanden mellom to punkter som ligger på samme meridian, deretter lengden på buen l , tilsvarende 1° - n .

For å bestemme størrelsen på solsystemets kropper kan du måle vinkelen som de er synlige for en jordisk observatør - vinkelradiusen til lyset r og avstanden til lyset D.

Ta hensyn til p 0 - den horisontale parallaksen til stjernen og at vinklene p 0 og r er små,

Bestemme lysstyrken til en stjerne basert på data om dens størrelse og temperatur.

L - lysstyrke (Lc = 1)

R - radius (Rc = 1)

T – Temperatur (Tc = 6000)

BILLETT #7

1. Muligheter for spektralanalyse og ekstraatmosfæriske observasjoner for å studere himmellegemenes natur.

Dekomponering elektromagnetisk stråling etter bølgelengder for å studere dem kalles spektroskopi. Spektrumanalyse er hovedmetoden for å studere astronomiske objekter brukt i astrofysikk. Studiet av spektre gir informasjon om temperatur, hastighet, trykk, kjemisk sammensetning og andre viktige egenskaper til astronomiske objekter. Fra absorpsjonsspekteret (mer presist, fra tilstedeværelsen av visse linjer i spekteret) kan man bedømme den kjemiske sammensetningen av stjernens atmosfære. Intensiteten til spekteret kan brukes til å bestemme temperaturen til stjerner og andre kropper:

l max T = b, b er Wiens konstant. Du kan lære mye om en stjerne ved å bruke Doppler-effekten. I 1842 slo han fast at bølgelengden λ, akseptert av observatøren, er relatert til bølgelengden til strålingskilden ved forholdet: , hvor V er projeksjonen av kildehastigheten på siktelinjen. Loven han oppdaget ble kalt Dopplers lov:. Forskyvningen av linjene i spekteret til stjernen i forhold til sammenligningsspekteret til den røde siden indikerer at stjernen beveger seg bort fra oss, skiftet til den fiolette siden av spekteret indikerer at stjernen nærmer seg oss. Hvis linjene i spekteret endres med jevne mellomrom, har stjernen en følgesvenn og de kretser rundt et felles massesenter. Dopplereffekten gjør det også mulig å estimere rotasjonshastigheten til stjerner. Selv når den utstrålende gassen ikke har noen relativ bevegelse, vil spektrallinjene som sendes ut av individuelle atomer skifte i forhold til laboratorieverdien på grunn av uregelmessig termisk bevegelse. For gassens totale masse vil dette komme til uttrykk ved utvidelse av spektrallinjene. I dette tilfellet er kvadratet på Doppler-bredden til spektrallinjen proporsjonal med temperaturen. Således kan temperaturen til den utstrålende gassen bedømmes ut fra bredden av spektrallinjen. I 1896 oppdaget den nederlandske fysikeren Zeeman effekten av å splitte linjene i spekteret i et sterkt magnetfelt. Med denne effekten er det nå mulig å "måle" kosmiske magnetfelt. En lignende effekt (kalt Stark-effekten) observeres i et elektrisk felt. Det manifesterer seg når et sterkt elektrisk felt kort vises i en stjerne.

Jordas atmosfære forsinker deler av strålingen som kommer fra verdensrommet. Synlig lys som passerer gjennom det er også forvrengt: luftens bevegelse slører bildet av himmellegemer, og stjernene blinker, selv om deres lysstyrke faktisk er uendret. Derfor, siden midten av det 20. århundre, begynte astronomer å utføre observasjoner fra verdensrommet. Teleskoper utenfor atmosfæren samler inn og analyserer røntgen, ultrafiolett, infrarød og gammastråler. De tre første kan bare studeres utenfor atmosfæren, mens sistnevnte delvis når jordoverflaten, men blandes med IR-en til selve planeten. Derfor er det å foretrekke å ta med infrarøde teleskoper ut i verdensrommet. Røntgenstråling avslører områder i universet hvor energi frigjøres spesielt raskt (for eksempel sorte hull), samt gjenstander som er usynlige i andre stråler, for eksempel pulsarer. Infrarøde teleskoper gjør det mulig å studere termiske kilder skjult for optikken over et bredt temperaturområde. Gamma-astronomi gjør det mulig å oppdage kilder til elektron-positron-utslettelse, dvs. høye energikilder.

2. Bestem solens deklinasjon på en gitt dag fra stjernekartet og beregne dens høyde ved middagstid.

h - høyden på armaturet

BILLETT #8

De viktigste retningene og oppgavene for forskning og utvikling av det ytre rom.

De viktigste problemene med moderne astronomi:

Det er ingen løsning på mange spesielle problemer med kosmogoni:

· Hvordan Månen ble dannet, hvordan ringene ble dannet rundt de gigantiske planetene, hvorfor Venus roterer veldig sakte og i motsatt retning;

I stjerneastronomi:

· Det er ingen detaljert modell av solen som er i stand til å forklare alle dens observerte egenskaper nøyaktig (spesielt fluksen av nøytrinoer fra kjernen).

· Det er ingen detaljert fysisk teori om noen manifestasjoner av stjerneaktivitet. For eksempel er ikke årsakene til supernovaeksplosjoner helt klare; det er ikke helt klart hvorfor smale gassstråler skytes ut fra noen stjerners nærhet. Spesielt forvirrende er imidlertid korte glimt av gammastråler som regelmessig forekommer i forskjellige retninger over himmelen. Det er ikke engang klart om de er assosiert med stjerner eller andre objekter, og i hvilken avstand disse objektene er fra oss.

I galaktisk og ekstragalaktisk astronomi:

· Problemet med skjult masse er ikke løst, som består i at gravitasjonsfeltet til galakser og galaksehoper er flere ganger sterkere enn det observerte stoffet kan gi. Sannsynligvis er det meste av materien i universet fortsatt skjult for astronomer;

· Det er ingen enhetlig teori om galaksedannelse;

· Kosmologiens hovedproblemer er ikke løst: det er ingen fullstendig fysisk teori om universets fødsel, og dets skjebne i fremtiden er ikke klar.

Her er noen av spørsmålene astronomer håper å ha svart på i det 21. århundre:

· Har nærliggende stjerner jordiske planeter og har de biosfærer (har de liv)?

Hvilke prosesser bidrar til dannelsen av stjerner?

· Hvordan dannes og distribueres biologisk viktige kjemiske elementer, som karbon og oksygen, i hele galaksen?

· Er sorte hull en energikilde for aktive galakser og kvasarer?

Hvor og når ble galakser dannet?

· Vil universet utvide seg for alltid, eller vil dets ekspansjon bli erstattet av en kollaps?

BILLETT #9

Keplers lover, deres oppdagelse, betydning og grenser for anvendelighet.

De tre lovene for planetbevegelse i forhold til solen ble empirisk utledet av den tyske astronomen Johannes Kepler på begynnelsen av 1600-tallet. Dette ble mulig takket være mange års observasjoner fra den danske astronomen Tycho Brahe.

Den første Keplers lov. Hver planet beveger seg i en ellipse med solen i en av dens brennpunkter ( e = c / en, hvor Med er avstanden fra sentrum av ellipsen til fokus, en- stor halvaksel, e - eksentrisitet ellipse. Jo større e, jo mer skiller ellipsen seg fra sirkelen. Hvis Med= 0 (foci sammenfaller med sentrum), så e = 0 og ellipsen blir til en sirkel med radius en).

Sekund Keplers lov (loven om like områder). Radiusvektoren til planeten beskriver like områder i like tidsintervaller. En annen formulering av denne loven: planetens sektorhastighet er konstant.

Den tredje Keplers lov. Kvadratene til omløpsperiodene til planetene rundt solen er proporsjonale med kubene til halvhovedaksene til deres elliptiske baner.

Den moderne formuleringen av den første loven er supplert som følger: i uforstyrret bevegelse er banen til et bevegelig legeme en kurve av andre orden - en ellipse, parabel eller hyperbel.

I motsetning til de to første, gjelder Keplers tredje lov kun for elliptiske baner.

Hastigheten til planeten i perihel: , hvor V c = sirkelhastighet ved R = a.

Hastighet ved aphelion:.

Kepler oppdaget lovene sine empirisk. Newton hentet Keplers lover fra loven om universell gravitasjon. For å bestemme massene av himmellegemer er Newtons generalisering av Keplers tredje lov til ethvert system av sirkulerende legemer av stor betydning. I en generalisert form er denne loven vanligvis formulert som følger: kvadratene til periodene T 1 og T 2 av revolusjonen til to kropper rundt solen, multiplisert med summen av massene til hver kropp (M 1 og M 2, henholdsvis) og Solen (M s), er relatert som terninger av halvhovedaksene a 1 og a 2 av banene deres: . I dette tilfellet er det ikke tatt hensyn til samspillet mellom legemene M 1 og M 2. Hvis vi neglisjerer massene til disse legemene sammenlignet med solens masse, så får vi formuleringen av den tredje loven gitt av Kepler selv: .Keplers tredje lov kan også uttrykkes som forholdet mellom perioden T til banen til et legeme med masse M og halvhovedaksen til banen a: . Keplers tredje lov kan brukes til å bestemme massen til dobbeltstjerner.

Tegne et objekt (planet, komet, etc.) på et stjernekart i henhold til angitte koordinater.

BILLETT #10

Terrestriske planeter: Merkur, Mars, Venus, Jorden, Pluto. De er små i størrelse og masse, den gjennomsnittlige tettheten til disse planetene er flere ganger større enn tettheten til vann. De roterer sakte rundt aksene sine. De har få satellitter. De terrestriske planetene har faste overflater. Likheten til de terrestriske planetene utelukker ikke en betydelig forskjell. For eksempel roterer Venus, i motsetning til andre planeter, i motsatt retning av sin bevegelse rundt solen, og er 243 ganger tregere enn jorden. Pluto er den minste av planetene (Plutos diameter = 2260 km, satellitten - Charon er 2 ganger mindre, omtrent det samme som Jord-Måne systemet, de er en "dobbel planet"), men når det gjelder fysiske egenskaper er det nær denne gruppen.

Merkur. Vekt: 3*10 23 kg (0,055 jord) R-bane: 0,387 AU D-planeter: 4870 km Atmosfæriske egenskaper: Det er praktisk talt ingen atmosfære, helium og hydrogen fra solen, natrium frigjort av den overopphetede overflaten på planeten. Overflate: med kratere, Det er en fordypning på 1300 km i diameter, kalt "Caloris-bassenget" Funksjoner: En dag varer i to år.

Venus. Vekt: 4,78*10 24 kg R-bane: 0,723 AU D-planeter: 12100 km Atmosfærisk sammensetning: Hovedsakelig karbondioksid med innblanding av nitrogen og oksygen, skyer av kondensat av svovel- og flussyre. Overflate: Steinørken, relativt glatt, selv om det er noen kratere Funksjoner: Trykk nær overflaten er 90 ganger høyere enn jordens, omvendt rotasjon langs banen, sterk drivhuseffekt (T=475 0 С).

Jord . R-baner: 1 AU (150 000 000 km) R-planeter: 6400 km Atmosfærens sammensetning: 78 % nitrogen, 21 % oksygen og karbondioksid. Overflate: Den mest varierte. Egenskaper: Mye vann, forholdene som er nødvendige for livets opprinnelse og eksistens. Det er 1 satellitt - Månen.

Mars. Vekt: 6,4*1023 kg R-baner: 1,52 AU (228 millioner km) D-planeter: 6670 km Atmosfærisk sammensetning: Karbondioksid med urenheter. Overflate: Craters, Mariner Valley, Mount Olympus - den høyeste i systemet Egenskaper: Mye vann i polarhettene, antagelig før klimaet var egnet for karbonbasert organisk liv, og utviklingen av Mars-klimaet er reversibel. Det er 2 satellitter - Phobos og Deimos. Phobos faller sakte mot Mars.

Pluto/Charon.

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

R-baner: 29,65-49,28 AU

D-planeter: 2324/1212 km

Atmosfærisk sammensetning: Tynt lag metan

Egenskaper: Dobbel planet, muligens en planetesemal, bane ligger ikke i planet til andre baner. Pluto og Charon står alltid overfor hverandre på samme side.

Kjempeplaneter: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun.

De har store størrelser og masser (massen til Jupiter > jordens masse med 318 ganger, etter volum - med 1320 ganger). De gigantiske planetene roterer veldig raskt rundt aksene sine. Resultatet av dette er mye kompresjon. Planetene ligger langt fra solen. De kjennetegnes av et stort antall satellitter (Jupiter har -16, Saturn har 17, Uranus har 16, Neptun har 8). Et trekk ved de gigantiske planetene er ringer som består av partikler og blokker. Disse planetene har ikke faste overflater, deres tetthet er lav, de består hovedsakelig av hydrogen og helium. Atmosfærens gassformige hydrogen går over i væsken og deretter inn i den faste fasen. Samtidig forårsaker den raske rotasjonen og det faktum at hydrogen blir en leder av elektrisitet betydelige magnetiske felt på disse planetene, som fanger ladede partikler som flyr fra solen og danner strålingsbelter.

