BILETA PËR KLASËN E 11-të të Astronomisë

BILETA Nr. 1

Lëvizjet e dukshme të ndriçuesve si pasojë e lëvizjes së tyre në hapësirë, rrotullimit të Tokës dhe rrotullimit të saj rreth Diellit.

Toka bën lëvizje komplekse: rrotullohet rreth boshtit të saj (T=24 orë), lëviz rreth Diellit (T=1 vit), rrotullohet me galaktikën (T= 200 mijë vjet). Nga kjo mund të shihet se të gjitha vëzhgimet e bëra nga Toka ndryshojnë në trajektoret e tyre të dukshme. Planetët lëvizin nëpër qiell, ose nga lindja në perëndim (lëvizje e drejtpërdrejtë), ose nga perëndimi në lindje (lëvizje retrograde). Momentet e ndryshimit të drejtimit quhen ndalesa. Nëse e vizatoni këtë shteg në një hartë, ju merrni një lak. Sa më e madhe të jetë distanca midis planetit dhe Tokës, aq më i vogël është laku. Planetët ndahen në të poshtëm dhe të sipërm (të poshtëm - brenda orbitës së tokës: Mërkuri, Venusi; sipërm: Marsi, Jupiteri, Saturni, Urani, Neptuni dhe Plutoni). Të gjithë këta planetë rrotullohen në të njëjtën mënyrë si Toka rreth Diellit, por për shkak të lëvizjes së Tokës, mund të vërehet lëvizje si lak i planetëve. Marrëveshjet e ndërsjella planetët në lidhje me Diellin dhe Tokën quhen konfigurime planetare.

Konfigurimet planetare, zbërthehet. gjeometrike pozicioni i planetëve në raport me Diellin dhe Tokën. Pozicione të caktuara të planetëve, të dukshme nga Toka dhe të matura në raport me Diellin, janë të veçanta. tituj. Në ilus. V - planeti i brendshëm, I- planeti i jashtëm, E - Toka, S - dielli. Kur të brendshme planeti shtrihet në një vijë të drejtë me Diellin, ai është brenda lidhje. K.p. EV 1 S dhe ESV 2 quhen lidhja e poshtme dhe e sipërme përkatësisht. Jashtë. Planeti I është në lidhje superiore kur shtrihet në një vijë të drejtë me Diellin ( ESI 4) dhe në konfrontim, kur shtrihet në drejtim të kundërt me Diellin (I 3 ES).Këndi ndërmjet drejtimeve drejt planetit dhe ndaj diellit me kulmin në Tokë, p.sh. I 5 ES, i quajtur zgjatim. Për të brendshme planetet max, zgjatimi ndodh kur këndi EV 8 S është 90°; për të jashtme planetët mund të zgjaten në rangun nga 0° ESI 4) deri në 180° (I 3 ES). Kur zgjatimi është 90°, planeti thuhet se është në kuadraturë(I 6 ES, I 7 ES).

Periudha gjatë së cilës planeti rrotullohet rreth Diellit quhet periudha sidereale (yjore) e revolucionit - T, periudha kohore midis dy konfigurimeve identike quhet periudha sinodike - S.

Planetët lëvizin rreth Diellit në një drejtim dhe përfundojnë një rrotullim të plotë rreth Diellit në një periudhë kohe = periudhë anësore

për planetët e brendshëm

për planetët e jashtëm

S – periudha sidereale (në lidhje me yjet), T – periudha sinodike (ndërmjet fazave), Т = 1 vit.

Kometat dhe trupat e meteoritëve lëvizin përgjatë trajektoreve eliptike, parabolike dhe hiperbolike.

Llogaritja e distancës deri në një galaktikë bazuar në ligjin e Hubble.

H = 50 km/sek*Mpc – Konstantja e Hubble

BILETA Nr. 2

Parimet e përcaktimit të koordinatave gjeografike nga vëzhgimet astronomike.

Ka 2 koordinatat gjeografike: gjerësia gjeografike dhe gjatësia gjeografike. Astronomia si shkencë praktike e lejon njeriun të gjejë këto koordinata. Lartësia e polit qiellor mbi horizont është e barabartë me gjerësinë gjeografike të vendit të vëzhgimit. Përafërsisht gjerësia gjeografike mund të përcaktohet duke matur lartësinë e Yllit të Veriut, sepse ajo është e largët nga Poli i Veriut botë me rreth 10. Ju mund të përcaktoni gjerësinë gjeografike të vendit të vëzhgimit nga lartësia e yllit në kulmin e sipërm ( Kulmi– momenti i kalimit të ndriçuesit nëpër meridian) sipas formulës:

j = d ± (90 – h), në varësi të faktit nëse ai kulmon në jug apo në veri të zenitit. h – lartësia e yllit, d – deklinimi, j – gjerësia gjeografike.

Gjatësia gjeografike është koordinata e dytë, e matur nga meridiani kryesor i Greenwich në lindje. Toka është e ndarë në 24 zona kohore, diferenca kohore është 1 orë. Dallimi në kohët lokale është i barabartë me ndryshimin në gjatësi:

T λ 1 – T λ 2 = λ 1 – λ 2 Kështu, pasi të keni zbuluar diferencën kohore në dy pika, gjatësia e njërës prej të cilave dihet, mund të përcaktoni gjatësinë e pikës tjetër.

Koha lokale- kjo është koha diellore në një vend të caktuar në Tokë. Në çdo pikë, ora lokale është e ndryshme, kështu që njerëzit jetojnë sipas kohës standarde, domethënë sipas kohës së meridianit të mesëm të një zone të caktuar. Vija e datës është në lindje (Ngushtica e Beringut).

Llogaritja e temperaturës së një ylli bazuar në të dhënat për shkëlqimin dhe madhësinë e tij.

L - shkëlqimi (Lc = 1)

R – rrezja (Rc = 1)

T - Temperatura (Tc = 6000)

BILETA Nr. 3

Arsyet e ndryshimit të fazave të Hënës. Kushtet për shfaqjen dhe shpeshtësinë e eklipseve diellore dhe hënore.

Faza, në astronomi, ndryshimet fazore ndodhin për shkak të periodave ndryshimet në kushtet e ndriçimit të trupave qiellorë në raport me vëzhguesin. Ndryshimi i fazës së Hënës shkaktohet nga një ndryshim në pozicionet relative të Tokës, Hënës dhe Diellit, si dhe nga fakti që Hëna shkëlqen me dritën e reflektuar prej saj. Kur Hëna është midis Diellit dhe Tokës në një vijë të drejtë që i lidh ato, pjesa e pandriçuar e sipërfaqes hënore është përballë Tokës, kështu që ne nuk e shohim atë. Ky F. - Hënë e re. Pas 1-2 ditësh, Hëna largohet nga kjo vijë e drejtë dhe një gjysmëhënë e ngushtë hënore është e dukshme nga Toka. Gjatë hënës së re, ajo pjesë e Hënës që nuk ndriçohet nga rrezet e diellit direkte është ende e dukshme në qiellin e errët. Ky fenomen u quajt dritë hiri. Një javë më vonë vjen F. - çereku i parë: Pjesa e ndriçuar e Hënës përbën gjysmën e diskut. Pastaj vjen Hena e plote- Hëna është përsëri në vijën që lidh Diellin dhe Tokën, por në anën tjetër të Tokës. Disku i plotë i ndriçuar i Hënës është i dukshëm. Pastaj pjesa e dukshme fillon të ulet dhe tremujori i fundit, ato. përsëri mund të vëzhgoni gjysmën e diskut të ndriçuar. Periudha e plotë e ciklit hënor quhet muaj sinodik.

Eklips, një fenomen astronomik në të cilin një trup qiellor mbulon plotësisht ose pjesërisht një tjetër, ose hija e një trupi bie mbi një tjetër. Diellore 3. ndodhin kur Toka bie në hijen e hedhur nga Hëna, dhe hëna - kur Hëna bie në hija e Tokës. Hija e Hënës gjatë diellore 3. përbëhet nga një hije qendrore dhe një gjysmëmbrëmje që e rrethon atë. Në kushte të favorshme, një hënor i plotë 3. mund të zgjasë 1 orë. 45 min. Nëse hëna nuk hyn plotësisht në hije, atëherë një vëzhgues në anën e natës së Tokës do të shohë një hënor të pjesshëm 3. Diametrat këndorë të Diellit dhe Hënës janë pothuajse të njëjta, kështu që totali diellor 3. zgjat vetëm një pak. minuta. Kur Hëna është në apogje, dimensionet e saj këndore janë pak më të vogla se Dielli. Diellore 3. mund të ndodhë nëse vija që lidh qendrat e Diellit dhe Hënës përshkon sipërfaqen e tokës. Diametrat e hijes hënore kur bien në Tokë mund të arrijnë disa. qindra kilometra. Vëzhguesi sheh se disku i errët hënor nuk e mbuloi plotësisht Diellin, duke e lënë buzën e tij të hapur në formën e një unaze të ndritshme. Ky është i ashtuquajturi diellore unazore 3. Nëse dimensionet këndore të Hënës janë më të mëdha se ato të Diellit, atëherë vëzhguesi në afërsi të pikës së kryqëzimit të vijës që lidh qendrat e tyre me sipërfaqen e tokës do të shohë një diell të plotë 3. Sepse Toka rrotullohet rreth boshtit të saj, Hëna rreth Tokës dhe Toka rreth Diellit, hija hënore rrëshqet shpejt përgjatë sipërfaqes së Tokës nga pika ku ra mbi të deri në pikën ku e lë atë dhe vizaton një rrip formë e plotë ose rrethore në Tokë 3. E pjesshme 3. mund të vërehet kur Hëna bllokon vetëm një pjesë të Diellit. Koha, kohëzgjatja dhe modeli i diellit ose hënor 3. varen nga gjeometria e sistemit Tokë-Hënë-Diell. Për shkak të prirjes së orbitës hënore në raport me *ekliptikën, 3. diellore dhe hënore ngjarjet nuk ndodhin në çdo hënë të re ose të plotë. Krahasimi i parashikimit 3. me vrojtimet na lejon të sqarojmë teorinë e lëvizjes së Hënës. Meqenëse gjeometria e sistemit përsëritet pothuajse saktësisht çdo 18 vjet 10 ditë, 3. ndodhin me këtë periudhë, të quajtur saros. Regjistrimet 3. janë përdorur që nga kohërat e lashta për të testuar efektet e baticave në orbitën hënore.

Përcaktimi i koordinatave të yjeve duke përdorur një hartë yjesh.

BILETA Nr. 4

Karakteristikat e lëvizjes ditore të Diellit në gjerësi gjeografike të ndryshme në periudha të ndryshme të vitit.

Le të shqyrtojmë lëvizjen vjetore të Diellit nëpër sferën qiellore. Toka bën një revolucion të plotë rreth Diellit në një vit; në një ditë Dielli lëviz përgjatë ekliptikës nga perëndimi në lindje me rreth 1 °, dhe në 3 muaj - me 90 °. Megjithatë, në këtë fazë është e rëndësishme që lëvizja e Diellit përgjatë ekliptikës të shoqërohet me një ndryshim në deklinimin e tij duke filluar nga δ = -e ( solstici dimëror) në δ = +e (solstici veror), ku e është këndi i prirjes së boshtit të tokës. Prandaj, vendndodhja e paraleles ditore të Diellit gjithashtu ndryshon gjatë gjithë vitit. Le të shqyrtojmë gjerësitë e mesme të hemisferës veriore.

Gjatë kalimit të Diellit nëpër ekuinoksin pranveror (α = 0 h), në fund të marsit, pjerrësia e Diellit është 0°, kështu që në këtë ditë Dielli është praktikisht në ekuatorin qiellor, lind në lindje dhe lind. në kulmin e sipërm në lartësinë h = 90° - φ dhe perëndon në perëndim. Meqenëse ekuatori qiellor e ndan sferën qiellore në gjysmë, Dielli është mbi horizont për gjysmën e ditës, dhe nën të për gjysmën e ditës, d.m.th. dita është e barabartë me natën, gjë që pasqyrohet në emrin "ekuinoks". Në momentin e ekuinoksit, tangjentja me ekliptikën në vendndodhjen e Diellit është e prirur ndaj ekuatorit në një kënd maksimal të barabartë me e, prandaj shkalla e rritjes së deklinimit të Diellit në këtë kohë është gjithashtu maksimale.

Pas ekuinoksit pranveror, deklinimi i Diellit rritet me shpejtësi, kështu që çdo ditë e më shumë nga paralelja ditore e Diellit shfaqet mbi horizont. Dielli lind më herët, lind gjithnjë e më lart në kulmin e tij dhe perëndon më vonë. Pikat e lindjes dhe perëndimit të diellit zhvendosen çdo ditë në veri dhe dita zgjatet.

Sidoqoftë, këndi i prirjes së tangjentes me ekliptikën në vendndodhjen e Diellit zvogëlohet çdo ditë, dhe së bashku me të zvogëlohet shkalla e rritjes së deklinimit. Më në fund, në fund të qershorit, Dielli arrin pikën më veriore të ekliptikës (α = 6 orë, δ = +e). Në këtë pikë, ajo ngrihet në kulmin e saj të sipërm në lartësinë h = 90° - φ + e, ngrihet afërsisht në verilindje, perëndon në veriperëndim dhe gjatësia e ditës arrin vlerën maksimale. Në të njëjtën kohë, rritja ditore e lartësisë së Diellit në kulmin e sipërm ndalet dhe Dielli i mesditës, si të thuash, "ndalon" lëvizjen e tij drejt veriut. Prandaj emri "solstici veror".

Pas kësaj, deklinimi i Diellit fillon të ulet - në fillim shumë ngadalë, dhe më pas gjithnjë e më shpejt. Çdo ditë lind më vonë, perëndon më herët, pikat e lindjes dhe perëndimit të diellit kthehen në jug.

Nga fundi i shtatorit, Dielli arrin pikën e dytë të kryqëzimit të ekliptikës me ekuatorin (α = 12 orë), dhe ekuinoksi ndodh përsëri, këtë herë në vjeshtë. Përsëri, shkalla e ndryshimit në deklinimin e Diellit arrin maksimumin dhe ai shpejt lëviz në jug. Nata bëhet më e gjatë se dita dhe çdo ditë lartësia e Diellit në kulmin e tij të sipërm zvogëlohet.

Nga fundi i dhjetorit, Dielli arrin pikën më jugore të ekliptikës (α = 18 orë) dhe lëvizja e tij në jug ndalon, "ndalon" përsëri. Ky është solstici i dimrit. Dielli lind pothuajse në juglindje, perëndon në jugperëndim dhe në mesditë lind në jug në lartësinë h = 90° - φ - e.

Dhe pastaj gjithçka fillon përsëri - pjerrësia e Diellit rritet, lartësia në kulminacionin e sipërm rritet, dita zgjatet, pikat e lindjes dhe perëndimit të diellit zhvendosen në veri.

Për shkak të shpërndarjes së dritës nga atmosfera e tokës, qielli vazhdon të mbetet i ndritshëm për disa kohë pas perëndimit të diellit. Kjo periudhë quhet muzg. Muzgu civil ndryshon në varësi të thellësisë së zhytjes së Diellit nën horizont (-8° -12°) dhe astronomike (h>-18°), pas së cilës shkëlqimi i qiellit të natës mbetet afërsisht konstant.

Në verë, në d = +e, lartësia e Diellit në kulminacionin më të ulët është h = φ + e - 90°. Prandaj, në veri të gjerësisë gjeografike ~ 48°.5 në solsticin e verës, Dielli në kulminacionin e tij më të ulët zhytet nën horizont me më pak se 18° dhe netët e verës bëhen të lehta për shkak të muzgut astronomik. Në mënyrë të ngjashme, në φ > 54°.5 në solsticin e verës, lartësia e Diellit është h > -12° - muzgu lundrues zgjat gjithë natën (Moska bie në këtë zonë, ku nuk errësohet për tre muaj në vit - nga fillimi i majit deri në fillim të gushtit). Edhe më në veri, në φ > 58°.5, muzgu civil nuk ndalet më në verë (këtu ndodhet Shën Petersburgu me “netët e bardha” të famshme).

Së fundi, në gjerësinë gjeografike φ = 90° - e, paralelja ditore e Diellit do të prekë horizontin gjatë solsticeve. Kjo gjerësi është Rrethi Arktik. Edhe më në veri, Dielli nuk perëndon nën horizont për ca kohë në verë - fillon dita polare, dhe në dimër nuk lind - nata polare.

Tani le të shohim më shumë gjerësi gjeografike jugore. Siç u përmend tashmë, në jug të gjerësisë gjeografike φ = 90° - e - 18° netët janë gjithmonë të errëta. Me lëvizje të mëtejshme në jug, Dielli lind gjithnjë e më lart në çdo kohë të vitit, dhe ndryshimi midis pjesëve të paraleles së tij ditore të vendosura sipër dhe nën horizont zvogëlohet. Prandaj, gjatësia e ditës dhe e natës, edhe gjatë solsticeve, ndryshojnë gjithnjë e më pak. Së fundi, në gjerësinë gjeografike j = e, paralelja ditore e Diellit për solsticin veror do të kalojë përmes zenitit. Kjo gjerësi gjeografike quhet tropiku verior; në momentin e solsticit të verës, në një nga pikat në këtë gjerësi, Dielli është pikërisht në zenitin e tij. Së fundi, në ekuator, paralelet ditore të Diellit ndahen gjithmonë nga horizonti në dy pjesë të barabarta, domethënë, dita atje është gjithmonë e barabartë me natën, dhe Dielli është në zenitin e tij gjatë ekuinokseve.

Në jug të ekuatorit, gjithçka do të jetë e ngjashme me atë të përshkruar më sipër, vetëm për pjesën më të madhe të vitit (dhe gjithmonë në jug të tropikut jugor) kulmi i sipërm i Diellit do të ndodhë në veri të zenitit.

Drejtimi i një objekti të caktuar dhe fokusimi i teleskopit .

