Spørsmål.

1. Den tilsynelatende bevegelsen til armaturene som en konsekvens av deres egen bevegelse i rommet, jordens rotasjon og dens revolusjon rundt solen.
2. Prinsipper for å bestemme geografiske koordinater fra astronomiske observasjoner (S. 4 s. 16).
3. Årsaker til endring av månens faser, forhold for forekomsten og frekvensen av sol- og måneformørkelser (s. 6 avsnitt 1,2).
4. Funksjoner ved Solens daglige bevegelse på forskjellige breddegrader til forskjellige tider av året (S.4 s. 2, S. 5).
5. Funksjonsprinsippet og formålet med teleskopet (S. 2).
6. Metoder for å bestemme avstander til solsystemlegemer og deres størrelser (Ap. 12).
7. Muligheter for spektralanalyse og ekstraatmosfæriske observasjoner for å studere himmellegemenes natur (s. 14, "Fysikk" s. 62).
8. De viktigste retningene og oppgavene for romforskning og utforskning.
9. Keplers lov, dens oppdagelse, betydning, grenser for anvendelighet (s. 11).
10. Hovedkarakteristika for de terrestriske planetene, gigantiske planeter (S. 18, 19).
11. Særtrekk ved Månen og planetariske satellitter (S. 17-19).
12. Kometer og asteroider. Grunnleggende ideer om opprinnelsen til solsystemet (S. 20, 21).
13. Solen er som en typisk stjerne. Hovedkarakteristikker (s. 22).
14. De viktigste manifestasjonene av solaktivitet. Deres forbindelse med geografiske fenomener (s. 22 avsnitt 4).
15. Metoder for å bestemme avstander til stjerner. Enheter for avstander og forbindelser mellom dem (s. 23).
16. Grunnleggende fysiske egenskaper ved stjerner og deres forhold (s. 23, avsnitt 3).
17. Den fysiske betydningen av Stefan-Boltzmann-loven og dens anvendelse for å bestemme de fysiske egenskapene til stjerner (s. 24 avsnitt 2).
18. Variable og ikke-stasjonære stjerner. Deres betydning for å studere stjernenes natur (s. 25).
19. Binære stjerner og deres rolle i å bestemme de fysiske egenskapene til stjerner.
20. Stjernenes utvikling, dens stadier og sluttstadier (S. 26).
21. Sammensetning, struktur og størrelse på galaksen vår (s. 27 avsnitt 1).
22. Stjernehoper, fysisk tilstand av det interstellare mediet (S. 27 s. 2, S. 28).
23. Hovedtyper av galakser og deres særegne trekk(s. 29).
24. Grunnleggende om moderne ideer om universets struktur og utvikling (s. 30).

Praktiske oppgaver.

1. Stjernekartoppgave.
2. Bestemmelse av geografisk breddegrad.
3. Bestemmelse av deklinasjonen til en stjerne etter breddegrad og høyde.
4. Beregning av størrelsen på armaturet ved parallakse.
5. Siktforhold for Månen (Venus, Mars) i henhold til skolens astronomiske kalender.
6. Beregning av planetenes omløpsperiode basert på Keplers 3. lov.

Svar.

Billett nummer 1. Jorden gjør komplekse bevegelser: roterer rundt sin akse (T=24 timer), beveger seg rundt solen (T=1 år), roterer med galaksen (T=200 tusen år). Fra dette kan man se at alle observasjoner gjort fra jorden er forskjellige i deres tilsynelatende baner. Planeter er delt inn i indre og ytre (interne: Merkur, Venus; ytre: Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun og Pluto). Alle disse planetene kretser på samme måte som Jorden rundt Solen, men takket være Jordens bevegelse kan man observere den løkkelignende bevegelsen til planetene (kalender s. 36). På grunn av den komplekse bevegelsen til jorden og planetene, oppstår forskjellige planetariske konfigurasjoner.

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

Billett nummer 2. Det er 2 geografiske koordinater: geografisk breddegrad og geografisk lengdegrad. Astronomi som praktisk vitenskap gjør det mulig å finne disse koordinatene (figur "høyden på armaturet ved den øvre kulminasjonen"). Høyden på himmelpolen over horisonten er lik breddegraden til observasjonsstedet. Du kan bestemme breddegraden til observasjonsstedet ved høyden på stjernen ved den øvre kulminasjonen ( Klimaks- øyeblikket for passasje av lyskilden gjennom meridianen) i henhold til formelen:

h = 90° - j + d,

hvor h er høyden på stjernen, d er deklinasjonen, j er breddegraden.

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

l m - l Gr = t m - t Gr

Lokal tid- dette er soltid på et gitt sted på jorden. På hvert punkt lokal tid forskjellig, så folk lever i henhold til sonetid, det vil si i henhold til tiden for gjennomsnittsmeridianen til en gitt sone. Datolinjen er i øst (Beringstredet).

Billett nummer 3. Månen beveger seg rundt jorden i samme retning som jorden roterer rundt sin akse. Refleksjonen av denne bevegelsen er, som vi vet, Månens synlige bevegelse mot bakgrunnen av stjerner mot himmelens rotasjon. Hver dag forskyver Månen seg østover i forhold til stjernene med omtrent 13°, og etter 27,3 dager vender den tilbake til de samme stjernene, etter å ha beskrevet en hel sirkel på himmelsfæren.

Månens tilsynelatende bevegelse er ledsaget av en kontinuerlig endring i utseendet - en endring av faser. Dette skjer fordi månen inntar forskjellige posisjoner i forhold til solen og jorden som lyser opp den.

Når månen fremstår for oss som en smal halvmåne, lyser også resten av skiven litt. Dette fenomenet kalles askelys og forklares ved at Jorden lyser opp Månens nattside med reflektert sollys.

Jorden og månen, opplyst av solen, kaster skyggekjegler og penumbrakjegler. Når Månen faller helt eller delvis inn i jordens skygge, inntreffer en total eller delvis måneformørkelse. Fra jorden er den synlig samtidig overalt der månen er over horisonten. Den totale måneformørkelsesfasen fortsetter til Månen begynner å komme ut av jordens skygge, og kan vare i opptil 1 time og 40 minutter. Solens stråler, brutt i jordens atmosfære, faller inn i kjeglen til jordskyggen. I dette tilfellet absorberer atmosfæren sterkt blå og tilstøtende stråler, og overfører hovedsakelig røde inn i kjeglen. Dette er grunnen til at månen, under en stor formørkelsesfase, blir rødlig og ikke forsvinner helt. Måneformørkelser forekommer før tre ganger et år og selvfølgelig bare på fullmåne.

En total solformørkelse er bare synlig der en flekk av måneskyggen faller på jorden; diameteren på stedet overstiger ikke 250 km. Når månen beveger seg gjennom sin bane, beveger dens skygge seg over jorden fra vest til øst, og sporer et suksessivt smalt bånd av total formørkelse. Der månens penumbra faller på jorden, observeres en delvis solformørkelse.

På grunn av en liten endring i avstandene til jorden fra månen og solen, er den tilsynelatende vinkeldiameteren noen ganger litt større, noen ganger litt mindre enn solenergien, noen ganger lik den. I det første tilfellet varer en total solformørkelse opptil 7 minutter og 40 sekunder, i det andre dekker månen ikke solen helt, og i det tredje bare i ett øyeblikk.

Det kan være fra 2 til 5 solformørkelser i løpet av et år, i sistnevnte tilfelle er de absolutt delvise.

Billett nummer 4. I løpet av året beveger solen seg langs ekliptikken. Ekliptikken går gjennom 12 dyrekretskonstellasjoner. I løpet av dagen beveger solen seg, som en vanlig stjerne, parallelt med himmelekvator
(-23°27¢ £ d £ +23°27¢). Denne endringen i deklinasjonen er forårsaket av tilten jordens akse til orbitalplanet.

På breddegraden til tropene Kreps (Sør) og Steinbukken (nord), er solen på sitt senit på dagene for sommer- og vintersolverv.

På Nordpolen går ikke solen og stjernene ned mellom 21. mars og 22. september. Polarnatten begynner 22. september.

Billett nummer 5. Teleskoper kommer i to typer: reflekterende teleskop og refrakterende teleskop (bilder).

I tillegg til optiske teleskoper finnes det radioteleskoper, som er enheter som registrerer romstråling. Radioteleskopet er en parabolantenne med en diameter på ca 100 m. Naturlige formasjoner, som kratere eller fjellskråninger, brukes som en seng for antennen. Radiostråling gjør det mulig å utforske planeter og stjernesystemer.

Billett nummer 6. Horisontal parallakse er vinkelen som jordas radius er synlig fra planeten, vinkelrett på siktelinjen.

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

I dag brukes radarmetoder for å bestemme avstanden til armaturer: de sender et radiosignal til planeten, signalet reflekteres og registreres av mottaksantennen. Når du kjenner signalets reisetid, bestemmes avstanden.

Billett nummer 7. Spektralanalyse er et viktig verktøy for å utforske universet. Spektralanalyse er en metode der den kjemiske sammensetningen av himmellegemer, deres temperatur, størrelse, struktur, avstand til dem og hastigheten på deres bevegelse bestemmes. Spektralanalyse utføres ved hjelp av spektrograf- og spektroskopinstrumenter. Ved hjelp av spektralanalyse ble den kjemiske sammensetningen av stjerner, kometer, galakser og solsystemlegemer bestemt, siden i spekteret er hver linje eller sett med linjer karakteristisk for et grunnstoff. Intensiteten til spekteret kan brukes til å bestemme temperaturen til stjerner og andre kropper.

Basert på deres spekter blir stjerner tilordnet en eller annen spektralklasse. Fra spektraldiagrammet kan du bestemme den tilsynelatende størrelsen på stjernen, og deretter bruke formlene:

M = m + 5 + 5log p

log L = 0,4(5 - M)

finne den absolutte størrelsen, lysstyrken og derfor størrelsen på stjernen.

Bruker Dopplers formel

Opprettelsen av moderne romstasjoner, gjenbrukbare skip, samt utskytingen av romfartøyer til planetene (Vega, Mars, Luna, Voyager, Hermes) gjorde det mulig å installere teleskoper på dem, gjennom hvilke disse armaturene kan observeres nært uten atmosfærisk innblanding.

Billett nummer 8. Begynnelsen av romalderen ble lagt av verkene til den russiske forskeren K. E. Tsiolkovsky. Han foreslo å bruke jetmotorer for romutforskning. Han foreslo først ideen om å bruke flertrinnsraketter for å skyte opp romfartøy. Russland var en pioner innen dette konseptet. Den første kunstige jordsatellitten ble skutt opp 4. oktober 1957, den første forbiflyvningen av månen som tok bilder - 1959, den første bemannede romferden - 12. april 1961. Den første amerikanske flyturen til månen - 1964, oppskyting av romskip og verdensrommet stasjoner.

1. Vitenskapelige mål:

• menneskelig tilstedeværelse i rommet;
• utforsking av verdensrommet;
• utvikling av teknologi for romfart;

1. Militære formål (beskyttelse mot atomangrep);
2. Telekommunikasjon (satellittkommunikasjon utført ved bruk av kommunikasjonssatellitter);
3. Værmeldinger, prediksjon av naturkatastrofer (meteo-satellitter);
4. Produksjonsmål:

• søk etter mineraler;
• Miljøovervåking.

Billett nummer 9. Fortjenesten ved å oppdage lovene for planetarisk bevegelse tilhører den fremragende vitenskapsmannen Johannes Kepler.

Første lov. Hver planet dreier seg i en ellipse, med Solen ved et av fokusene.

Andre lov. (områdeloven). Radiusvektoren til planeten beskriver like områder i like tidsperioder. Av denne loven følger det at hastigheten til en planet når den beveger seg i sin bane, jo nærmere den er solen, jo større.

Tredje lov. Firkantene til planetenes sideriske perioder er relatert som kubene til de semi-major-aksene til deres bane.

Denne loven gjorde det mulig å fastslå de relative avstandene til planetene fra solen (i enheter av halvhovedaksen til jordens bane), siden de sideriske periodene til planetene allerede var beregnet. Den halve hovedaksen til jordens bane er tatt som den astronomiske enheten (AU) av avstander.

Billett nummer 10. Plan:

1. Liste over alle planeter;
2. Divisjon (jordiske planeter: Merkur, Mars, Venus, Jorden, Pluto; og gigantiske planeter: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun);
3. Snakk om egenskapene til disse planetene basert på tabellen. 5 (s. 144);
4. Angi hovedtrekkene til disse planetene.