Jupiter Vekt: 1,9*10 27 kg R-bane: 5,2 AU D-planeter: 143 760 km ved ekvator Sammensetning: Hydrogen med heliumurenheter. Satellitter: Det er mye vann på Europa, Ganymedes med is, Io med en svovelvulkan. Funksjoner: Den store røde flekken, nesten en stjerne, 10 % av strålingen er sin egen, trekker Månen bort fra oss (2 meter per år).	Saturn. Vekt: 5,68* 10 26 R-baner: 9,5 AU D-planeter: 120 420 km Sammensetning: Hydrogen og helium. Måner: Titan er større enn Merkur og har en atmosfære. Egenskaper: Vakre ringer, lav tetthet, mange satellitter, polene til magnetfeltet faller nesten sammen med rotasjonsaksen.
Uranus Vekt: 8,5*1025kg R-bane: 19,2 AU D-planeter: 51 300 km Ingredienser: Metan, ammoniakk. Satellitter: Miranda har et veldig vanskelig terreng. Funksjoner: Rotasjonsaksen er rettet mot solen, utstråler ikke sin egen energi, den største avviksvinkelen til den magnetiske aksen fra rotasjonsaksen.	Neptun. Vekt: 1*10 26 kg R-bane: 30 AU D-planeter: 49500 km Ingredienser: Metan, ammoniakk, hydrogenatmosfære.. Måner: Triton har en nitrogenatmosfære, vann. Egenskaper: Utstråler 2,7 ganger mer absorbert energi.

Sette modellen av himmelsfæren for en gitt breddegrad og dens orientering til sidene av horisonten.

BILLETT #11

Særtrekk ved månen og satellittene til planetene.

Måne er jordens eneste naturlige satellitt. Månens overflate er svært inhomogen. De viktigste storskala formasjonene - kanskje hav, fjell, kratere og lyse stråler - er utslipp av materie. Havet, mørke, glatte sletter, er fordypninger fylt med størknet lava. Diametrene til de største av dem overstiger 1000 km. Dr. tre typer formasjoner er mest sannsynlig et resultat av bombardementet av måneoverflaten i de tidlige stadiene av eksistensen av solsystemet. Bombardementet varte i flere hundrevis av millioner år, og ruskene satte seg på overflaten av månen og planetene. Fragmenter av asteroider med en diameter på hundrevis av kilometer til de minste støvpartiklene dannet Ch. detaljer om månen og overflatelaget av bergarter. Perioden med bombardement ble fulgt av fyllingen av havene med basaltisk lava generert av radioaktiv oppvarming av månens indre. Rominstrumenter. apparater i Apollo-serien registrerte den seismiske aktiviteten til månen, den såkalte. l sjokk. Prøver av månejord brakt til jorden av astronauter viste at en alder på L. 4,3 milliarder år, sannsynligvis det samme som jorden, består av det samme kjemikaliet. elementer som jorden, med samme omtrentlige forhold. Det er ingen og har sannsynligvis aldri vært en atmosfære på L., og det er ingen grunn til å påstå at det noen gang har eksistert der. I følge de siste teoriene ble L. dannet som et resultat av kollisjoner av planetesimaler på størrelse med Mars og den unge jorden. Temperaturen på månens overflate når 100°C på en månedag og synker til -200°C på en månekveld. På L. er det ingen erosjon, for påstanden. langsom ødeleggelse av bergarter på grunn av vekslende termisk ekspansjon og sammentrekning og tilfeldige plutselige lokale katastrofer på grunn av meteornedslag.

Massen til L. er nøyaktig målt ved å studere banene til hennes kunster, satellitter, og er relatert til jordens masse som 1/81,3; dens diameter på 3476 km er 1/3,6 av jordens diameter. L. har form som en ellipsoide, selv om de tre innbyrdes vinkelrette diametrene ikke skiller seg mer enn en kilometer. Rotasjonsperioden til L. er lik revolusjonsperioden rundt jorden, slik at den, bortsett fra effektene av frigjøring, alltid snur den ene siden mot den. ons tettheten er 3330 kg/m 3, en verdi svært nær tettheten til hovedbergartene som ligger under jordskorpen, og gravitasjonskraften på månens overflate er 1/6 av jordens. Månen er det nærmeste himmellegemet til jorden. Hvis Jorden og Månen var punktmasser eller stive kuler, hvis tetthet endres bare med avstanden fra sentrum, og det ikke fantes andre himmellegemer, ville Månens bane rundt Jorden være en uforanderlig ellipse. Imidlertid utøver solen og i mye mindre grad planetene tyngdekraften. innflytelse på banen, forårsaker en forstyrrelse av dens orbitale elementer; derfor blir semi-hovedaksen, eksentrisiteten og helningen kontinuerlig utsatt for sykliske forstyrrelser, og svinger rundt gjennomsnittsverdier.

Naturlige satellitter, en naturlig kropp som kretser rundt en planet. Mer enn 70 måner av ulik størrelse er kjent i solsystemet, og nye oppdages hele tiden. De syv største satellittene er Månen, de fire galileiske satellittene Jupiter, Titan og Triton. Alle av dem har diametre som overstiger 2500 km og er små "verdener" med kompleks geol. historie; noen har en atmosfære. Alle andre satellitter har dimensjoner som kan sammenlignes med asteroider, dvs. fra 10 til 1500 km. De kan være sammensatt av stein eller is, varierende i form fra nesten sfærisk til uregelmessig, og overflaten er enten eldgammel med mange kratere eller endret av aktivitet under overflaten. Størrelsen på banene varierer fra mindre enn to til flere hundre radier av planeten, revolusjonsperioden er fra flere timer til mer enn et år. Det antas at noen satellitter ble fanget opp av planetens gravitasjonskraft. De har uregelmessige baner og svinger noen ganger i motsatt retning av planetens banebevegelse rundt solen (den såkalte omvendte bevegelsen). Baner S.e. kan være sterkt tilbøyelig til planet til planetens bane eller svært langstrakt. Utvidede systemer S.e. med regelmessige baner rundt de fire gigantiske planetene, oppsto sannsynligvis fra gass- og støvskyen som omringet moderplaneten, lik dannelsen av planeter i protosolar-tåken. S.e. mindre enn noen få. hundrevis av kilometer er uregelmessig i form og sannsynligvis dannet under destruktive kollisjoner av større kropper. I ext. områder av solsystemet, sirkulerer de ofte nær ringene. Orbitale elementer ekst. SE, spesielt eksentrisitetene, er utsatt for sterke forstyrrelser forårsaket av solen. Flere par og til og med trippel S.e. har sirkulasjonsperioder knyttet til en enkel relasjon. For eksempel har Jupiters måne Europa en periode nesten lik halvparten av Ganymedes. Dette fenomenet kalles resonans.

Bestemmelse av betingelsene for synlighet av planeten Merkur i henhold til "School Astronomical Calendar".

BILLETT #12

Kometer og asteroider. Grunnleggende om moderne ideer om opprinnelsen til solsystemet.

Komet, solsystemets himmellegeme, bestående av partikler av is og støv, som beveger seg i svært langstrakte baner, i avstand fra solen, ser de ut som svakt lysende ovale flekker. Når den nærmer seg solen, dannes det koma rundt denne kjernen (et nesten sfærisk gass- og støvskall som omgir kometens hode når den nærmer seg solen. Denne "atmosfæren", som kontinuerlig blåses bort av solvinden, fylles opp med gass og støv rømmer fra kjernen. Kometens diameter når 100 tusen . km Rømningshastigheten til gass og støv er flere kilometer i sekundet i forhold til kjernen, og de er spredt i det interplanetære rommet delvis gjennom kometens hale.) og halen (A) gass- og støvstrøm dannet under påvirkning av lett trykk og interaksjon med solvinden fra rommet i atmosfæren til en komet. Hos de fleste kometer vises X når de nærmer seg solen i en avstand på mindre enn 2 AU X. er alltid rettet fra solen Gassformig X. er dannet av ioniserte molekyler som kastes ut fra kjernen, under påvirkning av solstråling har en blåaktig farge, distinkte grenser, typisk bredde 1 million km, lengde - titalls millioner kilometer. Strukturen til X. kan merkbart endre seg over flere år. timer. Hastigheten til individuelle molekyler varierer fra 10 til 100 km/sek. Støv X. er mer diffust og buet, og krumningen avhenger av massen av støvpartikler. Støv frigjøres kontinuerlig fra kjernen og føres bort av gasstrømmen.). Sentrum, en del av K. kalles kjernen og er en isete kropp - restene av enorme ansamlinger av iskalde planetesimaler dannet under dannelsen av solsystemet. Nå er de konsentrert i periferien – i Oort-Epic-skyen. Gjennomsnittlig masse av kjernen K. 1-100 milliarder kg, diameter 200-1200 m, tetthet 200 kg / m 3 ("/5 tettheten til vann). Det er hulrom i kjernene. Dette er skjøre formasjoner, bestående av en tredjedel av isen og to tredjedeler av støvet in-va Is er hovedsakelig vann, men det er urenheter av andre forbindelser Ved hver retur til Sola smelter isen, gassmolekyler forlater kjernen og drar med seg støv og ispartikler med dem, mens det dannes et sfærisk skall rundt kjernen - koma, en lang plasmahale rettet bort fra Solen og en støvhale Mengden materie som går tapt avhenger av mengden støv som dekker kjernen og avstanden fra Solen ved perihelium. romfartøy«Giotto» bak Halleys komet på nært hold, bekreftet av mange. teorien om strukturen til K.

K. er vanligvis oppkalt etter oppdagerne deres med en angivelse av året da de sist ble observert. Delt inn i kortsiktig og langsiktig. kort periode K. kretser rundt solen med en periode på flere. år, onsdag. OK. 8 år; den korteste perioden - litt mer enn 3 år - har K. Enke. Disse K. ble fanget av tyngdekraften. Jupiters felt og begynte å rotere i relativt små baner. En typisk har en perihelavstand på 1,5 AU. og kollapser fullstendig etter 5 tusen omdreininger, noe som gir opphav til en meteorregn. Astronomer observerte forfallet til K. West i 1976 og K. * Biel. Tvert imot er sirkulasjonsperiodene lange periodiske. C. kan nå 10 tusen, eller til og med 1 million år, og deres apelia kan være på en tredjedel av avstanden til de nærmeste stjernene. For øyeblikket er omtrent 140 kortperiode- og 800 langtidsperioder kjent, og hvert år ca. 30 nye K. Vår kunnskap om disse objektene er ufullstendig, fordi de oppdages først når de nærmer seg solen i en avstand på ca. 2,5 AU. Det antas at ca. en billion K snur seg rundt solen.

Asteroide(asteroide), en liten planet, som har en nesten sirkulær bane som ligger nær ekliptikkens plan mellom banene til Mars og Jupiter. Nyoppdaget A. blir tildelt et serienummer etter å ha bestemt deres bane, nøyaktig nok til at A. "ikke går tapt." I 1796, franskmennene. astronomen Joseph Gerome Lalande foreslo å begynne å lete etter den "savnede" planeten mellom Mars og Jupiter, spådd av Bodes styre. På nyttårsaften 1801, italieneren. astronomen Giuseppe Piazzi oppdaget Ceres under sine observasjoner for å lage en stjernekatalog. tysk vitenskapsmann Carl Gauss beregnet dens bane. Nå er rundt 3500 asteroider kjent. Radiene til Ceres, Pallas og Vesta er henholdsvis 512, 304 og 290 km, resten er mindre. Ifølge anslagene i kap. beltet er ca. 100 millioner A., ​​deres totale masse er tilsynelatende omtrent 1/2200 av massen som opprinnelig var til stede i dette området. Fremveksten av moderne A. er kanskje assosiert med ødeleggelsen av planeten (tradisjonelt kalt Phaeton, moderne navn - Olbers' planet) som et resultat av en kollisjon med en annen kropp. Overflatene til den observerte A. består av metaller og bergarter. Avhengig av sammensetningen er asteroider delt inn i typer (C, S, M, U). Type U-konvoi ikke identifisert.

A. er også gruppert i henhold til elementene i banene, og danner den såkalte. familien Hirayama. De fleste A. har en opplagstid på ca. klokka 8 Alle A. med en radius på mindre enn 120 km har en uregelmessig form, baner er underlagt tyngdekraften. påvirkning av Jupiter. Som et resultat er det hull i fordelingen av A. langs de semi-hovedaksene til banene, kalt Kirkwood-luker. A. å falle inn i disse lukene vil ha perioder som er multipler av Jupiters omløpsperiode. Asteroidebanene i disse lukene er svært ustabile. Int. og ekst. kantene på A.-beltet ligger i områder hvor dette forholdet er 1:4 og 1:2. A.

Når en protostjerne trekker seg sammen, danner den en skive av materie rundt stjernen. En del av materien på denne skiven faller tilbake på stjernen og adlyder tyngdekraften. Gassen og støvet som blir igjen i disken avkjøles gradvis. Når temperaturen synker lavt nok, begynner materialet på disken å samle seg i små klumper - lommer av kondens. Slik skapes planetesimaler. Under dannelsen av solsystemet kollapset noen av planetesimalene som følge av kollisjoner, mens andre slo seg sammen og dannet planeter. I den ytre delen av solsystemet ble det dannet store planetkjerner, som klarte å holde på en viss mengde gass i form av en primær sky. Tyngre partikler ble holdt av solens tiltrekning, og under påvirkning av tidevannskrefter kunne de ikke dannes til planeter på lenge. Dette var begynnelsen på dannelsen av "gassgiganter" - Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun. De utviklet sannsynligvis sine egne miniskiver av gass og støv, som til slutt dannet måner og ringer. Til slutt, i det indre solsystemet, danner fast stoff Merkur, Venus, Jorden og Mars.