BILETA Nr. 5

1. Parimi i funksionimit dhe qëllimi i teleskopit.

Teleskopi, një instrument astronomik për vëzhgimin e trupave qiellorë. Një teleskop i projektuar mirë është i aftë të mbledhë rrezatimin elektromagnetik në vargje të ndryshme spektrale. Në astronomi, një teleskop optik përdoret për të zmadhuar imazhet dhe për të mbledhur dritën nga burime të zbehta, veçanërisht ato të padukshme me sy të lirë, sepse Në krahasim, është në gjendje të mbledhë më shumë dritë dhe të sigurojë rezolucion të lartë këndor, kështu që më shumë detaje mund të shihen në një imazh të zmadhuar. Një teleskop thyes përdor një lente të madhe si një objektiv për të mbledhur dhe fokusuar dritën, dhe imazhi shikohet duke përdorur një okular të bërë nga një ose më shumë lente. Një problem i madh në hartimin e teleskopëve përthyes është devijimi kromatik (thyerja e ngjyrës rreth imazhit të krijuar nga një lente e thjeshtë pasi drita me gjatësi vale të ndryshme fokusohet në distanca të ndryshme). Kjo mund të eliminohet duke përdorur një kombinim të lenteve konvekse dhe konkave, por lente më të mëdha se një kufi i caktuar i madhësisë (rreth 1 metër në diametër) nuk mund të prodhohen. Prandaj, preferenca u jepet aktualisht teleskopëve reflektues që përdorin një pasqyrë si lente. Teleskopi i parë reflektues u shpik nga Njutoni sipas dizajnit të tij, i quajtur Sistemi i Njutonit. Tani ka disa metoda për vëzhgimin e imazheve: sistemi Newton, Cassegrain (pozicioni i fokusit është i përshtatshëm për regjistrimin dhe analizimin e dritës duke përdorur instrumente të tjerë, si fotometër ose spektrometër), Kude (qarku është shumë i përshtatshëm kur nevojiten pajisje të mëdha për analiza e dritës), Maksutov ( i ashtuquajturi menisk), Schmidt (përdoret kur është e nevojshme të bëhen sondazhe në shkallë të gjerë të qiellit).

Së bashku me teleskopët optikë, ka teleskopë që mbledhin rrezatimin elektromagnetik në vargje të tjera. Për shembull, lloje të ndryshme të radio teleskopëve janë të përhapur (me një pasqyrë parabolike: fikse dhe plotësisht rrotulluese; lloji RATAN-600; në fazë; interferometra radio). Ekzistojnë gjithashtu teleskopë për regjistrimin e rrezatimit me rreze X dhe gama. Meqenëse kjo e fundit përthithet nga atmosfera e tokës, teleskopët me rreze X zakonisht montohen në satelitë ose sonda ajrore. Astronomia me rreze gama përdor teleskopë të vendosur në satelitë.

Llogaritja e periudhës orbitale të planetit bazuar në ligjin e tretë të Keplerit.

T s = 1 vit

a s = 1 njësi astronomike

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

BILETA Nr. 6

Metodat për përcaktimin e largësive nga trupat sistem diellor dhe madhësive të tyre.

Së pari, përcaktohet distanca në një pikë të arritshme. Kjo distancë quhet bazë. Këndi në të cilin baza është e dukshme nga një vend i paarritshëm quhet paralaksë. Paralaksa horizontale është këndi në të cilin rrezja e Tokës është e dukshme nga planeti, pingul me vijën e shikimit.

p² – paralaksë, r² – rrezja këndore, R – rrezja e Tokës, r – rrezja e yllit.

Metoda e radarit. Ai konsiston në dërgimin e një impulsi të fuqishëm afatshkurtër në një trup qiellor dhe më pas marrjen e sinjalit të reflektuar. Shpejtësia e përhapjes së valëve të radios është e barabartë me shpejtësinë e dritës në vakum: e njohur. Prandaj, nëse matni me saktësi kohën që iu desh për të arritur sinjalin trup qiellor dhe të ktheheni, është e lehtë të llogaritni distancën e kërkuar.

Vëzhgimet me radarë bëjnë të mundur përcaktimin me saktësi të madhe të distancave me trupat qiellorë të Sistemit Diellor. Kjo metodë u përdor për të sqaruar distancat me Hënën, Venusin, Mërkurin, Marsin dhe Jupiterin.

Rrahja me lazer e Hënës. Menjëherë pas shpikjes së burimeve të fuqishme të rrezatimit të dritës - gjeneratorëve kuantikë optikë (lazerë) - filluan eksperimentet në shtrirjen me lazer të Hënës. Metoda e rangut me lazer është e ngjashme me radarin, por saktësia e matjes është shumë më e lartë. Vendndodhja optike bën të mundur përcaktimin e distancës midis pikave të zgjedhura në sipërfaqet hënore dhe tokësore me një saktësi prej centimetrash.

Për të përcaktuar madhësinë e Tokës, përcaktoni distancën midis dy pikave të vendosura në të njëjtin meridian, pastaj gjatësinë e harkut l , që korrespondon me 1° - n .

Për të përcaktuar madhësinë e trupave të Sistemit Diellor, mund të matni këndin në të cilin ato janë të dukshme për një vëzhgues në tokë - rrezja këndore e yllit r dhe distancën nga ylli D.

Duke marrë parasysh p 0 – paralaksin horizontal të ndriçuesit dhe që këndet p 0 dhe r janë të vogla,

Përcaktimi i shkëlqimit të një ylli bazuar në të dhënat për madhësinë dhe temperaturën e tij.

L - shkëlqimi (Lc = 1)

R – rrezja (Rc = 1)

T - Temperatura (Tc = 6000)

BILETA Nr. 7

1. Mundësitë e analizës spektrale dhe vëzhgimeve ekstraatmosferike për studimin e natyrës së trupave qiellorë.

Zbërthimi rrezatimi elektromagnetik sipas gjatësive valore për qëllim të studimit të tyre quhet spektroskopi. Analiza spektrale është metoda kryesore për studimin e objekteve astronomike të përdorura në astrofizikë. Studimi i spektrave jep informacion rreth temperaturës, shpejtësisë, presionit, përbërjes kimike dhe veçorive të tjera të rëndësishme të objekteve astronomike. Nga spektri i përthithjes (më saktë, nga prania e linjave të caktuara në spektër) mund të gjykohet përbërja kimike e atmosferës së yllit. Bazuar në intensitetin e spektrit, temperatura e yjeve dhe trupave të tjerë mund të përcaktohet:

l max T = b, b – konstante e Wien. Ju mund të mësoni shumë për një yll duke përdorur efektin Doppler. Në 1842, ai vërtetoi se gjatësia e valës λ e pranuar nga vëzhguesi lidhet me gjatësinë e valës së burimit të rrezatimit nga relacioni: , ku V është projeksioni i shpejtësisë së burimit në vijën e shikimit. Ligji që ai zbuloi quhej ligji i Doppler-it: . Një zhvendosje e vijave në spektrin e një ylli në lidhje me spektrin e krahasimit në anën e kuqe tregon se ylli po largohet nga ne, një zhvendosje në anën vjollce të spektrit tregon se ylli po na afrohet. Nëse linjat në spektër ndryshojnë periodikisht, atëherë ylli ka një satelit dhe ato rrotullohen rreth një qendre të përbashkët të masës. Efekti Doppler gjithashtu bën të mundur vlerësimin e shpejtësisë së rrotullimit të yjeve. Edhe kur gazi që lëshon nuk ka lëvizje relative, linjat spektrale të emetuara nga atome individuale do të zhvendosen nga vlera laboratorike për shkak të lëvizjes termike të rastësishme. Për masën totale të gazit, kjo do të shprehet në zgjerimin e vijave spektrale. Në këtë rast, katrori i gjerësisë Doppler të vijës spektrale është proporcional me temperaturën. Kështu, temperatura e gazit që lëshon mund të gjykohet nga gjerësia e vijës spektrale. Në 1896, fizikani holandez Zeeman zbuloi efektin e ndarjes së vijave spektrale në një fushë të fortë magnetike. Duke përdorur këtë efekt, tani është e mundur të "matni" fushat magnetike kozmike. Një efekt i ngjashëm (i quajtur efekti Stark) vërehet në një fushë elektrike. Ajo manifestohet kur një fushë e fortë elektrike lind shkurtimisht në një yll.

Atmosfera e tokës bllokon një pjesë të rrezatimit që vjen nga hapësira. Drita e dukshme, që kalon përmes saj, gjithashtu shtrembërohet: lëvizja e ajrit turbullon imazhin e trupave qiellorë dhe yjet dridhen, megjithëse në fakt shkëlqimi i tyre është i pandryshuar. Prandaj, nga mesi i shekullit të 20-të, astronomët filluan të bënin vëzhgime nga hapësira. Jashtë atmosferës, teleskopët mbledhin dhe analizojnë rrezet x, rrezet ultravjollcë, infra të kuqe dhe rrezet gama. Tre të parat mund të studiohen vetëm jashtë atmosferës, ndërsa kjo e fundit arrin pjesërisht në sipërfaqen e Tokës, por përzihet me IR të vetë planetit. Prandaj, është e preferueshme të merren teleskopët infra të kuqe në hapësirë. Rrezatimi me rreze X zbulon zona në Univers ku energjia lëshohet veçanërisht me shpejtësi (për shembull, vrimat e zeza), si dhe objekte të padukshme në rrezet e tjera, të tilla si pulsarët. Teleskopët infra të kuqe bëjnë të mundur studimin e burimeve termike të fshehura në optikë në një gamë të gjerë temperaturash. Astronomia me rreze gama bën të mundur zbulimin e burimeve të asgjësimit të elektron-pozitronit, d.m.th. burime të energjisë së madhe.

2. Përcaktimi i pjerrësisë së Diellit për një ditë të caktuar duke përdorur një tabelë yjore dhe llogaritja e lartësisë së tij në mesditë.

h – lartësia e ndriçuesit

BILETA Nr. 8

Drejtimet dhe detyrat më të rëndësishme të kërkimit dhe eksplorimit të hapësirës.

Problemet kryesore të astronomisë moderne:

Nuk ka zgjidhje për shumë probleme të veçanta të kozmogonisë:

· Si u formua Hëna, si u formuan unazat rreth planetëve gjigantë, pse Venusi rrotullohet shumë ngadalë dhe në drejtim të kundërt;

Në astronominë yjore:

· Nuk ka asnjë model të detajuar të Diellit që mund të shpjegojë me saktësi të gjitha vetitë e tij të vëzhguara (në veçanti, fluksin e neutrinos nga bërthama).

· Nuk ka një teori fizike të detajuar të disa manifestimeve të aktivitetit yjor. Për shembull, shkaqet e shpërthimeve të supernovës nuk janë plotësisht të qarta; Nuk është plotësisht e qartë pse avionët e ngushtë gazi hidhen nga afërsia e disa yjeve. Megjithatë, veçanërisht misterioze janë shpërthimet e shkurtra të rrezeve gama që ndodhin rregullisht në drejtime të ndryshme në qiell. Nuk është as e qartë nëse ato janë të lidhura me yje apo me objekte të tjera dhe në çfarë largësie janë këto objekte nga ne.

Në astronominë galaktike dhe jashtëgalaktike:

· Nuk është zgjidhur problemi i masës së fshehur, i cili konsiston në faktin se fusha gravitacionale e galaktikave dhe grupimeve të galaktikave është disa herë më e fortë se sa mund të sigurojë materia e vëzhguar. Ka të ngjarë që pjesa më e madhe e lëndës në Univers është ende e fshehur nga astronomët;

· Nuk ekziston një teori e unifikuar e formimit të galaktikave;

· Problemet kryesore të kozmologjisë nuk janë zgjidhur: nuk ka një teori të plotë fizike të lindjes së Universit dhe fati i tij në të ardhmen nuk është i qartë.

Këtu janë disa pyetje që astronomët shpresojnë t'u përgjigjen në shekullin e 21-të:

· A kanë yjet më të afërt planetë tokësorë dhe a kanë biosfera (a ka jetë në to)?

· Cilat procese kontribuojnë në fillimin e formimit të yjeve?

· Si formohen dhe shpërndahen në të gjithë galaktikën elementët kimikë të rëndësishëm biologjikë, si karboni dhe oksigjeni?

· A janë vrimat e zeza burimi i energjisë për galaktikat dhe kuazaret aktive?

· Ku dhe kur u formuan galaktikat?

· A do të zgjerohet Universi përgjithmonë, apo zgjerimi i tij do t'i lërë vendin kolapsit?

BILETA Nr. 9

Ligjet e Keplerit, zbulimi i tyre, kuptimi dhe kufijtë e zbatueshmërisë.

Tre ligje të lëvizjes planetare në lidhje me Diellin janë nxjerrë në mënyrë empirike nga astronomi gjerman Johannes Kepler në fillimi i XVII shekulli. Kjo u bë e mundur falë vëzhgimeve shumëvjeçare të astronomit danez Tycho Brahe.

Së pari Ligji i Keplerit. Çdo planet lëviz përgjatë një elipsi, në një nga fokuset e së cilës është Dielli ( e = c / a, Ku Me- distanca nga qendra e elipsit në fokusin e saj, A- boshti gjysëm i madh, e – ekscentricitet elips. Sa më e madhe e, aq më shumë elipsa ndryshon nga rrethi. Nëse Me= 0 (fokuset përkojnë me qendrën), pastaj e = 0 dhe elipsi kthehet në një rreth me rreze A).

Së dyti Ligji i Keplerit (ligji i zonave të barabarta). Vektori i rrezes së planetit përshkruan zona të barabarta për periudha të barabarta kohore. Një formulim tjetër i këtij ligji: shpejtësia sektoriale e planetit është konstante.

Së treti Ligji i Keplerit. Sheshet e periudhave orbitale të planetëve rreth Diellit janë në proporcion me kubet e boshteve gjysmë të mëdha të orbitave të tyre eliptike.

Formulimi modern i ligjit të parë është plotësuar si më poshtë: në lëvizje të patrazuar, orbita e një trupi në lëvizje është një kurbë e rendit të dytë - një elips, parabolë ose hiperbolë.

Ndryshe nga dy të parat, ligji i tretë i Keplerit zbatohet vetëm për orbitat eliptike.

Shpejtësia e planetit në perihelion: , ku V c = shpejtësi rrethore në R = a.

Shpejtësia në aphelion:.

Kepleri zbuloi ligjet e tij në mënyrë empirike. Njutoni nxori ligjet e Keplerit nga ligji i gravitetit universal. Për të përcaktuar masat e trupave qiellorë, përgjithësimi i ligjit të tretë të Keplerit nga Njutoni për çdo sistem të trupave që rrotullohen është i rëndësishëm. Në një formë të përgjithësuar, ky ligj zakonisht formulohet si më poshtë: katrorët e periudhave T 1 dhe T 2 të rrotullimit të dy trupave rreth Diellit, shumëzuar me shumën e masave të secilit trup (përkatësisht M 1 dhe M 2 ) dhe Dielli (M s), lidhen si kubet e boshteve gjysëm të mëdhenj a 1 dhe a 2 të orbitave të tyre: . Në këtë rast, ndërveprimi midis trupave M 1 dhe M 2 nuk merret parasysh. Nëse neglizhojmë masat e këtyre trupave në krahasim me masën e Diellit, marrim formulimin e ligjit të tretë të dhënë nga vetë Kepleri: Ligji i tretë i Keplerit mund të shprehet gjithashtu si varësia midis periudhës orbitale T të një trupi me masë. M dhe gjysmëboshti kryesor i orbitës a: . Ligji i tretë i Keplerit mund të përdoret për të përcaktuar masën e yjeve binare.

Vizatimi i një objekti (planet, kometë, etj.) në një hartë ylli në koordinata të caktuara.

BILETA Nr. 10

Planetët tokësorë: Mërkuri, Marsi, Venusi, Toka, Plutoni. Ata kanë përmasa dhe masa të vogla; dendësia mesatare e këtyre planetëve është disa herë më e madhe se dendësia e ujit. Ata rrotullohen ngadalë rreth boshteve të tyre. Ata kanë pak shokë. Planetët tokësorë kanë sipërfaqe shkëmbore. Ngjashmëria e planetëve tokësorë nuk përjashton dallime të rëndësishme. Për shembull, Venusi, ndryshe nga planetët e tjerë, rrotullohet në drejtim të kundërt me lëvizjen e saj rreth Diellit dhe është 243 herë më e ngadaltë se Toka. Plutoni është më i vogli nga planetët (diametri i Plutonit = 2260 km, sateliti Charon është 2 herë më i vogël, afërsisht i njëjtë me sistemin Tokë-Hënë, ata janë një "planet i dyfishtë"), por për nga karakteristikat fizike është afër. ndaj këtij grupi.

Mërkuri. Pesha: 3*10 23 kg (0.055 tokë) Orbita R: 0,387 AU Planeti D: 4870 km Vetitë e atmosferës: Praktikisht nuk ka atmosferë, helium dhe hidrogjen nga Dielli, natriumi i çliruar nga sipërfaqja e mbinxehur e planetit. Sipërfaqja: E mbuluar me kratere, Ka një gropë 1300 km në diametër të quajtur Pellgu Kaloris. Karakteristikat: Një ditë zgjat dy vjet.

Venusi. Pesha: 4,78*10 24 kg Orbita R: 0,723 AU Planeti D: 12100 km Përbërja e atmosferës: Kryesisht dioksid karboni me përzierje të azotit dhe oksigjenit, retë e kondensatës së acidit sulfurik dhe hidrofluorik. Sipërfaqja: Shkretëtirë shkëmbore, relativisht e lëmuar, por ka disa kratere Karakteristikat: Presioni në sipërfaqe është 90 herë më i lartë se ai i Tokës, rrotullim i kundërt në orbitë, efekt i fortë serë (T=475 0 C).

Toka . Orbita R: 1 AU (150,000,000 km) Planeti R: 6400 km Përbërja atmosferike: 78% azot, 21% oksigjen dhe dioksid karboni. Sipërfaqja: Më e larmishme. Veçoritë: Shumë ujë, kushte të nevojshme për origjinën dhe ekzistencën e jetës. Ekziston 1 satelit - Hëna.

Mars. Pesha: 6.4*1023 kg Orbita R: 1,52 AU (228 milion km) Planeti D: 6670 km Përbërja atmosferike: Dioksid karboni me papastërti. Sipërfaqja: Krateret, Valles Marineris, mali Olimp - më i larti në sistem Karakteristikat: Shumë ujë në kapakët polare, me sa duket klima ka qenë më parë e përshtatshme për jetë organike në bazë të karbonit, dhe evolucioni i klimës së Marsit është i kthyeshëm. Ka 2 satelitë - Phobos dhe Deimos. Fobos po bie ngadalë drejt Marsit.

Plutoni/Karoni.

Pesha: 1.3*10 23 kg/ 1.8*10 11 kg

Orbita R: 29,65-49,28 AU

Planeti D: 2324/1212 km

Përbërja atmosferike: Shtresë e hollë metani

Karakteristikat: Planeti i dyfishtë, ndoshta planetimal, orbita nuk shtrihet në rrafshin e orbitave të tjera. Plutoni dhe Karoni përballen gjithmonë me njëri-tjetrin me të njëjtën anë

Planetët gjigantë: Jupiteri, Saturni, Urani, Neptuni.