Billett nummer 11 . Plan:

1. Fysiske forhold på månen (størrelse, masse, tetthet, temperatur);

Månen er 81 ganger mindre enn jorden i masse, dens gjennomsnittlige tetthet er 3300 kg/m 3, dvs. mindre enn jordens. Det er ingen atmosfære på Månen, bare et tynt skall av støv. De enorme forskjellene i temperatur på månens overflate fra dag til natt forklares ikke bare av fraværet av en atmosfære, men også av varigheten av månedagen og månens natt, som tilsvarer våre to uker. Temperaturen ved månens subsolar-punkt når + 120°C, og på det motsatte punktet av natthalvkulen - 170°C.

1. Relieff, hav, kratere;
2. Kjemiske egenskaper av overflaten;
3. Tilstedeværelse av tektonisk aktivitet.

Satellittene til planetene:

1. Mars (2 små satellitter: Phobos og Deimos);
2. Jupiter (16 satellitter, de mest kjente 4 galileiske satellittene: Europa, Callisto, Io, Ganymedes; et hav av vann ble oppdaget på Europa);
3. Saturn (17 satellitter, Titan er spesielt kjent: den har en atmosfære);
4. Uranus (16 satellitter);
5. Neptun (8 satellitter);
6. Pluto (1 satellitt).

Billett nummer 12. Plan:

1. Kometer (fysisk natur, struktur, baner, typer), de mest kjente kometene:

• Kometen Halley (T = 76 år; 1910 - 1986 - 2062);
• kometen Enck;
• Komet Hyakutaki;

1. Asteroider (mindre planeter). De mest kjente er Ceres, Vesta, Pallas, Juno, Icarus, Hermes, Apollo (mer enn 1500 totalt).

Studiet av kometer, asteroider og meteorregn viste at de alle har samme fysiske natur og samme kjemiske sammensetning. Å bestemme alderen til solsystemet antyder at solen og planetene er omtrent like gamle (omtrent 5,5 milliarder år). I følge teorien om solsystemets opprinnelse av akademiker O. Yu. Schmidt, oppsto jorden og planetene fra en gass-støvsky, som på grunn av loven om universell gravitasjon ble fanget av solen og rotert i samme retning som solen. Gradvis dannet det seg kondensasjoner i denne skyen, som ga opphav til planeter. Bevis på at planeter ble dannet fra slike konsentrasjoner er fallet av meteoritter på jorden og andre planeter. I 1975 ble kometen Wachmann-Strassmanns fall på Jupiter notert.

Billett nummer 13. Solen er den stjernen som er nærmest oss, der vi, i motsetning til alle andre stjerner, kan observere skiven og bruke et teleskop til å studere små detaljer på den. Solen er en typisk stjerne, og derfor hjelper studien til å forstå stjernenes natur generelt.

Solens masse er 333 tusen ganger større enn jordens masse, kraften til den totale strålingen fra solen er 4 * 10 23 kW, den effektive temperaturen er 6000 K.

Som alle stjerner er solen en varm ball av gass. Den består hovedsakelig av hydrogen med en blanding av 10% (av antall atomer) helium, 1-2% av solens masse står for andre tyngre grunnstoffer.

På solen er materie høyt ionisert, det vil si at atomene har mistet sine ytre elektroner og blir sammen med dem frie partikler av ionisert gass - plasma.

Gjennomsnittlig tetthet av solmateriale er 1400 kg/m3. Dette er imidlertid et gjennomsnittstall, og tettheten i de ytre lagene er uforholdsmessig mindre, og i midten er den 100 ganger større.

Under påvirkning av gravitasjonstiltrekningskrefter rettet mot sentrum av solen, skapes et enormt trykk i dypet, som i sentrum når 2 * 10 8 Pa, ved en temperatur på omtrent 15 millioner K.

Under slike forhold har hydrogenatomkjernene svært høye hastigheter og kan kollidere med hverandre, til tross for virkningen av den elektrostatiske frastøtende kraften. Noen kollisjoner resulterer i kjernefysiske reaksjoner der helium dannes fra hydrogen og en stor mengde varme frigjøres.

Solens overflate (fotosfære) har en granulær struktur, det vil si at den består av "korn" med en gjennomsnittlig størrelse på omtrent 1000 km. Granulering er en konsekvens av bevegelse av gasser i en sone langs fotosfæren. Noen ganger, i visse områder av fotosfæren, øker de mørke hullene mellom flekkene, og det dannes store mørke flekker. Da han observerte solflekker gjennom et teleskop, la Galileo merke til at de beveget seg over Solens synlige skive. På dette grunnlaget konkluderte han med at solen roterer rundt sin akse med en periode på 25 dager. ved ekvator og 30 dager. nær polene.

Flekker er ustabile formasjoner, som oftest vises i grupper. Rundt flekkene er noen ganger nesten umerkelige lysformasjoner synlige, som kalles fakler. Hovedtrekket til flekker og fakler er tilstedeværelsen av magnetiske felt med induksjon som når 0,4-0,5 Tesla.

Billett nummer 14. Manifestasjon av solaktivitet på jorden:

1. Solflekker er en aktiv kilde elektromagnetisk stråling, forårsaker den såkalte " magnetiske stormer" Disse "magnetiske stormene" påvirker fjernsyns- og radiokommunikasjon og forårsaker kraftige nordlys.
2. Solen sender ut følgende typer stråling: ultrafiolett, røntgenstråler, infrarøde og kosmiske stråler (elektroner, protoner, nøytroner og tunge partikler hadroner). Disse strålingene er nesten utelukkende blokkert av jordens atmosfære. Dette er grunnen til at jordens atmosfære bør holdes normal. Med jevne mellomrom opptrer ozonhull lar stråling fra solen nå jordoverflaten og påvirker organisk liv på jorden negativt.
3. Solaktivitet skjer hvert 11. år. Den siste maksimale solaktiviteten var i 1991. Forventet maksimum er 2002. Maksimal solaktivitet betyr det største antallet solflekker, stråling og prominenser. Det har lenge vært fastslått at endringer i solaktiviteten Solen påvirker følgende faktorer:

• epidemiologisk situasjon på jorden;
• antall ulike typer naturkatastrofer (tyfoner, jordskjelv, flom, etc.);
• på antall bil- og togulykker.

Det maksimale av alt dette skjer i løpet av 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 menneskelig velvære.

Billett nummer 15. 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 bruker de årlig parallakse i stedet for horisontal.

Den årlige parallaksen til en stjerne er vinkelen som halvhovedaksen til jordens bane kan sees fra stjernen hvis den er vinkelrett på siktelinjen.

a er den halve hovedaksen til jordens bane,

p - årlig parallakse.

Avstandsenheten parsec brukes også. Parsec er avstanden fra hvilken halvhovedaksen til jordens bane, vinkelrett på siktlinjen, er synlig i en vinkel på 1².

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

Ved å måle den årlige parallaksen kan du pålitelig bestemme avstanden til stjerner som befinner seg ikke lenger enn 100 parsecs eller 300 lysår unna. år.

Billett nummer 16. Stjerner er klassifisert i henhold til følgende parametere: størrelse, farge, lysstyrke, spektralklasse.

Basert på størrelsen deles stjerner inn i dvergstjerner, mellomstore stjerner, normale stjerner, kjempestjerner og superkjempestjerner. Dvergstjerner - en satellitt av stjernen Sirius; midten - Sun, Capella (Auriga); normal (t = 10 tusen K) - har dimensjoner mellom solen og Capella; gigantiske stjerner - Antares, Arcturus; superkjemper - Betelgeuse, Aldebaran.

Etter farge er stjerner delt inn i rødt (Antares, Betelgeuse - 3000 K), gult (Sun, Capella - 6000 K), hvitt (Sirius, Deneb, Vega - 10000 K), blått (Spica - 30000 K).

Stjerner klassifiseres i henhold til deres lysstyrke som følger. Hvis vi tar solens lysstyrke som 1, har hvite og blå stjerner en lysstyrke på 100 og 10 tusen ganger mer enn solens lysstyrke, og røde dverger har 10 ganger mindre lysstyrke av solen.

Basert på spekteret deres deles stjerner inn i spektralklasser (se tabell).

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

Billett nummer 17. Stefan-Boltzmann-loven definerer forholdet mellom stråling og temperatur på stjerner.

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

e - strålingsenergi 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 maksimal stråling oppstår ved:

l maks T = b b - Wien konstant

Du kan fortsette fra det motsatte, dvs. bruke lysstyrke og temperatur for å bestemme størrelsen på stjerner.

Billett nummer 18. Plan:

1. Cepheider
2. Nye stjerner
3. Supernovaer

Billett nummer 19. Plan:

1. Visuelt dobler, multipler
2. Spektral dobler
3. Formørkende variable stjerner

Billett nummer 20. Det finnes forskjellige typer stjerner: enkle, doble og multiple, stasjonære og variable, kjempestjerner og dvergstjerner, novaer og supernovaer. Er det noen mønstre i denne variasjonen av stjerner, i deres tilsynelatende kaos? Slike mønstre eksisterer, til tross for forskjellige lysstyrker, temperaturer og størrelser på stjerner.

1. Det er fastslått at lysstyrken til stjerner øker med økende masse, og denne avhengigheten bestemmes av formelen L = m 3,9, i tillegg er loven L » R 5,2 gyldig for mange stjerner.
2. Avhengighet av L av t° og farge (farge - lysstyrkediagram).

Jo mer massiv stjernen er, jo raskere brenner hoveddrivstoffet - hydrogen - ut og blir til helium ( ). Massive blå og hvite kjemper brenner ut innen 10 7 år. Gule stjerner som Capella og Solen brenner ut på 10 10 år (t Sol = 5 * 10 9 år). Hvite og blå stjerner brenner ut og blir til røde kjemper. Syntesen av 2C + He ® C 2 He skjer i dem. Når helium brenner ut, trekker stjernen seg sammen og blir til en hvit dverg. Den hvite dvergen blir til slutt til en veldig tett stjerne, som kun består av nøytroner. Å redusere størrelsen på en stjerne fører til at den roterer veldig raskt. Denne stjernen ser ut til å pulsere og sende ut radiobølger. De kalles pulsarer - sluttfasen av gigantiske stjerner. Noen stjerner med mye større masse enn solens masse komprimeres så mye at de blir til såkalte "svarte hull", som på grunn av tyngdekraften ikke sender ut synlig stråling.

Billett nummer 21. Stjernesystemet vårt - Galaxy er en av de elliptiske galaksene. Melkeveien som vi ser er bare en del av galaksen vår. Med moderne teleskoper kan du se stjerner opp til styrke 21. Antallet av disse stjernene er 2 * 10 9, men dette er bare en liten del av befolkningen i galaksen vår. Diameteren til galaksen er omtrent 100 tusen lysår. Når du observerer galaksen, kan du legge merke til en "splittelse", som er forårsaket av interstellart støv, som dekker stjernene til galaksen fra oss.

Befolkning av galaksen.

Det er mange røde kjemper og kortvarige Cepheider i den galaktiske kjernen. Grenene lenger fra sentrum inneholder mange superkjemper og klassiske Cepheider. Spiralarmene inneholder varme superkjemper og klassiske Cepheider. Galaksen vår dreier seg rundt sentrum av galaksen, som ligger i stjernebildet Hercules. solsystemet gjør en fullstendig revolusjon rundt sentrum av galaksen om 200 millioner år. Basert på rotasjonen til solsystemet kan man bestemme den omtrentlige massen til galaksen - 2 * 10 11 m av jorden. Stjerner anses å være stasjonære, men i virkeligheten beveger stjerner seg. Men siden vi er betydelig fjernet fra dem, kan denne bevegelsen bare observeres over tusenvis av år.

Billett nummer 22. I galaksen vår er det i tillegg til enkeltstjerner stjerner som er kombinert til klynger. Det er 2 typer stjernehoper:

1. Åpne stjernehoper, slik som Pleiades-stjernehopene i stjernebildene Tyren og Hyades. Med det blotte øye kan du se 6 stjerner i Pleiadene, men hvis du ser gjennom et teleskop, kan du se en spredning av stjerner. Størrelsen på åpne klynger er flere parsecs. Åpne stjernehoper består av hundrevis av hovedsekvensstjerner og superkjemper.
2. Kulestjernehoper har størrelser opp til 100 parsecs. Disse klyngene er preget av kortvarige Cepheider og en særegen størrelse (fra -5 til +5 enheter).