Bestemmelse av betingelsene for synlighet av planeten Venus i henhold til "School Astronomical Calendar".

BILLETT #13

Solen er som en typisk stjerne. Dens viktigste kjennetegn.

Sol, den sentrale kroppen av solsystemet, er en varm plasmakule. Stjernen som jorden kretser rundt. En vanlig hovedsekvensstjerne av spektraltype G2, en selvlysende gassformig masse bestående av 71 % hydrogen og 26 % helium. Den absolutte størrelsen er +4,83, den effektive overflatetemperaturen er 5770 K. I sentrum av solen er den 15 * 10 6 K, noe som gir trykk som tåler tyngdekraften, som er 27 ganger større på overflaten av solen (fotosfæren) enn på jorden. En så høy temperatur oppstår på grunn av termonukleære reaksjoner av omdannelsen av hydrogen til helium (proton-protonreaksjon) (energiutgang fra overflaten av fotosfæren 3,8 * 10 26 W). Solen er en sfærisk symmetrisk kropp i balanse. Avhengig av endringen i fysiske forhold, kan solen deles inn i flere konsentriske lag, som gradvis går over i hverandre. Nesten all solens energi genereres i den sentrale regionen - kjerne, hvor reaksjonen finner sted kjernefysisk fusjon. Kjernen opptar mindre enn 1/1000 av volumet, tettheten er 160 g/cm 3 (tettheten til fotosfæren er 10 millioner ganger mindre enn tettheten til vann). På grunn av den enorme massen til solen og opasiteten til dens materie, beveger stråling seg fra kjernen til fotosfæren veldig sakte - omtrent 10 millioner år. I løpet av denne tiden synker frekvensen. røntgenstråling og det blir synlig lys. Imidlertid forlater nøytrinoer produsert i kjernereaksjoner fritt Solen og gir i prinsippet direkte informasjon om kjernen. Uoverensstemmelsen mellom den observerte og teoretisk forutsagte nøytrinofluksen har gitt opphav til alvorlige uenigheter om Solens indre struktur. Over de siste 15 % av radiusen er det en konvektiv sone. Konvektive bevegelser spiller også en rolle i transporten av magnetiske felt generert av strømmer i dets roterende indre lag, som manifesterer seg i form solaktivitet, med de fleste sterke felt observert i solflekker. Utenfor fotosfæren er solatmosfæren, der temperaturen når en minimumsverdi på 4200 K, og deretter øker igjen på grunn av spredningen av sjokkbølger generert av subfotosfærisk konveksjon i kromosfæren, hvor den øker kraftig til en verdi på 2 * 10 6 K, karakteristisk for koronaen. Den høye temperaturen til sistnevnte fører til en kontinuerlig utstrømning av plasmastoff til det interplanetære rommet i form av solvinden. I noen områder kan magnetfeltstyrken raskt og kraftig øke. Denne prosessen er ledsaget av et helt kompleks av fenomener med solaktivitet. Disse inkluderer solutbrudd (i kromosfæren), prominenser (i solkoronaen) og koronale hull (spesielle områder av koronaen).

Solens masse er 1,99 * 10 30 kg, den gjennomsnittlige radiusen, bestemt av den omtrentlige sfæriske fotosfæren, er 700 000 km. Dette tilsvarer henholdsvis 330 000 masser og 110 jordradier; 1,3 millioner slike kropper som jorden kan passe inn i solen. Solens rotasjon forårsaker bevegelse av overflateformasjonene, som solflekker, i fotosfæren og lagene over den. Mellomperiode rotasjon er 25,4 dager, og ved ekvator er det 25 dager, og ved polene - 41 dager. Rotasjonen skyldes kompresjonen av solskiven, som er 0,005 %.

Bestemmelse av betingelsene for synlighet av planeten Mars i henhold til "School Astronomical Calendar".

BILLETT #14

De viktigste manifestasjonene av solaktivitet, deres forbindelse med geofysiske fenomener.

Solaktivitet er en konsekvens av konveksjonen av stjernens mellomlag. Årsaken til dette fenomenet ligger i det faktum at mengden energi som kommer fra kjernen er mye større enn den som fjernes ved termisk ledning. Konveksjon forårsaker sterke magnetiske felt generert av strømmer i konveksjonslagene. De viktigste manifestasjonene av solaktivitet som påvirker jorden er solflekker, solvind og prominenser.

solflekker, formasjoner i solens fotosfære, har blitt observert siden antikken, og for tiden regnes de som områder av fotosfæren med en temperatur på 2000 K lavere enn i de omkringliggende, på grunn av tilstedeværelsen av et sterkt magnetisk felt ( ca. 2000 gauss). S.p. består av et relativt mørkt senter, del (skygge) og lysere fibrøs penumbra. Strømmen av gass fra skygge til penumbra kalles Evershed-effekten (V=2km/s). Antall S.p. og utseendet deres endres i løpet av 11 år solaktivitetssyklus, eller solflekksyklus, som er beskrevet av Spörers lov og grafisk illustrert av Maunder sommerfugldiagram (bevegelse av flekker i breddegrad). Zürichs relative solflekknummer angir det totale overflatearealet som dekkes av S.p. Langsiktige variasjoner er lagt over hovedsyklusen på 11 år. For eksempel, S.p. bytt magnet. polaritet i løpet av den 22-årige syklusen av solaktivitet. Men naib, et slående eksempel på langsiktig variasjon, er minimum. Maunder (1645-1715), da S.p. var fraværende. Selv om det er generelt akseptert at variasjoner i antall S.p. bestemt av diffusjonen av magnetfeltet fra det roterende solens indre, er prosessen ennå ikke fullt ut forstått. Det sterke magnetfeltet til solflekker påvirker jordas felt, og forårsaker radiointerferens og nordlys. det er flere ugjendrivelige kortsiktige effekter, påstanden om eksistensen av langsiktig. forholdet mellom klima og antall S.p., spesielt 11-års syklusen, er svært kontroversielt, noe som skyldes vanskelighetene med å observere forholdene som er nødvendige når man utfører en nøyaktig Statistisk analyse data.

solrik vind Utstrømning av høytemperaturplasma (elektroner, protoner, nøytroner og hadroner) solkorona, stråling av intense bølger i radiospekteret, røntgenstråler inn i det omkringliggende rommet. Danner den såkalte. heliosfæren som strekker seg til 100 AU. fra Sola. Solvinden er så intens at den kan skade de ytre lagene av kometer, slik at det dannes en "hale". S.V. ioniserer de øvre lagene av atmosfæren, på grunn av hvilket ozonlaget dannes, forårsaker nordlys og en økning i den radioaktive bakgrunnen og radiointerferens på steder hvor ozonlaget er ødelagt.

Den siste maksimale solaktiviteten var i 2001. Maksimal solaktivitet betyr det største antallet solflekker, stråling og prominenser. Det har lenge vært fastslått at endringen i solaktiviteten til solen påvirker følgende faktorer:

* den epidemiologiske situasjonen på jorden;

* antall ulike typer naturkatastrofer (tyfoner, jordskjelv, flom osv.);

* på antall vei- og jernbaneulykker.

Maksimum av alt dette faller på årene med den aktive solen. Som vitenskapsmannen Chizhevsky etablerte, påvirker den aktive solen en persons velvære. Siden den gang har det blitt utarbeidet periodiske prognoser for en persons velvære.

2. Bestemmelse av betingelsene for synlighet av planeten Jupiter i henhold til "School Astronomical Calendar".

BILLETT #15

Metoder for å bestemme avstander til stjerner, avstandsenheter og forholdet mellom dem.

For å måle avstanden til solsystemets kropper brukes parallaksemetoden. Jordens radius viser seg å være for liten til å tjene som grunnlag for å måle den parallaktiske forskyvningen av stjerner og avstanden til dem. Derfor brukes ettårig parallakse i stedet for horisontal.

Den årlige parallaksen til en stjerne er vinkelen (p) som man kan se halvhovedaksen til jordbanen fra en stjerne hvis den er vinkelrett på siktelinjen.

a er halvhovedaksen til jordens bane,

p er den årlige parallaksen.

Parsec-enheten brukes også. En parsec er avstanden som halvhovedaksen til jordens bane, vinkelrett på siktlinjen, er synlig i en vinkel på 1².

1 parsek = 3,26 lysår = 206265 AU e. = 3 * 10 11 km.

Ved å måle den årlige parallaksen kan man pålitelig bestemme avstanden til stjerner som ikke er lenger enn 100 parsecs eller 300 ly. år gammel.

Hvis de absolutte og tilsynelatende størrelsene er kjent, kan avstanden til stjernen bestemmes av formelen lg(r)=0,2*(m-M)+1

Bestemmelse av forholdene for månens synlighet i henhold til "Skolens astronomiske kalender".

BILLETT #16

De viktigste fysiske egenskapene til stjerner, forholdet mellom disse egenskapene. Betingelser for stjernenes likevekt.

De viktigste fysiske egenskapene til stjerner: lysstyrke, absolutte og tilsynelatende størrelser, masse, temperatur, størrelse, spektrum.

Lysstyrke- energien som sendes ut av en stjerne eller et annet himmellegeme per tidsenhet. Vanligvis gitt i enheter for solars lysstyrke, uttrykt som lg (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), der L og M er lysstyrken og den absolutte størrelsen til kilden, Lc og ​​Mc er de tilsvarende størrelsene for solen (Mc) = +4,83). Også bestemt av formelen L=4πR 2 σT 4 . Stjerner er kjent, hvis lysstyrke er mange ganger større enn solens lysstyrke. Lysstyrken til Aldebaran er 160, og Rigel er 80 000 ganger større enn solens. Men de aller fleste stjerner har lysstyrker som kan sammenlignes med eller mindre enn solen.

Omfanget - et mål på lysstyrken til en stjerne. Z.v. gir ikke en sann ide om kraften til stjernens stråling. En svak stjerne nær jorden kan se lysere ut enn en fjern lyssterk stjerne pga strålingsfluksen mottatt fra den avtar omvendt med kvadratet på avstanden. Synlig Z.v. - glansen til en stjerne, som observatøren ser når han ser på himmelen. Absolutt Z.v. - et mål på sann lysstyrke, representerer lysstyrkenivået til en stjerne, som den ville ha, i en avstand på 10 stk. Hipparchus oppfant et system av synlige Z.v. i det 2. århundre f.Kr. Stjernene ble tildelt nummer i henhold til deres tilsynelatende lysstyrke; de lyseste stjernene var 1. styrke, og de svakeste var 6. Alle R. 1800-tallet dette systemet er endret. Moderne målestokk Z.v. ble etablert ved å bestemme Z.v. representativt utvalg av stjerner nær nord. verdens poler (nordlige polarrekke). Ifølge dem har Z.v. alle andre stjerner. Dette er en logaritmisk skala, der stjerner i 1. størrelsesorden er 100 ganger lysere enn stjerner med 6. størrelsesorden. Etter hvert som målenøyaktigheten økte, måtte tideler innføres. De lyseste stjernene er lysere enn 1. størrelsesorden, og noen har til og med negativ styrke.

stjernemasse - en parameter direkte bestemt kun for komponenter av binære stjerner med kjente baner og avstander (M 1 +M 2 = R 3 /T 2). At. massene til bare noen få dusin stjerner er etablert, men for et mye større antall kan massen bestemmes ut fra masse-lysstyrkeavhengigheten. Masser større enn 40 solmasser og mindre enn 0,1 solmasser er svært sjeldne. Massene til de fleste stjerner er mindre enn solens masse. Temperaturen i sentrum av slike stjerner kan ikke nå nivået der kjernefusjonsreaksjoner begynner, og den eneste energikilden deres er Kelvin-Helmholtz-kompresjonen. Slike objekter kalles brune dverger.

Masse-lysstyrkeforhold, funnet i 1924 av Eddington, forholdet mellom lysstyrken L og stjernemassen M. Forholdet har formen L / Lc \u003d (M / Mc) a, der Lc og ​​Mc er henholdsvis solas lysstyrke og masse. , verdien en ligger vanligvis i området 3-5. Forholdet følger av det faktum at de observerte egenskapene til normale stjerner hovedsakelig bestemmes av deres masse. Dette forholdet for dvergstjerner stemmer godt overens med observasjoner. Det antas at det også er gyldig for supergiganter og kjemper, selv om deres masse er vanskelig å måle direkte. Forholdet er ikke aktuelt for hvite dverger, fordi øker deres lysstyrke.

temperatur stjerne er temperaturen i et område av stjernen. Det er en av de viktigste fysiske egenskapene til ethvert objekt. Men på grunn av det faktum at temperaturen i forskjellige områder av stjernen er forskjellig, og også på grunn av det faktum at temperaturen er en termodynamisk mengde som avhenger av fluksen av elektromagnetisk stråling og tilstedeværelsen av forskjellige atomer, ioner og kjerner i en visse områder av stjerneatmosfæren, er alle disse forskjellene forent til den effektive temperaturen, som er nært knyttet til strålingen fra stjernen i fotosfæren. Effektiv temperatur, en parameter som karakteriserer den totale energimengden som sendes ut av en stjerne per arealenhet av overflaten. Dette er en entydig metode for å beskrive stjernetemperatur. Dette. bestemmes gjennom temperaturen til et helt svart legeme, som ifølge Stefan-Boltzmann-loven ville utstråle samme kraft per overflateenhet som en stjerne. Selv om spekteret til en stjerne i detalj skiller seg betydelig fra spekteret til en absolutt svart kropp, karakteriserer den effektive temperaturen energien til gassen i de ytre lagene av stjernefotosfæren og gjør det mulig ved å bruke Wien-forskyvningsloven (λ max = 0,29/T), for å bestemme med hvilken bølgelengde det er maksimalt stjernestråling, og derav fargen på stjernen.