Ata kanë madhësi dhe masa të mëdha (masa e Jupiterit > masa e Tokës me 318 herë, nga vëllimi - me 1320 herë). Planetët gjigantë rrotullohen shumë shpejt rreth boshteve të tyre. Rezultati i kësaj është shumë kompresim. Planetet ndodhen larg Diellit. Ata dallohen nga një numër i madh satelitësh (Jupiteri ka 16, Saturni ka 17, Urani ka 16, Neptuni ka 8). E veçanta e planetëve gjigantë janë unazat e përbëra nga grimca dhe blloqe. Këta planetë nuk kanë sipërfaqe të ngurtë, dendësia e tyre është e ulët dhe përbëhen kryesisht nga hidrogjen dhe helium. Gazi i hidrogjenit në atmosferë kalon në lëng dhe më pas në fazën e ngurtë. Në të njëjtën kohë, rrotullimi i shpejtë dhe fakti që hidrogjeni bëhet një përcjellës i elektricitetit përcakton fusha të rëndësishme magnetike të këtyre planetëve, të cilat bllokojnë grimcat e ngarkuara që fluturojnë nga Dielli dhe formojnë rripa rrezatimi.

Jupiteri Pesha: 1.9*10 27 kg Orbita R: 5.2 AU Planeti D: 143,760 km në ekuator Përbërja: Hidrogjen me papastërti të heliumit. Satelitët: Europa ka shumë ujë, Ganymede me akull, Io me një vullkan squfuri. Veçoritë: Njolla e Madhe e Kuqe, pothuajse një yll, 10% e rrezatimit është e tij, e largon Hënën nga ne (2 metra në vit).	Saturni. Pesha: 5,68* 10 26 Orbita R: 9,5 AU Planeti D: 120,420 km Përbërja: Hidrogjen dhe helium. Hënat: Titani është më i madh se Merkuri dhe ka një atmosferë. Veçoritë: Unaza të bukura, densitet të ulët, shumë satelitë, pole të fushës magnetike pothuajse përkojnë me boshtin e rrotullimit.
Urani Pesha: 8.5*1025 kg Orbita R: 19.2 AU Planeti D: 51.300 km Përbërja: Metan, amoniak. Satelitët: Miranda ka një terren shumë kompleks. Veçoritë: Boshti i rrotullimit është i drejtuar drejt Diellit, nuk rrezaton energjinë e vet, këndi më i madh i devijimit të boshtit magnetik nga boshti i rrotullimit.	Neptuni. Pesha: 1*10 26 kg Orbita R: 30 AU Planeti D: 49500 km Përbërja: Metan, amoniak, atmosferë hidrogjeni.. Satelitët: Triton ka një atmosferë azoti, ujë. Karakteristikat: Emeton 2.7 herë më shumë energji të përthithur.

Instalimi i një modeli të sferës qiellore për një gjerësi të caktuar dhe orientimi i saj përgjatë anëve të horizontit.

BILETA Nr. 11

Karakteristikat dalluese të Hënës dhe satelitëve planetarë.

Hëna- sateliti i vetëm natyror i Tokës. Sipërfaqja e Hënës është shumë heterogjene. Formacionet kryesore në shkallë të gjerë janë detet, malet, krateret dhe rrezet e ndritshme, ndoshta nxjerrjet e materies. Detet, fusha të errëta, të lëmuara, janë gropa të mbushura me lavë të ngurtësuar. Diametrat e më të mëdhenjve prej tyre i kalojnë 1000 km. Dr. tre lloje formacionesh janë me shumë gjasa rezultat i bombardimeve të sipërfaqes hënore në fazat e hershme të ekzistencës së Sistemit Diellor. Bombardimi zgjati për disa orë. qindra miliona vjet, dhe mbeturinat u vendosën në sipërfaqen e Hënës dhe planetëve. Fragmente asteroidësh me një diametër që varion nga qindra kilometra deri në grimcat më të vogla të pluhurit formuan Ch. detajet e Hënës dhe shtresës sipërfaqësore të shkëmbinjve. Periudha e bombardimeve u pasua nga mbushja e deteve me llavë bazaltike të krijuar nga ngrohja radioaktive e brendësisë së hënës. Pajisjet hapësinore Pajisjet e serisë Apollo janë regjistruar aktiviteti sizmik Hënat, të ashtuquajturat l tërmet Mostrat e tokës hënore të sjella në Tokë nga astronautët treguan se mosha e L. është 4.3 miliardë vjeç, ndoshta e njëjtë me atë të Tokës dhe përbëhet nga të njëjtat kimikate. elemente si Toka, me përafërsisht të njëjtin raport. Nuk ka, dhe ndoshta nuk ka pasur kurrë, një atmosferë në L., dhe nuk ka asnjë arsye për të pohuar se jeta ka ekzistuar ndonjëherë atje. Sipas teorive më të fundit, L. u formua si rezultat i përplasjes së planetesimalëve me madhësinë e Marsit dhe Tokës së re. Temperatura e sipërfaqes hënore arrin 100°C gjatë ditës hënore dhe bie në -200°C gjatë natës hënore. Nuk ka erozion në L., për pretendimin. shkatërrimi i ngadalshëm i shkëmbinjve për shkak të zgjerimit dhe tkurrjes termike të alternuar dhe katastrofës lokale të papritur të rastësishme për shkak të ndikimeve të meteorit.

Masa e L. matet me saktësi duke studiuar orbitat e arteve dhe satelitëve të saj dhe lidhet me masën e Tokës si 1/81.3; Diametri i tij prej 3476 km është 1/3.6 e diametrit të Tokës. L. ka formën e një elipsoidi, megjithëse tre diametrat reciprokisht pingul ndryshojnë jo më shumë se një kilometër. Periudha e rrotullimit të planetit është e barabartë me periudhën e rrotullimit rreth Tokës, kështu që, përveç efekteve të libacionit, ai gjithmonë kthehet në njërën anë. e mërkurë dendësia është 3330 kg/m 3, një vlerë shumë e afërt me dendësinë e shkëmbinjve kryesorë që qëndrojnë nën koren e tokës, dhe forca gravitacionale në sipërfaqen e Hënës është 1/6 e asaj të Tokës. Hëna është trupi qiellor më i afërt me Tokën. Nëse Toka dhe Hëna do të ishin masa pikash ose sfera të ngurtë, dendësia e të cilave ndryshon vetëm me distancën nga qendra, dhe nuk do të kishte trupa të tjerë qiellorë, atëherë orbita e Hënës rreth Tokës do të ishte një elips konstante. Megjithatë, Dielli dhe, në një masë shumë më të vogël, planetët ushtrojnë forca gravitacionale. ndikimi në planet, duke shkaktuar shqetësime të elementeve të tij orbitale, kështu që boshti gjysëm kryesor, ekscentriciteti dhe pjerrësia janë vazhdimisht subjekt i shqetësimeve ciklike, duke u lëkundur rreth vlerave mesatare.

Satelitët natyrorë, një trup natyror që rrotullohet rreth një planeti. Më shumë se 70 satelitë të madhësive të ndryshme njihen në Sistemin Diellor dhe të rinj po zbulohen gjatë gjithë kohës. Shtatë satelitët më të mëdhenj janë Hëna, katër satelitët Galileas të Jupiterit, Titanit dhe Tritonit. Të gjitha ato kanë diametër mbi 2500 km dhe janë "botë" të vogla me gjeologji komplekse. historia; Disa njerëz kanë një atmosferë. Të gjithë satelitët e tjerë kanë madhësi të krahasueshme me asteroidët, d.m.th. nga 10 deri në 1500 km. Ato mund të përbëhen nga shkëmbi ose akulli, forma ndryshon nga pothuajse sferike në të parregullt, sipërfaqja është ose e lashtë me kratere të shumta ose ka pësuar ndryshime të lidhura me aktivitetin në nëntokë. Madhësitë e orbitës variojnë nga më pak se dy deri në disa qindra rreze planeti, dhe periudha e orbitës varion nga disa orë në më shumë se një vit. Besohet se disa nga satelitët u kapën nga tërheqja gravitacionale e planetit. Ata kanë orbita të parregullta dhe ndonjëherë shkojnë në drejtim të kundërt me lëvizjen orbitale të planetit rreth Diellit (e ashtuquajtura lëvizje retrograde). Orbitat S.e. mund të jetë fort i prirur nga rrafshi i orbitës së planetit ose shumë i zgjatur. Sistemet e zgjeruara S.e. me orbita të rregullta rreth katër planetëve gjigantë, ndoshta u ngrit nga një re gazi dhe pluhuri që rrethonte planetin mëmë, e ngjashme me formimin e planetëve në mjegullnajën protosolare. S.e. madhësi më të vogla se disa. kanë qindra kilometra formë të çrregullt dhe ndoshta janë formuar gjatë përplasjeve shkatërruese të trupave më të mëdhenj. Në ext. rajone të sistemit diellor ata shpesh orbitojnë pranë unazave. Elementet e orbitave ext. SE, veçanërisht ekscentricitetet, janë subjekt i shqetësimeve të forta të shkaktuara nga Dielli. Disa çifte dhe madje treshe S.e. kanë periudha revolucioni të lidhura me një marrëdhënie të thjeshtë. Për shembull, sateliti i Jupiterit Europa ka një periudhë pothuajse të barabartë me gjysmën e periudhës së Ganymedit. Ky fenomen quhet rezonancë.

Përcaktimi i kushteve të dukshmërisë për planetin Mërkur sipas “Kalendarit Astronomik të Shkollës”.

BILETA Nr. 12

Kometat dhe asteroidet. Bazat ide moderne për origjinën e sistemit diellor.

Kometa, një trup qiellor i Sistemit Diellor, i përbërë nga grimca akulli dhe pluhuri, që lëvizin në orbita shumë të zgjatura, që do të thotë se në një distancë nga Dielli ato duken si njolla në formë ovale pak të shndritshme. Teksa i afrohet Diellit, rreth kësaj bërthame formohet një koma (një guaskë pothuajse sferike gazi dhe pluhuri që rrethon kokën e një komete ndërsa i afrohet Diellit. Kjo "atmosferë", e larguar vazhdimisht nga era diellore, plotësohet me gazi dhe pluhuri që ikën nga bërthama Diametri i kometës arrin 100 mijë km Shpejtësia e ikjes së gazit dhe pluhurit është disa kilometra në sekondë në raport me bërthamën dhe ato shpërndahen në hapësirën ndërplanetare pjesërisht përmes bishtit të kometës. ) dhe bishti (Një rrjedhë gazi dhe pluhuri e formuar nën ndikimin e presionit të lehtë dhe ndërveprimit me erën diellore nga shpërndarja në hapësirën ndërplanetare të atmosferës së kometës. Në shumicën e kometave, X. shfaqet kur i afrohen Diellit në një distancë më të vogël se 2 AU. X. drejtohet gjithmonë larg nga Dielli. Gazi X. formohet nga molekula jonizuese të nxjerra nga bërthama, nën ndikimin e rrezatimit diellor ka një ngjyrë kaltërosh, kufij të dallueshëm, një gjerësi tipike prej 1 milion km, gjatësia - dhjetëra miliona kilometra.Struktura e X. mund të ndryshojë dukshëm gjatë disa periudhave. orë. Shpejtësia e molekulave individuale varion nga 10 deri në 100 km/sek. Pluhuri X. është më i përhapur dhe i lakuar, dhe lakimi i tij varet nga masa e grimcave të pluhurit. Pluhuri lirohet vazhdimisht nga bërthama dhe largohet nga rrjedha e gazit.). Qendra, pjesë e planetit, quhet bërthama dhe është një trup i akullt - mbetjet e akumulimeve të mëdha të planetesimaleve të akullta të formuara gjatë formimit të Sistemit Diellor. Tani ata janë të përqendruar në periferi - në renë Oort-Epic. Masa mesatare e një bërthame K është 1-100 miliardë kg, diametri 200-1200 m, dendësia 200 kg/m3 ("/5 dendësia e ujit). Bërthamat kanë zbrazëti. Këto janë formacione të brishta, të përbëra nga një e treta e akullit. dhe dy të tretat nga lënda e pluhurit.Akulli është kryesisht ujë, por ka përzierje të komponimeve të tjera.Me çdo kthim në Diell, akulli shkrihet, molekulat e gazit largohen nga bërthama dhe bartin grimcat e pluhurit dhe akullit, ndërsa një guaskë sferike është formuar rreth bërthamës - një koma, një bisht i gjatë plazmatik i drejtuar larg nga dielli dhe një bisht pluhuri. Sasia e materies së humbur varet nga sasia e pluhurit që mbulon bërthamën dhe largësia nga Dielli në perihelion. Të dhënat e marra nga vëzhgimet anije kozmike"Giotto" pas kometës së Halley nga afër, e konfirmuar nga shumë njerëz. teoritë e strukturës së K.

K. zakonisht emërtohen sipas zbuluesve të tyre, duke treguar vitin kur u vëzhguan për herë të fundit. Ato ndahen në periudha të shkurtra. dhe afatgjatë Periudhë e shkurtër K. rrotullohen rreth Diellit me një periudhë prej disa. vjet, të mërkurën. NE RREGULL. 8 vjet; periudhën më të shkurtër - pak më shumë se 3 vjet - e ka K. Encke. Këto K. u kapën nga graviteti. fushën e Jupiterit dhe filloi të rrotullohej në orbita relativisht të vogla. Një tipik ka një distancë perihelion prej 1.5 AU. dhe është shkatërruar plotësisht pas 5 mijë revolucioneve, duke shkaktuar një shi meteorësh. Astronomët vëzhguan prishjen e K. West në 1976 dhe K. *Biela. Përkundrazi, periudhat e qarkullimit janë afatgjata. K. mund të arrijë 10 mijë, ose edhe 1 milion vjet, dhe afeli i tyre mund të jetë në 1/3 e distancës me yjet më të afërt. Aktualisht njihen rreth 140 K. me periudhë të shkurtër dhe 800 me periudhë të gjatë dhe çdo vit hapen rreth 30 K të reja. Njohuritë tona për këto objekte janë të paplota, sepse ato zbulohen vetëm kur i afrohen Diellit në një distancë prej rreth 2.5 AU. Është vlerësuar se rreth një trilion K rrotullohen rreth Diellit.

Asteroid(asteroid), një planet i vogël, i cili ka një orbitë gati rrethore, i shtrirë pranë rrafshit ekliptik midis orbitave të Marsit dhe Jupiterit. A. të sapozbuluara u caktohet një numër serial pas përcaktimit të orbitës së tyre, i cili është mjaft i saktë në mënyrë që A. "të mos humbasë". Më 1796 francezët. Astronomi Joseph Jérôme Lalande propozoi fillimin e kërkimit për planetin "të zhdukur" midis Marsit dhe Jupiterit, të parashikuar nga rregulli i Bode. Në natën e Vitit të Ri 1801, italian. Astronomi Giuseppe Piazzi zbuloi Ceres ndërsa bënte vëzhgime për të përpiluar një katalog yjesh. gjermane shkencëtari Carl Gauss llogariti orbitën e tij. Deri më sot njihen rreth 3500 asteroidë. Rrezet e Ceres, Pallas dhe Vesta janë përkatësisht 512, 304 dhe 290 km, të tjerat janë më të vogla. Sipas vlerësimeve në Kap. rripi është përafërsisht. 100 milion A., masa e tyre totale duket të jetë rreth 1/2200 e masës fillimisht të pranishme në këtë zonë. Shfaqja e modernes A., ndoshta, lidhet me shkatërrimin e planetit (tradicionalisht i quajtur Phaethon, emri modern është planeti i Olbers) si rezultat i një përplasjeje me një trup tjetër. Sipërfaqet e objekteve të vëzhguara përbëhen nga metale dhe shkëmbinj. Në varësi të përbërjes së tyre, asteroidët ndahen në lloje (C, S, M, U). Përbërja e tipit U nuk është identifikuar.

A. grupohen edhe sipas elementeve orbitale, duke formuar të ashtuquajturat. Familja Hirayama. Shumica e A. kanë një periudhë orbitale prej përafërsisht. Ora 8 Të gjithë satelitët me një rreze më të vogël se 120 km kanë një formë të çrregullt dhe orbitat e tyre janë subjekt i gravitetit. ndikimi i Jupiterit. Si rezultat, ka boshllëqe në shpërndarjen e A përgjatë boshteve gjysmë të mëdha të orbitave, të quajtura çelje Kirkwood. A., duke rënë në këto çelje, do të kishte periudha që janë shumëfish të periudhës orbitale të Jupiterit. Orbitat e asteroidëve në këto hapje janë jashtëzakonisht të paqëndrueshme. Int. dhe ext. skajet e rripit A. shtrihen në zonat ku ky raport është 1: 4 dhe 1: 2. A.

Kur një protoyll shembet, ai formon një disk materiali që rrethon yllin. Një pjesë e lëndës nga ky disk bie përsëri në yll, duke iu bindur forcës së gravitetit. Gazi dhe pluhuri që mbeten në disk ftohet gradualisht. Kur temperatura bie mjaftueshëm ulët, substanca e diskut fillon të grumbullohet në grumbuj të vegjël - xhepa kondensimi. Kështu lindin planetezmalët. Gjatë formimit të Sistemit Diellor, disa planetezimale u shkatërruan si rezultat i përplasjeve, ndërsa të tjerët u bashkuan për të formuar planetë. Në pjesën e jashtme të Sistemit Diellor u formuan bërthama të mëdha planetare, të cilat ishin në gjendje të mbanin një sasi të caktuar gazi në formën e një reje primare. Grimcat më të rënda u mbajtën nga tërheqja e Diellit dhe, nën ndikimin e forcave të baticës, nuk mund të formoheshin në planetë për një kohë të gjatë. Kjo shënoi fillimin e formimit të "gjigantëve të gazit" - Jupiterit, Saturnit, Uranit dhe Neptunit. Ata me gjasë zhvilluan minidisqet e tyre me gaz dhe pluhur, nga të cilët përfundimisht formuan hëna dhe unaza. Më në fund, në sistemin e brendshëm diellor, Mërkuri, Venusi, Toka dhe Marsi formohen nga lënda e ngurtë.

Përcaktimi i kushteve të dukshmërisë për planetin Venus sipas “Kalendarit Astronomik të Shkollës”.