Den russiske astronomen V. Ya. Struve oppdaget at det eksisterer interstellar absorpsjon av lys. Det er interstellar absorpsjon av lys som demper lysstyrken til stjerner. Det interstellare mediet er fylt med kosmisk støv, som danner såkalte tåker, for eksempel de mørke tåkene til de store magellanske skyene og hestehodet. I stjernebildet Orion er det en gass- og støvtåke som lyser med det reflekterte lyset fra nærliggende stjerner. I stjernebildet Vannmannen er det en stor planetarisk tåke, dannet som et resultat av utstøting av gass fra nærliggende stjerner. Vorontsov-Velyaminov beviste at utslipp av gasser fra gigantiske stjerner er tilstrekkelig for dannelsen av nye stjerner. Gasståker danner et lag i Galaxy 200 parsecs tykt. De består av H, He, OH, CO, CO 2, NH 3. Nøytralt hydrogen sender ut en bølgelengde på 0,21 m. Fordelingen av dette radioutslippet bestemmer fordelingen av hydrogen i galaksen. I tillegg har Galaxy kilder til bremsstrahlung (røntgen) radioutslipp (kvasarer).

Billett nummer 23. William Herschel satte mange tåker på stjernekartet på 1600-tallet. Deretter viste det seg at dette er gigantiske galakser som befinner seg utenfor galaksen vår. Ved hjelp av Cepheider beviste den amerikanske astronomen Hubble at den nærmeste galaksen til oss, M-31, ligger i en avstand på 2 millioner lysår. Omtrent tusen slike galakser er oppdaget i stjernebildet Veronica, millioner av lysår unna oss. Hubble beviste at det er et rødt skifte i galaksespektrene. Denne forskyvningen er større jo lenger unna galaksen er fra oss. Med andre ord, jo lenger galaksen er, desto større er hastigheten for fjerning fra oss.

V offset = D * H H - Hubble konstant, D - skift i spekteret.

Modellen for et ekspanderende univers basert på Einsteins teori ble bekreftet av den russiske forskeren Friedman.

Galakser er klassifisert i uregelmessige, elliptiske og spiraltyper. Elliptiske galakser er i stjernebildet Tyren, en spiralgalakse er vår, Andromeda-tåken, en uregelmessig galakse er i de magellanske skyene. I tillegg til synlige galakser finnes det såkalte radiogalakser i stjernesystemer, det vil si kraftige kilder til radiostråling. I stedet for disse radiogalaksene ble det funnet små lysende objekter, hvis rødforskyvning er så høy at de åpenbart er milliarder av lysår unna oss. De ble kalt kvasarer fordi strålingen deres noen ganger er kraftigere enn en hel galakse. Det er mulig at kvasarer er kjernene i svært kraftige stjernesystemer.

Billett nummer 24. Den siste stjernekatalogen inneholder mer enn 30 tusen galakser lysere enn magnituden 15, og hundrevis av millioner av galakser kan fotograferes med et kraftig teleskop. Alt dette, sammen med vår galakse, danner den såkalte metagalaksen. Når det gjelder størrelse og antall objekter, er metagalaksen uendelig; den har verken begynnelse eller slutt. I følge moderne konsepter skjer det i hver galakse utryddelse av stjerner og hele galakser, samt fremveksten av nye stjerner og galakser. Vitenskapen som studerer universet vårt som helhet kalles kosmologi. Ifølge teorien til Hubble og Friedman, vårt univers, tar hensyn til generell teori Einstein, et slikt univers utvider seg for omtrent 15 milliarder år siden, de nærmeste galaksene var nærmere oss enn de er nå. Et eller annet sted i rommet oppstår nye stjernesystemer, og med tanke på formelen E = mc 2, siden vi kan si at siden masser og energier er ekvivalente, representerer deres gjensidige transformasjon til hverandre grunnlaget for den materielle verden.

BILLETTER TIL ASTRONOMI 11. KLASSE

BILLETT nr. 1

De synlige bevegelsene til armaturene som en konsekvens av deres egen bevegelse i rommet, jordens rotasjon og dens revolusjon rundt solen.

Jorden gjør komplekse bevegelser: roterer rundt sin akse (T=24 timer), beveger seg rundt solen (T=1 år), roterer med galaksen (T=200 tusen år). Fra dette kan man se at alle observasjoner gjort fra jorden er forskjellige i deres tilsynelatende baner. Planetene beveger seg over himmelen, enten fra øst til vest (direkte bevegelse), eller fra vest til øst (retrograd bevegelse). Momenter med retningsendring kalles stopp. Hvis du plotter denne stien på et kart, får du en løkke. Jo større avstanden er mellom planeten og jorden, jo mindre er løkken. 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 på grunn av jordens bevegelse kan sløyfe-lignende bevegelse av planetene observeres. Gjensidige ordninger planeter i forhold til solen og jorden kalles planetariske konfigurasjoner.

Planetariske konfigurasjoner, dekomp. geometrisk planetenes plassering i forhold til solen og jorden. Visse posisjoner av planetene, synlige fra jorden og målt i forhold til solen, er spesielle. titler. På illus. V - indre planet, jeg- ytre planet, E - Jord, S - Sol. Når internt planeten ligger i en rett linje med solen, den er inne forbindelse. K.p. EV 1 S og ESV 2 er 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 retning motsatt av Solen (I 3 ES) Vinkelen mellom retningene til planeten og til Solen med toppunktet på jorden, f.eks. I 5 ES, kalt forlengelse. For innvendig planeter maks, forlengelse oppstår når vinkelen EV 8 S er 90°; for eksterne planeter kan forlenges i området 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 går i bane rundt solen kalles den sideriske (stjerne) revolusjonsperioden - T, tidsperioden mellom to identiske konfigurasjoner kalles den synodiske perioden - S.

Planetene beveger seg rundt Solen i én retning og fullfører en fullstendig revolusjon rundt Solen i en tidsperiode = siderisk periode

for indre planeter

for ytre planeter

S – siderisk periode (i forhold til stjerner), T – synodisk periode (mellom faser), Т = 1 år.

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

Beregning av avstanden til en galakse basert på Hubbles lov.

H = 50 km/sek*Mpc – Hubble Constant

BILLETT nr. 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 en finne disse koordinatene. Høyden på himmelpolen over horisonten er lik den geografiske breddegraden til observasjonsstedet. Omtrent geografisk breddegrad kan bestemmes ved å måle nordstjernens høyde, fordi hun er fjernt fra Nordpolen verden med rundt 10. Du kan bestemme breddegraden til observasjonsstedet ved høyden på stjernen ved den øvre kulminasjonen ( Klimaks– øyeblikket for passasje av lyskilden gjennom meridianen) i henhold til formelen:

j = d ± (90 – h), avhengig av om den kulminerer sør eller nord for senit. h – stjernens høyde, d – deklinasjon, j – breddegrad.

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

T λ 1 – T λ 2 = λ 1 – λ 2 Etter å ha funnet ut tidsforskjellen på to punkter, hvor lengden til det ene er kjent, kan du bestemme lengden til det andre punktet.

Lokal tid- dette er soltid på et gitt sted 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 en gitt sone. Datolinjen er 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 nr. 3

Årsaker til å endre månens faser. Betingelser for forekomst og hyppighet av sol- og måneformørkelser.

Fase, i astronomi oppstår faseendringer på grunn av periodiske endringer i belysningsforholdene til himmellegemer i forhold til observatøren. Endringen av Månens fase er forårsaket av en endring i de relative posisjonene til Jorden, Månen og Solen, samt av det faktum at Månen skinner med lys som reflekteres fra den. Når månen er mellom solen og jorden på en rett linje som forbinder dem, vender den ubelyste delen av månens overflate mot jorden, så vi ser den ikke. Denne F. - nymåne. Etter 1-2 dager beveger Månen seg bort 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 ble kalt askegrå lys. En uke senere kommer F. - første kvarter: Den opplyste delen av månen utgjør halvparten av 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 halvparten av disken opplyst. Hele perioden av månesyklusen kalles en synodisk måned.

Formørkelse, et astronomisk fenomen der et himmellegeme helt eller delvis dekker et annet, eller skyggen av ett legeme faller på et annet. Solar 3. oppstår når jorden faller inn i skyggen som kastes av månen, og månen - når månen faller inn i skyggen av jorden. Månens skygge under solenergi 3. består av en sentral skygge og en penumbra som omgir den. Under gunstige forhold kan en hel måne 3. vare i 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 solen. Solar 3. kan oppstå hvis linjen som forbinder sentrene til sola og månen krysser jordoverflaten. Diametrene til måneskyggen når den faller på jorden kan nå flere. hundrevis av kilometer. Observatøren ser at den mørke måneskiven ikke helt dekket solen, og etterlot 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 for linjen som forbinder sentrene deres med jordens overflate se en full solenergi 3. Fordi Jorden roterer rundt sin akse, månen rundt jorden, og jorden rundt solen, måneskyggen glir raskt langs jordoverflaten fra punktet der den falt på den til punktet der den forlater den, og tegner en stripe med komplett eller sirkulær form på jorden 3. Delvis 3. kan observeres når månen bare blokkerer en del av solen. Tiden, varigheten og mønsteret til sol eller måne avhenger 3. av geometrien til Jord-Måne-Sol-systemet. På grunn av helningen til månebanen i forhold til *ekliptikken, skjer ikke sol- og månehendelser på hver ny- eller fullmåne. Sammenligning av prediksjon 3. med observasjoner lar oss klargjøre teorien om Månens bevegelse. Siden geometrien til systemet gjentar seg nesten nøyaktig hvert 18. år og 10 dager, forekommer 3. med denne perioden, kalt saros. Registreringer 3. har blitt brukt siden antikken for å teste virkningene av tidevann på månebanen.

Bestemme koordinatene til stjerner ved hjelp av et stjernekart.

BILLETT nr. 4

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

La oss vurdere den årlige bevegelsen til solen over himmelsfæren. Jorden gjør en hel omdreining rundt solen i løpet av et år; på en dag beveger solen seg langs ekliptikken fra vest til øst med omtrent 1°, og på 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 gjennom året. La oss vurdere de midtre breddegradene på den nordlige halvkule.

Under solens passasje gjennom vårjevndøgn (α = 0 t), i slutten av mars, er solens deklinasjon 0°, så på denne dagen er solen praktisk talt ved himmelekvator, står opp i øst og stiger ved den øvre kulminasjonen til en høyde på h = 90° - φ og setter i vest. Siden himmelekvator deler himmelsfæren i to, er Solen over horisonten halvparten av dagen, og under den halve dagen, 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, slik at mer og mer av den daglige parallellen til solen hver dag vises over horisonten. Solen står opp tidligere, stiger høyere og høyere ved sitt klimaks, og går ned senere. Soloppgangs- og solnedgangspunktene skifter nordover hver dag, og dagen blir lengre.

Hellingsvinkelen til tangenten til ekliptikken ved solens plassering avtar imidlertid hver dag, og sammen med det avtar økningen i deklinasjonshastigheten. Til slutt, i slutten av juni, når solen det nordligste punktet av ekliptikken (α = 6 timer, δ = +e). På dette tidspunktet stiger den ved sin øvre kulminasjon til en høyde på 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 dette begynner solens deklinasjon å avta - veldig sakte først, og deretter mer og raskere. Hver dag stiger den senere, går ned tidligere, soloppgang og solnedgang flytter seg tilbake mot sør.

I slutten av september når solen det andre skjæringspunktet mellom ekliptikken og ekvator (α = 12 timer), og jevndøgn inntreffer igjen, denne gangen om høsten. Igjen når endringshastigheten i solens deklinasjon et maksimum, og den beveger seg raskt sørover. Natten blir lengre enn dagen, og hver dag synker solens høyde ved sin øvre kulminasjon.

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 står den opp i sør til en høyde på 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 forbli lys en stund etter solnedgang. Denne perioden kalles skumring. Sivil skumring varierer avhengig av dybden av solens nedsenking under horisonten (-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, stuper solen ved sin nedre kulminasjon under horisonten med mindre enn 18°, og sommernetter blir lyse på grunn av astronomisk skumring. På samme måte, ved φ > 54°.5 på sommersolverv, er solens høyde h > -12° - navigasjonsskumringen varer hele natten (Moskva faller inn i denne sonen, hvor det ikke blir mørkt på tre måneder i året - fra begynnelsen av mai til begynnelsen av august). Enda lenger nord, ved φ > 58°.5, stopper ikke lenger sivilt skumring om sommeren (St. Petersburg med sine berømte "hvite netter" ligger her).