Av størrelser Stjerner er delt inn i dverger, underdverger, normale stjerner, kjemper, underkjemper og superkjemper.

Område stjerner avhenger av temperatur, trykk, gasstetthet i fotosfæren, styrken til magnetfeltet og kjemikaliet. komposisjon.

Spektralklasser, klassifiseringen av stjerner i henhold til deres spektre (først av alt, i henhold til intensiteten til spektrallinjene), først introdusert av italieneren. astronom Secchi. Innførte bokstavbetegnelser, to-rye ble modifisert ettersom kunnskapen om det indre ble utvidet. strukturen til stjernene. Fargen på en stjerne avhenger av temperaturen på overflaten, derfor i moderne. spektralklassifisering Draper (Harvard) S.K. ordnet i synkende temperaturrekkefølge:

Hertzsprung–Russell-diagram, en graf som lar deg bestemme de to hovedkarakteristikkene til stjerner, uttrykker forholdet mellom absolutt størrelse og temperatur. Oppkalt etter den danske astronomen Hertzsprung og den amerikanske astronomen Ressell, som publiserte det første diagrammet i 1914. De varmeste stjernene ligger til venstre i diagrammet, og stjernene med høyest lysstyrke øverst. Fra øverste venstre hjørne til nederst til høyre hovedsekvens, reflekterer utviklingen av stjerner, og slutter med dvergstjerner. De fleste stjernene tilhører denne sekvensen. Solen tilhører også denne sekvensen. Over denne sekvensen er underkjemper, superkjemper og giganter i den rekkefølgen, under er underdverger og hvite dverger. Disse gruppene av stjerner kalles lysstyrkeklasser.

Likevektsforhold: Stjerner er som kjent de eneste naturlige objektene der det oppstår ukontrollerte termonukleære fusjonsreaksjoner, som er ledsaget av frigjøring av en stor mengde energi og bestemmer temperaturen til stjerner. De fleste stjerner er i stasjonær tilstand, det vil si at de ikke eksploderer. Noen stjerner eksploderer (de såkalte nye og supernovaer). Hvorfor er stjerner generelt i balanse? Kraften til kjernefysiske eksplosjoner i stasjonære stjerner balanseres av tyngdekraften, og det er derfor disse stjernene opprettholder balansen.

Beregning av de lineære dimensjonene til armaturet fra kjente vinkeldimensjoner og avstand.

BILLETT #17

1. Den fysiske betydningen av Stefan-Boltzmann-loven og dens anvendelse for å bestemme de fysiske egenskapene til stjerner.

Stefan-Boltzmanns lov, forholdet mellom den totale strålingseffekten til en helt svart kropp og dens temperatur. Den totale kraften til en enhet strålingsareal i W per 1 m 2 er gitt av formelen P \u003d σ T 4, hvor σ \u003d 5,67 * 10 -8 W / m 2 K 4 - Stefan-Boltzmann konstant, T - absolutt temperatur for en absolutt svart kropp. Selv om astronomen sjelden stråler som en svart kropp, er deres emisjonsspekter ofte en god modell av spekteret til et ekte objekt. Avhengigheten av temperatur til 4. potens er veldig sterk.

e er strålingsenergien per overflateenhet av stjernen

L er lysstyrken til stjernen, R er stjernens radius.

Ved å bruke Stefan-Boltzmann-formelen og Wiens lov bestemmes bølgelengden, som står for maksimal stråling:

l maks T = b, b – Wien konstant

Du kan fortsette fra det motsatte, det vil si ved å bruke lysstyrke og temperatur, bestemme størrelsen på stjerner

2. Bestemmelse av den geografiske breddegraden til observasjonsstedet i henhold til den gitte høyden på armaturet ved kulminasjonen og dens deklinasjon.

H = 90 0 - +

h - høyden på armaturet

BILLETT #18

Variable og ikke-stasjonære stjerner. Deres betydning for studiet av stjernenes natur.

Lysstyrken til variable stjerner endres med tiden. Nå kjent ca. 3*10 4. P.Z. er delt inn i fysiske, hvis lysstyrke endres på grunn av prosessene som finner sted i dem eller i nærheten av dem, og optiske optiske, der denne endringen skyldes rotasjon eller orbital bevegelse.

De viktigste typene fysisk P.Z.:

Pulserende - Cepheider, stjerner som Mira Ceti, semi-regulære og uregelmessige røde kjemper;

Eruptiv(eksplosiv) - stjerner med skjell, unge uregelmessige variabler, inkl. Stjerner av typen T Tauri (svært unge uregelmessige stjerner assosiert med diffuse tåker), Hubble-Seineja-superkjemper (varme superkjemper med høy lysstyrke, de lyseste objektene i galakser. De er ustabile og er sannsynlige kilder til stråling nær Eddingtons lysstyrkegrense, når de overskrides, "deflasjon" av stjerneskjell. Potensielle supernovaer.), blussende røde dverger;

Katalysmisk - novaer, supernovaer, symbiotiske;

Røntgen doble stjerner

Spesifisert P.z. inkluderer 98 % av de kjente fysiske Optiske inkluderer formørkende binære og roterende, for eksempel pulsarer og magnetiske variabler. Solen tilhører den roterende, fordi. størrelsen endres lite når solflekker vises på disken.

Blant de pulserende stjernene er Cepheider veldig interessante, oppkalt etter en av de første oppdagede variablene av denne typen - 6 Cephei. Cepheider er stjerner med høy lysstyrke og moderat temperatur (gule superkjemper). I løpet av evolusjonen fikk de en spesiell struktur: ved en viss dybde oppsto et lag som samler energi som kommer fra tarmene, og deretter gir den tilbake igjen. En stjerne trekker seg periodisk sammen når den varmes opp og utvider seg når den avkjøles. Derfor blir strålingsenergien enten absorbert av stjernegassen, ionisert den, eller frigjort igjen når, når gassen avkjøles, fanger ionene opp elektroner, mens de sender ut lyskvanter. Som et resultat endres lysstyrken til Cepheiden som regel flere ganger med en periode på flere dager. Cepheider spiller en spesiell rolle i astronomi. I 1908 trakk den amerikanske astronomen Henrietta Leavitt, som studerte cepheider i en av de nærmeste galaksene - den lille magellanske skyen, oppmerksomheten på det faktum at disse stjernene viste seg å være lysere jo lengre endringsperioden i lysstyrken var. Størrelsen på den lille magellanske skyen er liten sammenlignet med avstanden, noe som betyr at forskjellen i tilsynelatende lysstyrke gjenspeiler forskjellen i lysstyrke. Takket være periode-luminositetsavhengigheten funnet av Leavitt, er det enkelt å beregne avstanden til hver Cepheid ved å måle dens gjennomsnittlige lysstyrke og variasjonsperiode. Og siden superkjemper er godt synlige, kan Cepheider brukes til å bestemme avstander selv til relativt fjerne galakser de observeres i. Det er en annen grunn til den spesielle rollen til Cepheider. På 60-tallet. Den sovjetiske astronomen Yuri Nikolaevich Efremov fant at jo lengre Cepheid-perioden var, desto yngre er denne stjernen. Det er ikke vanskelig å bestemme alderen til hver Cepheid ut fra periodens avhengighet. Ved å velge stjerner med maksimale perioder og studere stjernegruppene de tilhører, utforsker astronomer de yngste strukturene i galaksen. Cepheider, mer enn andre pulserende stjerner, fortjener navnet på periodiske variabler. Hver påfølgende syklus med lysstyrkeendringer gjentar vanligvis den forrige ganske nøyaktig. Imidlertid er det unntak, den mest kjente av dem er Nordstjernen. Det har lenge vært oppdaget at det tilhører Cepheidene, selv om det endrer lysstyrken i et ganske ubetydelig område. Men de siste tiårene begynte disse svingningene å avta, og på midten av 90-tallet. Polarstjernen har praktisk talt sluttet å pulsere.

Stjerner med skjell, stjerner som kontinuerlig eller med ujevne mellomrom kaster en ring av gass fra ekvator eller et sfærisk skall. 3. med ca. - kjemper eller dvergstjerner av spektralklasse B, raskt roterende og nær ødeleggelsesgrensen. Skallutkasting er vanligvis ledsaget av en reduksjon eller økning i lysstyrke.

Symbiotiske stjerner, stjerner hvis spektre inneholder emisjonslinjer og kombinerer de karakteristiske trekkene til en rød kjempe og et varmt objekt - en hvit dverg eller en akkresjonsskive rundt en slik stjerne.

RR Lyrae-stjerner representerer en annen viktig gruppe pulserende stjerner. Dette er gamle stjerner omtrent samme masse som solen. Mange av dem er i kuleformede stjernehoper. Som regel endrer de lysstyrken med én størrelse på omtrent en dag. Egenskapene deres, som for Cepheider, brukes til å beregne astronomiske avstander.

R North Crown og stjerner som henne oppfører seg på helt uforutsigbare måter. Denne stjernen kan vanligvis sees med det blotte øye. Med noen års mellomrom synker lysstyrken til omtrent åttende størrelsesorden, og øker deretter gradvis, og går tilbake til forrige nivå. Tilsynelatende er grunnen her at denne supergigantiske stjernen kaster av seg skyer av karbon, som kondenserer til korn, og danner noe som sot. Hvis en av disse tykke svarte skyene passerer mellom oss og en stjerne, skjuler den stjernens lys til skyen forsvinner ut i verdensrommet. Stjerner av denne typen produserer tett støv, som er av ikke liten betydning i områder der stjerner dannes.

blinkende stjerner. Magnetiske fenomener på sola forårsaker solflekker og solflammer, men de kan ikke påvirke solens lysstyrke nevneverdig. For noen stjerner - røde dverger - er det ikke slik: på dem når slike blink enorme proporsjoner, og som et resultat kan lysutslippet øke med en hel stjernestørrelse, eller enda mer. Den nærmeste stjernen til Solen, Proxima Centauri, er en slik fakkelstjerne. Disse lysutbruddene kan ikke forutsies på forhånd, og de varer bare noen få minutter.

Beregning av deklinasjonen av armaturet i henhold til dens høyde ved kulminasjonen på en viss geografisk breddegrad.

H = 900-+

h - høyden på armaturet

BILLETT #19

Binære stjerner og deres rolle i å bestemme de fysiske egenskapene til stjerner.

En binærstjerne er et par stjerner koblet til ett system ved hjelp av gravitasjonskrefter og som roterer rundt et felles tyngdepunkt. Stjernene som utgjør en dobbeltstjerne kalles dens komponenter. Binærstjerner er svært vanlige og deles inn i flere typer.

Hver komponent i en visuell dobbeltstjerne er tydelig synlig gjennom et teleskop. Avstanden mellom dem og den gjensidige orienteringen endres sakte med tiden.

Elementene i en formørkende binær skjuler hverandre vekselvis, så lysstyrken til systemet svekkes midlertidig, perioden mellom to endringer i lysstyrken er lik halve omløpsperioden. Vinkelavstanden mellom komponentene er svært liten, og vi kan ikke observere dem separat.

Spektral-binærstjerner oppdages ved endringer i spektrene deres. Med gjensidig sirkulasjon beveger stjernene seg med jevne mellomrom enten mot jorden eller bort fra jorden. Dopplereffekten i spekteret kan brukes til å bestemme endringer i bevegelse.

Polarisasjonsbinærer er preget av periodiske endringer i polarisasjonen av lys. I slike systemer belyser stjerner i sin banebevegelse gassen og støvet i rommet mellom dem, lysinnfallsvinkelen på dette stoffet endres med jevne mellomrom, mens det spredte lyset polariseres. Nøyaktige målinger av disse effektene gjør det mulig å beregne baner, stjernemasseforhold, størrelser, hastigheter og avstander mellom komponenter. For eksempel, hvis en stjerne er både formørkende og spektroskopisk binær, så kan man bestemme massen til hver stjerne og helningen til banen. Av arten av endringen i lysstyrke i øyeblikkene av formørkelser, kan man bestemme relative størrelser på stjerner og studere strukturen til deres atmosfærer. Binære stjerner som tjener som en kilde til stråling i røntgenområdet kalles røntgenbinærer. I en rekke tilfeller observeres en tredje komponent som kretser rundt massesenteret til det binære systemet. Noen ganger kan en av komponentene i et binært system (eller begge), på sin side vise seg å være binære stjerner. De nære komponentene til en dobbeltstjerne i et trippelsystem kan ha en periode på flere dager, mens det tredje elementet kan dreie seg om det felles massesenteret til et nært par med en periode på hundrevis eller til og med tusenvis av år.