BILETA Nr. 13

Dielli është si një yll tipik. Karakteristikat e tij kryesore.

dielli, trupi qendror i Sistemit Diellor, është një top i nxehtë plazma. Ylli rreth të cilit rrotullohet Toka. Një yll i zakonshëm i sekuencës kryesore të klasës spektrale G2, një masë e gaztë vetëndriçuese e përbërë nga 71% hidrogjen dhe 26% helium. Madhësia absolute është +4,83, temperatura efektive e sipërfaqes është 5770 K. Në qendër të Diellit është 15 * 10 6 K, e cila siguron një presion që mund t'i rezistojë forcës së gravitetit, e cila në sipërfaqen e Diellit (fotosfera ) është 27 herë më i madh se në Tokë. Një temperaturë kaq e lartë lind për shkak të reaksioneve termonukleare të shndërrimit të hidrogjenit në helium (reagimi proton-proton) (dalja e energjisë nga sipërfaqja e fotosferës është 3.8 * 10 26 W). Dielli është një trup sferikisht simetrik në ekuilibër. Në varësi të ndryshimeve në kushtet fizike, Dielli mund të ndahet në disa shtresa koncentrike, duke u shndërruar gradualisht në njëra-tjetrën. Pothuajse e gjithë energjia e diellit gjenerohet në rajonin qendror - bërthamë, ku ndodh reagimi? fuzion bërthamor. Bërthama zë më pak se 1/1000 të vëllimit të saj, dendësia është 160 g/cm 3 (dendësia e fotosferës është 10 milion herë më pak se dendësia e ujit). Për shkak të masës së madhe të Diellit dhe errësirës së materies së tij, rrezatimi udhëton nga thelbi në fotosferë shumë ngadalë - rreth 10 milionë vjet. Gjatë kësaj kohe frekuenca zvogëlohet rrezatimi me rreze x, dhe bëhet dritë e dukshme. Megjithatë, neutrinot e prodhuara në reaksionet bërthamore largohen lirshëm nga Dielli dhe, në parim, japin informacion të drejtpërdrejtë për bërthamën. Mospërputhja midis fluksit të neutrinos të vëzhguar dhe të parashikuar teorikisht ka shkaktuar një debat serioz rreth strukturën e brendshme dielli. Në 15% të fundit të rrezes ka një zonë konvektive. Lëvizjet konvektive luajnë gjithashtu një rol në transportin e fushave magnetike të krijuara nga rrymat në shtresat e brendshme rrotulluese, gjë që manifestohet si aktiviteti diellor, dhe shumica fusha të forta vërehet në njollat ​​e diellit. Jashtë fotosferës ekziston atmosfera diellore, në të cilën temperatura arrin një vlerë minimale prej 4200 K, dhe më pas rritet përsëri për shkak të shpërndarjes së valëve goditëse të krijuara nga konvekcioni nënfotosferik në kromosferë, ku rritet ndjeshëm në një vlerë prej 2 *. 10 6 K, karakteristikë e koronës. Temperatura e lartë e kësaj të fundit çon në një dalje të vazhdueshme të materies plazmatike në hapësirën ndërplanetare në formën e erës diellore. Në zona të caktuara, forca e fushës magnetike mund të rritet shpejt dhe fuqishëm. Ky proces shoqërohet nga një kompleks i tërë fenomenesh të aktivitetit diellor. Këto përfshijnë ndezjet diellore (në kromosferë), nyjet (në kurorën diellore) dhe vrimat koronale (rajonet e veçanta të koronës).

Masa e Diellit është 1,99 * 10 30 kg, rrezja mesatare, e përcaktuar nga fotosfera afërsisht sferike, është 700,000 km. Kjo është e barabartë me 330,000 masa të Tokës dhe 110 rreze Tokë, respektivisht; Dielli mund të përshtatet me 1.3 milionë trupa si Toka. Rrotullimi i Diellit shkakton lëvizjen e formacioneve sipërfaqësore të tij, si njollat ​​e diellit, në fotosferë dhe shtresat e vendosura mbi të. Periudha e mesme rrotullimi është 25.4 ditë, dhe në ekuator është 25 ditë, dhe në pole - 41 ditë. Rrotullimi është përgjegjës për ngjeshjen e diskut diellor, në masën 0,005%.

Përcaktimi i kushteve të dukshmërisë për planetin Mars sipas “Kalendarit Astronomik të Shkollës”.

BILETA Nr. 14

Shfaqjet më të rëndësishme të aktivitetit diellor, lidhja e tyre me dukuritë gjeofizike.

Aktiviteti diellor është pasojë e konvekcionit në shtresat e mesme të yllit. Arsyeja për këtë fenomen është se sasia e energjisë që vjen nga bërthama është shumë më e madhe se ajo e hequr nga përçueshmëria termike. Konvekcioni shkakton fusha të forta magnetike të krijuara nga rrymat në shtresat konvektive. Manifestimet kryesore të aktivitetit diellor që prekin tokën janë njollat ​​e diellit, era diellore dhe spikatjet.

Njollat ​​e diellit, formacionet në fotosferën e Diellit, janë vërejtur që nga kohërat e lashta dhe aktualisht konsiderohen rajone të fotosferës me një temperaturë 2000 K më të ulët se në ato përreth, për shkak të pranisë së një fushe të fortë magnetike (rreth. 2000 Gauss). S.p. përbëhet nga një qendër relativisht e errët, një pjesë (hije) dhe një gjysëm fibroze më e lehtë. Rrjedha e gazit nga hija në penumbra quhet efekti Evershed (V=2 km/s). Numri i S.p. dhe pamja e tyre ndryshon gjatë 11 viteve cikli i aktivitetit diellor, ose cikli i njollave të diellit, i cili përshkruhet me ligjin e Sperer-it dhe ilustrohet grafikisht nga diagrami flutur i Maunder-it (lëvizja e njollave përgjatë gjerësisë gjeografike). Numri relativ i njollave diellore të Cyrihut tregon sipërfaqen totale të mbuluar nga S.p. Variacionet afatgjata mbivendosen në ciklin kryesor 11-vjeçar. Për shembull, S.p. ndryshim mag. polariteti gjatë ciklit 22-vjeçar të aktivitetit diellor. Por shembulli më i mrekullueshëm i variacioneve afatgjatë është minimumi. Maunder (1645-1715), kur S.p. mungonin. Edhe pse përgjithësisht pranohet se variacionet në numrin e S.p. i përcaktuar nga difuzioni i fushës magnetike nga brendësia rrotulluese diellore, procesi ende nuk është kuptuar plotësisht. Fusha e fortë magnetike e njollave të diellit ndikon në fushën e Tokës duke shkaktuar ndërhyrje radiofonike dhe aurora. ka disa Efektet e pakundërshtueshme të periudhës së shkurtër, një deklaratë për ekzistencën e periudhës së gjatë. Marrëdhënia midis klimës dhe numrit të S.p., veçanërisht ciklit 11-vjeçar, është shumë e diskutueshme, për shkak të vështirësive të përmbushjes së kushteve që janë të nevojshme gjatë kryerjes së një Analiza statistikore të dhëna.

erë me diell Dalja e plazmës me temperaturë të lartë (elektrone, protone, neutrone dhe hadrone) korona diellore, rrezatimi i valëve intensive të spektrit të radios, rrezet x në hapësirën përreth. Formon të ashtuquajturat heliosferë që shtrihet në 100 AU. nga dielli. Era diellore është aq intensive sa mund të dëmtojë shtresat e jashtme të kometave, duke shkaktuar shfaqjen e një "bishti". S.V. jonizon shtresat e sipërme të atmosferës, për shkak të së cilës formohet shtresa e ozonit, shkakton aurora dhe rritje të sfondit radioaktiv dhe ndërhyrje radio në vendet ku shtresa e ozonit shkatërrohet.

Aktiviteti i fundit maksimal diellor ishte në vitin 2001. Aktiviteti maksimal diellor nënkupton numrin më të madh të njollave të diellit, rrezatimit dhe spikatjeve. Prej kohësh është vërtetuar se ndryshimet në aktivitetin diellor Dielli ndikon në faktorët e mëposhtëm:

* Situata epidemiologjike në Tokë;

* numri i llojeve të ndryshme të fatkeqësive natyrore (tajfune, tërmete, përmbytje, etj.);

* mbi numrin e aksidenteve automobilistike dhe hekurudhore.

Maksimumi i gjithë kësaj ndodh gjatë viteve të Diellit aktiv. Siç konstatoi shkencëtari Chizhevsky, Dielli aktiv ndikon në mirëqenien e një personi. Që atëherë, janë përpiluar parashikime periodike të mirëqenies njerëzore.

2. Përcaktimi i kushteve të dukshmërisë për planetin Jupiter sipas “Kalendarit Astronomik të Shkollës”.

BILETA Nr. 15

Metodat për përcaktimin e distancës nga yjet, njësitë e distancës dhe marrëdhëniet ndërmjet tyre.

Metoda e paralaksit përdoret për të matur distancën nga trupat e sistemit diellor. Rrezja e tokës rezulton të jetë shumë e vogël për të shërbyer si bazë për matjen e zhvendosjes paralaktike të yjeve dhe distancën prej tyre. Prandaj, ata përdorin paralaks vjetor në vend të horizontal.

Paralaksa vjetore e një ylli është këndi (p) në të cilin gjysmëboshti kryesor i orbitës së Tokës mund të shihet nga ylli nëse ai është pingul me vijën e shikimit.

a është gjysëm boshti kryesor i orbitës së tokës,

p – paralaksë vjetore.

Përdoret gjithashtu njësia e distancës parsec. Parsec është distanca nga e cila gjysëm boshti kryesor i orbitës së tokës, pingul me vijën e shikimit, është i dukshëm në një kënd prej 1².

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

Duke matur paralaksin vjetor, ju mund të përcaktoni me besueshmëri distancën nga yjet që ndodhen jo më larg se 100 parsekë ose 300 vite dritë larg. vjet.

Nëse dihen madhësitë absolute dhe të dukshme të yjeve, atëherë distanca nga ylli mund të përcaktohet me formulën log(r)=0.2*(m-M)+1

Përcaktimi i kushteve të dukshmërisë së Hënës sipas “Kalendarit Astronomik të Shkollës”.

BILETA Nr. 16

Karakteristikat themelore fizike të yjeve, lidhja e këtyre karakteristikave. Kushtet për ekuilibrin e yjeve.

Karakteristikat themelore fizike të yjeve: shkëlqimi, madhësitë absolute dhe të dukshme, masa, temperatura, madhësia, spektri.

Shkëlqim– energjia e emetuar nga një yll ose trup tjetër qiellor për njësi të kohës. Zakonisht jepet në njësi të ndriçimit diellor, shprehur me formulën log (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), ku L dhe M janë shkëlqimi dhe madhësia absolute e burimit, Lc dhe Mc janë vlerat përkatëse për Dielli (Mc = +4,83). Përcaktohet gjithashtu me formulën L=4πR 2 σT 4. Ka yje të njohur, shkëlqimi i të cilëve është shumë herë më i madh se shkëlqimi i Diellit. Shkëlqimi i Aldebaran është 160, dhe Rigel është 80,000 herë më i madh se Dielli. Por shumica dërrmuese e yjeve kanë shkëlqim të krahasueshëm ose më pak se Dielli.

Madhësia - një masë e shkëlqimit të një ylli. Z.v. nuk jep një ide të vërtetë të fuqisë së rrezatimit të yllit. Një yll i zbehtë afër Tokës mund të duket më i ndritshëm se një yll i largët i ndritshëm sepse fluksi i rrezatimit i marrë prej tij zvogëlohet në përpjesëtim të zhdrejtë me katrorin e distancës. E dukshme W.V. - shkëlqimi i një ylli që shikon një vëzhgues kur shikon qiellin. Z.v absolut. - një masë e shkëlqimit të vërtetë, përfaqëson nivelin e shkëlqimit të një ylli që do të kishte nëse do të ishte në një distancë prej 10 pc. Hiparku shpiku sistemin e yjeve të dukshëm. në shekullin II para Krishtit. Yjeve iu caktuan numra bazuar në shkëlqimin e tyre të dukshëm; yjet më të shndritshëm ishin të magnitudës së parë, dhe më të dobëtit ishin të madhësisë së 6-të. Të gjithë R. Shekulli i 19 ky sistem është modifikuar. Shkalla moderne e Z.v. është themeluar duke përcaktuar Z.v. mostër përfaqësuese e yjeve pranë veriut. polet e botës (seri polar verior). Në bazë të tyre është përcaktuar Z.v. gjithë yjet e tjerë. Kjo është një shkallë logaritmike, ku yjet me magnitudë të parë janë 100 herë më të ndritshëm se yjet e madhësisë së 6-të. Me rritjen e saktësisë së matjes, duhej të futeshin të dhjetat. Yjet më të ndritshëm janë më të shndritshëm se magnituda e parë, dhe disa madje kanë madhësi negative.

Masa yjore - një parametër i përcaktuar drejtpërdrejt vetëm për përbërësit e yjeve të dyfishtë me orbita dhe distanca të njohura (M 1 + M 2 = R 3 / T 2). Se. Masat e vetëm disa dhjetëra yjeve janë përcaktuar, por për një numër shumë më të madh masa mund të përcaktohet nga marrëdhënia masë-shkëlqim. Masat më të mëdha se 40 diellore dhe më pak se 0.1 diellore janë shumë të rralla. Shumica e yjeve kanë masë më të vogël se Dielli. Temperatura në qendër të yjeve të tillë nuk mund të arrijë nivelin në të cilin fillojnë reaksionet e shkrirjes bërthamore dhe burimi i vetëm i energjisë së tyre është ngjeshja Kelvin-Helmholtz. Objekte të tilla quhen xhuxha kafe.

Marrëdhënia masë-shkëlqim, gjetur në vitin 1924 nga Eddington, marrëdhënia midis shkëlqimit L dhe masës yjore M. Marrëdhënia ka formën L/Lc = (M/Mc) a, ku Lc dhe Mc janë shkëlqimi dhe masa e Diellit, respektivisht vlera A zakonisht shtrihet në intervalin 3-5. Marrëdhënia rrjedh nga fakti se vetitë e vëzhguara të yjeve normalë përcaktohen kryesisht nga masa e tyre. Kjo marrëdhënie për yjet xhuxh përputhet mirë me vëzhgimet. Besohet se kjo është gjithashtu e vërtetë për supergjigantët dhe gjigantët, megjithëse masa e tyre është e vështirë të matet drejtpërdrejt. Lidhja nuk vlen për xhuxhët e bardhë, sepse rrit shkëlqimin e tyre.

Temperatura është yjore– temperatura e një zone të caktuar të yllit. Është një nga karakteristikat fizike më të rëndësishme të çdo objekti. Megjithatë, për shkak se temperatura e rajoneve të ndryshme të një ylli ndryshon, dhe gjithashtu sepse temperatura është një sasi termodinamike që varet nga rrjedha e rrezatimit elektromagnetik dhe prania e atomeve, joneve dhe bërthamave të ndryshme në një zonë të atmosferës yjore, të gjitha këto ndryshime janë të bashkuara me një temperaturë efektive të lidhur ngushtë me rrezatimin e yllit në fotosferë. Temperatura efektive, një parametër që karakterizon sasinë totale të energjisë së emetuar nga një yll për njësi sipërfaqe të sipërfaqes së tij. Kjo është një metodë e paqartë për të përshkruar temperaturën yjore. Kjo. përcaktohet nëpërmjet temperaturës së një trupi absolutisht të zi, i cili, sipas ligjit Stefan-Boltzmann, do të rrezatonte të njëjtën fuqi për njësi të sipërfaqes si ylli. Megjithëse spektri i një ylli në detaje ndryshon ndjeshëm nga spektri i një trupi absolutisht të zi, megjithatë, temperatura efektive karakterizon energjinë e gazit në shtresat e jashtme të fotosferës yjore dhe lejon, duke përdorur ligjin e zhvendosjes së Wien-it (λ max = 0,29 /T), për të përcaktuar se në cilën gjatësi vale ka një maksimum të rrezatimit yjor, dhe për rrjedhojë edhe ngjyrën e yllit.

Nga madhësive yjet ndahen në xhuxhë, nënxhuxhë, yje normalë, gjigantë, nëngjigantë dhe supergjigantë.

Gama yjet varen nga temperatura, presioni, dendësia e gazit të fotosferës së tij, forca e fushës magnetike dhe kimike. përbërjen.

Klasat spektrale, klasifikimi i yjeve sipas spektrave të tyre (kryesisht sipas intensitetit të vijave spektrale), i prezantuar për herë të parë nga italishtja. astronomi Secchi. Prezantoi emërtimet e shkronjave, të cilat u modifikuan me zgjerimin e njohurive për proceset e brendshme. struktura e yjeve. Ngjyra e një ylli varet nga temperatura e sipërfaqes së tij, kështu që në kohët moderne. Klasifikimi spektral Draper (Harvard) S.k. të renditura në rend zbritës të temperaturës:

Diagrami Hertzsprung-Russell, një grafik që ju lejon të përcaktoni dy karakteristika themelore të yjeve, shpreh marrëdhënien midis madhësisë absolute dhe temperaturës. Emërtuar sipas astronomit danez Hertzsprung dhe astronomit amerikan Russell, të cilët publikuan diagramin e parë në 1914. Yjet më të nxehtë shtrihen në të majtë të diagramit, dhe yjet me shkëlqimin më të lartë janë në krye. Nga këndi i sipërm i majtë në këndin e poshtëm djathtas shkon sekuenca kryesore, duke pasqyruar evolucionin e yjeve dhe duke përfunduar me yjet xhuxh. Shumica e yjeve i përkasin kësaj sekuence. Kësaj sekuence i përket edhe dielli. Mbi këtë sekuencë, nëngjigantët, supergjigantët dhe gjigantët janë të vendosur në rendin e treguar, më poshtë - nënxhuxhët dhe xhuxhët e bardhë. Këto grupe yjesh quhen klasat e ndriçimit.

Kushtet e ekuilibrit: siç dihet, yjet janë objektet e vetme të natyrës brenda të cilave ndodhin reaksione të shkrirjes termonukleare të pakontrolluara, të cilat shoqërohen me çlirimin e një sasie të madhe energjie dhe përcaktojnë temperaturën e yjeve. Shumica e yjeve janë në një gjendje të palëvizshme, domethënë nuk shpërthejnë. Disa yje shpërthejnë (të ashtuquajturat novae dhe supernova). Pse yjet janë përgjithësisht në ekuilibër? Forca e shpërthimeve bërthamore në yjet e palëvizshëm balancohet nga forca e gravitetit, prandaj këta yje ruajnë ekuilibrin.

Llogaritja e dimensioneve lineare të një ndriçuesi nga dimensionet këndore dhe distanca e njohur.

BILETA Nr. 17

1. Kuptimi fizik i ligjit Stefan-Boltzmann dhe zbatimi i tij për të përcaktuar karakteristikat fizike të yjeve.

Ligji Stefan-Boltzmann, lidhja midis fuqisë totale të rrezatimit të një trupi të zi dhe temperaturës së tij. Fuqia totale e sipërfaqes së njësisë së rrezatimit në W për 1 m2 jepet me formulën Р = σ Т 4, Ku σ = 5,67*10 -8 W/m 2 K 4 - konstante Stefan-Boltzmann, T - temperatura absolute e një trupi absolut të zi. Megjithëse astronomët rrallë lëshojnë objekte si një trup i zi, spektri i tyre i emetimit është shpesh një model i mirë i spektrit të objektit real. Varësia nga temperatura në fuqinë e 4-të është shumë e fortë.

e – energjia e rrezatimit për njësi sipërfaqe të yllit

L është shkëlqimi i yllit, R është rrezja e yllit.