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

La oss nå se på mer sørlige breddegrader. Som allerede nevnt, sør for breddegrad φ = 90° - e - 18° er nettene alltid mørke. Med ytterligere bevegelse mot sør, stiger solen høyere og høyere når som helst på året, og forskjellen mellom delene av dens daglige parallell som ligger 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; i øyeblikket for sommersolverv, på et av punktene på denne breddegraden, er solen nøyaktig på sitt senit. Til slutt, ved ekvator, er solens daglige paralleller alltid delt av horisonten i to like deler, det vil si at dag er alltid lik natt, og solen er på sitt senit under jevndøgn.

Sør for ekvator vil alt være likt det som er beskrevet ovenfor, bare i det meste av året (og alltid sør for den sørlige tropen) vil den øvre kulminasjonen av solen skje nord for senit.

Peke på et gitt objekt og fokusere teleskopet .

BILLETT nr. 5

1. Funksjonsprinsippet og formålet med teleskopet.

Teleskop, et astronomisk instrument for å observere himmellegemer. Et godt designet teleskop er i stand til å samle inn elektromagnetisk stråling i ulike spektralområder. I astronomi brukes et optisk teleskop til å forstørre bilder og samle lys fra svake kilder, spesielt de som er usynlige for det blotte øye, fordi Til sammenligning er den i stand til å samle mer lys og gi høy vinkeloppløsning, slik at flere detaljer kan sees i et forstørret bilde. Et refrakterende teleskop bruker en stor linse som objektiv for å samle og fokusere lys, og bildet sees ved hjelp av et okular laget av en eller flere linser. Et stort problem i utformingen av brytende teleskoper er kromatisk aberrasjon (fargekantene rundt bildet skapt av en enkel linse ettersom lys med forskjellige bølgelengder fokuseres på forskjellige avstander). Dette 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 produseres. Derfor foretrekkes for tiden reflekterende teleskoper som bruker et speil som linse. Det første reflekterende teleskopet ble oppfunnet av Newton i henhold til hans design, kalt Newtons system. Nå er det flere metoder for å observere bilder: Newton-systemet, Cassegrain (fokusposisjonen er praktisk for å registrere og analysere lys ved hjelp av andre instrumenter, for eksempel et fotometer eller spektrometer), Kude (kretsen er veldig praktisk når det kreves klumpete utstyr for lysanalyse), Maksutov (den såkalte menisken), 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: fast og fullt roterende; RATAN-600 type; i-fase; radiointerferometre). Det finnes også teleskoper for opptak av røntgen- og gammastråling. Siden sistnevnte blir absorbert av jordens atmosfære, er røntgenteleskoper vanligvis montert på satellitter eller luftbårne sonder. Gammastrålastronomi bruker teleskoper plassert på satellitter.

Beregning av planetens omløpsperiode basert på Keplers tredje lov.

T s = 1 år

a s = 1 astronomisk enhet

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

BILLETT nr. 6

Metoder for å bestemme avstander til solsystemlegemer og deres størrelser.

Først bestemmes avstanden til et tilgjengelig punkt. Denne avstanden kalles basis. Vinkelen som basen 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 – jordas radius, r – stjernens radius.

Radar metode. Den består i å sende en kraftig kortvarig impuls til et himmellegeme, og deretter motta det reflekterte signalet. Forplantningshastigheten til radiobølger er lik lysets hastighet i vakuum: kjent. Derfor, hvis du nøyaktig måler tiden det tok for signalet å nå himmellegemet og returnere tilbake, er det lett å beregne den nødvendige avstanden.

Radarobservasjoner gjør det mulig å bestemme med stor nøyaktighet avstandene til solsystemets himmellegemer. Denne metoden ble brukt for å klargjøre avstandene til Månen, Venus, Merkur, Mars og Jupiter.

Lasermåling av månen. Rett etter oppfinnelsen av kraftige kilder til lysstråling - optiske kvantegeneratorer (lasere) - begynte eksperimenter med laseravstand til månen. Laseravstandsmetoden ligner på radar, men målenøyaktigheten er mye høyere. Optisk plassering gjør det mulig å bestemme avstanden mellom utvalgte punkter på månens og jordens overflate 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 de er synlige for en observatør på jorden i - vinkelradiusen til stjernen r og avstanden til stjernen D.

Ta hensyn til p 0 – den horisontale parallaksen til armaturet 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 nr. 7

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

Dekomponeringen av elektromagnetisk stråling til bølgelengder med det formål å studere dem kalles spektroskopi. Spektralanalyse 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 ved astronomiske objekter. Fra absorpsjonsspekteret (mer presist, fra tilstedeværelsen av visse linjer i spekteret) kan man bedømme den kjemiske sammensetningen av stjernens atmosfære. Basert på intensiteten til spekteret kan temperaturen til stjerner og andre kropper bestemmes:

l maks T = b, b – Wien 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: . En forskyvning av linjer i spekteret til en stjerne i forhold til sammenligningsspekteret til den røde siden indikerer at stjernen beveger seg bort fra oss, et skifte til den fiolette siden av spekteret indikerer at stjernen nærmer seg oss. Hvis linjene i spekteret endres med jevne mellomrom, så har stjernen en satellitt og de kretser rundt et felles massesenter. Dopplereffekten gjør det også mulig å estimere rotasjonshastigheten til stjerner. Selv når den emitterende gassen ikke har noen relativ bevegelse, vil spektrallinjene som sendes ut av individuelle atomer skifte fra laboratorieverdien på grunn av tilfeldig termisk bevegelse. For den totale gassmassen vil dette uttrykkes i utvidelse av spektrallinjene. I dette tilfellet er kvadratet på Doppler-bredden til spektrallinjen proporsjonal med temperaturen. Således kan temperaturen til den emitterende gassen bedømmes ut fra bredden av spektrallinjen. I 1896 oppdaget den nederlandske fysikeren Zeeman effekten av å splitte spektrallinjer i et sterkt magnetfelt. Ved å bruke denne effekten er det nå mulig å "måle" kosmiske magnetiske felt. En lignende effekt (kalt Stark-effekten) observeres i et elektrisk felt. Det manifesterer seg når et sterkt elektrisk felt kort oppstår i en stjerne.

Jordens atmosfære blokkerer noe av strålingen som kommer fra verdensrommet. Synlig lys som passerer gjennom det, er også forvrengt: luftens bevegelse slører bildet av himmellegemer, og stjernene flimrer, selv om deres lysstyrke faktisk er uendret. Derfor begynte astronomer fra midten av det 20. århundre å gjøre observasjoner fra verdensrommet. Utenfor atmosfæren samler og analyserer teleskoper røntgenstråler, ultrafiolette, infrarøde og gammastråler. De tre første kan bare studeres utenfor atmosfæren, mens sistnevnte delvis når jordoverflaten, men er blandet 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 optikk over et bredt temperaturområde. Gamma-astronomi gjør det mulig å oppdage kilder til elektron-positron-utslettelse, dvs. kilder til stor energi.

2. Bestemmelse av solens deklinasjon for en gitt dag ved hjelp av et stjernekart og beregning av høyden ved middagstid.

h – høyde på armaturet

BILLETT nr. 8

De viktigste retningene og oppgavene for romforskning og utforskning.

De viktigste problemene med moderne astronomi:

Det er ingen løsning på mange spesielle problemer med kosmogoni:

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

I stjerneastronomi:

· Det finnes ingen detaljert modell av solen som nøyaktig kan forklare alle dens observerte egenskaper (spesielt nøytrinofluxen fra kjernen).

· Det er ingen detaljert fysisk teori om noen manifestasjoner av stjerneaktivitet. For eksempel er årsakene til supernovaeksplosjoner ikke helt klare; Det er ikke helt klart hvorfor smale gassstråler skytes ut fra noen stjerners nærhet. Spesielt mystiske er imidlertid de korte utbruddene av gammastråler som regelmessig oppstår i forskjellige himmelretninger. Det er ikke engang klart om de er forbundet med stjerner eller med 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 hva det observerte stoffet kan gi. Det er sannsynlig at det meste av saken i universet fortsatt er 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 spørsmål som astronomer håper å svare på i det 21. århundre:

· Har de nærmeste stjernene jordiske planeter og har de biosfærer (er det liv på dem)?

· Hvilke prosesser bidrar til utbruddet av stjernedannelse?

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

· Er sorte hull energikilden for aktive galakser og kvasarer?

· Hvor og når ble galakser dannet?

· Vil universet utvide seg for alltid, eller vil dets ekspansjon vike for å kollapse?

BILLETT nr. 9

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

De tre lovene for planetarisk bevegelse i forhold til solen ble utledet empirisk 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.

Først Keplers lov. Hver planet beveger seg langs en ellipse, hvor et av fokusene er solen ( e = c / en, Hvor Med– avstand fra midten av ellipsen til fokus, EN- semi-hovedakse, e – eksentrisitet ellipse. Jo større e, jo mer skiller ellipsen seg fra sirkelen. Hvis Med= 0 (foci sammenfaller med sentrum), deretter e = 0 og ellipsen blir til en sirkel med radius EN).

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

Tredje Keplers lov. Kvadratene i omløpsperiodene til planetene rundt Solen er proporsjonale med kubene til de semi-major-aksene til deres elliptiske baner.

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

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

Hastigheten til planeten ved 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 alle systemer av kretsende kropper viktig. I en generalisert form er denne loven vanligvis formulert som følger: kvadratene til periodene T 1 og T 2 av omdreining av to kropper rundt solen, multiplisert med summen av massene til hvert legeme (henholdsvis M 1 og M 2 ) og Solen (M s), er relatert som kubene til halvhovedaksene a 1 og a 2 i 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 i sammenligning med solens masse, får vi formuleringen av den tredje loven gitt av Kepler selv: Keplers tredje lov kan også uttrykkes som avhengigheten mellom omløpsperioden T 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 ved angitte koordinater.

BILLETT nr. 10

Terrestriske planeter: Merkur, Mars, Venus, Jorden, Pluto. De har små størrelser og masser; den gjennomsnittlige tettheten til disse planetene er flere ganger større enn tettheten til vann. De roterer sakte rundt aksene. De har få følgesvenner. Terrestriske planeter har steinete overflater. Likheten til de terrestriske planetene utelukker ikke betydelige forskjeller. 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 den nærliggende til denne gruppen.

Merkur. Vekt: 3*10 23 kg (0,055 jord) R-bane: 0,387 AU Planet D: 4870 km Atmosfærens egenskaper: Det er praktisk talt ingen atmosfære, helium og hydrogen fra solen, natrium frigjort av den overopphetede overflaten på planeten. Overflate: Pockmarked 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 Planet D: 12100 km Atmosfærens sammensetning: Hovedsakelig karbondioksid med innblanding av nitrogen og oksygen, skyer av kondensat av svovel- og flussyre. Overflate: Steinete ørken, relativt jevn, men det er noen kratere Egenskaper: Trykk på overflaten er 90 ganger høyere enn jordens, omvendt rotasjon i bane, sterk drivhuseffekt (T=475 0 C).

Jord . R-bane: 1 AU (150 000 000 km) R planet: 6400 km Atmosfærisk sammensetning: 78 % nitrogen, 21 % oksygen og karbondioksid. Overflate: Mest variert. Egenskaper: Mye vann, nødvendige forhold for livets opprinnelse og eksistens. Det er 1 satellitt - Månen.

Mars. Vekt: 6,4*1023 kg R-bane: 1,52 AU (228 millioner km) Planet D: 6670 km Atmosfærisk sammensetning: Karbondioksid med urenheter. Overflate: Kratere, Valles Marineris, Mount Olympus - den høyeste i systemet Egenskaper: Mye vann i polarhettene, antagelig var klimaet tidligere egnet for organisk liv på karbonbasis, og utviklingen av klimaet på Mars 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-bane: 29,65-49,28 AU

Planet D: 2324/1212 km

Atmosfærisk sammensetning: Tynt lag metan

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

Kjempeplaneter: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun.