Å måle hastigheten til stjerner i et binært system og anvende loven om universell gravitasjon er en viktig metode for å bestemme massene til stjerner. Å studere binære stjerner er den eneste direkte måten å beregne stjernemasser på.

I et system av tettliggende binære stjerner har gjensidige gravitasjonskrefter en tendens til å strekke hver av dem, for å gi den formen som en pære. Hvis tyngdekraften er sterk nok, kommer det et kritisk øyeblikk når materie begynner å strømme bort fra en stjerne og falle ned på en annen. Rundt disse to stjernene er det et visst område i form av en tredimensjonal åttefigur, hvis overflate er en kritisk grense. Disse to pæreformede figurene, hver rundt sin egen stjerne, kalles Roche-lapper. Hvis en av stjernene vokser så mye at den fyller Roche-lappen, skynder stoffet fra den til den andre stjernen der hulrommene berører hverandre. Ofte faller ikke stjernemateriale direkte på stjernen, men vrir seg først rundt og danner det som er kjent som en akkresjonsskive. Hvis begge stjernene har utvidet seg så mye at de har fylt Roche-lappene, dannes det en kontakt-binærstjerne. Materialet fra begge stjernene blandes og smelter sammen til en ball rundt de to stjernekjernene. Siden alle stjerner etter hvert svulmer, blir til kjemper, og mange stjerner er binære, er det ikke uvanlig med interaksjoner med binære systemer.

Beregning av høyden på armaturet ved kulminasjonen fra den kjente deklinasjonen for en gitt geografisk breddegrad.

H = 900-+

h - høyden på armaturet

BILLETT #20

Utviklingen av stjerner, dens stadier og sluttstadier.

Stjerner dannes i interstellare gass- og støvskyer og tåker. Hovedkraften som "former" stjerner er tyngdekraften. Under visse forhold begynner en svært forseldet atmosfære (interstellar gass) å krympe under påvirkning av gravitasjonskrefter. En sky av gass kondenserer i sentrum, hvor varmen som frigjøres under kompresjon beholdes - en protostjerne dukker opp som sender ut i det infrarøde området. Protostjernen varmes opp under påvirkning av materie som faller på den, og kjernefysiske fusjonsreaksjoner begynner med frigjøring av energi. I denne tilstanden er det allerede en T Tauri variabel stjerne. Resten av skyen forsvinner. Gravitasjonskrefter trekker deretter hydrogenatomene mot sentrum, hvor de smelter sammen for å danne helium og frigjøre energi. Økende trykk i midten forhindrer ytterligere sammentrekning. Dette er en stabil utviklingsfase. Denne stjernen er en hovedsekvensstjerne. Lysstyrken til en stjerne øker når kjernen komprimeres og varmes opp. Tiden en stjerne forblir i hovedsekvensen avhenger av massen. For solen er dette omtrent 10 milliarder år, men stjerner som er mye mer massive enn solen eksisterer i et stasjonært regime i bare noen få millioner år. Etter at stjernen har brukt opp hydrogenet i dens sentrale del, skjer det store endringer inne i stjernen. Hydrogen begynner å brenne ut ikke i midten, men i skallet, som øker i størrelse, svulmer. Som et resultat øker størrelsen på selve stjernen dramatisk, og temperaturen på overflaten synker. Det er denne prosessen som gir opphav til røde kjemper og superkjemper. De siste stadiene av utviklingen av en stjerne bestemmes også av stjernens masse. Hvis denne massen ikke overstiger solmassen med mer enn 1,4 ganger, stabiliserer stjernen seg og blir en hvit dverg. Katastrofal sammentrekning oppstår ikke på grunn av elektronenes grunnleggende egenskap. Det er en slik grad av kompresjon at de begynner å avvise, selv om det ikke lenger er noen kilde til termisk energi. Dette skjer bare når elektroner og atomkjerner komprimeres utrolig tett, og danner ekstremt tett stoff. En hvit dverg med massen til solen er omtrent lik jordens volum. Den hvite dvergen avkjøles gradvis, og blir til en mørk ball av radioaktiv aske. Astronomer anslår at minst en tidel av alle stjernene i galaksen er hvite dverger.

Hvis massen til en krympende stjerne overstiger solens masse med mer enn 1,4 ganger, vil en slik stjerne, etter å ha nådd scenen til en hvit dverg, ikke stoppe der. Gravitasjonskreftene i dette tilfellet er så store at elektronene presses inn i atomkjernene. Som et resultat blir protoner til nøytroner, i stand til å feste seg til hverandre uten hull. Tettheten av nøytronstjerner overgår til og med tettheten til hvite dverger; men hvis massen til materialet ikke overstiger 3 solmasser, er nøytroner, som elektroner, i stand til å forhindre ytterligere kompresjon selv. En typisk nøytronstjerne er bare 10 til 15 km i diameter, og en kubikkcentimeter av materialet veier omtrent en milliard tonn. I tillegg til deres enorme tetthet har nøytronstjerner to andre spesielle egenskaper som gjør dem detekterbare til tross for deres lille størrelse: rask rotasjon og et sterkt magnetfelt.

Hvis massen til en stjerne overstiger 3 solmasser, er den siste fasen av livssyklusen sannsynligvis et sort hull. Hvis massen til stjernen, og følgelig gravitasjonskraften, er så stor, blir stjernen utsatt for katastrofal gravitasjonssammentrekning, som ikke kan motstås av noen stabiliserende krefter. Tettheten av materie under denne prosessen har en tendens til uendelig, og objektets radius - til null. I følge Einsteins relativitetsteori oppstår en singularitet av rom-tid i sentrum av et svart hull. Gravitasjonsfeltet på overflaten til en krympende stjerne vokser, så det blir stadig vanskeligere for stråling og partikler å forlate den. Til slutt havner en slik stjerne under hendelseshorisonten, som kan visualiseres som en ensidig membran som lar materie og stråling bare passere innover og ingenting ut. Den kollapsende stjernen blir til et svart hull, og det kan bare oppdages ved en skarp endring i egenskapene til rom og tid rundt den. Radiusen til hendelseshorisonten kalles Schwarzschild-radius.

Stjerner med en masse mindre enn 1,4 solar ved slutten av livssyklusen kaster sakte det øvre skallet, som kalles en planetarisk tåke. Mer massive stjerner som blir til en nøytronstjerne eller et svart hull eksploderer først som supernovaer, lysstyrken deres øker med 20 størrelser eller mer på kort tid, mer energi frigjøres enn solen sender ut på 10 milliarder år, og restene av eksploderte stjerne flyr fra hverandre med en hastighet på 20 000 km per sekund.

Observere og skissere posisjonene til solflekker med et teleskop (på skjermen).

BILLETT #21

Sammensetning, struktur og dimensjoner til vår galakse.

Galaxy, stjernesystemet som solen tilhører. Galaksen inneholder minst 100 milliarder stjerner. Tre hovedkomponenter: den sentrale fortykkelsen, skiven og den galaktiske haloen.

Den sentrale bulen består av gamle bestandsstjerner av type II (røde kjemper), som ligger veldig tett, og i midten (kjernen) er det en kraftig strålingskilde. Det ble antatt at det er et sort hull i kjernen, som setter i gang de observerte kraftige energiprosessene ledsaget av stråling i radiospekteret. (Gassringen kretser rundt det sorte hullet; varm gass som slipper ut fra dens indre kant faller ned i det sorte hullet og frigjør energi, som vi observerer.) Men nylig ble et glimt av synlig stråling oppdaget i kjernen, og det sorte hullet hypotesen ble henlagt. Parametre for den sentrale fortykkelsen: 20 000 lysår på tvers og 3000 lysår tykk.

Galaksens skive, som inneholder unge populasjonsstjerner av type I (unge blå superkjemper), interstellar materie, åpne stjernehoper og 4 spiralarmer, har en diameter på 100 000 lysår og en tykkelse på bare 3000 lysår. Galaksen roterer, dens indre deler passerer gjennom banene deres mye raskere enn de ytre. Solen gjør en fullstendig revolusjon rundt kjernen på 200 millioner år. I spiralarmene er det en kontinuerlig prosess med stjernedannelse.

Den galaktiske haloen er konsentrisk med skiven og den sentrale bulen og består av stjerner som hovedsakelig er medlemmer av kulehoper og tilhører type II-populasjonen. Det meste av stoffet i haloen er imidlertid usynlig og kan ikke inneholdes i vanlige stjerner, det er ikke gass eller støv. Dermed inneholder glorie mørk usynlig substans. Beregninger av rotasjonshastigheten til de store og små magellanske skyene, som er satellitter av Melkeveien, viser at massen i haloen er 10 ganger større enn massen vi observerer i skiven og fortykkelsen.

Solen befinner seg i en avstand på 2/3 fra midten av skiven i Orion-armen. Dens lokalisering i skivens plan (den galaktiske ekvator) gjør det mulig å se skivestjerner fra jorden i form av et smalt bånd Melkeveien, dekker hele himmelsfæren og skråner i en vinkel på 63 ° til himmelekvator. Sentrum av galaksen ligger i Skytten, men den er ikke synlig i synlig lys på grunn av mørke tåker av gass og støv som absorberer stjernelys.

Beregning av radiusen til en stjerne fra data om dens lysstyrke og temperatur.

L - lysstyrke (Lc = 1)

R - radius (Rc = 1)

T – Temperatur (Tc = 6000)

BILLETT #22

stjernehoper. Den fysiske tilstanden til det interstellare mediet.

Stjernehoper er grupper av stjerner som ligger relativt nær hverandre og forbundet med en felles bevegelse i rommet. Tilsynelatende er nesten alle stjerner født i grupper, ikke individuelt. Derfor er stjernehoper en veldig vanlig ting. Astronomer elsker å studere stjernehoper fordi alle stjernene i en klynge ble dannet på omtrent samme tid og omtrent i samme avstand fra oss. Eventuelle merkbare forskjeller i lysstyrke mellom slike stjerner er sanne forskjeller. Det er spesielt nyttig å studere stjernehoper med tanke på avhengigheten av deres egenskaper av masse - tross alt er alderen til disse stjernene og deres avstand fra jorden omtrent like, slik at de bare skiller seg fra hverandre i deres masse. Det finnes to typer stjernehoper: åpne og kuleformede. I en åpen klynge er hver stjerne synlig separat, de er fordelt mer eller mindre jevnt over en del av himmelen. Og kulehoper, tvert imot, er som en kule så tett fylt med stjerner at individuelle stjerner i midten ikke kan skilles fra hverandre.

Åpne klynger inneholder fra 10 til 1000 stjerner, mange flere unge enn gamle, og de eldste er knapt mer enn 100 millioner år gamle. Faktum er at i eldre klynger beveger stjernene seg gradvis vekk fra hverandre til de blander seg med hovedsettet med stjerner. Selv om tyngdekraften holder åpne klynger sammen til en viss grad, er de fortsatt ganske skjøre, og tyngdekraften til et annet objekt kan rive dem fra hverandre.

Skyene som stjerner dannes i er konsentrert i disken til galaksen vår, og det er der åpne stjernehoper finnes.

I motsetning til åpne, er kulehoper kuler tett fylt med stjerner (fra 100 tusen til 1 million). En typisk kulehop er 20 til 400 lysår på tvers.

I de tettpakkede sentrene til disse hopene er stjernene så nær hverandre at gjensidig tyngdekraft binder dem til hverandre, og danner kompakte binære stjerner. Noen ganger er det til og med en fullstendig sammenslåing av stjerner; i nær tilnærming kan de ytre lagene av stjernen kollapse, og utsette den sentrale kjernen for direkte visning. I kulehoper er dobbeltstjerner 100 ganger mer vanlig enn noe annet sted.

Rundt vår galakse kjenner vi til rundt 200 kuleformede stjernehoper, som er fordelt over hele glorien som inneholder galaksen. Alle disse klyngene er veldig gamle, og de dukket opp mer eller mindre samtidig med selve galaksen. Klyngene ser ut til å ha blitt dannet da deler av skyen som galaksen ble skapt fra delte seg i mindre fragmenter. Kulehopene divergerer ikke, fordi stjernene i dem sitter veldig tett, og deres kraftige gjensidige gravitasjonskrefter binder klyngen til en tett enkelt helhet.

Stoffet (gass og støv) som befinner seg i rommet mellom stjerner kalles det interstellare mediet. Det meste er konsentrert i spiralarmene til Melkeveien og utgjør 10 % av massen. I noen områder er stoffet relativt kaldt (100 K) og oppdages av infrarød stråling. Slike skyer inneholder nøytralt hydrogen, molekylært hydrogen og andre radikaler som kan oppdages med radioteleskoper. I områder nær stjerner med høy lysstyrke kan gasstemperaturen nå 1000-10000 K, og hydrogen ioniseres.