Duke përdorur formulën Stefan-Boltzmann dhe ligjin e Wien-it, përcaktohet gjatësia e valës në të cilën ndodh rrezatimi maksimal:

l max T = b, b – konstante e Wien

Ju mund të vazhdoni nga e kundërta, d.m.th., duke përdorur shkëlqimin dhe temperaturën për të përcaktuar madhësitë e yjeve

2. Përcaktimi i gjerësisë gjeografike të vendit të vëzhgimit bazuar në lartësinë e dhënë të yllit në kulmin e tij dhe deklinimin e tij.

H = 90 0 - +

h – lartësia e ndriçuesit

BILETA Nr. 18

Yje të ndryshueshëm dhe jo të palëvizshëm. Rëndësia e tyre për studimin e natyrës së yjeve.

Shkëlqimi i yjeve të ndryshueshëm ndryshon me kalimin e kohës. Tani dihet përafërsisht. 3*10 4 . P.Z. ndahen në ato fizike, shkëlqimi i të cilave ndryshon për shkak të proceseve që ndodhin në ose pranë tyre, dhe P.Z. optike, ku ky ndryshim është për shkak të rrotullimit ose lëvizjes orbitale.

Llojet më të rëndësishme të fizike P.Z.:

Pulsuese - Cefeidët, yjet e tipit Mira Ceti, gjigantët e kuq gjysmë të rregullt dhe të çrregullt;

Shpërthyes(shpërthyes) – yje me guaska, variabla të rinj të parregullt, përfshirë. Yjet T Tauri (yje shumë të rinj të parregullt të lidhur me mjegullnajat difuze), Supergjigantët Hubble–Sanage (Supergjigantët e nxehtë me shkëlqim të lartë, objektet më të shndritshme në galaktika. Ata janë të paqëndrueshëm dhe janë burime të mundshme rrezatimi pranë kufirit të ndriçimit të Eddingtonit, mbi të cilin " fryrje larg" guaskat e yjeve. Supernova potenciale.), xhuxhë të kuq të ndezur;

kataklizmik - novae, supernova, simbiotike;

Yjet binare me rreze X

I specifikuari P.Z. përfshijnë 98% të pretendimeve fizike të njohura. Ato optike përfshijnë binare eklipse dhe ato rrotulluese si pulsarët dhe variablat magnetikë. Dielli klasifikohet si rrotullues, sepse madhësia e tij ndryshon pak kur shfaqen njollat ​​e diellit në disk.

Ndër yjet pulsuese, Cepheids janë shumë interesante, të emërtuar sipas një prej variablave të parë të zbuluar të këtij lloji - 6 Cephei. Cefeidët janë yje me shkëlqim të lartë dhe temperaturë të moderuar (supergjigantë të verdhë). Gjatë evolucionit, ata fituan një strukturë të veçantë: në një thellësi të caktuar, u shfaq një shtresë që grumbullon energji që vjen nga thellësitë, dhe më pas e lëshon atë përsëri. Ylli kontraktohet periodikisht ndërsa nxehet dhe zgjerohet ndërsa ftohet. Prandaj, energjia e rrezatimit ose absorbohet nga gazi yjor, duke e jonizuar atë, ose lëshohet përsëri kur, ndërsa gazi ftohet, jonet kapin elektrone, duke lëshuar kuanta të lehta. Si rezultat, shkëlqimi i Cepheid ndryshon, si rregull, disa herë me një periudhë prej disa ditësh. Cefeidët luajnë një rol të veçantë në astronomi. Në vitin 1908, astronomja amerikane Henrietta Leavitt, e cila studioi Cefeidët në një nga galaktikat e afërta, Renë e Vogël Magelanik, vuri re se këta yje doli të ishin më të shndritshëm sa më gjatë të ishte periudha e ndryshimit në shkëlqimin e tyre. Madhësia e Resë së Vogël Magelanik është e vogël në krahasim me distancën e saj, që do të thotë se ndryshimet në shkëlqimin e dukshëm pasqyrojnë ndryshimet në shkëlqim. Falë marrëdhënies periudhë-shkëlqim të gjetur nga Leavitt, është e lehtë të llogaritet distanca për çdo Cepheid duke matur shkëlqimin mesatar të tij dhe periudhën e ndryshueshmërisë. Dhe meqenëse supergjigantët janë qartësisht të dukshëm, Cefeidët mund të përdoren për të përcaktuar distancat edhe në galaktikat relativisht të largëta në të cilat ata vëzhgohen.Ka një arsye të dytë për rolin e veçantë të Cefeidëve. Në vitet '60 Astronomi sovjetik Yuri Nikolaevich Efremov zbuloi se sa më e gjatë të ishte periudha e Cefeidëve, aq më i ri ky yll. Duke përdorur marrëdhënien periudhë-moshë, nuk është e vështirë të përcaktohet mosha e secilit Cepheid. Duke përzgjedhur yjet me perioda maksimale dhe duke studiuar grupet yjore të cilave u përkasin, astronomët po eksplorojnë strukturat më të reja në galaktikë. Cefeidët, më shumë se yjet e tjerë pulsues, e meritojnë emrin variabla periodikë. Çdo cikël i mëpasshëm i ndryshimeve të shkëlqimit zakonisht përsërit me shumë saktësi atë të mëparshëm. Sidoqoftë, ka përjashtime, më i famshmi prej tyre është Ylli i Veriut. Prej kohësh është zbuluar se i përket Cefeidëve, megjithëse ndryshon shkëlqimin e tij brenda kufijve mjaft të parëndësishëm. Por në dekadat e fundit, këto luhatje filluan të zbehen, dhe nga mesi i viteve '90. Ylli i Veriut praktikisht ka pushuar së pulsuari.

Yje me guaska, yje që vazhdimisht ose në intervale të parregullta nxjerrin një unazë gazi nga ekuatori ose një guaskë sferike. 3. me o. - gjigantë ose yje xhuxhë të klasës spektrale B, që rrotullohen me shpejtësi dhe afër kufirit të shkatërrimit. Derdhja e guaskës zakonisht shoqërohet me një ulje ose rritje të shkëlqimit.

Yjet simbiotikë, yjet spektrat e të cilëve përmbajnë linja emetimi dhe kombinojnë tiparet karakteristike të një gjiganti të kuq dhe një objekti të nxehtë - një xhuxhi i bardhë ose një disk grumbullimi rreth një ylli të tillë.

Yjet RR Lyrae përfaqësojnë një grup tjetër të rëndësishëm yjesh pulsues. Këta janë yje të vjetër me masë afërsisht të njëjtë me Diellin. Shumë prej tyre gjenden në grupime yjore globulare. Si rregull, ata ndryshojnë shkëlqimin e tyre me një magnitudë në rreth një ditë. Vetitë e tyre, si vetitë e Cefeidëve, përdoren për të llogaritur distancat astronomike.

R Kurora Veriore dhe yjet si ajo sillen në mënyra krejtësisht të paparashikueshme. Ky yll zakonisht mund të shihet me sy të lirë. Çdo disa vjet, shkëlqimi i tij bie në madhësinë e tetë, dhe më pas rritet gradualisht, duke u kthyer në nivelin e mëparshëm. Me sa duket, arsyeja për këtë është se ky yll supergjigant hedh retë e karbonit, të cilat kondensohen në kokrra, duke formuar diçka si blozë. Nëse një nga këto re të trasha të zeza kalon midis nesh dhe një ylli, ajo bllokon dritën e yllit derisa reja të shpërndahet në hapësirë. Yjet e këtij lloji prodhojnë pluhur të trashë, i cili është i rëndësishëm në rajonet ku formohen yjet.

Yjet e ndezura. Dukuritë magnetike në Diell shkaktojnë njolla diellore dhe ndezje diellore, por ato nuk mund të ndikojnë ndjeshëm në shkëlqimin e Diellit. Për disa yje - xhuxhët e kuq - ky nuk është rasti: mbi ta ndezje të tilla arrijnë përmasa të mëdha, dhe si rezultat, rrezatimi i dritës mund të rritet me një madhësi të tërë yjore, ose edhe më shumë. Ylli më i afërt me Diellin, Proxima Centauri, është një yll i tillë flakërues. Këto shpërthime drite nuk mund të parashikohen paraprakisht dhe zgjasin vetëm disa minuta.

Llogaritja e deklinacionit të një ylli bazuar në të dhënat për lartësinë e tij në kulmin e tij në një gjerësi gjeografike të caktuar.

H = 90 0 - +

h – lartësia e ndriçuesit

BILETA Nr. 19

Yjet binare dhe roli i tyre në përcaktimin e karakteristikave fizike të yjeve.

Yll i dyfishtë, një çift yjesh të lidhur në një sistem nga forcat gravitacionale dhe që rrotullohen rreth një qendre të përbashkët graviteti. Yjet që përbëjnë një yll binar quhen përbërës të tij. Yjet e dyfishtë janë shumë të zakonshëm dhe ndahen në disa lloje.

Çdo komponent i yllit të dyfishtë vizual është qartë i dukshëm përmes një teleskopi. Distanca midis tyre dhe orientimi i tyre reciprok ndryshon ngadalë me kalimin e kohës.

Elementet e binarit eklipsues bllokojnë në mënyrë alternative njëri-tjetrin, kështu që shkëlqimi i sistemit dobësohet përkohësisht, periudha midis dy ndryshimeve në shkëlqim është e barabartë me gjysmën e periudhës orbitale. Distanca këndore midis komponentëve është shumë e vogël, dhe ne nuk mund t'i vëzhgojmë ato veçmas.

Yjet binarë spektralë zbulohen nga ndryshimet në spektrat e tyre. Gjatë rrotullimit të ndërsjellë, yjet lëvizin periodikisht ose drejt Tokës ose larg Tokës. Ndryshimet në lëvizje mund të përcaktohen nga efekti Doppler në spektër.

Binarët e polarizimit karakterizohen nga ndryshime periodike në polarizimin e dritës. Në sisteme të tilla, yjet gjatë lëvizjes së tyre orbitale ndriçojnë gazin dhe pluhurin në hapësirën midis tyre, këndi i rënies së dritës në këtë substancë ndryshon periodikisht dhe drita e shpërndarë polarizohet. Matjet e sakta të këtyre efekteve bëjnë të mundur llogaritjen orbitat, raportet e masës yjore, madhësitë, shpejtësitë dhe distancat ndërmjet komponentëve. Për shembull, nëse një yll është njëkohësisht eklipsues dhe spektroskopik binar, atëherë ne mund ta përcaktojmë masa e çdo ylli dhe pjerrësia e orbitës. Për nga natyra e ndryshimit të shkëlqimit në momentet e eklipseve, mund të përcaktohet madhësive relative të yjeve dhe të studiojnë strukturën e atmosferave të tyre. Yjet binare që prodhojnë rrezatim me rreze X quhen binarë me rreze X. Në disa raste, vërehet një komponent i tretë që rrotullohet rreth qendrës së masës së sistemit binar. Ndonjëherë një nga komponentët e një sistemi binar (ose të dy), nga ana tjetër, mund të rezultojë të jetë yje të dyfishtë. Komponentët e ngushtë të një ylli binar në një sistem të trefishtë mund të kenë një periudhë prej disa ditësh, ndërsa elementi i tretë mund të rrotullohet rreth qendrës së përbashkët të masës së çiftit të ngushtë me një periudhë prej qindra apo edhe mijëra vjetësh.

Matja e shpejtësive të yjeve në një sistem binar dhe zbatimi i ligjit të gravitetit universal është një metodë e rëndësishme për përcaktimin e masave të yjeve. Studimi i yjeve binare është mënyra e vetme e drejtpërdrejtë për të llogaritur masat yjore.

Në një sistem yjesh të dyfishtë të vendosur ngushtë, forcat e ndërsjella gravitacionale priren të shtrijnë secilin prej tyre, duke i dhënë formën e një dardhe. Nëse graviteti është mjaft i fortë, vjen një moment kritik kur materia fillon të largohet nga një yll dhe të bjerë në një tjetër. Rreth këtyre dy yjeve ka një zonë të caktuar në formën e një figure tetë tredimensionale, sipërfaqja e së cilës përfaqëson kufirin kritik. Këto dy figura në formë dardhe, secila rreth një ylli të ndryshëm, quhen lobe Roche. Nëse njëri prej yjeve rritet aq i madh sa të mbushë lobin e tij Roche, atëherë materia prej tij nxiton te ylli tjetër në pikën ku preken zgavrat. Shpesh, materiali yjor nuk bie drejtpërdrejt mbi yll, por fillimisht rrotullohet, duke formuar atë që quhet një disk grumbullimi. Nëse të dy yjet janë zgjeruar aq shumë sa kanë mbushur lobet e tyre Roche, atëherë shfaqet një yll binar kontaktues. Materiali nga të dy yjet përzihet dhe shkrihet në një top rreth dy bërthamave yjore. Meqenëse të gjithë yjet në fund fryhen për t'u bërë gjigantë dhe shumë yje janë binare, sistemet binare ndërvepruese nuk janë të rralla.

Llogaritja e lartësisë së ndriçuesit në kulmin e tij bazuar në një deklinacion të njohur për një gjerësi gjeografike të caktuar.

H = 90 0 - +

h – lartësia e ndriçuesit

BILETA Nr. 20

Evolucioni i yjeve, fazat e tij dhe fazat përfundimtare.

Yjet formohen në retë dhe mjegullnajat ndëryjore me gaz dhe pluhur. Forca kryesore që "formon" yjet është graviteti. Në kushte të caktuara, një atmosferë shumë e rrallë (gazi ndëryjor) fillon të ngjesh nën ndikimin e forcave gravitacionale. Reja e gazit është e ngjeshur në qendër, ku ruhet nxehtësia e lëshuar gjatë ngjeshjes - shfaqet një protoyll, që lëshon në rrezen infra të kuqe. Protoylli nxehet nën ndikimin e materies që bie mbi të dhe reaksionet e shkrirjes bërthamore fillojnë me lëshimin e energjisë. Në këtë gjendje, tashmë është një yll i ndryshueshëm i tipit T Tauri. Mbetjet e resë shpërndahen. Forcat gravitacionale më pas i tërheqin atomet e hidrogjenit drejt qendrës, ku ato shkrihen, duke formuar helium dhe duke çliruar energji. Presioni në rritje në qendër parandalon ngjeshjen e mëtejshme. Kjo është një fazë e qëndrueshme e evolucionit. Ky yll është një yll i Sekuencës kryesore. Shkëlqimi i një ylli rritet ndërsa thelbi i tij bëhet më i dendur dhe më i ngrohtë. Koha që një yll mbetet në sekuencën kryesore varet nga masa e tij. Për Diellin, kjo është afërsisht 10 miliardë vjet, por yjet shumë më masivë se Dielli ekzistojnë në një gjendje të palëvizshme vetëm për disa milionë vjet. Pasi ylli përdor hidrogjenin që gjendet në pjesën qendrore të tij, ndodhin ndryshime të mëdha brenda yllit. Hidrogjeni fillon të digjet jo në qendër, por në guaskë, e cila rritet në madhësi dhe bymehet. Si rezultat, madhësia e vetë yllit rritet ndjeshëm dhe temperatura e sipërfaqes së tij bie. Është ky proces që lind gjigantët e kuq dhe supergjigantët. Fazat e fundit të evolucionit të një ylli përcaktohen gjithashtu nga masa e yllit. Nëse kjo masë nuk e kalon masën diellore për më shumë se 1.4 herë, ylli stabilizohet, duke u bërë një xhuxh i bardhë. Ngjeshja katastrofike nuk ndodh për shkak të vetive themelore të elektroneve. Ekziston një shkallë e ngjeshjes në të cilën ata fillojnë të zmbrapsen, megjithëse nuk ka më asnjë burim energjie termike. Kjo ndodh vetëm kur elektronet dhe bërthamat atomike janë të ngjeshura tepër fort, duke formuar lëndë jashtëzakonisht të dendur. Një xhuxh i bardhë me masën e Diellit është afërsisht i barabartë në vëllim me Tokën. Xhuxhi i bardhë gradualisht ftohet, duke u kthyer përfundimisht në një top të errët hiri radioaktiv. Sipas astronomëve, të paktën një e dhjeta e të gjithë yjeve në Galaxy janë xhuxhë të bardhë.

Nëse masa e një ylli në kolaps tejkalon masën e Diellit për më shumë se 1.4 herë, atëherë një yll i tillë, pasi ka arritur në fazën e xhuxhit të bardhë, nuk do të ndalet këtu. Në këtë rast, forcat gravitacionale janë aq të forta saqë elektronet shtypen në bërthamat atomike. Si rezultat, protonet kthehen në neutrone që mund të ngjiten me njëri-tjetrin pa asnjë boshllëk. Dendësia e yjeve neutron tejkalon edhe atë të xhuxhëve të bardhë; por nëse masa e materialit nuk i kalon 3 masa diellore, neutronet, si elektronet, mund të parandalojnë vetë ngjeshjen e mëtejshme. Një yll tipik neutron është vetëm 10 deri në 15 km i gjerë, dhe një centimetër kub i materialit të tij peshon rreth një miliard ton. Përveç densitetit të tyre të madh, yjet neutron kanë dy veti të tjera të veçanta që i bëjnë ata të dallueshëm pavarësisht nga madhësia e tyre e vogël: rrotullimi i shpejtë dhe një fushë magnetike e fortë.

Nëse masa e një ylli tejkalon 3 masa diellore, atëherë faza e fundit e ciklit të tij jetësor është ndoshta një vrimë e zezë. Nëse masa e yllit, dhe për rrjedhojë forca gravitacionale, është kaq e madhe, atëherë ylli i nënshtrohet ngjeshjes gravitacionale katastrofike, të cilës nuk mund t'i rezistojë asnjë forcë stabilizuese. Gjatë këtij procesi, dendësia e materies priret në pafundësi, dhe rrezja e objektit priret në zero. Sipas teorisë së relativitetit të Ajnshtajnit, një singularitet hapësirë-kohë lind në qendër të një vrime të zezë. Fusha gravitacionale në sipërfaqen e një ylli në kolaps rritet, duke e bërë gjithnjë e më të vështirë për rrezatimin dhe grimcat të shpëtojnë. Në fund, një yll i tillë përfundon nën horizontin e ngjarjeve, i cili vizualisht mund të përfaqësohet si një membranë njëkahëshe që lejon materien dhe rrezatimin vetëm brenda dhe nuk lëshon asgjë jashtë. Një yll në kolaps kthehet në një vrimë të zezë dhe mund të zbulohet vetëm nga një ndryshim i mprehtë në vetitë e hapësirës dhe kohës rreth tij. Rrezja e horizontit të ngjarjeve quhet rrezja e Schwarzschild.