De har store størrelser og masser (Jupiters masse > jordens masse 318 ganger, volum - 1320 ganger). Kjempeplaneter 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). Det særegne ved de gigantiske planetene er ringer som består av partikler og blokker. Disse planetene har ikke faste overflater, deres tetthet er lav, og de består hovedsakelig av hydrogen og helium. Hydrogengass i atmosfæren går over i væsken og deretter inn i den faste fasen. Samtidig bestemmer den raske rotasjonen og det faktum at hydrogen blir en leder av elektrisitet betydelige magnetiske felt til 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-planet: 143 760 km ved ekvator Sammensetning: Hydrogen med heliumurenheter. Satellitter: Europa har mye vann, 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-bane: 9,5 AU Planet D: 120 420 km Sammensetning: Hydrogen og helium. Måner: Titan er større enn Merkur og har en atmosfære. Egenskaper: Vakre ringer, lav tetthet, mange satellitter, magnetfeltpoler faller nesten sammen med rotasjonsaksen.
Uranus Vekt: 8,5*1025 kg R-bane: 19,2 AU Planet D: 51 300 km Sammensetning: Metan, ammoniakk. Satellitter: Miranda har et veldig komplekst 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 Planet D: 49500 km Sammensetning: Metan, ammoniakk, hydrogenatmosfære.. Satellitter: Triton har en nitrogenatmosfære, vann. Egenskaper: Avgir 2,7 ganger mer absorbert energi.

Installasjon av en modell av himmelsfæren for en gitt breddegrad og dens orientering langs sidene av horisonten.

BILLETT nr. 11

Særtrekk ved månen og planetariske satellitter.

Måne- Jordens eneste naturlige satellitt. Månens overflate er svært heterogen. De viktigste storskala formasjonene er hav, fjell, kratere og lyse stråler, muligens utstøting 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 bombardement av måneoverflaten i de tidlige stadiene av eksistensen av solsystemet. Bombingen varte i flere timer. hundrevis av millioner år, og ruskene satte seg på overflaten av Månen og planetene. Fragmenter av asteroider med en diameter fra 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. Romenheter Enheter i Apollo-serien registrerte den seismiske aktiviteten til Månen, den såkalte. l jordskjelv Prøver av månejord brakt til jorden av astronauter viste at alderen til L. er 4,3 milliarder år gammel, sannsynligvis den samme som jordens, og består av de samme kjemikaliene. elementer som jorden, med omtrent samme 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 liv der. I følge de siste teoriene ble L. dannet som et resultat av kollisjonen av planetesimaler på størrelse med Mars og den unge jorden. Temperaturen på månens overflate når 100°C i løpet av månedagen og synker til -200°C i løpet av månens natt. Det er ingen erosjon på L., for påstanden. langsom ødeleggelse av bergarter på grunn av vekslende termisk ekspansjon og sammentrekning og en og annen plutselig lokal katastrofe på grunn av meteorittnedslag.

Massen til L. måles nøyaktig ved å studere banene til dens kunst og 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 planeten er lik perioden med revolusjon rundt jorden, slik at den, bortsett fra effektene av frigjøring, alltid er vendt til den ene siden. ons. tetthet 3330 kg/m 3, en verdi svært nær tettheten til de underliggende hovedbergartene jordskorpen, og gravitasjonskraften på månens overflate er 1/6 av jordens. Månen er det himmellegemet som er nærmest jorden. Hvis Jorden og Månen var punktmasser eller stive kuler, hvis tetthet kun varierer med avstanden fra sentrum, og det ikke fantes andre himmellegemer, ville Månens bane rundt Jorden vært en konstant ellipse. Imidlertid utøver solen og i mye mindre grad planetene gravitasjonskrefter. innflytelse på planeten, forårsaker forstyrrelse av dens orbitale elementer, så den semimajor aksen, eksentrisiteten og helningen er kontinuerlig utsatt for sykliske forstyrrelser, og svinger rundt gjennomsnittsverdiene.

Naturlige satellitter, en naturlig kropp som kretser rundt en planet. Mer enn 70 satellitter i ulike størrelser 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 en diameter på over 2500 km og er små "verdener" med kompleks geologi. historie; Noen mennesker har en atmosfære. Alle andre satellitter har størrelser som kan sammenlignes med asteroider, dvs. fra 10 til 1500 km. De kan bestå av stein eller is, formen varierer fra nesten sfærisk til uregelmessig, overflaten er enten eldgammel med tallrike kratere eller har gjennomgått endringer knyttet til aktivitet i undergrunnen. Banestørrelsene varierer fra mindre enn to til flere hundre planetradier, og omløpsperioden varierer fra flere timer til mer enn ett år. Det antas at noen av satellittene ble fanget opp av planetens gravitasjonskraft. De har uregelmessige baner og går noen ganger i motsatt retning av planetens banebevegelse rundt Solen (såkalt retrograd bevegelse). 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, trolig oppstått fra en sky av gass og støv som omgir moderplaneten, lik dannelsen av planeter i protosolar-tåken. S.e. størrelser mindre enn flere. hundrevis av kilometer lange, de har en uregelmessig form og ble sannsynligvis dannet under destruktive kollisjoner av større kropper. I ext. områder av solsystemet de ofte går i bane i nærheten av ringene. Elementer av baner ekst. SE, spesielt eksentrisiteter, er utsatt for sterke forstyrrelser forårsaket av solen. Flere par og til og med trippel S.e. har perioder med revolusjon knyttet til et enkelt forhold. For eksempel har Jupiters satellitt Europa en periode nesten lik halvparten av perioden til Ganymedes. Dette fenomenet kalles resonans.

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

BILLETT nr. 12

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

Komet, et himmellegeme i solsystemet, bestående av partikler av is og støv, som beveger seg i svært langstrakte baner, noe som betyr at de i avstand fra solen ser ut som svakt lysende ovale flekker. Når den nærmer seg solen, dannes det koma rundt denne kjernen (et nesten sfærisk skall av gass og støv som omgir hodet til en komet når den nærmer seg solen. Denne "atmosfæren", som kontinuerlig blåses bort av solvinden, fylles opp med gass ​​og støv som slipper ut fra kjernen. Kometens diameter når 100 tusen km. Rømningshastigheten til gass og støv er flere kilometer per sekund i forhold til kjernen, og de er spredt i det interplanetære rommet delvis gjennom halen til kometen. ) og hale (En strøm av gass og støv dannet under påvirkning av lett trykk og interaksjon med solvinden fra å forsvinne i det interplanetære rommet i kometens atmosfære. Hos de fleste kometer vises X når de nærmer seg solen i en avstand på mindre enn 2 AU. X. er alltid rettet bort fra solen. Gass X. er dannet av ioniserte molekyler som kastes ut fra kjernen, under påvirkning av solstråling har den en blåaktig farge, distinkte grenser, en typisk bredde på 1 million km, lengde - titalls millioner kilometer. Strukturen til X. kan endres merkbart over flere perioder. 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 planeten, kalles kjernen og er en isete kropp - restene av enorme ansamlinger av isete planetesimaler dannet under dannelsen av solsystemet. Nå er de konsentrert i periferien – i Oort-Epic-skyen. Gjennomsnittlig masse av en K-kjerne er 1-100 milliarder kg, diameter 200-1200 m, tetthet 200 kg/m3 ("/5 tettheten til vann). Kjernene har hulrom. Dette er skjøre formasjoner som består av en tredjedel is. og to tredjedeler fra støvstoff. Isen er hovedsakelig vann, men det er blandinger av andre forbindelser. Ved hver retur til solen smelter isen, gassmolekyler forlater kjernen og frakter med seg partikler av støv og is, mens et sfærisk skall dannes rundt kjernen - et koma, en lang plasmahale rettet bort fra solen og en støvhale Mengden av stoff som går tapt avhenger av mengden støv som dekker kjernen og avstanden fra solen ved perihelium Data hentet fra observasjoner romfartøy«Giotto» bak Halleys komet fra kloss hold, bekreftet av mange. teorier om strukturen til K.

K. er vanligvis oppkalt etter oppdagerne deres, og indikerer året da de sist ble observert. De er delt inn i korte perioder. 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. Encke. Disse K. ble fanget av tyngdekraften. felt av Jupiter og begynte å rotere i relativt små baner. En typisk har en perihelavstand på 1,5 AU. og er fullstendig ødelagt etter 5 tusen omdreininger, noe som gir opphav til en meteorregn. Astronomer observerte forfallet til K. West i 1976 og K. *Biela. Tvert imot, sirkulasjonsperioder er lange perioder. K. kan nå 10 tusen, eller til og med 1 million år, og deres aphelium kan være på 1/3 av avstanden til de nærmeste stjernene. For tiden er omtrent 140 kortperiode og 800 langperiode K. kjent, og hver år åpner omtrent 30 nye K. Vår kunnskap om disse objektene er ufullstendig, fordi de oppdages først når de nærmer seg Solen i en avstand på omtrent 2,5 AU. Det er anslått at omtrent en billion K går i bane rundt Solen.

Asteroide(asteroide), en liten planet, som har en nesten sirkulær bane, som ligger nær ekliptikkplanet mellom banene til Mars og Jupiter. Nyoppdaget A. blir tildelt et serienummer etter å ha bestemt deres bane, som er tilstrekkelig nøyaktig slik at A. «ikke går seg vill». I 1796 franskmennene. Astronom Joseph Jérôme Lalande foreslo å begynne å lete etter den "savnede" planeten mellom Mars og Jupiter, forutsagt av Bodes styre. På nyttårsaften 1801, italiensk. Astronom Giuseppe Piazzi oppdaget Ceres mens han gjorde observasjoner for å lage en stjernekatalog. tysk vitenskapsmann Carl Gauss beregnet dens bane. Til dags dato er rundt 3500 asteroider kjent. Radiene til Ceres, Pallas og Vesta er henholdsvis 512, 304 og 290 km, de andre er mindre. Ifølge estimater i kap. beltet er ca. 100 millioner A., ​​deres totale masse ser ut til å være 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 Phaethon, det moderne navnet er Olbers planet) som et resultat av en kollisjon med en annen kropp. Overflaten til observerte objekter består av metaller og bergarter. Avhengig av deres sammensetning er asteroider delt inn i typer (C, S, M, U). Type U-sammensetning er ikke identifisert.

A. er også gruppert etter orbitale elementer, som danner den såkalte. Hirayama-familien. De fleste A. har en omløpsperiode på ca. klokka 8 Alle satellitter med en radius på mindre enn 120 km har en uregelmessig form og banene deres er utsatt for tyngdekraften. påvirkning av Jupiter. Som et resultat er det hull i fordelingen av A langs de semi-major-aksene til banene, kalt Kirkwood-luker. A., som faller inn i disse lukene, vil ha perioder som er multipler av omløpsperioden til Jupiter. Banene til asteroider i disse lukene er ekstremt ustabile. Int. og ekst. kantene på A.-beltet ligger i områder hvor dette forholdet er 1:4 og 1:2. A.

Når en protostjerne kollapser, danner den en skive av materiale som omgir stjernen. En del av materien fra 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 diskens substans å samle seg i små klumper - lommer av kondens. Slik oppstår planetesimaler. Under dannelsen av solsystemet ble noen planetesimaler ødelagt som følge av kollisjoner, mens andre kom sammen for å danne planeter. Store planetkjerner dannet seg i den ytre delen av solsystemet, som var i stand til å holde tilbake 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 markerte begynnelsen på dannelsen av "gassgigantene" - Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun. De utviklet sannsynligvis sine egne minidisker av gass og støv, hvorfra de til slutt dannet måner og ringer. Til slutt, i det indre solsystemet, dannes Merkur, Venus, Jorden og Mars fra fast materie.

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

BILLETT nr. 13

Solen er som en typisk stjerne. Dens viktigste kjennetegn.

Sol, den sentrale delen av solsystemet, er en varm plasmakule. Stjernen som jorden kretser rundt. En vanlig hovedsekvensstjerne av spektralklasse 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 et trykk som kan motstå tyngdekraften, som på overflaten av solen (fotosfære) ) er 27 ganger større enn på jorden. En så høy temperatur oppstår på grunn av termonukleære reaksjoner for å konvertere hydrogen til helium (proton-protonreaksjon) (energiutgang fra overflaten av fotosfæren er 3,8 * 10 26 W). Solen er en sfærisk symmetrisk kropp i likevekt. Avhengig av endringer i fysiske forhold, kan solen deles inn i flere konsentriske lag, som gradvis forvandles til hverandre. Nesten all solens energi genereres i den sentrale regionen - kjerne, hvor finner reaksjonen 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 solens enorme masse og materiens opasitet, 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 nøytrinofluxen har gitt opphav til seriøs debatt om intern struktur Sol. Over de siste 15 % av radiusen er det en konvektiv sone. Konvektive bevegelser spiller også en rolle i overføringen av magnetiske felt generert av strømmer i de roterende indre lagene, som manifesterer seg som solaktivitet, og de fleste sterke felt observert i solflekker. Utenfor fotosfæren er det 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 solvind. I enkelte områder kan magnetfeltstyrken øke raskt og kraftig. Denne prosessen er ledsaget av et helt kompleks av solaktivitetsfenomener. 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 jordmasser og 110 jordradier; Solen kan passe til 1,3 millioner kropper som Jorden. Solens rotasjon forårsaker bevegelse av overflateformasjonene, for eksempel solflekker, i fotosfæren og lagene som ligger over den. Mellomperiode rotasjon er 25,4 dager, og ved ekvator er det 25 dager, og ved polene - 41 dager. Rotasjon er ansvarlig for komprimeringen av solskiven, som utgjør 0,005%.