Det interstellare mediet er svært sjeldent (ca. 1 atom per cm3). Men i tette skyer kan konsentrasjonen av et stoff være 1000 ganger høyere enn gjennomsnittet. Men selv i en tett sky er det bare noen få hundre atomer per kubikkcentimeter. Grunnen til at vi fortsatt klarer å observere interstellar materie er at vi ser den i en stor tykkelse av rommet. Partikkelstørrelsene er 0,1 mikron, de inneholder karbon og silisium, og kommer inn i det interstellare mediet fra atmosfæren til kalde stjerner som følge av supernovaeksplosjoner. Den resulterende blandingen danner nye stjerner. Det interstellare mediet har et svakt magnetfelt og er gjennomsyret av kosmiske strålestrømmer.

Solsystemet vårt er lokalisert i det området av galaksen hvor tettheten av interstellar materie er uvanlig lav. Dette området kalles den lokale "boblen"; den strekker seg i alle retninger i omtrent 300 lysår.

Beregning av vinkeldimensjonene til solen for en observatør som befinner seg på en annen planet.

BILLETT #23

Hovedtyper av galakser og deres karakteristiske trekk.

galakser, systemer av stjerner, støv og gass med en total masse på 1 million til 10 billioner. massene av solen. Den sanne naturen til galakser ble endelig forklart først på 1920-tallet. etter heftige diskusjoner. Inntil den tiden, når de ble observert med et teleskop, så de ut som diffuse lysflekker som liknet tåker, men bare ved hjelp av det 2,5 meter lange reflekterende teleskopet til Mount Wilson Observatory, som først ble brukt på 1920-tallet, var det mulig å få bilder av stjernetåkene. stjerner i Andromedatåken og beviser at det er en galakse. Det samme teleskopet ble brukt av Hubble for å måle periodene med cepheider i Andromedatåken. Disse variable stjernene har blitt studert godt nok til å kunne bestemme nøyaktig deres avstander. Andromedatåken er ca. 700 kpc, dvs. den ligger langt utenfor vår galakse.

Det finnes flere typer galakser, de viktigste er spiralformede og elliptiske. Det er gjort forsøk på å klassifisere dem ved hjelp av alfabetiske og numeriske skjemaer, slik som Hubble-klassifiseringen, men noen galakser passer ikke inn i disse ordningene, i så fall er de oppkalt etter astronomene som først identifiserte dem (for eksempel Seyfert og Markariske galakser), eller gi alfabetiske betegnelser på klassifiseringsskjemaer (for eksempel N-type og cD-type galakser). Galakser som ikke har en distinkt form er klassifisert som uregelmessige. Opprinnelsen og utviklingen til galakser er ennå ikke fullt ut forstått. Spiralgalakser er de best studerte. Disse inkluderer objekter som har en lys kjerne som spiralarmer av gass, støv og stjerner kommer ut fra. De fleste spiralgalakser har 2 armer som stråler ut fra motsatte sider av kjernen. Som regel er stjernene i dem unge. Dette er vanlige spoler. Det er også kryssede spiraler som har en sentral bro av stjerner som forbinder de indre endene av de to armene. Vår G. tilhører også spiralen. Massene til nesten all spiral G. ligger i området fra 1 til 300 milliarder solmasser. Omtrent tre fjerdedeler av alle galakser i universet er det elliptisk. De har en elliptisk form, blottet for en merkbar spiralstruktur. Formen deres kan variere fra nesten sfærisk til sigarformet. De varierer i størrelse, fra dverger med en masse på flere millioner solmasser til gigantiske med en masse på 10 billioner solmasser. Den største kjente Galakser av CD-typen. De har en stor kjerne, eller muligens flere kjerner som beveger seg raskt i forhold til hverandre. Ofte er dette ganske sterke radiokilder. De markariske galaksene ble identifisert av den sovjetiske astronomen Veniamin Markarian i 1967. De er sterke kilder til stråling i det ultrafiolette området. galakser N-type har en svakt lysende kjerne som ligner på en stjerne. De er også sterke radiokilder og forventes å utvikle seg til kvasarer. På bildet ser Seyfert-galakser ut som vanlige spiraler, men med en veldig lys kjerne og spektre med brede og lyse emisjonslinjer, noe som indikerer tilstedeværelsen av en stor mengde raskt roterende varm gass i kjernene deres. Denne typen galakser ble oppdaget av den amerikanske astronomen Karl Seifert i 1943. Galakser som observeres optisk og samtidig er sterke radiokilder kalles radiogalakser. Disse inkluderer Seyfert-galakser, CD- og N-type G., og noen kvasarer. Mekanismen for energigenerering av radiogalakser er ennå ikke forstått.

Bestemmelse av betingelsene for synlighet av planeten Saturn i henhold til "School Astronomical Calendar".

BILLETT #24

Grunnleggende om moderne ideer om universets struktur og utvikling.

På 1900-tallet forståelsen av universet som en enkelt helhet ble oppnådd. Det første viktige skrittet ble tatt på 1920-tallet, da forskerne kom til den konklusjonen at vår galakse – Melkeveien – er en av millioner av galakser, og Solen er en av millioner av stjerner i Melkeveien. Den påfølgende studien av galakser viste at de beveger seg bort fra Melkeveien, og jo lenger de er, desto større er denne hastigheten (målt ved rødforskyvningen i spekteret). Dermed bor vi i ekspanderende univers. Nedgangen til galakser gjenspeiles i Hubble-loven, ifølge hvilken rødforskyvningen til en galakse er proporsjonal med avstanden til den.I tillegg, på den største skalaen, dvs. på nivå med superklynger av galakser har universet en cellulær struktur. Moderne kosmologi (læren om universets utvikling) er basert på to postulater: Universet er homogent og isotropisk.

Det finnes flere modeller av universet.

I Einstein-de Sitter-modellen fortsetter ekspansjonen av universet i det uendelige, i den statiske modellen utvider ikke universet seg og utvikler seg ikke, i det pulserende universet gjentas syklusene med ekspansjon og sammentrekning. Imidlertid er den statiske modellen den minst sannsynlige; ikke bare Hubble-loven taler imot den, men også bakgrunnsrelikviestrålingen oppdaget i 1965 (dvs. strålingen fra den primære ekspanderende glødende firedimensjonale sfæren).

Noen kosmologiske modeller er basert på teorien om "varme univers" som er skissert nedenfor.

I samsvar med Friedmans løsninger på Einsteins ligninger var universets radius lik null for 10–13 milliarder år siden, i det første øyeblikket. All energien til universet, all massen var konsentrert i nullvolumet. Energitettheten er uendelig, og materiens tetthet er også uendelig. En slik tilstand kalles entall.

I 1946 utviklet Georgy Gamow og hans kolleger den fysiske teorien det første stadiet utvidelse av universet, som forklarer tilstedeværelsen i det kjemiske elementer syntese ved svært høye temperaturer og trykk. Derfor ble begynnelsen av utvidelsen ifølge Gamows teori kalt "Big Bang". Gamows medforfattere var R. Alfer og G. Bethe, så noen ganger kalles denne teorien "α, β, γ-teori".

Universet ekspanderer fra en tilstand av uendelig tetthet. I entallstilstand gjelder ikke fysikkens vanlige lover. Tilsynelatende alt grunnleggende interaksjoner ved så høye energier kan de ikke skilles fra hverandre. Og fra hvilken radius av universet er det fornuftig å snakke om anvendeligheten til fysikkens lover? Svaret er fra Planck-lengden:

Starter fra tidspunktet t p = R p /c = 5*10 -44 s (c er lysets hastighet, h er Plancks konstant). Mest sannsynlig var det gjennom t P at gravitasjonsinteraksjonen skilte seg fra resten. I følge teoretiske beregninger, i løpet av de første 10 -36 sekundene, da universets temperatur var mer enn 10 28 K, forble energien per volumenhet konstant, og universet ekspanderte med en hastighet som var mye høyere enn lysets hastighet. Dette faktum er ikke i strid med relativitetsteorien, siden det ikke var materie som utvidet seg med en slik hastighet, men selve rommet. Dette utviklingsstadiet kalles inflasjonspreget. Fra moderne teorier Det følger av kvantefysikken at på dette tidspunktet skilte den sterke kjernekraften seg fra de elektromagnetiske og svake kreftene. Energien som ble frigjort som et resultat var årsaken til den katastrofale utvidelsen av universet, som i et bitte lite tidsintervall på 10 - 33 s økte fra størrelsen på et atom til størrelsen på solsystemet. Samtidig dukket det opp elementærpartikler kjent for oss og et litt mindre antall antipartikler. Materie og stråling var fortsatt i termodynamisk likevekt. Denne epoken kalles stråling stadium av evolusjon. Ved en temperatur på 5∙10 12 K, scenen rekombinasjon: nesten alle protoner og nøytroner utslettet, og blir til fotoner; bare de som det ikke var nok antipartikler for var igjen. Det første overskuddet av partikler i forhold til antipartikler er en milliarddel av antallet. Det er fra denne "overdrevne" saken at substansen i det observerbare universet hovedsakelig består. Noen sekunder etter det store smellet scenen begynte primær nukleosyntese, da deuterium- og heliumkjerner ble dannet, som varte i omtrent tre minutter; så begynte den rolige ekspansjonen og avkjølingen av universet.

Omtrent én million år etter eksplosjonen ble balansen mellom materie og stråling forstyrret, atomer begynte å dannes fra frie protoner og elektroner, og stråling begynte å passere gjennom materie, som gjennom et gjennomsiktig medium. Det var denne strålingen som ble kalt relikvie, temperaturen var omtrent 3000 K. For tiden registreres en bakgrunn med en temperatur på 2,7 K. Relikviebakgrunnsstråling ble oppdaget i 1965. Den dukket opp i høy grad isotropisk og bekrefter ved sin eksistens modellen til et varmt ekspanderende univers. Etter primær nukleosyntese materie begynte å utvikle seg uavhengig, på grunn av variasjoner i tettheten av materie, dannet i samsvar med Heisenberg-usikkerhetsprinsippet under inflasjonsfasen, dukket protogalakser opp. Der tettheten var litt over gjennomsnittet, ble det dannet tiltrekningssentre, områder med lavere tetthet ble mer og mer sjeldne, ettersom stoffet forlot dem til tettere områder. Slik ble det praktisk talt homogene mediet delt inn i separate protogalakser og deres klynger, og etter hundrevis av millioner år dukket de første stjernene opp.

Kosmologiske modeller fører til konklusjonen at universets skjebne bare avhenger av den gjennomsnittlige tettheten til stoffet som fyller det. Hvis det er under en viss kritisk tetthet, vil utvidelsen av universet fortsette for alltid. Dette alternativet kalles "åpent univers". Et lignende utviklingsscenario venter på et flatt univers når tettheten er kritisk. Om noen år vil all materie i stjernene brenne ut, og galaksene vil stupe ned i mørket. Bare planeter, hvite og brune dverger, vil bli igjen, og kollisjoner mellom dem vil være ekstremt sjeldne.

Men selv i dette tilfellet er metagalaksen ikke evig. Hvis teorien om den store foreningen av interaksjoner er riktig, vil protonene og nøytronene som utgjør de tidligere stjernene forfalle om 10 40 år. Etter omtrent 10 100 år vil gigantiske sorte hull fordampe. I vår verden vil bare elektroner, nøytrinoer og fotoner være igjen, adskilt av store avstander. På en måte vil dette være tidens ende.

Hvis universets tetthet viser seg å være for høy, er verden vår stengt, og før eller siden vil utvidelsen bli erstattet av en katastrofal sammentrekning. Universet vil ende sitt liv i en gravitasjonskollaps på en måte, som er enda verre.

Beregner avstanden til en stjerne fra en kjent parallakse.

1. Lokal tid.

Tid målt på en gitt geografisk meridian kalles lokal tid denne meridianen. For alle steder på samme meridian er timevinkelen til vårjevndøgn (eller Solen eller middelsolen) til et gitt øyeblikk den samme. Derfor, på hele den geografiske meridianen, er lokal tid (stjerne eller sol) den samme i samme øyeblikk.

Hvis forskjellen mellom de geografiske lengdegradene til to steder er D l, så på et mer østlig sted vil timevinkelen til enhver stjerne være på D l større enn timevinkelen til samme armatur på et mer vestlig sted. Derfor er forskjellen mellom lokale tider på to meridianer i samme fysiske øyeblikk alltid lik forskjellen i lengdegradene til disse meridianene, uttrykt i timer (i tidsenheter):

de. den lokale gjennomsnittstiden for ethvert punkt på jorden er alltid lik universell tid i det øyeblikket pluss lengdegraden til det punktet, uttrykt i timer og ansett som positiv øst for Greenwich.

I astronomiske kalendere er øyeblikkene for de fleste fenomener indikert med universell tid. T 0 . Øyeblikkene til disse hendelsene i lokal tid T t. bestemmes lett ved formel (1.28).

3. standard tid. I hverdagen er det upraktisk å bruke både lokal middelsoltid og universell tid. Den første fordi det i prinsippet er like mange lokale tidtellingssystemer som det er geografiske meridianer, dvs. utallige. Derfor, for å etablere rekkefølgen av hendelser eller fenomener notert i lokal tid, er det absolutt nødvendig å vite, i tillegg til øyeblikkene, også forskjellen i lengdegradene til meridianene som disse hendelsene eller fenomenene fant sted på.

Hendelsesforløpet markert etter universell tid er lett å fastslå, men den store forskjellen mellom universell tid og lokal tid for meridianer, som er langt fra Greenwich Mean Time, skaper ulemper ved bruk av universell tid i hverdagen.