Yjet me masë më të vogël se 1.4 diellore në fund të ciklit të tyre jetësor e hedhin ngadalë guaskën e sipërme, e cila quhet mjegullnajë planetare. Yjet më masivë që shndërrohen në një yll neutron ose në vrimë të zezë, fillimisht shpërthejnë si supernova, shkëlqimi i tyre rritet me 20 magnitudë ose më shumë në një kohë të shkurtër, duke çliruar më shumë energji sesa lëshon Dielli në 10 miliardë vjet, dhe mbetjet e yllit që shpërthejnë fluturojnë larg me një shpejtësi prej 20 000 km në sekondë.

Vëzhgimi dhe skicimi i pozicioneve të njollave diellore me anë të teleskopit (në ekran).

BILETA Nr. 21

Përbërja, struktura dhe madhësia e Galaxy tonë.

Galaxy, sistemi yjor të cilit i përket Dielli. Galaktika përmban të paktën 100 miliardë yje. Tre komponentë kryesorë: trashja qendrore, disku dhe haloja galaktike.

Fryrja qendrore përbëhet nga yje të vjetër të popullsisë së tipit II (gjigantë të kuq), të vendosur shumë dendur, dhe në qendër (bërthamë) e saj ka një burim të fuqishëm rrezatimi. Supozohej se ka një vrimë të zezë në bërthamë, duke filluar proceset e fuqishme të energjisë të vëzhguara të shoqëruara nga rrezatimi në spektrin e radios. (Unaza e gazit rrotullohet rreth vrimës së zezë; gazi i nxehtë, duke ikur nga skaji i saj i brendshëm, bie mbi vrimën e zezë, duke çliruar energjinë që ne vëzhgojmë.) Por kohët e fundit një rrezatim i dukshëm u zbulua në bërthamë dhe hipoteza e vrimës së zezë u zbulua nuk është më e nevojshme. Parametrat e trashjes qendrore janë 20,000 vite dritë të gjerë dhe 3,000 vite dritë të trasha.

Disku i galaktikës, që përmban yje të tipit I të popullsisë së re (supergjigantë të rinj blu), lëndë ndëryjore, grupime yjesh të hapura dhe 4 krahë spirale, është 100,000 vite dritë në diametër dhe vetëm 3,000 vite dritë të trashë. Galaktika rrotullohet, pjesët e saj të brendshme lëvizin nëpër orbitat e tyre shumë më shpejt se pjesët e jashtme. Dielli kryen një revolucion rreth bërthamës çdo 200 milionë vjet. Krahët spirale i nënshtrohen një procesi të vazhdueshëm të formimit të yjeve.

Haloja galaktike është koncentrike me diskun dhe fryrjen qendrore dhe përbëhet nga yje që janë kryesisht anëtarë të grupimeve globulare dhe i përkasin popullatës së tipit II. Megjithatë, pjesa më e madhe e materialit në halo është e padukshme dhe nuk mund të përmbahet në yjet e zakonshëm; nuk është gaz apo pluhur. Kështu, halo përmban substancë e errët e padukshme. Llogaritjet e shpejtësisë së rrotullimit të Reve të Mëdha dhe të Vogla të Magelanit, të cilat janë satelitë të Rrugës së Qumështit, tregojnë se masa e përmbajtur në halo është 10 herë më e madhe se masa që vëzhgojmë në disk dhe fryrje.

Dielli ndodhet në një distancë prej 2/3 nga qendra e diskut në krahun e Orionit. Lokalizimi i tij në rrafshin e diskut (ekuatori galaktik) lejon që yjet e diskut të shihen nga Toka në formën e një shiriti të ngushtë. Rruga e Qumështit, duke mbuluar të gjithë sferën qiellore dhe të prirur në një kënd prej 63° ndaj ekuatorit qiellor. Qendra galaktike shtrihet në Shigjetar, por nuk është e dukshme në dritën e dukshme për shkak të mjegullnajave të errëta të gazit dhe pluhurit që thithin dritën e yjeve.

Llogaritja e rrezes së një ylli nga të dhënat mbi shkëlqimin dhe temperaturën e tij.

L - shkëlqimi (Lc = 1)

R – rrezja (Rc = 1)

T - Temperatura (Tc = 6000)

BILETA Nr. 22

Grupet e yjeve. Gjendja fizike e mediumit ndëryjor.

Grupet e yjeve janë grupe yjesh të vendosur relativisht afër njëri-tjetrit dhe të lidhura nga një lëvizje e përbashkët në hapësirë. Me sa duket, pothuajse të gjithë yjet lindin në grupe dhe jo individualisht. Prandaj, grupimet e yjeve janë një gjë shumë e zakonshme. Astronomëve u pëlqen të studiojnë grupimet e yjeve sepse të gjithë yjet në një grup u formuan pothuajse në të njëjtën kohë dhe në të njëjtën distancë nga ne. Çdo ndryshim i dukshëm në shkëlqimin midis yjeve të tillë janë dallime të vërteta. Është veçanërisht e dobishme të studiohen grupet e yjeve nga pikëpamja e varësisë së vetive të tyre nga masa - në fund të fundit, mosha e këtyre yjeve dhe distanca e tyre nga Toka janë afërsisht të njëjta, kështu që ato ndryshojnë nga njëri-tjetri vetëm në masë. Ekzistojnë dy lloje të grupimeve të yjeve: të hapura dhe globulare. Në një grup të hapur, çdo yll është i dukshëm veçmas; ato janë të shpërndara pak a shumë në mënyrë të barabartë në një pjesë të qiellit. Përkundrazi, grupimet globulare janë si një sferë e mbushur aq dendur me yje sa që në qendër të saj yjet individualë janë të padallueshëm.

Grupet e hapura përmbajnë nga 10 deri në 1000 yje, shumë më tepër të rinj se të moshuarit, me më të vjetrën pothuajse më shumë se 100 milionë vjeç. Fakti është se në grupimet më të vjetra yjet gradualisht largohen nga njëri-tjetri derisa të përzihen me grupin kryesor të yjeve. Megjithëse graviteti i mban grupimet e hapura së bashku deri në një farë mase, ato janë ende mjaft të brishta dhe graviteti i një objekti tjetër mund t'i copëtojë ato.

Retë në të cilat formohen yjet janë të përqendruara në diskun e galaktikës sonë dhe pikërisht aty gjenden grupe të hapura yjesh.

Në ndryshim nga grupimet e hapura, grupimet globulare janë sfera të mbushura dendur me yje (nga 100 mijë në 1 milion). Madhësia e një grumbulli tipik globular është midis 20 dhe 400 vite dritë të gjerë.

Në qendrat e mbushura dendur të këtyre grupimeve, yjet janë aq afër njëri-tjetrit saqë graviteti i ndërsjellë i lidh ata së bashku, duke formuar yje kompakte binare. Ndonjëherë ndodh edhe një bashkim i plotë i yjeve; Kur afrohen nga afër, shtresat e jashtme të yllit mund të shemben, duke e ekspozuar thelbin qendror ndaj pamjes së drejtpërdrejtë. Yjet binare janë 100 herë më të zakonshëm në grupimet globulare sesa gjetkë.

Rreth galaktikës sonë, ne dimë rreth 200 grupime yjore globulare, të cilat janë të shpërndara në të gjithë aureolën që rrethon Galaxy. Të gjitha këto grupime janë shumë të vjetra dhe ato u ngritën pak a shumë në të njëjtën kohë me vetë Galaxy. Duket se grupimet u formuan kur pjesë të resë nga e cila u krijua Galaxy u ndanë në fragmente më të vogla. Grupet globulare nuk shpërndahen sepse yjet në to qëndrojnë shumë afër dhe forcat e tyre të fuqishme reciproke gravitacionale e lidhin grupin në një tërësi të dendur.

Lënda (gazi dhe pluhuri) që gjendet në hapësirën ndërmjet yjeve quhet mjedisi ndëryjor. Pjesa më e madhe e saj është e përqendruar në krahët spirale të Rrugës së Qumështit dhe përbën 10% të masës së saj. Në disa zona materiali është relativisht i ftohtë (100 K) dhe është i dallueshëm nga rrezatimi infra të kuq. Retë e tilla përmbajnë hidrogjen neutral, hidrogjen molekular dhe radikale të tjera, prania e të cilave mund të zbulohet duke përdorur teleskopë radio. Në zonat afër yjeve me shkëlqim të lartë, temperaturat e gazit mund të arrijnë 1000-10000 K dhe hidrogjeni jonizohet.

Mediumi ndëryjor është shumë i rrallë (rreth 1 atom për cm 3). Sidoqoftë, në retë e dendura përqendrimi i substancës mund të jetë 1000 herë më i lartë se mesatarja. Por edhe në një re të dendur ka vetëm disa qindra atome për centimetër kub. Arsyeja pse ne jemi ende në gjendje të vëzhgojmë materien ndëryjore është se ne e shohim atë në një trashësi të madhe hapësire. Madhësitë e grimcave janë 0.1 mikron, ato përmbajnë karbon dhe silikon dhe hyjnë në mjedisin ndëryjor nga atmosfera e yjeve të ftohtë si rezultat i shpërthimeve të supernovës. Përzierja që rezulton formon yje të rinj. Mjeti ndëryjor ka një fushë magnetike të dobët dhe depërtohet nga rrymat e rrezeve kozmike.

Sistemi ynë Diellor ndodhet në një rajon të Galaktikës ku dendësia e materies ndëryjore është jashtëzakonisht e ulët. Kjo zonë quhet Flluskë Lokale; shtrihet në të gjitha drejtimet për rreth 300 vite dritë.

Llogaritja e dimensioneve këndore të Diellit për një vëzhgues të vendosur në një planet tjetër.

BILETA Nr. 23

Llojet kryesore të galaktikave dhe veçoritë e tyre dalluese.

Galaktikat, sisteme yjesh, pluhuri dhe gazi me një masë totale prej 1 milion deri në 10 trilion. masë e Diellit. Natyra e vërtetë e galaktikave u shpjegua përfundimisht vetëm në vitet 1920. pas diskutimeve të nxehta. Deri në këtë kohë, kur u vëzhguan përmes një teleskopi, ato dukeshin si njolla difuze drite, që të kujtojnë mjegullnajat, por vetëm me ndihmën e teleskopit reflektues 2.5 metra në Observatorin Mount Wilson, i përdorur për herë të parë në vitet 1920, u arrit të merrej imazhet e ndarjes. yjet në mjegullnajën e Andromedës dhe provojnë se është një galaktikë. I njëjti teleskop u përdor nga Hubble për të matur periudhat e Cefeidëve në mjegullnajën e Andromedës. Këta yje të ndryshueshëm janë studiuar mjaft mirë që distancat me ta të mund të përcaktohen me saktësi. Distanca nga mjegullnaja e Andromedës është përafërsisht. 700 kpc, d.m.th. shtrihet shumë përtej galaktikës sonë.

Ka disa lloje galaktikash, më kryesoret janë spirale dhe eliptike. Janë bërë përpjekje për t'i klasifikuar ato duke përdorur skema alfabetike dhe numerike, siç është klasifikimi Hubble, por disa galaktika nuk përshtaten në këto skema, me ç'rast ato janë emëruar sipas astronomëve që i identifikuan për herë të parë (për shembull, Seyfert dhe Markarian galaktikat), ose emërtime të dhëna alfabetike të skemave të klasifikimit (për shembull, galaktikat e tipit N dhe të tipit CD). Galaktikat që nuk kanë një formë të veçantë klasifikohen si të parregullta. Origjina dhe evolucioni i galaktikave nuk janë kuptuar ende plotësisht. Galaktikat spirale janë më të studiuarat. Këto përfshijnë objekte që kanë një bërthamë të ndritshme nga e cila dalin krahë spirale gazi, pluhuri dhe yjesh. Shumica e galaktikave spirale kanë 2 krahë që dalin nga anët e kundërta të bërthamës. Si rregull, yjet në to janë të rinj. Këto janë spirale normale. Ka edhe spirale të kryqëzuara, të cilat kanë një urë qendrore yjesh që lidhin skajet e brendshme të dy krahëve. Tipit spirale i takon edhe G.-ja jonë. Masat e pothuajse të gjitha gazeve spirale shtrihen në rangun nga 1 deri në 300 miliardë masa diellore. Rreth tre të katërtat e të gjitha galaktikave në Univers janë eliptike. Ata kanë një formë eliptike, pa një strukturë spirale të dallueshme. Forma e tyre mund të ndryshojë nga pothuajse sferike në formë puro. Ato janë shumë të ndryshme në përmasa - nga ato xhuxhë me një masë prej disa milionë masash diellore në ato gjigante me një masë prej 10 trilion masa diellore. Më i madhi i njohur - Galaktika të tipit CD. Ata kanë një bërthamë të madhe, ose ndoshta disa bërthama, që lëvizin me shpejtësi në lidhje me njëra-tjetrën. Këto janë shpesh burime radio mjaft të forta. Galaktikat Markarian u identifikuan nga astronomi sovjetik Veniamin Markarian në vitin 1967. Ato janë burime të forta rrezatimi në rrezen ultravjollcë. Galaktikat Lloji N kanë një bërthamë të ngjashme me yjet, me dritë të dobët. Ato janë gjithashtu burime të forta radioje dhe mendohet se evoluojnë në kuazar. Në foto, galaktikat Seyfert duken si spirale normale, por me një bërthamë dhe spektra shumë të shndritshëm me linja të gjera dhe të ndritshme emetimi, që tregojnë praninë e sasive të mëdha të gazit të nxehtë që rrotullohet me shpejtësi në bërthamat e tyre. Ky lloj galaktikash u zbulua nga astronomi amerikan Carl Seyfert në vitin 1943. Galaktikat që vëzhgohen optikisht dhe në të njëjtën kohë janë burime të forta radioje quhen radiogalaktika. Këto përfshijnë galaktikat Seyfert, galaktikat e tipit cD dhe N dhe disa kuazarë. Mekanizmi i gjenerimit të energjisë së radiogalaktikave ende nuk është kuptuar.

Përcaktimi i kushteve të dukshmërisë për planetin Saturn sipas “Kalendarit Astronomik të Shkollës”.

BILETA Nr. 24

Bazat e ideve moderne rreth strukturës dhe evolucionit të Universit.

Në shekullin e 20-të u arrit një kuptim i Universit si një tërësi e vetme. Hapi i parë i rëndësishëm u ndërmor në vitet 1920, kur shkencëtarët arritën në përfundimin se Galaktika jonë, Rruga e Qumështit, është një nga miliona galaktikat dhe Dielli është një nga miliona yje në Rrugën e Qumështit. Studimet e mëvonshme të galaktikave treguan se ato po largohen nga Rruga e Qumështit dhe sa më larg të jenë, aq më e madhe është kjo shpejtësi (e matur nga zhvendosja e kuqe në spektrin e saj). Pra, ne jetojmë në universi në zgjerim. Recesioni i galaktikave pasqyrohet në ligjin e Hubble, sipas të cilit zhvendosja e kuqe e një galaktike është proporcionale me distancën ndaj saj.Për më tepër, në shkallën më të madhe, d.m.th. në nivelin e supergrupeve të galaktikave, Universi ka një strukturë qelizore. Kozmologjia moderne (studimi i evolucionit të Universit) bazohet në dy postulate: Universi është homogjen dhe izotropik.

Ka disa modele të Universit.

Në modelin Einstein-de Sitter, zgjerimi i Universit vazhdon pafundësisht; në modelin statik, Universi nuk zgjerohet ose evoluon; në një Univers pulsues, ciklet e zgjerimit dhe tkurrjes përsëriten. Megjithatë, modeli statik është më pak i mundshëm; jo vetëm ligji i Hubble, por edhe rrezatimi i sfondit kozmik të sfondit të mikrovalës i zbuluar në vitin 1965 (d.m.th., rrezatimi nga sfera e nxehtë katërdimensionale primare në zgjerim) flet kundër tij.

Disa modele kozmologjike bazohen në teorinë e një "universi të nxehtë", të përshkruar më poshtë.

Në përputhje me zgjidhjet e Friedman-it për ekuacionet e Ajnshtajnit, 10-13 miliardë vjet më parë, në momentin fillestar të kohës, rrezja e Universit ishte e barabartë me zero. E gjithë energjia e Universit, e gjithë masa e tij, ishte e përqendruar në vëllimin zero. Dendësia e energjisë është e pafundme, po kështu është edhe dendësia e materies. Një gjendje e tillë quhet njëjës.

Në vitin 1946, George Gamow dhe kolegët e tij zhvilluan një teori fizike faza fillestare zgjerimi i Universit, duke shpjeguar praninë në të elementet kimike sintezë në temperatura dhe presione shumë të larta. Prandaj, fillimi i zgjerimit sipas teorisë së Gamow u quajt "Big Bang". Bashkautorët e Gamow ishin R. Alpher dhe G. Bethe, kështu që kjo teori quhet ndonjëherë "teoria α, β, γ".

Universi po zgjerohet nga një gjendje e densitetit të pafund. Në një gjendje të vetme, ligjet normale të fizikës nuk zbatohen. Me sa duket gjithçka ndërveprimet themelore në energji kaq të larta ato janë të padallueshme nga njëra-tjetra. Nga cila rreze e Universit ka kuptim të flasim për zbatueshmërinë e ligjeve të fizikës? Përgjigja vjen nga gjatësia e Planck:

Duke filluar nga momenti i kohës t p = R p /c = 5*10 -44 s (c është shpejtësia e dritës, h është konstanta e Planck-ut). Me shumë mundësi, ishte përmes t P që ndërveprimi gravitacional u nda nga pjesa tjetër. Sipas llogaritjeve teorike, gjatë 10 -36 s, kur temperatura e Universit ishte më shumë se 10 28 K, energjia për njësi vëllimi mbeti konstante dhe Universi u zgjerua me një shpejtësi që tejkalonte ndjeshëm shpejtësinë e dritës. Ky fakt nuk bie ndesh me teorinë e relativitetit, pasi nuk ishte lënda që u zgjerua me një shpejtësi të tillë, por vetë hapësira. Kjo fazë e evolucionit quhet inflacioniste. Nga teoritë moderne fizika kuantike rrjedh se në këtë kohë ndërveprimi i fortë bërthamor u nda nga ato elektromagnetike dhe të dobëta. Energjia e çliruar si rezultat ishte shkaku i zgjerimit katastrofik të Universit, i cili në një periudhë të vogël kohore prej 10 – 33 s u rrit nga madhësia e një atomi në madhësinë e sistemit diellor. Në të njëjtën kohë, u shfaqën grimcat elementare të njohura dhe një numër pak më i vogël antigrimcash. Lënda dhe rrezatimi ishin ende brenda ekuilibri termodinamik. Kjo epokë quhet rrezatimi faza e evolucionit. Në një temperaturë prej 5∙10 12 K skena përfundoi rikombinim: pothuajse të gjithë protonet dhe neutronet u asgjësuan, duke u shndërruar në fotone; Mbetën vetëm ato për të cilat nuk kishte mjaftueshëm antigrimca. Teprica fillestare e grimcave në krahasim me antigrimcat është një e miliarda e numrit të tyre. Është nga kjo materie "te tepërt" që kryesisht përbëhet substanca e Universit të vëzhgueshëm. Disa sekonda pas Big Bang skena ka filluar nukleosinteza primare, kur u formuan bërthamat e deuteriumit dhe heliumit, që zgjatën rreth tre minuta; atëherë filloi zgjerimi dhe ftohja e qetë e Universit.