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

BILLETT nr. 14

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

Solaktivitet er en konsekvens av konveksjon i de midtre lagene av stjernen. Årsaken til dette fenomenet er at mengden energi som kommer fra kjernen er mye større enn den som fjernes av termisk ledningsevne. 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 2000 K lavere enn i de omkringliggende, på grunn av tilstedeværelsen av et sterkt magnetfelt (ca. 2000 Gauss). S.p. består av et relativt mørkt senter, del (skygge) og en lysere fibrøs penumbra. Strømmen av gass fra skyggen til penumbra kalles Evershed-effekten (V=2 km/s). Antall S.p. og utseendet deres varierer i løpet av 11 år solaktivitetssyklus, eller solflekksyklus, som er beskrevet av Sperers lov og grafisk illustrert av Maunders sommerfugldiagram (bevegelse av flekker langs 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. endre mag. polaritet i løpet av den 22-årige syklusen av solaktivitet. Men det mest slående eksemplet på langtidsvariasjoner 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 jordens felt og forårsaker radiointerferens og nordlys. det er flere ugjendrivelige korttidseffekter, en uttalelse om eksistensen av lang periode. forholdet mellom klima og antall S.p., spesielt 11-års syklusen, er svært kontroversielt, på grunn av vanskelighetene med å oppfylle betingelsene 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 heliosfære som strekker seg til 100 AU. fra Sola. Solvinden er så intens at den kan skade de ytre lagene av kometer, og føre til at en "hale" vises. S.V. ioniserer de øvre lagene i atmosfæren, på grunn av hvilket ozonlaget dannes, forårsaker nordlys og en økning i radioaktiv bakgrunn 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 endringer i solaktiviteten Solen påvirker følgende faktorer:

* epidemiologisk situasjon på jorden;

* antall forskjellige typer naturkatastrofer (tyfoner, jordskjelv, flom, etc.);

* på antall bil- og jernbaneulykker.

Det maksimale av alt dette skjer i løpet av 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 menneskelig velvære.

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

BILLETT nr. 15

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

Parallaksemetoden brukes til å måle avstanden til solsystemets kropper. 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 bruker de årlig parallakse i stedet for horisontal.

Den årlige parallaksen til en stjerne er vinkelen (p) som halvhovedaksen til jordens bane kan sees fra stjernen hvis den er vinkelrett på siktelinjen.

a er den halve hovedaksen til jordens bane,

p – årlig parallakse.

Avstandsenheten parsec brukes også. Parsec er avstanden fra hvilken 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 du pålitelig bestemme avstanden til stjerner som befinner seg ikke lenger enn 100 parsecs eller 300 lysår unna. år.

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

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

BILLETT nr. 16

Grunnleggende fysiske egenskaper av stjerner, forholdet mellom disse egenskapene. Betingelser for stjernenes likevekt.

Grunnleggende fysiske egenskaper til stjerner: lysstyrke, absolutte og tilsynelatende størrelser, masse, temperatur, størrelse, spektrum.

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

Omfanget - et mål på lysstyrken til en stjerne. Z.v. gir ikke en sann ide om stjernens strålingskraft. En svak stjerne nær jorden kan virke lysere enn en fjern lyssterk stjerne pga strålingsfluksen mottatt fra den avtar i omvendt proporsjon med kvadratet på avstanden. Synlig W.V. - glansen til en stjerne som en observatør ser når han ser på himmelen. Absolutt Z.v. - et mål på ekte lysstyrke, representerer briljansnivået til en stjerne som den ville hatt hvis den var i en avstand på 10 stk. Hipparchus oppfant systemet med synlige stjerner. i det 2. århundre f.Kr. Stjerner ble tildelt tall basert på deres tilsynelatende lysstyrke; de lyseste stjernene var 1. størrelsesorden, og de svakeste var 6. størrelsesorden. Alle R. 1800-tallet dette systemet er endret. Moderne målestokk av Z.v. ble etablert ved å bestemme Z.v. representativt utvalg av stjerner nær nord. verdens poler (nordpolarserien). Basert på dem ble Z.v. bestemt. 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 bare for komponenter av dobbeltstjerner 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 forholdet masse-lysstyrke. Masser større enn 40 solar og mindre enn 0,1 solar er svært sjeldne. De fleste stjerner har masse mindre enn solen. Temperaturen i sentrum av slike stjerner kan ikke nå nivået der kjernefusjonsreaksjoner begynner, og den eneste energikilden deres er Kelvin–Helmholtz-kompresjon. Slike objekter kalles brune dverger.

Masse-lysstyrke forhold, funnet i 1924 av Eddington, forholdet mellom lysstyrken L og stjernemassen M. Forholdet har formen L/Lc = (M/Mc) a, hvor Lc og ​​Mc er henholdsvis solens 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 dette også gjelder for supergiganter og kjemper, selv om deres masse er vanskelig å måle direkte. Forholdet gjelder ikke for hvite dverger, fordi øker deres lysstyrke.

Temperaturen er fantastisk– temperaturen i et bestemt område av stjernen. Det er en av de viktigste fysiske egenskapene til ethvert objekt. Men fordi temperaturen i forskjellige områder av en stjerne er forskjellig, og også fordi temperaturen er en termodynamisk størrelse som avhenger av strømmen av elektromagnetisk stråling og tilstedeværelsen av forskjellige atomer, ioner og kjerner i et område av stjerneatmosfæren, er alle disse forskjellene er forent med en effektiv temperatur 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 absolutt svart legeme, som ifølge Stefan-Boltzmann-loven ville utstråle samme kraft per overflateenhet som stjernen. 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 tillater det ved å bruke Wiens forskyvningslov (λ max = 0,29 /T), for å bestemme ved hvilken bølgelengde det er maksimalt stjernestråling, og derfor 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, magnetisk feltstyrke og kjemisk stoff. komposisjon.

Spektralklasser, klassifisering av stjerner i henhold til deres spektre (primært i henhold til intensiteten til spektrallinjer), først introdusert av italiensk. astronom Secchi. Innførte bokstavbetegnelser, som ble modifisert etter hvert som kunnskapen om interne prosesser ble utvidet. strukturen til stjerner. Fargen på en stjerne avhenger av temperaturen på overflaten, så i moderne tid. Draper spektral klassifisering (Harvard) S.k. ordnet i synkende temperaturrekkefølge:

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

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

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

BILLETT nr. 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 strålingskraften til en svart kropp og dens temperatur. Den totale effekten til en enhet strålingsareal i W per 1 m2 er gitt av formelen Р = σ Т 4, Hvor σ = 5,67*10 -8 W/m 2 K 4 - Stefan-Boltzmann konstant, T - absolutt temperatur for en absolutt svart kropp. Selv om astronomer sjelden sender ut objekter som en svart kropp, er deres emisjonsspekter ofte en god modell av det virkelige objektets spektrum. Avhengigheten av temperatur til 4. potens er veldig sterk.

e – strålingsenergi 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 maksimal stråling oppstår ved:

l maks T = b, b – Wien konstant

Du kan fortsette fra det motsatte, dvs. bruke lysstyrke og temperatur for å bestemme størrelsen på stjerner

2. Bestemmelse av den geografiske breddegraden til observasjonsstedet basert på den gitte høyden til stjernen ved dens kulminasjon og dens deklinasjon.

H = 90 0 - +

h – høyde på armaturet

BILLETT nr. 18

Variable og ikke-stasjonære stjerner. Deres betydning for å studere stjernenes natur.

Lysstyrken til variable stjerner endres over tid. Nå er det kjent ca. 3*10 4. P.Z. er delt inn i fysiske, hvis lysstyrke endres på grunn av prosesser som skjer i eller i nærheten av dem, og optiske P.Z., hvor denne endringen skyldes rotasjon eller orbital bevegelse.

De viktigste typene fysisk P.Z.:

Pulserende – Cepheider, stjerner av typen Mira Ceti, semi-regulære og uregelmessige røde kjemper;

Eruptiv(eksplosiv) – stjerner med skjell, unge uregelmessige variabler, inkl. T Tauri-stjerner (svært unge uregelmessige stjerner assosiert med diffuse tåker), Hubble–Sanage-superkjemper (varme superkjemper med høy lysstyrke, de lyseste objektene i galakser. De er ustabile og er sannsynligvis kilder til stråling nær Eddingtons lysstyrkegrense, over hvilke "blåser" bort" skjellene til stjerner. Potensielle supernovaer.), blussende røde dverger;

Katalysmisk – novaer, supernovaer, symbiotiske;

X-ray binære stjerner

Den angitte P.Z. inkluderer 98 % av kjente fysiske påstander. Optiske inkluderer formørkende binære filer og roterende som pulsarer og magnetiske variabler. Solen er klassifisert som roterende, fordi størrelsen endres lite når solflekker vises på disken.

Blant de pulserende stjernene er Cepheidene 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 dukket det opp et lag som akkumulerer energi som kommer fra dypet, og deretter frigjør det igjen. Stjernen 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, mens gassen avkjøles, fanger ionene opp elektroner og 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 la den amerikanske astronomen Henrietta Leavitt, som studerte cepheider i en av de nærliggende galaksene, den lille magellanske skyen, merke til at disse stjernene viste seg å være lysere jo lengre periode med endring i lysstyrken. Den lille magellanske skyens størrelse er liten sammenlignet med avstanden, noe som betyr at forskjeller i tilsynelatende lysstyrke gjenspeiler forskjeller i lysstyrke. Takket være periode-lysstyrke-forholdet 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. Ved å bruke periode-alderforholdet er det ikke vanskelig å bestemme alderen til hver Cepheid. 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 periodiske variabler. Hver påfølgende syklus av lysstyrkeendringer gjentar vanligvis den forrige svært nøyaktig. Imidlertid er det unntak, den mest kjente av dem er Nordstjernen. Det har lenge vært oppdaget at den tilhører Cepheidene, selv om den endrer lysstyrken innenfor ganske ubetydelige grenser. Men de siste tiårene begynte disse svingningene å avta, og på midten av 90-tallet. Nordstjernen har praktisk talt sluttet å pulsere.

Stjerner med skjell, stjerner som kontinuerlig eller med ujevne mellomrom sender ut en ring av gass fra ekvator eller et sfærisk skall. 3. med o. - kjemper eller dvergstjerner av spektralklasse B, raskt roterende og nær grensen for ødeleggelse. Avgivelsen av skallet 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 med omtrent samme masse som Solen. Mange av dem finnes i kuleformede stjernehoper. Som regel endrer de lysstyrken med én størrelse på omtrent en dag. Egenskapene deres, som egenskapene til Cepheider, brukes til å beregne astronomiske avstander.

R Northern 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 styrke, og øker deretter gradvis, og går tilbake til forrige nivå. Tilsynelatende er grunnen til dette 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, blokkerer den stjernens lys til skyen forsvinner ut i verdensrommet. Stjerner av denne typen produserer tykt støv, noe som er viktig i områder der stjerner dannes.

Flare stjerner. Magnetiske fenomener på sola forårsaker solflekker og solflammer, men de kan ikke påvirke solens lysstyrke nevneverdig. For noen stjerner - røde dverger - er dette ikke tilfelle: på dem når slike fakler enorme proporsjoner, og som et resultat kan lysstråling 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 varer bare noen få minutter.

Beregning av deklinasjonen til en stjerne basert på data om dens høyde ved kulminasjonen på en viss geografisk breddegrad.

H = 900-+

h – høyde på armaturet

BILLETT nr. 19

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

En dobbeltstjerne er et par stjerner bundet inn i ett system av gravitasjonskrefter og kretser rundt et felles tyngdepunkt. Stjernene som utgjør en dobbeltstjerne kalles dens komponenter. Dobbeltstjerner er svært vanlige og deles inn i flere typer.