I 1884 ble det foreslått beltetellingssystem for gjennomsnittlig tid, essensen er som følger. Tiden holdes kun på 24 major geografiske meridianer plassert fra hverandre i lengdegrad nøyaktig 15 ° (eller 1 t), omtrent i midten av hver tidssone. Tidssoner kalt områdene av jordoverflaten som den er betinget delt inn i av linjer som går fra nordpolen til sør og med en avstand på omtrent 7 °.5 fra hovedmeridianene. Disse linjene, eller tidssonegrensene, følger geografiske meridianer nøyaktig bare i åpent hav og hav og ubebodde landområder. For resten av lengden går de langs statlige, administrative, økonomiske eller geografiske grenser, og trekker seg tilbake fra den tilsvarende meridianen i en eller annen retning. Tidssoner er nummerert fra 0 til 23. Greenwich er tatt som hovedmeridianen til nullsonen. Hovedmeridianen til den første tidssonen er lokalisert nøyaktig 15 ° øst for Greenwich, den andre - 30 °, den tredje - 45 °, osv. inntil 23-tidssonen, hvis hovedmeridian har en østlig lengdegrad fra Greenwich 345 ° (eller vestlig lengdegrad 15°).

Standard tidT s kalles den lokale gjennomsnittlige soltiden, målt på hovedmeridianen til en gitt tidssone. Den holder oversikt over tid i hele territoriet som ligger i en gitt tidssone.

Standard tid for denne sonen P er knyttet til universell tid ved den åpenbare relasjonen

T n = T 0 +n h .

(1.29)

Det er også ganske åpenbart at forskjellen mellom standardtidene på to punkter er et helt antall timer lik forskjellen i antall tidssoner.

4. Sommertid. For å mer rasjonelt distribuere elektrisitet som brukes til å belyse bedrifter og boliger, og for å få mest mulig ut av dagslyset i sommermånedene av året, flyttes timeviserne til klokker som går på standardtid i mange land (inkludert vår republikk) frem. med 1 time eller en halv time. Den såkalte sommertid. Om høsten stilles klokken igjen til standard tid.

DST-tilkobling T l ethvert punkt med standardtiden T s og med universell tid T 0 er gitt av følgende relasjoner:

(1.30)

1. Den teoretiske oppløsningen til teleskopet:

Hvor λ - gjennomsnittlig lengde på lysbølgen (5,5 10 -7 m), D er diameteren til teleskopobjektivet, eller , hvor D er diameteren til teleskopobjektivet i millimeter.

2. Teleskopforstørrelse:

Hvor F er brennvidden til objektivet, f er brennvidden til okularet.

3. Høyden på armaturene ved klimaks:

høyden på armaturene ved det øvre klimaks, kulminerende sør for senit ( d < j):

, hvor j- breddegraden til observasjonsstedet, d- deklinasjon av stjernen;

høyden på armaturene ved det øvre klimaks, kulminerende nord for senit ( d > j):

, hvor j- breddegraden til observasjonsstedet, d- deklinasjon av stjernen;

høyden på armaturene ved det nedre klimaks:

, hvor j- breddegraden til observasjonsstedet, d- deklinasjon av belysningen.

4. Astronomisk brytning:

Omtrentlig formel for å beregne brytningsvinkelen, uttrykt i buesekunder (ved en temperatur på +10°C og et atmosfærisk trykk på 760 mmHg):

, hvor z er senitavstanden til stjernen (for z<70°).

siderisk tid:

Hvor en- den rette oppstigningen til en lyskilde, t er timevinkelen;

gjennomsnittlig soltid (lokal middeltid):

T m = T  + h, hvor T- ekte soltid, h er ligningen av tid;

verdens tid:

Hvor l er punktets lengdegrad med lokal middeltid T m , uttrykt i timer, T 0 - universell tid i dette øyeblikket;

standard tid:

Hvor T 0 - universell tid; n– tidssonenummer (for Greenwich n=0, for Moskva n=2, for Krasnoyarsk n=6);

barseltid:

eller

6. Formler som relaterer den sideriske (stjerne) perioden av planetens revolusjon T med den synodiske perioden for sirkulasjonen S:

for øvre planeter:

for de nedre planetene:

, hvor TÅ er den sideriske perioden for jordens revolusjon rundt solen.

7. Keplers tredje lov:

, hvor T 1 og T 2- perioder med rotasjon av planetene, en 1 og en 2 er store halvakser i deres bane.

8. Tyngdeloven:

Hvor m 1 og m2 er massene av tiltrukket materielle punkter, r- avstanden mellom dem, G er gravitasjonskonstanten.

9. Keplers tredje generaliserte lov:

, hvor m 1 og m2 er massene til to gjensidig tiltrukket kropper, r er avstanden mellom sentrene deres, T er revolusjonsperioden for disse kroppene rundt et felles massesenter, G er gravitasjonskonstanten;

for systemet Sol og to planeter:

, hvor T 1 og T 2- sideriske (stjerne) perioder med planetarisk revolusjon, M er massen til solen, m 1 og m2 er massene til planetene, en 1 og en 2 - store halvakser av banene til planetene;

for systemer Sol og planet, planet og satellitt:

, hvor M er massen til solen; m 1 er massen til planeten; m 2 er massen til planetens satellitt; T 1 og en 1- revolusjonsperioden til planeten rundt solen og halvhovedaksen til dens bane; T 2 og en 2 er omløpsperioden til satellitten rundt planeten og halvhovedaksen til dens bane;

på M >> m 1, og m 1 >> m 2 ,

10. Lineær hastighet av kroppen i en parabolsk bane (parabolsk hastighet):

, hvor G M er massen til sentrallegemet, r er radiusvektoren til det valgte punktet i parabolbanen.

11. Lineær hastighet til kroppen i en elliptisk bane ved et valgt punkt:

, hvor G er gravitasjonskonstanten, M er massen til sentrallegemet, r er radiusvektoren til det valgte punktet i den elliptiske bane, en er halvhovedaksen til en elliptisk bane.

12. Lineær hastighet til kroppen i en sirkulær bane (sirkulær hastighet):

, hvor G er gravitasjonskonstanten, M er massen til sentrallegemet, R er radiusen til banen, v p er den parabolske hastigheten.

13. Eksentrisiteten til den elliptiske bane, som karakteriserer graden av avvik av ellipsen fra sirkelen:

, hvor c er avstanden fra fokus til sentrum av banen, en er banens semi-hovedakse, b er den mindre halvaksen til banen.

14. Forholdet mellom avstander av periapsis og apoapsis med semi-hovedakse og eksentrisitet av elliptisk bane:

Hvor r P - avstander fra fokuset, der det sentrale himmellegemet er lokalisert, til periapsis, r A - avstander fra fokuset, der det sentrale himmellegemet er lokalisert, til aposenteret, en er banens semi-hovedakse, e er eksentrisiteten til banen.

15. Avstand til armaturet (innenfor solsystemet):

, hvor R ρ 0 - horisontal parallakse til stjernen, uttrykt i buesekunder,

eller , hvor D 1 og D 2 - avstander til armaturene, ρ 1 og ρ 2 - deres horisontale parallakser.

16. Lysradius:

Hvor ρ - vinkelen der radiusen til armaturets skive er synlig fra jorden (vinkelradius), RÅ er ekvatorialradiusen til jorden, ρ 0 - horisontal parallakse av stjernen. m - tilsynelatende størrelse, R er avstanden til stjernen i parsec.

20. Stefan-Boltzmann lov:

ε=σT 4, hvor ε er energien som utstråles per tidsenhet fra en enhetsoverflate, T er temperaturen (i kelvin), og σ er Stefan-Boltzmann-konstanten.

21. Vinens lov:

Hvor λ max - bølgelengde, som står for den maksimale strålingen til en svart kropp (i centimeter), T er den absolutte temperaturen i kelvin.

22. Hubbles lov:

, hvor v er den radielle hastigheten til galaksen som trekker seg tilbake, c er lysets hastighet, Δ λ er dopplerforskyvningen av linjer i spekteret, λ er bølgelengden til strålingskilden, z- rødforskyvning, r er avstanden til galaksen i megaparsek, H er Hubble-konstanten lik 75 km / (s × Mpc).

Nedenfor er en liste over nyttige ord for astronomi. Disse begrepene ble laget av forskere for å forklare hva som skjer i verdensrommet.

Det er nyttig å kjenne disse ordene, uten å forstå definisjonene deres er det umulig å studere universet og forklare deg selv om astronomi-emner. Jeg håper at de grunnleggende astronomiske termene vil forbli i minnet ditt.

Absolutt verdi – Hvor lyssterk en stjerne ville vært hvis den var 32,6 lysår fra Jorden.

Absolutt null - Lavest mulig temperatur, -273,16 grader Celsius

Akselerasjon - Endring i hastighet (hastighet eller retning).

Skyglow - Den naturlige gløden på nattehimmelen skyldes reaksjoner som skjer i de øvre lagene av jordens atmosfære.

Albedo - Albedoen til et objekt indikerer hvor mye lys det reflekterer. En ideell reflektor, for eksempel et speil, vil ha en albedo på 100. Månen har en albedo på 7, jorden har en albedo på 36.

Ångstrøm - En enhet som brukes til å måle bølgelengden til lys og annen elektromagnetisk stråling.

Ringformet - Har formen av en ring eller danner en ring.

Aposter - Når to stjerner kretser rundt hverandre, hvor langt fra hverandre kan de være (maksimal avstand mellom kropper).

Aphelion - Under banebevegelsen til et objekt rundt solen, når den fjerneste posisjonen fra solen oppstår.

Apogee - Posisjonen til et objekt i jordens bane når det er lengst fra jorden.

Aerolitt er en steinmeteoritt.

Asteroide - En solid kropp, eller en liten planet, som roterer rundt solen.

Astrologi - Troen på at plasseringen av stjernene og planetene påvirker hendelsene i menneskeskjebner. Dette har ingen vitenskapelig begrunnelse.

Astronomisk enhet - Avstand fra jorden til solen Vanligvis skrevet som AU.

Astrofysikk - Bruken av fysikk og kjemi i studiet av astronomi.

Atmosfære - Det gassformige rommet som omgir en planet eller et annet romobjekt.

Atom - Den minste partikkelen av et element.

Aurora (nordlys) - Vakre lys over polarområdene, som er forårsaket av spenningen til solpartiklene når de samhandler med jordens magnetfelt.

Akse - Den imaginære linjen som objektet roterer på.

Bakgrunnsstråling - Svak mikrobølgestråling som kommer fra verdensrommet i alle retninger. Det antas å være en rest av Big Bang.

Barycenter - Tyngdepunktet til jorden og månen.

Binære stjerner - En stjerneduo som faktisk består av to stjerner som går i bane rundt hverandre.

Black Hole - Et område i rommet rundt et veldig lite og veldig massivt objekt der gravitasjonsfeltet er så sterkt at ikke engang lys kan unnslippe det.

Bolide - En strålende meteor som kan eksplodere under sin nedstigning gjennom jordens atmosfære.

Bolometer - En detektor som er følsom for stråling.

Celestial Sphere - En imaginær sfære som omgir jorden. Begrepet brukes for å hjelpe astronomer å forklare hvor objekter er på himmelen.

Cepheider er variable stjerner som forskere bruker for å bestemme hvor langt unna en galakse er, eller hvor langt unna en klynge stjerner er fra oss.

Charge-Coupled Device (CCD) - En sensitiv bildeenhet som erstatter fotografering i de fleste grener av astronomi.

Kromosfære - En del av solens atmosfære, synlig under en total solformørkelse.

Circumpolar Star - En stjerne som aldri går ned, den kan sees hele året.

Klynger - En gruppe stjerner eller en gruppe galakser som er knyttet sammen av tyngdekreftene.

Fargeindeks - Et mål på en stjernes farge som forteller forskerne hvor varm stjernens overflate er.

Coma - En tåke som omgir kjernen til en komet.

Komet - Små, frosne masser av støv og gass som kretser rundt solen.

Konjunksjon - Et fenomen der en planet nærmer seg en annen planet eller stjerne, og beveger seg mellom det andre objektet og jordkroppen.

Konstellasjoner - En gruppe stjerner som ble gitt navn av gamle astronomer.

Corona - Den ytre delen av solens atmosfære.

Coronagraph - En type teleskop designet for å se Corona Sun.

Kosmiske stråler - Høyhastighetspartikler som når jorden fra verdensrommet.

Kosmologi - Studiet av universet.

Dag - Hvor lang tid det tar før jorden roterer rundt sin akse.

Tetthet - Materiens kompakthet.

Direkte bevegelse - Objekter som beveger seg rundt solen i samme retning som jorden - de beveger seg i direkte bevegelse, i motsetning til objekter som beveger seg i motsatt retning - beveger de seg i retrograd bevegelse.

Daglig bevegelse - Den tilsynelatende bevegelsen av himmelen fra øst til vest, forårsaket av at jorden beveger seg fra vest til øst.

Askelys - En svak glød fra månen over den mørke siden av jorden. Lys er forårsaket av refleksjon fra jorden.