Rreth një milion vjet pas shpërthimit, ekuilibri midis materies dhe rrezatimit u prish, atomet filluan të formoheshin nga protonet dhe elektronet e lira dhe rrezatimi filloi të kalonte nëpër materie sikur përmes një mediumi transparent. Ishte ky rrezatim që u quajt rrezatim relikt; temperatura e tij ishte rreth 3000 K. Aktualisht po regjistrohet një sfond me një temperaturë prej 2.7 K. Rrezatimi i sfondit relikt u zbulua në vitin 1965. Doli të ishte në shkallë të lartë izotropik dhe ekzistenca e tij konfirmohet nga modeli i një universi të nxehtë në zgjerim. Pas nukleosinteza primare materia filloi të evoluojë vetë, për shkak të ndryshimeve në densitetin e materies të formuar në përputhje me parimin e pasigurisë së Heisenberg gjatë fazës së inflacionit, u shfaqën protogalaktikat. Aty ku dendësia ishte pak më e lartë se mesatarja, u formuan qendra tërheqëse; zonat me densitet të ulët u bënë gjithnjë e më të rralla, pasi lënda lëvizte prej tyre në zona më të dendura. Kështu u nda mediumi pothuajse homogjen në protogalaktika të veçanta dhe grupimet e tyre, dhe qindra miliona vjet më vonë u shfaqën yjet e parë.

Modelet kozmologjike çojnë në përfundimin se fati i Universit varet vetëm nga dendësia mesatare e lëndës që e mbush atë. Nëse është nën një densitet të caktuar kritik, zgjerimi i Universit do të vazhdojë përgjithmonë. Ky opsion quhet "univers i hapur". Një skenar i ngjashëm zhvillimi pret Universin e sheshtë, kur dendësia është e barabartë me atë kritike. Në një googol vitesh, e gjithë lënda në yje do të digjet dhe galaktikat do të zhyten në errësirë. Do të mbeten vetëm planetët, xhuxhët e bardhë dhe kafe, dhe përplasjet mes tyre do të jenë jashtëzakonisht të rralla.

Megjithatë, edhe në këtë rast, metagalaksia nuk është e përjetshme. Nëse teoria e bashkimit të madh të ndërveprimeve është e saktë, në 10-40 vjet protonet dhe neutronet që përbëjnë yjet e mëparshëm do të kalbet. Pas rreth 10,100 vjetësh, vrimat e zeza gjigante do të avullojnë. Në botën tonë, vetëm elektronet, neutrinot dhe fotonet do të mbeten, të ndara nga njëri-tjetri nga distanca të mëdha. Në njëfarë kuptimi, ky do të jetë fundi i kohës.

Nëse dendësia e Universit rezulton të jetë shumë e lartë, atëherë bota jonë do të mbyllet dhe zgjerimi herët a vonë do të zëvendësohet nga ngjeshja katastrofike. Universi do ta përfundojë jetën e tij në kolaps gravitacional, në një farë kuptimi kjo është edhe më keq.

Llogaritja e distancës nga një yll duke përdorur një paralaksë të njohur.

1. Koha lokale.

Koha e matur në një meridian të caktuar gjeografik quhet Koha lokale ky meridian. Për të gjitha vendet në të njëjtin meridian, këndi i orës i ekuinoksit pranveror (ose Dielli, ose dielli mesatar) është në çdo moment i njëjtë. Prandaj, në të gjithë meridianin gjeografik, koha lokale (sidereale ose diellore) është e njëjtë në të njëjtin moment.

Nëse dallimi gjatësi gjeografike ka dy vende D l, atëherë në një vend më lindor këndi i orës i çdo ndriçuesi do të jetë në D l më i madh se këndi i orës i të njëjtit yll në një vendndodhje më perëndimore. Prandaj, diferenca në çdo kohë lokale në dy meridianë në të njëjtin moment fizik është gjithmonë e barabartë me diferencën në gjatësinë e këtyre meridianëve, e shprehur në masën për orë (në njësi kohore):

ato. koha mesatare lokale e çdo pike në Tokë është gjithmonë e barabartë me kohën universale në atë moment plus gjatësinë e asaj pike, e shprehur në njësi për orë dhe e konsideruar pozitive në lindje të Grinuiçit.

Në kalendarët astronomikë, momentet e shumicës së fenomeneve tregohen në kohën universale. T 0 . Momentet e këtyre dukurive në kohën lokale T t. përcaktohen lehtësisht nga formula (1.28).

3. Koha standarde. NË Jeta e përditshme Përdorimi i orës mesatare diellore lokale dhe asaj universale është i papërshtatshëm. E para është sepse ka, në parim, aq sisteme kohore lokale sa ka edhe meridianë gjeografikë, d.m.th. të panumërta. Prandaj, për të përcaktuar sekuencën e ngjarjeve ose dukurive të shënuara në kohën lokale, është absolutisht e nevojshme të dihet, përveç momenteve, edhe dallimi në gjatësitë gjeografike të atyre meridianëve në të cilët kanë ndodhur këto ngjarje ose dukuri.

Sekuenca e ngjarjeve të shënuara nga koha universale është e lehtë për t'u vendosur, por ndryshimi i madh midis kohës universale dhe kohës lokale të meridianëve të vendosur në distanca të konsiderueshme nga Greenwich krijon bezdi kur përdoret koha universale në jetën e përditshme.

Në 1884 u propozua sistemi i rripit të llogaritjes së kohës mesatare, thelbi i të cilit është si më poshtë. Koha llogaritet vetëm me 24 kryesore meridianët gjeografikë të vendosur nga njëri-tjetri në gjatësinë gjeografike saktësisht 15° (ose 1 orë), afërsisht në mes të secilit zonë kohore. Zonat kohore janë zonat e sipërfaqes së tokës në të cilat ajo ndahet në mënyrë konvencionale me vija që shkojnë nga poli i saj verior në jug dhe janë të vendosura afërsisht 7°.5 nga meridianët kryesorë. Këto linja, ose kufijtë e zonave kohore, ndjekin me saktësi meridianët gjeografikë vetëm në dete të hapura si oqeanet ashtu edhe zonat tokësore të pabanuara. Për pjesën tjetër të gjatësisë së tyre ata ndjekin qeverinë, administrative dhe ekonomike ose kufijtë gjeografikë, duke u tërhequr nga meridiani përkatës në një drejtim ose në një tjetër. Zonat kohore numërohen nga 0 në 23. Greenwich merret si meridiani kryesor i zonës zero. Meridiani kryesor i zonës së parë kohore ndodhet nga Greenwich saktësisht 15° në lindje, e dyta - 30°, e treta - 45°, etj. deri në zonën kohore të 23-të, meridiani kryesor i së cilës ka një gjatësi gjeografike lindore prej Greenwich 345° (ose gjatësia gjeografike perëndimore 15°).

Koha standardeT fështë koha mesatare diellore lokale e matur në meridianin kryesor të një zone të caktuar kohore. Përdoret për të mbajtur gjurmët e kohës në të gjithë territorin e shtrirë në një zonë të caktuar kohore.

Ora standarde e kësaj zone P e lidhur me kohën universale nga një marrëdhënie e dukshme

Tn = T 0 + n h .

(1.29)

Është gjithashtu mjaft e qartë se diferenca midis kohërave të zonave të dy pikave është një numër i plotë orësh i barabartë me diferencën në numrin e zonave të tyre kohore.

4. Koha e verës. Për të shpërndarë në mënyrë më racionale energjinë elektrike të përdorur për ndriçimin e ndërmarrjeve dhe ambienteve të banimit, si dhe për të shfrytëzuar sa më shumë dritën e ditës në muajt e verës të vitit, në shumë vende (përfshirë republikën tonë), akrepat e orës së orës funksionojnë në kohë standarde. zhvendosen përpara me 1 orë ose gjysmë ore. I ashtuquajturi koha e verës. Në vjeshtë, orët vendosen përsëri në kohën standarde.

Lidhja e kohës së ditës T lçdo pikë me kohën e saj standarde T f dhe me kohën universale T 0 jepet nga relacionet e mëposhtme:

(1.30)

1. Rezolucioni teorik i teleskopit:

Ku λ – gjatësia mesatare e valës së dritës (5,5·10 -7 m), D– diametri i thjerrëzës së teleskopit, ose , ku D– diametri i thjerrëzës së teleskopit në milimetra.

2. Zmadhimi i teleskopit:

Ku F- gjatësia fokale e lenteve, f– gjatësia fokale e okularit.

3. Lartësia e ndriçuesve në kulmin:

lartësia e ndriçuesve në kulmin e sipërm, duke kulmuar në jug të zenitit ( d < j):

, Ku j- gjerësia gjeografike e vendit të vëzhgimit, d– deklinimi i ndriçuesit;

lartësia e ndriçuesve në kulmin e sipërm, duke kulmuar në veri të zenitit ( d > j):

, Ku j- gjerësia gjeografike e vendit të vëzhgimit, d– deklinimi i ndriçuesit;

lartësia e ndriçuesve në kulmin e poshtëm:

, Ku j- gjerësia gjeografike e vendit të vëzhgimit, d- deklinimi i ndriçuesit.

4. Përthyerja astronomike:

formula e përafërt për llogaritjen e këndit të thyerjes, e shprehur në sekonda harkore (në një temperaturë prej +10°C dhe një presion atmosferik prej 760 mmHg):

, Ku z– distanca zenitore e ndriçuesit (për z<70°).

kohë reale:

Ku a- ngjitja e duhur e një ylli, t– këndi i orës së tij;

koha mesatare diellore (koha mesatare lokale):

T m = T  + h, Ku T- koha e vërtetë diellore, h– ekuacioni i kohës;

koha universale:

Ku është gjatësia gjeografike e pikës me kohën mesatare lokale T m, e shprehur në njësi për orë, T 0 - koha universale në këtë moment;

koha standarde:

Ku T 0 - koha universale; n– Numri i zonës kohore (për Greenwich n= 0, për Moskën n=2, për Krasnoyarsk n=6);

koha e lehonisë:

ose

6. Formulat që lidhen me periudhën sidereale (yjore) të revolucionit të planetit T me periudhën sinodike të revolucionit të saj S:

për planetët e sipërm:

për planetët më të ulët:

, Ku TÅ - periudha sidereale e revolucionit të Tokës rreth Diellit.

7. Ligji i tretë i Keplerit:

, Ku T 1 Dhe T 2- periudhat e revolucionit të planetëve, a 1 dhe a 2 – akset gjysmë të mëdha të orbitës së tyre.

8. Ligji i gravitetit universal:

Ku m 1 Dhe m 2– masat e tërheqjes së pikave materiale, r- distanca midis tyre, G– konstante gravitacionale.

9. Ligji i tretë i përgjithësuar i Keplerit:

, Ku m 1 Dhe m 2- masat e dy trupave tërheqës reciprokisht, r- distanca ndërmjet qendrave të tyre, T– periudha e revolucionit të këtyre organeve rreth një qendre të përbashkët të masës, G– konstante gravitacionale;

për sistemin e Diellit dhe dy planetëve:

, Ku T 1 Dhe T 2- periudhat yjore (yjore) të revolucionit të planetëve, M- masa e diellit, m 1 Dhe m 2- masat e planetëve, a 1 dhe a 2 – akset gjysmë të mëdha të orbitave planetare;

për sistemet Dielli dhe planeti, planeti dhe sateliti:

, Ku M– masa e Diellit; m 1 - masa e planetit; m 2 - masa e satelitit të planetit; T 1 dhe a 1- periudha e rrotullimit të planetit rreth Diellit dhe gjysëm boshtit kryesor të orbitës së tij; T 2 dhe a 2- periudha e rrotullimit të satelitit rreth planetit dhe gjysëm boshti kryesor i orbitës së tij;

në M >> m 1, a m 1 >> m 2 ,

10. Shpejtësia lineare e lëvizjes së një trupi në një orbitë parabolike (shpejtësia parabolike):

, Ku G M- masa e trupit qendror, r– vektori i rrezes së një pike të zgjedhur të një orbite parabolike.

11. Shpejtësia lineare e lëvizjes së një trupi përgjatë një orbite eliptike në një pikë të zgjedhur:

, Ku G- konstante gravitacionale, M- masa e trupit qendror, r- vektori i rrezes së një pike të zgjedhur të orbitës eliptike, a– gjysëm boshti kryesor i orbitës eliptike.

12. Shpejtësia lineare e lëvizjes së një trupi në një orbitë rrethore (shpejtësia rrethore):

, Ku G- konstante gravitacionale, M- masa e trupit qendror, R- rrezja orbitale, v p – shpejtësia parabolike.

13. Ekscentriciteti i orbitës eliptike, që karakterizon shkallën e devijimit të elipsit nga rrethi:

, Ku c- distanca nga fokusi në qendër të orbitës, a- boshti gjysëm i madh i orbitës, b– boshti gjysmë i vogël i orbitës.

14. Marrëdhënia midis distancave të periapsis dhe apoqendrës me boshtin gjysmë të madh dhe ekscentricitetin e orbitës eliptike:

Ku r P – distancat nga fokusi, ku ndodhet trupi qiellor qendror, deri në periapsis, r A – distancat nga fokusi, ku ndodhet trupi qiellor qendror, deri në apoqendrën, a- boshti gjysëm i madh i orbitës, e– ekscentriciteti orbital.

15. Largësia nga ylli (brenda Sistemit Diellor):

, Ku R ρ 0 - paralaksa horizontale e ndriçuesit, e shprehur në sekonda harkore,

ose ku D 1 dhe D 2 – distancat nga yjet, ρ 1 dhe ρ 2 – paralakset e tyre horizontale.

16. Rrezja e ndriçuesit:

Ku ρ - këndi në të cilin rrezja e diskut të ndriçuesit është e dukshme nga Toka (rrezja këndore), RÅ – rrezja ekuatoriale e Tokës, ρ 0 – paralaksa horizontale e ndriçuesit m – madhësia e dukshme, R– distanca nga ylli në parsekë.

20. Ligji Stefan-Boltzmann:

ε=σT 4 ku ε - energjia e emetuar për njësi të kohës nga një sipërfaqe njësi, T- temperatura (në Kelvin), dhe σ – Konstante Stefan-Boltzmann.

21. Ligji i verës:

Ku λ max - gjatësia e valës në të cilën ndodh rrezatimi maksimal i një trupi plotësisht të zi (në centimetra), T– temperatura absolute në Kelvin.

22. Ligji i Hubble:

, Ku vështë shpejtësia radiale e galaktikës, c– shpejtësia e dritës, Δ λ - Zhvendosja e linjave me Doppler në spektër, λ - gjatësia e valës së burimit të rrezatimit, z- zhvendosja e kuqe, r- distanca nga galaktika në megaparseks, H– Konstanta e Hubble e barabartë me 75 km / (s×Mpc).

Më poshtë është një listë e fjalëve të dobishme për astronominë. Këto terma u krijuan nga shkencëtarët për të shpjeguar se çfarë ndodh në hapësirën e jashtme.

Është e dobishme t'i dimë këto fjalë; pa kuptuar përkufizimet e tyre është e pamundur të studiohet Universi dhe të shpjegohen temat e astronomisë. Shpresojmë, termat bazë astronomikë do të mbeten në kujtesën tuaj.

Madhësia absolute - Sa i ndritshëm do të ishte një yll nëse do të ishte 32.6 vite dritë nga Toka.

Zero absolute - Temperatura më e ulët e mundshme, -273.16 gradë Celsius

Përshpejtimi - Një ndryshim në shpejtësinë (shpejtësinë ose drejtimin).

Skyglow - Natyrisht, qielli i natës shkëlqen për shkak të reagimeve që ndodhin në atmosferën e sipërme të Tokës.

Albedo - Albedo e një objekti tregon se sa dritë reflekton. Një reflektor ideal, si një pasqyrë, do të ketë një albedo prej 100. Hëna ka një albedo prej 7, Toka ka një albedo prej 36.

Angstrom - Një bllok që përdoret për të matur gjatësinë e valës së dritës dhe rrezatimeve të tjera elektromagnetike.

Unazor - Në formë ose duke formuar një unazë.

Apoaster - Kur dy yje rrotullohen rreth njëri-tjetrit, sa larg mund të jenë ata (distanca maksimale midis trupave).

Aphelion - Gjatë lëvizjes orbitale të një objekti rreth Diellit, kur ai arrin pozicionin e tij më të largët nga Dielli.

Apogee - Pozicioni i një objekti në orbitën e Tokës kur ai është më i largët nga Toka.

Aeroliti është një meteorit guri.

Asteroid - Një trup i ngurtë ose planet i vogël që rrotullohet rreth Diellit.

Astrologjia – Besimi se pozicioni i yjeve dhe planetëve ndikon në ngjarjet e fateve njerëzore. Kjo nuk ka asnjë bazë shkencore.

Njësia astronomike - Distanca nga Toka në Diell.Shkruhen zakonisht AU.

Astrofizika - Përdorimi i fizikës dhe kimisë në studimin e astronomisë.

Atmosfera - Hapësira e gaztë që rrethon një planet ose objekt tjetër hapësinor.

Atomi - grimca më e vogël e çdo elementi.

Aurora (Dritat Veriore) - Drita të bukura mbi rajonet polare që shkaktohen nga tensioni i grimcave nga Dielli që ndërveprojnë me fushën magnetike të Tokës.

Aksi - Një vijë imagjinare në të cilën një objekt rrotullohet.

Rrezatimi i sfondit - Rrezatimi i dobët i mikrovalës që buron nga hapësira në të gjitha drejtimet. Besohet se është një mbetje e Big Bengut.

Barycenter - Qendra e gravitetit të Tokës dhe Hënës.

Yjet binare - Një duo yjor që në fakt përbëhet nga dy yje që rrotullohen rreth njëri-tjetrit.