Hver komponent i den visuelle dobbeltstjernen er tydelig synlig gjennom et teleskop. Avstanden mellom dem og deres gjensidige orientering endres sakte over tid.

Elementene i den formørkende binæren blokkerer hverandre vekselvis, så systemets lysstyrke svekkes midlertidig, og 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. Under gjensidig rotasjon beveger stjernene seg med jevne mellomrom enten mot jorden eller bort fra jorden. Endringer i bevegelse kan bestemmes av Doppler-effekten i spekteret.

Polarisasjonsbinærer er preget av periodiske endringer i polarisasjonen av lys. I slike systemer belyser stjerner under banebevegelsen gass og støv i rommet mellom dem, innfallsvinkelen for lys på dette stoffet endres med jevne mellomrom, og 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, kan vi 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 produserer røntgenstråling kalles røntgenbinærer. I noen tilfeller observeres en tredje komponent i bane rundt massesenteret til det binære systemet. Noen ganger kan en av komponentene i et binært system (eller begge) i sin tur vise seg å være dobbeltstjerner. De nære komponentene til en dobbeltstjerne i et trippelsystem kan ha en periode på flere dager, mens det tredje elementet kan gå i bane rundt det vanlige massesenteret til det nære paret 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 med dobbeltstjerner med tett avstand, har gjensidige gravitasjonskrefter en tendens til å strekke hver av dem, og gi den formen av en pære. Hvis tyngdekraften er sterk nok, kommer 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 bestemt område i form av en tredimensjonal åttefigur, hvis overflate representerer den kritiske grensen. Disse to pæreformede figurene, hver rundt en annen stjerne, kalles Roche-lapper. Hvis en av stjernene blir så stor at den fyller Roche-lappen, skynder materie fra den til den andre stjernen der hulrommene berører hverandre. Ofte faller ikke stjernemateriale direkte på stjernen, men virvler først rundt og danner det som kalles en akkresjonsskive. Hvis begge stjernene har utvidet seg så mye at de har fylt Roche-lappene, så dukker det opp en binær kontaktstjerne. Materialet fra begge stjernene blandes og smelter sammen til en ball rundt de to stjernekjernene. Siden alle stjerner til slutt svulmer opp til å bli giganter, og mange stjerner er binære systemer, er det ikke uvanlig med samvirkende binære systemer.

Beregning av høyden på armaturet ved sin kulminasjon basert på en kjent deklinasjon for en gitt geografisk breddegrad.

H = 900-+

h – høyde på armaturet

BILLETT nr. 20

Utviklingen av stjerner, dens stadier og sluttstadier.

Stjerner dannes i interstellare gass- og støvskyer og tåker. Hovedkraften som "danner" stjerner er tyngdekraften. Under visse forhold begynner en svært sjeldnet atmosfære (interstellar gass) å komprimeres under påvirkning av gravitasjonskrefter. Gassskyen komprimeres i midten, hvor varmen som frigjøres under kompresjon beholdes - en protostjerne kommer frem 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 variabel stjerne av typen T Tauri. Restene av skyen forsvinner. Gravitasjonskrefter trekker deretter hydrogenatomene mot sentrum, hvor de smelter sammen, danner helium og frigjør energi. Det voksende trykket i midten hindrer ytterligere kompresjon. Dette er en stabil utviklingsfase. Denne stjernen er en hovedsekvensstjerne. Lysstyrken til en stjerne øker når kjernen blir tettere og varmere. Tiden en stjerne forblir på hovedsekvensen avhenger av massen. For solen er dette omtrent 10 milliarder år, men stjerner som er mye mer massive enn solen eksisterer i stasjonær modus 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 sentrum, men i skallet, som øker i størrelse og svulmer. Som et resultat øker størrelsen på selve stjernen kraftig, og overflatetemperaturen synker. Det er denne prosessen som gir opphav til røde kjemper og superkjemper. De siste stadiene av en stjernes utvikling 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 kompresjon oppstår ikke på grunn av elektronenes grunnleggende egenskap. Det er en grad av kompresjon der 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. Ifølge astronomer er minst en tidel av alle stjerner i galaksen hvite dverger.

Hvis massen til en kollapsende stjerne overstiger solens masse med mer enn 1,4 ganger, vil en slik stjerne, etter å ha nådd det hvite dvergstadiet, ikke stoppe der. I dette tilfellet er gravitasjonskreftene så sterke at elektronene presses inn i atomkjernene. Som et resultat blir protoner til nøytroner som kan feste seg til hverandre uten hull. Tettheten til nøytronstjerner overstiger til og med den til hvite dverger; men hvis massen til materialet ikke overstiger 3 solmasser, kan nøytroner, som elektroner, i seg selv forhindre ytterligere kompresjon. 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 dens siste fase Livssyklus er sannsynligvis et svart hull. Hvis massen til stjernen, og derfor gravitasjonskraften, er så stor, blir stjernen utsatt for katastrofal gravitasjonskompresjon, som ikke kan motstås av noen stabiliserende krefter. Under denne prosessen har materietettheten en tendens til uendelig, og objektets radius har en tendens til null. I følge Einsteins relativitetsteori oppstår en rom-tids-singularitet i sentrum av et svart hull. Gravitasjonsfeltet på overflaten til en kollapsende stjerne øker, noe som gjør det stadig vanskeligere for stråling og partikler å unnslippe. Til slutt havner en slik stjerne under hendelseshorisonten, som kan visualiseres som en enveismembran som tillater materie og stråling kun innover og ikke slipper ut noe. En kollapsende stjerne blir til et sort hull, og det kan bare oppdages ved en skarp endring i egenskapene til rom og tid rundt det. Radiusen til hendelseshorisonten kalles Schwarzschild-radius.

Stjerner med masse mindre enn 1,4 solenergi ved slutten av livssyklusen kaster sakte det øvre skallet, som kalles en planetarisk tåke. Mer massive stjerner som blir til en nøytronstjerne eller et sort hull eksploderer først som supernovaer, lysstyrken deres øker med 20 magnituder eller mer på kort tid, og frigjør mer energi enn solen sender ut på 10 milliarder år, og restene av den eksploderende stjernen flyr unna med en hastighet på 20 000 km per sekund.

Observere og skissere posisjonene til solflekker ved hjelp av et teleskop (på skjermen).

BILLETT nr. 21

Sammensetning, struktur og størrelse på galaksen vår.

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 sentrum (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 roterer rundt det sorte hullet; varm gass, som rømmer fra dens indre kant, faller ned på det sorte hullet, og frigjør energi som vi observerer.) Men nylig ble det oppdaget et glimt av synlig stråling i kjernen, og hypotesen om svart hull var ikke lenger nødvendig. Parametrene for den sentrale fortykkelsen er 20 000 lysår på tvers og 3000 lysår tykke.

Galaksens skive, som inneholder unge populasjonsstjerner av type I (unge blå superkjemper), interstellar materie, åpne stjernehoper og 4 spiralarmer, er 100 000 lysår i diameter og bare 3 000 lysår tykk. Galaksen roterer, dens indre deler beveger seg gjennom banene deres mye raskere enn de ytre delene. Solen fullfører en revolusjon rundt kjernen hvert 200. million år. Spiralarmene gjennomgår 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 populasjonstype II. Imidlertid er det meste av materialet i haloen 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 Melkeveien, viser at massen i haloen er 10 ganger massen vi observerer i skiven og buler.

Solen befinner seg i en avstand på 2/3 fra midten av skiven i Orion-armen. Dens lokalisering i skivens plan (galaktisk ekvator) gjør at stjernene på skiven kan sees fra jorden i form av en smal stripe Melkeveien, som dekker hele himmelsfæren og skråner i en vinkel på 63° til himmelekvator. Det galaktiske senteret ligger i Skytten, men det 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 lysstyrken og temperaturen.

L – lysstyrke (Lc = 1)

R – radius (Rc = 1)

T – Temperatur (Tc = 6000)

BILLETT nr. 22

Stjerneklynger. Fysisk tilstand av 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, snarere enn 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 stjerneklynger med tanke på avhengigheten av deres egenskaper av masse - tross alt er alderen til disse stjernene og deres avstand fra jorden omtrent like, så de skiller seg bare 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. 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 mellom 10 og 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 til en viss grad holder åpne klynger sammen, 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 klynger er kulehoper kuler tett fylt med stjerner (fra 100 tusen til 1 million). Størrelsen på en typisk kulehop er mellom 20 og 400 lysår på tvers.

I de tettpakkede sentrene til disse hopene er stjernene så nær hverandre at gjensidig tyngdekraft binder dem sammen, og danner kompakte binære stjerner. Noen ganger oppstår til og med en fullstendig sammenslåing av stjerner; Når du nærmer deg tett, kan de ytre lagene av stjernen kollapse, og utsette den sentrale kjernen for direkte sikt. Binære stjerner er 100 ganger mer vanlig i kulehoper enn andre steder.

Rundt vår galakse kjenner vi til rundt 200 kuleformede stjernehoper, som er fordelt over hele glorien som omslutter galaksen. Alle disse klyngene er svært gamle, og de oppsto mer eller mindre samtidig med selve galaksen. Det ser ut til at klyngene ble dannet da deler av skyen som galaksen ble skapt fra delte seg i mindre fragmenter. Kulehoper spres ikke fordi stjernene i dem sitter veldig tett, og deres kraftige gjensidige gravitasjonskrefter binder klyngen til en tett helhet.

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

Det interstellare mediet er svært sjeldent (ca. 1 atom per cm 3). Men i tette skyer kan konsentrasjonen av stoffet 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 er i stand til 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 penetreres av strømmer av kosmiske stråler.

Solsystemet vårt ligger i et område 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 nr. 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. massen til solen. Galaksenes sanne natur ble først endelig forklart på 1920-tallet. etter heftige diskusjoner. Inntil dette tidspunktet, når de ble observert gjennom et teleskop, så de ut som diffuse lysflekker, som minner om tåker, men bare ved hjelp av det 2,5 meter lange reflekterende teleskopet ved Mount Wilson Observatory, først brukt på 1920-tallet, var det mulig å oppnå bilder av separasjonen. stjerner i Andromedatåken og beviser at det er en galakse. Det samme teleskopet ble brukt av Hubble for å måle periodene for cepheider i Andromedatåken. Disse variable stjernene er studert godt nok til at avstandene til dem kan bestemmes nøyaktig. Avstanden til 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, for eksempel 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 Markarian galakser), eller gitt 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 gjenstander som har en lys kjerne som spiralarmer av gass, støv og stjerner kommer ut fra. De fleste spiralgalakser har 2 armer som kommer fra motsatte sider av kjernen. Som regel er stjernene i dem unge. Dette er vanlige spiraler. 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 spiraltypen. Massene til nesten alle spiralgasser 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, mangler en merkbar spiralstruktur. Formen deres kan variere fra nesten sfærisk til sigarformet. De er svært forskjellige i størrelse - fra dverg 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 kanskje flere kjerner, som beveger seg raskt i forhold til hverandre. Dette er ofte ganske sterke radiokilder. Markariske galakser 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 stjernelignende, svakt lysende kjerne. De er også sterke radiokilder og antas 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 store mengder raskt roterende varm gass i kjernene deres. Denne typen galakser ble oppdaget av den amerikanske astronomen Carl Seyfert i 1943. Galakser som observeres optisk og samtidig er sterke radiokilder kalles radiogalakser. Disse inkluderer Seyfert-galakser, cD- og N-type galakser og noen kvasarer. Energigenereringsmekanismen til radiogalakser er ennå ikke forstått.

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

BILLETT nr. 24

Grunnleggende om moderne ideer om universets struktur og utvikling.

På 1900-tallet en forståelse av universet som en 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. Påfølgende studier av galakser viste at de beveger seg bort fra Melkeveien, og jo lenger de er, jo større er denne hastigheten (målt ved rødforskyvningen i spekteret). Så vi bor i ekspanderende univers. Nedgangen til galakser gjenspeiles i Hubbles lov, ifølge hvilken rødforskyvningen til en galakse er proporsjonal med avstanden til den. Dessuten, på den største skalaen, dvs. på nivå med superklynger av galakser har universet en cellulær struktur. Moderne kosmologi (studiet av 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 på ubestemt tid; i den statiske modellen utvider eller utvikler ikke universet seg; i et pulserende univers gjentas sykluser av ekspansjon og sammentrekning. Den statiske modellen er imidlertid den minst sannsynlige; ikke bare Hubble-loven, men også den kosmiske bakgrunnsstrålingen fra den kosmiske mikrobølgen som ble oppdaget i 1965 (dvs. stråling fra den primære ekspanderende varme firedimensjonale sfæren) taler imot den.