Formørkelse - Når vi ser et objekt på himmelen blokkert av skyggen til et annet objekt eller skyggen av jorden.

Ekliptikken er banen til solen, månen og planetene som alle følger på himmelen.

Økosfære - Området rundt en stjerne hvor temperaturen lar liv eksistere.

Elektron - negativ partikkel som kretser rundt atomet.

Grunnstoff - Et stoff som ikke kan brytes ytterligere ned. Det er 92 kjente elementer.

Jevndøgnene er 21. mars og 22. september. To ganger i året, når dag og natt er like i tid, rundt om i verden.

Second escape velocity - Hastigheten som kreves for at et objekt skal unnslippe grepet til et annet objekts gravitasjon.

Eksosfære - Den ytre delen av jordens atmosfære.

Flares - effekten av solflammer. Vakre utbrudd i den ytre delen av solens atmosfære.

Galakse - En gruppe stjerner, gass og støv som holdes sammen av tyngdekraften.

Gamma - Ekstremt kortbølgelengde energisk elektromagnetisk stråling.

Geosentrisk - betyr ganske enkelt at jorden er i sentrum. Folk pleide å tro at universet er geosentrisk; Jorden for dem var universets sentrum.

Geofysikk - Utforskning av jorden ved hjelp av fysikk.

HI-region - Sky av nøytralt hydrogen.

NI-region - En sky av ionisert hydrogen (en region av utslippståken av varmt plasma).

Hertzsprung-Russell Diagram - Et diagram som hjelper forskere å forstå forskjellige typer stjerner.

Hubble-konstant - Forholdet mellom avstanden fra et objekt og hastigheten det beveger seg bort fra oss med. Videre beveger objektet seg jo raskere, jo lenger blir det fra oss.

Planeter som har en bane mindre enn jordens - Merkur og Venus, som ligger nærmere Solen enn Jorden, kalles de nedre planetene.

Ionosfære - Området i jordens atmosfære.

Kelvin - Måling av temperatur brukes ofte i astronomi. 0 grader Kelvin er lik -273 grader Celsius og -459,4 grader Fahrenheit.

Keplers lover - 1. Planetene beveger seg i elliptiske baner med solen ved en av brennpunktene. 2. En tenkt linje som forbinder planetens sentrum med Solens sentrum. 3. Tiden det tar for en planet å gå i bane rundt solen.

Kirkwood Gaps - Områder i asteroidebeltet hvor det nesten ikke er noen asteroider. Dette skyldes det faktum at den gigantiske Jupiter endrer banene til ethvert objekt som kommer inn i disse områdene.

Et lysår er avstanden tilbakelagt av en lysstråle på ett år. Dette er omtrent 6.000.000.000.000 (9.660.000.000.000 km) miles.

Limb - Kanten på ethvert objekt i verdensrommet. Månesonen, for eksempel.

Lokal gruppe - En gruppe på to dusin galakser. Dette er gruppen som vår galakse tilhører.

Lunation - Perioden mellom nymåner. 29 dager 12 timer 44 minutter.

Magnetosfære - Området rundt et objekt hvor effekten av objektets magnetfelt kan merkes.

Masse - Ikke det samme som vekt, selv om massen til en gjenstand er med på å bestemme hvor mye den vil veie.

Meteor - Et stjerneskudd, disse er støvpartikler som kommer inn i jordens atmosfære.

Meteoritt - Et objekt fra verdensrommet, for eksempel en stein, som faller til jorden og lander på overflaten.

Meteoroider - Enhver liten gjenstand i verdensrommet, for eksempel støvskyer eller steiner.

Mikrometeoritt - Ekstremt liten gjenstand. De er så små at når de kommer inn i jordens atmosfære, skaper de ikke effekten av en stjerne.

Melkeveien Galaksen vår. (Ordet "Galaxy" betyr faktisk Melkeveien på gresk.)

Mindre planet - Asteroide

Molekyl - En gruppe atomer koblet sammen.

Flere stjerner - En gruppe stjerner som kretser rundt hverandre.

Nadir - Dette er et punkt på himmelsfæren, rett under observatøren.

Nebula - En sky av gass og støv.

Nøytrino - En veldig liten partikkel som ikke har noen masse eller ladning.

Neutron Star - Restene av en død stjerne. De er utrolig kompakte og spinner veldig fort, noen snurrer 100 ganger i sekundet.

Nyhet – En stjerne som plutselig blinker før den forsvinner igjen – et blink mange ganger sterkere enn dens opprinnelige lysstyrke.

Terrestrisk sfæroid - En planet som ikke er perfekt rund fordi den er bredere på midten, og kortere fra topp til bunn.

Formørkelse - En okkultasjon av ett himmellegeme av et annet.

Opposisjon - Når planeten er nøyaktig motsatt solen, slik at jorden er mellom dem.

Bane - Banen til ett objekt rundt et annet.

Ozon - Et område i jordens øvre atmosfære som absorberer mange av de dødelige strålingene som kommer fra verdensrommet.

Parallax - Forskyvningen av et objekt når det sees fra to forskjellige steder. For eksempel, hvis du lukker det ene øyet og ser på miniatyrbildet ditt og deretter bytter øyne, vil du se at alt i bakgrunnen skifter frem og tilbake. Forskere bruker dette til å måle avstanden til stjerner.

Parsec - 3,26 lysår

Penumbra - Den lyse delen av skyggen er på kanten av skyggen.

Periastra - Når to stjerner som kretser rundt hverandre er på det nærmeste punktet.

Perigeum - Punktet i et objekts bane rundt jorden når det er nærmest jorden.

Perihel - Når et objekt som kretser rundt solen er på det nærmeste punktet til solen

Forstyrrelser - Forstyrrelser i banen til et himmellegeme forårsaket av gravitasjonskraften til et annet objekt.

Faser - Åpenbart endre form på Månen, Merkur og Venus på grunn av hvor mye av solsiden som vender mot Jorden.

Fotosfære - Solens lyse overflate

Planet - Et objekt som beveger seg rundt en stjerne.

Planetarisk tåke - En gasståke som omgir en stjerne.

Presesjon - Jorden oppfører seg som en topp. Stolpene hennes som spinner i sirkler får stolpene til å peke i forskjellige retninger over tid. Det tar 25 800 år for jorden å fullføre én presesjon.

Korrekt bevegelse - Bevegelsen av stjerner over himmelen sett fra jorden. Nærliggende stjerner har en høyere egenbevegelse enn fjernere, som i bilen vår - objekter som er nærmere, som veiskilt, ser ut til å bevege seg raskere enn fjerne fjell og trær.

Proton er en elementær partikkel i sentrum av et atom. Protoner har en positiv ladning.

En kvasar er et veldig fjernt og veldig lyst objekt.

Shining - Et område på himmelen under en meteorregn.

Radiogalakser - Galakser som er ekstremt kraftige sendere av radiostråling.

Rødforskyvning - Når et objekt beveger seg bort fra jorden, strekkes lyset fra det objektet, slik at det ser rødere ut.

Roter - Når noe beveger seg i en sirkel rundt et annet objekt, som månen rundt jorden.

Rotasjon - Når et roterende objekt har minst ett fast plan.

Saros (drakonisk periode) - et tidsintervall på 223 synodiske måneder (omtrent 6585,3211 dager), hvoretter måneformørkelsene og solformørkelsene gjentas på vanlig måte. Saros-syklus - Periode på 18 år 11,3 dager hvor formørkelser gjentar seg.

Satellitt - Et lite objekt i bane. Det er mange elektroniske objekter som kretser rundt jorden.

Blinkende - Blinkende stjerner. Takket være jordens atmosfære.

Utsikt - Tilstanden til jordens atmosfære på et bestemt tidspunkt. Hvis himmelen er klar, sier astronomer at det er god utsikt.

Selenografi er studiet av månens overflate.

Seyfert-galakser er galakser med små lyse sentre. Mange Seyfert-galakser er gode kilder til radiobølger.

Shooting Star - Lys inn i atmosfæren som et resultat av en meteoritt som falt til jorden.

Siderisk periode - Tidsperioden som et objekt i rommet bruker på å fullføre en fullstendig omdreining i forhold til stjernene.

Solsystem - Et system av planeter og andre objekter som kretser rundt solen.

Solvind - En jevn strøm av partikler fra solen i alle retninger.

Solverv - 22. juni og 22. desember. Tiden på året da dagen enten er kortest eller lengst, avhengig av hvor du er.

Spikler er hovedelementene, opptil 16 000 kilometer i diameter, i solens kromosfære.

Stratosfæren - Nivået på jordens atmosfære er omtrent 11-64 km over havet.

En stjerne er et selvlysende objekt som skinner gjennom energien som produseres i kjernefysiske reaksjoner i kjernen.

Supernova - En superlys eksplosjon av en stjerne. En supernova kan produsere samme mengde energi per sekund som en hel galakse.

Solur - Et eldgammelt instrument som brukes til å fortelle tiden.

Solflekker er mørke flekker på overflaten av solen.

Ytre planeter - Planeter som ligger lenger fra solen enn jorden.

Synkron satellitt - En kunstig satellitt som beveger seg rundt jorden med samme hastighet som jorden roterer, slik at den alltid er i samme del av jorden.

Synodisk revolusjonsperiode - Tiden det tar for et objekt i rommet å dukke opp igjen på samme punkt i forhold til to andre objekter, som Jorden og Solen

Syzygy - Posisjonen til Månen i sin bane, i en ny eller full fase.

Terminator - Linjen mellom dag og natt på ethvert himmelobjekt.

Termoelement - Et instrument som brukes til å måle svært små mengder varme.

Time Slowdown - Når du nærmer deg lysets hastighet, reduseres tiden og massen øker (det er en slik teori).

Trojanske asteroider - Asteroider som kretser rundt solen, følger Jupiters bane.

Troposfæren - Den nedre delen av jordens atmosfære.

Shadow - Den mørke indre delen av solskyggen.

Variable Stars - Stjerner som svinger i lysstyrke.

Zenith - Det er rett over hodet ditt på nattehimmelen.

1. Sirius, Sun, Algol, Alpha Centauri, Albireo. Finn et ekstra objekt i denne listen og forklar avgjørelsen din. Beslutning: Det andre objektet er solen. Alle andre stjerner er binære eller multiple. Det kan også bemerkes at solen er den eneste stjernen på listen som planeter er funnet rundt. 2. Estimer det atmosfæriske trykket nær overflaten av Mars hvis det er kjent at massen til atmosfæren er 300 ganger mindre enn massen til jordens atmosfære, og radiusen til Mars er omtrent 2 ganger mindre enn jordens radius. Beslutning: Et enkelt, men ganske nøyaktig estimat kan oppnås hvis vi antar at hele atmosfæren til Mars er samlet i et overflatenært lag med konstant tetthet, lik tettheten ved overflaten. Deretter kan trykket beregnes ved hjelp av den velkjente formelen , hvor er tettheten til atmosfæren nær overflaten av Mars, er akselerasjonen for fritt fall på overflaten, og er høyden til en slik homogen atmosfære. En slik atmosfære vil vise seg å være ganske tynn, så endringen med høyden kan neglisjeres. Av samme grunn kan massen til atmosfæren representeres som hvor er planetens radius. Siden hvor er massen til planeten, er dens radius, er gravitasjonskonstanten, kan uttrykket for trykk skrives som forhold proporsjonalt med planetens tetthet, så trykket på overflaten er proporsjonalt med . Det samme resonnementet kan åpenbart brukes på jorden. Siden den gjennomsnittlige tettheten til Jorden og Mars, to jordiske planeter, er nære, kan avhengigheten av planetens gjennomsnittlige tetthet neglisjeres. Radiusen til Mars er omtrent 2 ganger mindre enn jordens radius, så det atmosfæriske trykket på overflaten av Mars kan estimeres som jordens, d.v.s. ca kPa (faktisk handler det om kPa). 3. Det er kjent at vinkelhastigheten til jordens rotasjon rundt sin akse avtar med tiden. Hvorfor? Beslutning: På grunn av eksistensen av måne- og solenergi (i havet, atmosfæren og litosfæren). Tidevannspukler beveger seg langs jordoverflaten i motsatt retning av rotasjonsretningen rundt sin akse. Siden bevegelsen av tidevannshumper på jordoverflaten ikke kan skje uten friksjon, bremser tidevannshumper jordens rotasjon. 4. Hvor er dagen 21. mars lenger: i St. Petersburg eller Magadan? Hvorfor? Breddegraden til Magadan er . Beslutning: Lengden på dagen bestemmes av solens gjennomsnittlige deklinasjon i løpet av dagen. Rundt 21. mars øker solens deklinasjon med tiden, så dagen blir lengre der 21. mars kommer senere. Magadan ligger øst for St. Petersburg, så varigheten av dagen den 21. mars i St. Petersburg blir lengre. 5. I kjernen av M87-galaksen er et svart hull med massen til solens masse. Finn det sorte hullets gravitasjonsradius (avstanden fra sentrum hvor den andre kosmiske hastigheten er lik lysets hastighet) og den gjennomsnittlige tettheten til materie innenfor gravitasjonsradiusen. Beslutning: Den andre kosmiske hastigheten (det er også rømningshastigheten eller parabolsk hastighet) for ethvert kosmisk legeme kan beregnes ved hjelp av formelen: hvor