Vrima e Zezë - Një rajon i hapësirës rreth një objekti shumë të vogël dhe shumë masiv në të cilin fusha gravitacionale është aq e fortë sa që as drita nuk mund të shpëtojë prej saj.

Fireball - Një meteor i shkëlqyer që mund të shpërthejë gjatë zbritjes së tij nëpër atmosferën e Tokës.

Bolometer - Detektor i ndjeshëm ndaj rrezatimit.

Sfera Qiellore - Sfera imagjinare që rrethon Tokën. Termi përdoret për të ndihmuar astronomët të shpjegojnë se ku janë objektet në qiell.

Cefeidët janë yje të ndryshueshëm; shkencëtarët i përdorin ato për të përcaktuar se sa larg është një galaktikë ose sa larg është një grup yjesh nga ne.

Pajisja e lidhur me ngarkesë (CCD) - Një pajisje imazhi e ndjeshme që zëvendëson fotografinë në shumicën e degëve të astronomisë.

Kromosferë - Pjesë atmosferë diellore, është i dukshëm gjatë një eklipsi diellor total.

Ylli rrethor - Një yll që nuk perëndon kurrë, ai mund të shihet gjatë gjithë vitit.

Grupimet - Një grup yjesh ose një grup galaktikash që lidhen me forcat gravitacionale.

Indeksi i ngjyrave - Një masë e ngjyrës së një ylli që u tregon shkencëtarëve se sa e nxehtë është sipërfaqja e yllit.

Koma - Mjegullnajë që rrethon bërthamën e një komete.

Kometa - Masa të vogla, të ngrira pluhuri dhe gazi që rrotullohen rreth Diellit.

Lidhëza - Një fenomen në të cilin një planet i afrohet një planeti ose ylli tjetër dhe lëviz midis objektit tjetër dhe trupit të Tokës.

Yjesitë - Një grup yjesh që u dhanë emra nga astronomët e lashtë.

Corona - Pjesa e jashtme e atmosferës së Diellit.

Coronagraph - Një lloj teleskopi i projektuar për të parë Diellin Corona.

Rrezet kozmike janë grimca me shpejtësi të lartë që arrijnë në Tokë nga hapësira e jashtme.

Kozmologjia - Studimi i Universit.

Dita - Sasia e kohës gjatë së cilës Toka, duke u rrotulluar, rrotullohet rreth boshtit të saj.

Dendësia - Kompaktësia e materies.

Lëvizja e drejtpërdrejtë - Objektet që lëvizin rreth Diellit në të njëjtin drejtim si Toka - ata lëvizin në lëvizje përpara, ndryshe nga objektet që lëvizin në drejtim të kundërt - ata lëvizin në lëvizje retrograde.

Lëvizja ditore - Lëvizja e dukshme e qiellit nga Lindja në Perëndim e shkaktuar nga lëvizja e Tokës nga Perëndimi në Lindje.

Drita e hirit - Shkëlqimi i dobët i Hënës mbi anën e errët të Tokës. Drita shkaktohet nga reflektimi nga Toka.

Eklipsi - Kur shohim një objekt në qiell të bllokuar nga hija e një objekti tjetër ose hija e Tokës.

Ekliptik - Rruga e Diellit, Hënës dhe planetëve, që të gjithë ndjekin në qiell.

Ekosfera - Zona rreth një ylli ku temperatura lejon ekzistencën e jetës.

elektron - Grimca negative, i cili rrotullohet rreth një atomi.

Element - Një substancë që nuk mund të zbërthehet më tej. Janë 92 elementë të njohur.

Ekuinokset janë 21 marsi dhe 22 shtator. Dy herë në vit, kur dita dhe nata janë të barabarta në kohë, në të gjithë botën.

Shpejtësia e dytë e ikjes - Shpejtësia e kërkuar që një objekt të shpëtojë nga shtrëngimi i gravitetit të një objekti tjetër.

Ekzosfera - Pjesa e jashtme e atmosferës së Tokës.

Flakët - efekti i ndezjeve diellore. Shpërthime të bukura në pjesën e jashtme të atmosferës së Diellit.

Galaxy - Një grup yjesh, gazi dhe pluhuri që mbahen së bashku nga graviteti.

Gama - Rrezatimi elektromagnetik energjetik me gjatësi vale jashtëzakonisht të shkurtër.

Gjeocentrike - Thjesht do të thotë se Toka është në qendër. Njerëzit besonin se universi është gjeocentrik; Toka për ta ishte qendra e universit.

Gjeofizika - Studimi i Tokës duke përdorur fizikën.

Rajoni HI - Re e hidrogjenit neutral.

Rajoni NI - Re e hidrogjenit të jonizuar (rajoni i mjegullnajës së emetimit të plazmës së nxehtë).

Diagrami Hertzsprung-Russell - Një diagram që i ndihmon shkencëtarët të kuptojnë lloje te ndryshme yjet

Konstantja e Hubble - Marrëdhënia midis distancës nga një objekt dhe shpejtësisë me të cilën ai po largohet prej nesh. Më tej, objekti lëviz më shpejt, aq më shumë largohet nga ne.

Planetët që kanë një orbitë më të vogël se ajo e Tokës - Mërkuri dhe Venusi, të cilët shtrihen më afër Diellit se Toka, quhen planetë inferiorë.

Jonosfera - Rajoni i atmosferës së Tokës.

Kelvin - Matja e temperaturës përdoret shpesh në astronomi. 0 gradë Kelvin është e barabartë me -273 gradë Celsius dhe -459.4 gradë Fahrenheit.

Ligjet e Keplerit - 1. planetët lëvizin në orbita eliptike me Diellin në një fokus. 2. Një vijë imagjinare që lidh qendrën e planetit me qendrën e Diellit. 3. Koha e nevojshme që planeti të rrotullohet rreth Diellit.

Boshllëqet e Kirkwood - Rajonet në rripin e asteroidëve ku pothuajse nuk ka asteroidë. Kjo për faktin se Jupiteri gjigant ndryshon orbitat e çdo objekti që hyn në këto zona.

Viti i dritës - Distanca që kalon një rreze drite në një vit. Kjo është afërsisht 6,000,000,000,000 (9,660,000,000,000 km) milje.

Gjymtyrë - Buza e çdo objekti në hapësirën e jashtme. Zona e Hënës, për shembull.

Grupi Lokal - Një grup prej dy duzina galaktikash. Ky është grupi të cilit i përket Galaxy ynë.

Lunation - Periudha midis hënave të reja. 29 ditë 12 orë 44 minuta.

Magnetosfera - Rajoni rreth një objekti ku mund të ndihet ndikimi i fushës magnetike të objektit.

Masa - Jo e njëjtë me peshën, megjithëse masa e një objekti ndihmon në përcaktimin se sa do të peshojë.

Meteor - Një yll që bie është një grimcë pluhuri që hyn në atmosferën e Tokës.

Meteorit - Një objekt nga hapësira e jashtme, si një shkëmb, që bie në Tokë dhe ulet në sipërfaqen e saj.

Meteoroidet - Çdo objekt i vogël në hapësirën e jashtme, të tilla si retë e pluhurit ose shkëmbinjtë.

Micrometeorites - Objekte jashtëzakonisht të vogla. Ato janë aq të vogla sa kur hyjnë në atmosferën e Tokës, nuk krijojnë një efekt ylli.

rruga e Qumështit- Galaktika jonë. (Fjala "Galaxy" në të vërtetë do të thotë Rruga e Qumështit në greqisht.)

Planeti i vogël - Asteroid

Molekulë - Një grup atomesh të lidhur së bashku.

Shumë yje - Një grup yjesh që rrotullohen rreth njëri-tjetrit.

Nadir - Kjo është pika në sferën qiellore drejtpërdrejt nën vëzhguesin.

Mjegullnajë - Një re gazi dhe pluhuri.

Neutrino - Një grimcë shumë e vogël që nuk ka masë ose ngarkesë.

Ylli Neutron - Mbetjet e një ylli të vdekur. Ato janë tepër kompakte dhe rrotullohen shumë shpejt, disa rrotullohen 100 herë në sekondë.

Risi - Një yll që ndizet papritmas para se të zhduket përsëri - një flakërim shumë herë më i fortë se shkëlqimi i tij origjinal.

Sferoidi tokësor - Një planet që nuk është krejtësisht i rrumbullakët sepse është më i gjerë në mes dhe më i shkurtër nga lart poshtë.

Eklipsi - Fshehja e një trupi qiellor nga një tjetër.

Kundërshtimi - Kur një planet është saktësisht përballë Diellit, kështu që Toka është midis tyre.

Orbita - Rruga e një objekti rreth tjetrit.

Ozoni - Një zonë në atmosferën e sipërme të Tokës që thith shumë nga rrezatimet vdekjeprurëse që vijnë nga hapësira.

Paralaks - Zhvendosja e një objekti kur shihet nga dy vende të ndryshme. Për shembull, nëse mbyllni njërin sy dhe shikoni miniaturën tuaj dhe më pas ndërroni sytë, do të shihni gjithçka në sfond duke u zhvendosur përpara dhe mbrapa. Shkencëtarët e përdorin këtë për të matur distancën me yjet.

Parsec - 3.26 vite dritë

Penumbra - Pjesa e lehtë e hijes është në skajin e hijes.

Periastra - Kur dy yje që rrotullohen rreth njëri-tjetrit janë në pikën e tyre më të afërt.

Perigee - Pika në orbitën e një objekti rreth Tokës kur është më afër Tokës.

Perihelion - Kur një objekt që rrotullohet rreth Diellit është në pikën e tij më të afërt me diellin

Çrregullime - Çrregullime në orbitën e një objekti qiellor të shkaktuar nga tërheqja gravitacionale e një objekti tjetër.

Fazat - Padyshim ndryshimi i formës së Hënës, Mërkurit dhe Venusit për shkak të sasisë së diellit përballë Tokës.

Fotosfera - Sipërfaqja e ndritshme e Diellit

Planet - Një objekt që lëviz rreth një ylli.

Mjegullnajë planetare - Një mjegullnajë gazi që rrethon një yll.

Precesioni - Toka sillet si një majë. Polet e tij rrotullohen në rrathë duke bërë që polet të drejtohen në drejtime të ndryshme me kalimin e kohës. Duhen 25,800 vjet që Toka të përfundojë një precesion.

Lëvizja e duhur - Lëvizja e yjeve nëpër qiell siç shihet nga Toka. Yjet më të afërt kanë lëvizje të duhur më të lartë se ata më të largët, si në makinën tonë - objektet më të afërta si p.sh. Shenjat rrugore, lëvizin më shpejt se malet dhe pemët e largëta.

Një proton është një grimcë elementare në qendër të një atomi. Protonet kanë një ngarkesë pozitive.

Kuasar - Një objekt shumë i largët dhe shumë i ndritshëm.

Radiant - Një zonë në qiell gjatë një shiu meteorësh.

Radio galaktikat - Galaktikat që janë emetues jashtëzakonisht të fuqishëm të rrezatimit radio.

Redshift - Kur një objekt largohet nga Toka, drita nga ai objekt shtrihet, duke e bërë atë të duket më e kuqe.

Rotate - Kur diçka lëviz në një rreth rreth një objekti tjetër, si Hëna rreth Tokës.

Rrotullimi - Kur një objekt rrotullues ka të paktën një plan fiks.

Saros (periudha drakonike) është një interval kohor prej 223 muajsh sinodikë (afërsisht 6585.3211 ditë), pas së cilës eklipset e Hënës dhe Diellit përsëriten në mënyrën e zakonshme. Cikli Saros - Periudha prej 18 vjetësh 11.3 ditë në të cilën përsëriten eklipset.

Satelit - Një objekt i vogël në orbitë. Ka shumë objekte elektronike që rrotullohen rreth Tokës.

Twinkling - Yjet vezullues. Falë atmosferës së Tokës.

Lloji - Gjendja e atmosferës së Tokës në një moment të caktuar kohor. Nëse qielli është i pastër, astronomët thonë se ka shikim të mirë.

Selenografia - Studimi i sipërfaqes së Hënës.

Galaktikat Seyfert janë galaktika me qendra të vogla të ndritshme. Shumë galaktika Seyfert janë burime të mira të valëve të radios.

Shooting Star - Dritë në atmosferë që rezulton nga një meteorit që bie në Tokë.

Periudha Sidereale - Periudha kohore që i duhet një objekti në hapësirë ​​për të përfunduar një rrotullim të plotë në lidhje me yjet.

Sistemi Diellor - Një sistem planetësh dhe objektesh të tjera në orbitën e yllit Diell.

Era diellore - Një rrjedhje e qëndrueshme e grimcave nga Dielli në të gjitha drejtimet.

Solstici - 22 qershor dhe 22 dhjetor. Koha e vitit kur ditët janë ose më të shkurtra ose më të gjata, në varësi të vendit ku jeni.

Spikulat janë elementët kryesorë, deri në 16,000 kilometra në diametër, në kromosferën e Diellit.

Stratosfera - Niveli i atmosferës së Tokës nga afërsisht 11-64 km mbi nivelin e detit.

Yll - Një objekt vetë-ndritës që shkëlqen përmes energjisë së prodhuar në reaksionet bërthamore brenda bërthamës së tij.

Supernova - Shpërthimi super i ndritshëm i një ylli. Një supernova mund të prodhojë të njëjtën sasi energjie në sekondë si e gjithë galaktika.

Ora diellore - Një instrument i lashtë që përdorej për të treguar kohën.

Njollat ​​e diellit - Njolla të errëta në sipërfaqen e Diellit.

Planetët e jashtëm - Planetët që shtrihen më larg nga Dielli sesa Toka.

Satelit sinkron - Një satelit artificial që lëviz rreth Tokës me të njëjtën shpejtësi si rrotullohet Toka, në mënyrë që të jetë gjithmonë në të njëjtën pjesë të Tokës.

Periudha orbitale sinodike - Koha që i duhet një objekti në hapësirë ​​për t'u rishfaqur në të njëjtën pikë, në lidhje me dy objekte të tjera, si Toka dhe Dielli.

Syzygy - Pozicioni i Hënës në orbitën e saj, në një fazë të re ose të plotë.

Terminator - Linja midis ditës dhe natës në çdo objekt qiellor.

Termoelement - Një instrument që përdoret për të matur sasi shumë të vogla të nxehtësisë.

Zgjerimi i kohës – Kur i afroheni shpejtësisë së dritës, koha ngadalësohet dhe masa rritet (ekziston një teori e tillë).

Asteroidët Trojan - Asteroidë që rrotullohen rreth Diellit duke ndjekur orbitën e Jupiterit.

Troposfera - Pjesa e poshtme e atmosferës së Tokës.

Hije - Pjesa e brendshme e errët e hijes së diellit.

Yjet e ndryshueshëm - Yjet që luhaten në shkëlqim.

Zenith - Është drejtpërdrejt mbi kokën tuaj në qiellin e natës.

1. Sirius, Sun, Algol, Alpha Centauri, Albireo. Gjeni një objekt shtesë në këtë listë dhe shpjegoni vendimin tuaj. Zgjidhja: Objekti shtesë është Dielli. Të gjithë yjet e tjerë janë të dyfishtë ose të shumëfishtë. Gjithashtu mund të vërehet se Dielli është i vetmi yll në listë rreth të cilit janë zbuluar planetë. 2. Vlerësoni vlerën e presionit atmosferik në sipërfaqen e Marsit nëse dihet se masa e atmosferës së tij është 300 herë më e vogël se masa e atmosferës së Tokës, dhe rrezja e Marsit është afërsisht 2 herë më e vogël se rrezja e Tokës. Zgjidhja: Një vlerësim i thjeshtë por mjaft i saktë mund të merret nëse supozojmë se e gjithë atmosfera e Marsit është mbledhur në një shtresë afër sipërfaqes me densitet konstant, e barabartë me densitetin në sipërfaqe. Pastaj presioni mund të llogaritet duke përdorur formulën e njohur, ku është dendësia e atmosferës në sipërfaqen e Marsit, është nxitimi i gravitetit në sipërfaqe dhe është lartësia e një atmosfere kaq homogjene. Një atmosferë e tillë do të jetë mjaft e hollë, kështu që ndryshimet me lartësinë mund të neglizhohen. Për të njëjtën arsye, masa e atmosferës mund të përfaqësohet si rrezja e planetit. Meqenëse ku është masa e planetit, është rrezja e tij dhe është konstanta gravitacionale, shprehja për presion mund të shkruhet në formën Raporti është proporcional me densitetin e planetit, kështu që presioni në sipërfaqe është proporcional. Natyrisht, i njëjti arsyetim mund të zbatohet për Tokën. Meqenëse dendësia mesatare e Tokës dhe Marsit - dy planetë tokësorë - janë afër, varësia nga dendësia mesatare e planetit mund të neglizhohet. Rrezja e Marsit është afërsisht 2 herë më e vogël se rrezja e Tokës, kështu që presioni atmosferik në sipërfaqen e Marsit mund të vlerësohet si ai i Tokës, d.m.th. rreth kPa (në fakt bëhet fjalë për kPa). 3. Dihet se shpejtësia këndore e rrotullimit të Tokës rreth boshtit të saj zvogëlohet me kalimin e kohës. Pse? Zgjidhja: Për shkak të ekzistencës së baticave hënore dhe diellore (në oqean, atmosferë dhe litosferë). Gungat e baticës lëvizin përgjatë sipërfaqes së Tokës në drejtim të kundërt me drejtimin e rrotullimit të saj rreth boshtit të saj. Meqenëse lëvizja e gungave të baticës në sipërfaqen e Tokës nuk mund të ndodhë pa fërkime, gunga baticore ngadalësojnë rrotullimin e Tokës. 4. Ku është dita më e gjatë më 21 mars: në Shën Petersburg apo Magadan? Pse? Gjerësia gjeografike e Magadanit është. Zgjidhja: Gjatësia e ditës përcaktohet nga rënia mesatare e Diellit gjatë ditës. Në afërsi të 21 marsit, deklinimi i Diellit rritet me kalimin e kohës, kështu që dita do të jetë më e gjatë ku 21 Marsi ndodh më vonë. Magadan ndodhet në lindje të Shën Petersburgut, ndaj kohëzgjatja e ditës më 21 mars në Shën Petersburg do të jetë më e gjatë. 5. Në thelbin e galaktikës M87 është një vrimë e zezë me masën e Diellit. Gjeni rrezen gravitacionale të vrimës së zezë (distanca nga qendra në të cilën shpejtësia e ikjes është e barabartë me shpejtësinë e dritës), si dhe densitetin mesatar të materies brenda rrezes gravitacionale. Zgjidhja: Shpejtësia e dytë e ikjes (e njohur edhe si shpejtësia e ikjes ose shpejtësia parabolike) për çdo trup kozmik mund të llogaritet duke përdorur formulën: ku