Noen kosmologiske modeller er basert på teorien om et "varmt univers", 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 dets masse, var konsentrert i nullvolumet. Energitettheten er uendelig, og det samme er materiens tetthet. En slik tilstand kalles entall.

I 1946 utviklet George Gamow og hans kolleger en fysisk teori det første stadiet utvidelse av universet, som forklarer tilstedeværelsen i det kjemiske elementer syntese ved svært høye temperaturer og trykk. Derfor ble begynnelsen av ekspansjonen i henhold til Gamows teori kalt "Big Bang". Gamows medforfattere var R. Alpher og G. Bethe, så denne teorien kalles noen ganger "α, β, γ-teorien."

Universet ekspanderer fra en tilstand av uendelig tetthet. I en enkelt tilstand gjelder ikke fysikkens normale lover. Tilsynelatende alt grunnleggende interaksjoner ved så høye energier kan de ikke skilles fra hverandre. 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 betydelig oversteg 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 Kvantefysikk følger at på dette tidspunktet skilte den sterke kjernefysiske interaksjonen seg fra de elektromagnetiske og svake. Energien som ble frigjort som et resultat var årsaken til den katastrofale utvidelsen av universet, som i løpet av en liten periode på 10 – 33 s økte fra størrelsen på et atom til størrelsen på solsystemet. Samtidig dukket de kjente elementærpartiklene og et litt mindre antall antipartikler opp. Materie og stråling var fortsatt i termodynamisk likevekt. Denne epoken kalles stråling stadium av evolusjon. Ved en temperatur på 5∙10 12 K ble scenen avsluttet rekombinasjon: nesten alle protoner og nøytroner utslettet, og blir til fotoner; Bare de som det ikke var nok antipartikler for ble igjen. Det opprinnelige overskuddet av partikler sammenlignet med antipartikler er en milliarddel av antallet. Det er fra dette "overflødige" stoffet at substansen i det observerbare universet hovedsakelig består. Noen sekunder etter Det store smellet scenen har begynt primær nukleosyntese, da deuterium- og heliumkjerner ble dannet, som varte i omtrent tre minutter; så begynte den stille utvidelsen og avkjølingen av universet.

Omtrent en 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 reliktstråling, dens temperatur var omtrent 3000 K. For tiden registreres en bakgrunn med en temperatur på 2,7 K. Reliktbakgrunnsstråling ble oppdaget i 1965. Det viste seg å være inne høy grad isotropisk og dens eksistens bekreftes av modellen av et varmt ekspanderende univers. Etter primær nukleosyntese materie begynte å utvikle seg av seg selv, på grunn av variasjoner i tettheten av materie dannet i samsvar med Heisenberg-usikkerhetsprinsippet under inflasjonsfasen, dukket protogalakser opp. Der tettheten var litt høyere enn gjennomsnittet, dannet det seg attraksjonssentre; områder med lav tetthet ble stadig sjeldnere, ettersom materie flyttet fra dem til tettere områder. Slik ble det nesten homogene mediet delt inn i separate protogalakser og deres klynger, og hundrevis av millioner år senere dukket de første stjernene opp.

Kosmologiske modeller fører til konklusjonen at universets skjebne bare avhenger av den gjennomsnittlige tettheten av 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 det flate universet, når tettheten er lik den kritiske. Om noen år vil all materie i stjernene brenne ut, og galaksene vil stupe ned i mørket. Bare planeter, hvite og brune dverger vil forbli, og kollisjoner mellom dem vil være ekstremt sjeldne.

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

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

Beregne avstanden til en stjerne ved hjelp av en kjent parallakse.

Fra havet av informasjon der vi drukner, foruten selvdestruksjon, er det en annen vei ut. Eksperter med et tilstrekkelig bredt syn kan lage oppdaterte notater eller sammendrag som konsist oppsummerer hovedfakta på et bestemt område. Vi presenterer Sergei Popovs forsøk på å lage en slik samling av den viktigste informasjonen om astrofysikk.

S. Popov. Foto av I. Yarovaya

I motsetning til det mange tror, ​​var ikke skoleundervisningen i astronomi på sitt beste i USSR. Offisielt sto faget på læreplanen, men i realiteten ble det ikke undervist i astronomi på alle skoler. Ofte, selv om leksjoner ble holdt, brukte lærerne dem til tilleggsklasser i sine kjernefag (hovedsakelig fysikk). Og i svært få tilfeller var undervisningen av tilstrekkelig kvalitet til at skoleelever kunne danne seg et adekvat bilde av verden. I tillegg er astrofysikk en av vitenskapene i raskest utvikling de siste tiårene, d.v.s. Kunnskapen om astrofysikk som voksne fikk på skolen for 30-40 år siden er betydelig utdatert. La oss legge til at nå er det nesten ingen astronomi på skolene. Som et resultat har folk for det meste en ganske vag idé om hvordan verden fungerer i en skala som er større enn banene til planetene i solsystemet.

Spiralgalaksen NGC 4414

Klynge av galakser i stjernebildet Hairs of Veronica

Planet rundt stjernen Fomalhaut

I en slik situasjon ser det ut for meg at det ville være lurt å gjøre «Veldig kort kurs astronomi." Det vil si å fremheve nøkkelfakta som danner grunnlaget for det moderne astronomiske bildet av verden. Selvfølgelig kan forskjellige spesialister velge litt forskjellige sett med grunnleggende konsepter og fenomener. Men det er bra hvis det er flere gode versjoner. Det er viktig at alt kan presenteres i én forelesning eller passe inn i én kort artikkel. Og da vil de som er interessert kunne utvide og utdype kunnskapen sin.

Jeg satte meg i oppgave å lage et sett med de viktigste konseptene og fakta innen astrofysikk som skulle passe på én standard A4-side (ca. 3000 tegn med mellomrom). I dette tilfellet antas det selvfølgelig at en person vet at jorden kretser rundt solen og forstår hvorfor formørkelser og årstidens skifte oppstår. Det vil si at helt "barnslige" fakta ikke er inkludert i listen.

Stjernedannende region NGC 3603

Planetarisk tåke NGC 6543

Supernova-rest Cassiopeia A

Praksis har vist at alt på listen kan presenteres i omtrent en times forelesning (eller et par leksjoner på skolen, med tanke på svar på spørsmål). Selvfølgelig, på en og en halv time er det umulig å danne et stabilt bilde av verdens struktur. Imidlertid må det første skrittet tas, og her bør en slik "studie i store slag" hjelpe, som fanger opp alle hovedpunktene som avslører de grunnleggende egenskapene til universets struktur.

Alle bilder tatt av Hubble Space Telescope og tatt fra nettstedene http://heritage.stsci.edu og http://hubble.nasa.gov

1. Solen er en vanlig stjerne (en på omtrent 200-400 milliarder) i utkanten av vår galakse - et system av stjerner og deres rester, interstellar gass, støv og mørk materie. Avstanden mellom stjerner i galaksen er vanligvis flere lysår.

2. Solsystemet strekker seg utover banen til Pluto og ender der solens gravitasjonspåvirkning sammenlignes med nærliggende stjerner.

3. Stjerner fortsetter å dannes i dag fra interstellar gass og støv. I løpet av livet og på slutten av livet, dumper stjerner deler av stoffet, beriket med syntetiserte elementer, i det interstellare rommet. Dette er hvordan den kjemiske sammensetningen av universet endrer seg i disse dager.

4. Solen utvikler seg. Dens alder er mindre enn 5 milliarder år. Om omtrent 5 milliarder år vil hydrogenet i kjernen gå tom. Solen vil bli til en rød kjempe og deretter til en hvit dverg. Massive stjerner eksploderer på slutten av livet, og etterlater seg en nøytronstjerne eller et svart hull.

5. Vår Galaxy er et av mange slike systemer. Det er rundt 100 milliarder store galakser i det synlige universet. De er omgitt av små satellitter. Størrelsen på galaksen er omtrent 100 000 lysår. Den nærmeste store galaksen er omtrent 2,5 millioner lysår unna.

6. Planeter eksisterer ikke bare rundt solen, men også rundt andre stjerner, de kalles eksoplaneter. Planetsystemer er ikke like. Vi kjenner nå mer enn 1000 eksoplaneter. Tilsynelatende har mange stjerner planeter, men bare en liten del kan være egnet for liv.

7. Verden slik vi kjenner den er begrenset i alder – i underkant av 14 milliarder år. I begynnelsen var materien i en veldig tett og varm tilstand. Partikler av vanlig materie (protoner, nøytroner, elektroner) fantes ikke. Universet ekspanderer og utvikler seg. Under ekspansjonen fra en tett varm tilstand avkjølte universet og ble mindre tett, og vanlige partikler dukket opp. Så oppsto stjerner og galakser.

8. På grunn av lysets begrensede hastighet og den begrensede alderen til det observerbare universet, er bare et begrenset område av rommet tilgjengelig for oss for observasjon, men den fysiske verden slutter ikke ved denne grensen. På store avstander, på grunn av lysets begrensede hastighet, ser vi objekter slik de var i en fjern fortid.

9. De fleste av de kjemiske elementene som vi møter i livet (og som vi er laget av) har sin opprinnelse i stjerner i løpet av deres liv som et resultat av termonukleære reaksjoner, eller i de siste stadiene av livet til massive stjerner - i supernovaeksplosjoner. Før stjerner ble dannet, eksisterte vanlig materie først og fremst i form av hydrogen (det vanligste grunnstoffet) og helium.

10. Vanlig materie bidrar bare med noen få prosent til den totale tettheten til universet. Omtrent en fjerdedel av universets tetthet skyldes mørk materie. Den består av partikler som vekselvirker svakt med hverandre og med vanlig materie. Så langt ser vi bare gravitasjonseffekten av mørk materie. Omtrent 70 prosent av universets tetthet skyldes mørk energi. På grunn av det går universets ekspansjon raskere og raskere. Naturen til mørk energi er uklar.

1. Sirius, Sun, Algol, Alpha Centauri, Albireo. Finn et ekstra objekt i denne listen og forklar avgjørelsen din. Løsning: Det ekstra objektet er solen. Alle andre stjerner er doble eller multiple. Det kan også bemerkes at solen er den eneste stjernen på listen som planeter er blitt oppdaget rundt. 2. Estimer verdien av atmosfærisk trykk på 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. Løsning: 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 velkjent formel, hvor er tettheten til atmosfæren nær overflaten av Mars, er tyngdeakselerasjonen på overflaten, og er høyden til en slik homogen atmosfære. En slik atmosfære vil være ganske tynn, så endringer med høyden kan neglisjeres. Av samme grunn kan massen til atmosfæren representeres som hvor er planetens radius. Siden hvor er planetens masse, er dens radius og er gravitasjonskonstanten, kan uttrykket for trykk skrives på formen Forholdet er proporsjonalt med planetens tetthet, så trykket på overflaten er proporsjonalt. Det samme resonnementet kan åpenbart brukes på jorden. Siden den gjennomsnittlige tettheten til Jorden og Mars - to jordiske planeter - er nære, kan avhengigheten av den gjennomsnittlige tettheten til planeten neglisjeres. Radiusen til Mars er omtrent 2 ganger mindre enn jordens radius, så det atmosfæriske trykket på overflaten av Mars kan estimeres som jordens, dvs. ca kPa (faktisk handler det om kPa). 3. Det er kjent at vinkelhastigheten til jordens rotasjon rundt sin akse avtar med tiden. Hvorfor? Løsning: 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 lenger den 21. mars: i St. Petersburg eller Magadan? Hvorfor? Breddegraden til Magadan er . Løsning: Lengden på dagen bestemmes av solens gjennomsnittlige deklinasjon i løpet av dagen. I nærheten av 21. mars øker solens deklinasjon med tiden, så dagen blir lengre der 21. mars inntreffer senere. Magadan ligger øst for St. Petersburg, så lengden på dagen den 21. mars i St. Petersburg blir lengre. 5. I kjernen av M87-galaksen er et svart hull med massen til solen. Finn det sorte hullets gravitasjonsradius (avstanden fra senteret der rømningshastigheten er lik lysets hastighet), samt den gjennomsnittlige tettheten av materie innenfor gravitasjonsradiusen. Løsning: Andre rømningshastighet (også kjent som rømningshastighet eller parabolsk hastighet) for enhver kosmisk kropp kan beregnes ved hjelp av formelen: hvor