11-SINF ASTRONOMIYA FANIDAN BILETLAR

BILET № 1

Yoritgichlarning ko'rinadigan harakatlari kosmosdagi o'z harakati, Yerning aylanishi va uning Quyosh atrofida aylanishi natijasida.

Yer murakkab harakatlar qiladi: oʻz oʻqi atrofida aylanadi (T=24 soat), Quyosh atrofida harakat qiladi (T=1 yil), Galaktika bilan birga aylanadi (T=200 ming yil). Bundan ko'rinib turibdiki, Yerdan olib borilgan barcha kuzatishlar ko'rinadigan traektoriyalari bilan farq qiladi. Sayyoralar osmon bo'ylab sharqdan g'arbga (to'g'ridan-to'g'ri harakat) yoki g'arbdan sharqqa (retrograd harakat) harakat qiladi. Yo'nalishni o'zgartirish momentlari to'xtashlar deb ataladi. Agar siz ushbu yo'lni xaritada chizsangiz, siz halqa olasiz. Sayyora va Yer orasidagi masofa qanchalik katta bo'lsa, pastadir shunchalik kichik bo'ladi. Sayyoralar pastki va yuqoriga bo'linadi (pastki - yer orbitasi ichida: Merkuriy, Venera; yuqori: Mars, Yupiter, Saturn, Uran, Neptun va Pluton). Bu sayyoralarning barchasi Quyosh atrofida Yer bilan bir xilda aylanadi, ammo Yerning harakati tufayli sayyoralarning halqasimon harakati kuzatilishi mumkin. O'zaro kelishuvlar Quyosh va Yerga nisbatan sayyoralar sayyora konfiguratsiyasi deb ataladi.

Sayyora konfiguratsiyasi, parchalanish. geometrik sayyoralarning Quyosh va Yerga nisbatan pozitsiyasi. Sayyoralarning Yerdan ko'rinadigan va Quyoshga nisbatan o'lchanadigan ma'lum pozitsiyalari alohidadir. unvonlar. Illus haqida. V - ichki sayyora, I - tashqi sayyora, E - Yer, S - Quyosh. Ichki bo'lganda sayyora Quyosh bilan to'g'ri chiziqda yotadi, u ichida ulanish. K.p. EV 1 S va ESV 2 chaqiriladi pastki va yuqori ulanish mos ravishda. Ext. I sayyora Quyosh bilan to'g'ri chiziqda joylashganida ustun qo'shiladi ( ESI 4) va ichida qarama-qarshilik, Quyoshga qarama-qarshi yo'nalishda yotganda (I 3 ES).Yerdagi uchi bilan sayyoraga va Quyoshga yo'nalishlar orasidagi burchak, masalan. I 5 ES, cho'zilish deb ataladi. Ichki uchun sayyoralar maks, cho'zilish EV 8 S burchagi 90° bo'lganda sodir bo'ladi; tashqi uchun sayyoralar 0° ESI 4) dan 180° gacha (I 3 ES) oralig‘ida cho‘zilishi mumkin.Uzilish 90° bo‘lsa, sayyora 10° gacha cho‘zilishi mumkin. kvadrat(I 6 ES, I 7 ES).

Sayyoraning Quyosh atrofida aylanish davri yulduz (yulduzli) aylanish davri - T, ikkita bir xil konfiguratsiya orasidagi vaqt davri sinodik davr - S deb ataladi.

Sayyoralar Quyosh atrofida bir yo'nalishda harakatlanadi va ma'lum vaqt oralig'ida Quyosh atrofida to'liq aylanishni yakunlaydi = yulduz davri

ichki sayyoralar uchun

tashqi sayyoralar uchun

S – yulduz davri (yulduzlarga nisbatan), T – sinodik davr (fazalar orasidagi), T = 1 yil.

Kometalar va meteorit jismlari elliptik, parabolik va giperbolik traektoriyalar bo'ylab harakatlanadi.

Xabbl qonuni asosida galaktikagacha bo'lgan masofani hisoblash.

H = 50 km/sek*Mpc – Hubble doimiysi

BILET № 2

Astronomik kuzatishlar natijasida geografik koordinatalarni aniqlash tamoyillari.

2 bor geografik koordinatalar: geografik kenglik va geografik uzunlik. Astronomiya amaliy fan sifatida ushbu koordinatalarni topishga imkon beradi. Osmon qutbining gorizont ustidagi balandligi kuzatish joyining geografik kengligiga teng. Taxminan geografik kenglikni Shimoliy Yulduzning balandligini o'lchash orqali aniqlash mumkin, chunki u uzoqda Shimoliy qutb dunyo 10 ga yaqin. Kuzatish joyining kengligini yulduzning yuqori cho'qqidagi balandligi bilan aniqlashingiz mumkin ( Klimaks- yoritgichning meridiandan o'tish momenti) formula bo'yicha:

j = d ± (90 - h), zenitdan janubga yoki shimolga cho'zilishiga qarab. h – yulduz balandligi, d – og‘ish, j – kenglik.

Geografik uzunlik ikkinchi koordinata boʻlib, bosh Grinvich meridianidan sharqqa tomon oʻlchanadi. Yer 24 soat mintaqasiga bo'lingan, vaqt farqi 1 soat. Mahalliy vaqtlar farqi uzunlik farqiga teng:

T l 1 – T l 2 = l 1 – l 2 Shunday qilib, birining uzunligi ma’lum bo‘lgan ikki nuqtadagi vaqt farqini bilib, ikkinchi nuqtaning uzunligini aniqlash mumkin.

Mahalliy vaqt- bu Yerdagi ma'lum bir joyda quyosh vaqti. Har bir nuqtada mahalliy vaqt har xil, shuning uchun odamlar standart vaqt bo'yicha, ya'ni ma'lum bir zonaning o'rta meridian vaqtiga ko'ra yashaydilar. Sana chizig'i sharqda (Bering bo'g'ozi).

Yulduzning yorqinligi va o'lchami haqidagi ma'lumotlarga asoslanib, uning haroratini hisoblash.

L - yorqinlik (Lc = 1)

R – radius (Rc = 1)

T - Harorat (Tc = 6000)

BILET № 3

Oyning fazalarini o'zgartirish sabablari. Quyosh va Oy tutilishining paydo bo'lishi va chastotasi shartlari.

Bosqich, astronomiyada faza o'zgarishlari davriylik tufayli sodir bo'ladi kuzatuvchiga nisbatan osmon jismlarining yorug'lik sharoitlarining o'zgarishi. Oy fazasining oʻzgarishiga Yer, Oy va Quyoshning oʻzaro joylashuvi oʻzgarishi, shuningdek, Oyning undan aks etgan nur bilan porlashi sabab boʻladi. Oy Quyosh va Yer o'rtasida ularni bir-biriga bog'laydigan to'g'ri chiziqda joylashganida, Oy yuzasining yoritilmagan qismi Yerga qaraydi, shuning uchun biz uni ko'rmaymiz. Bu F. - Yangi oy. 1-2 kundan keyin Oy bu to'g'ri chiziqdan uzoqlashadi va Yerdan tor oy yarim oy ko'rinadi. Yangi oyda Oyning to'g'ridan-to'g'ri quyosh nuri tushmaydigan qismi qorong'u osmonda hali ham ko'rinadi. Bu hodisa deyiladi kul nuri. Bir haftadan keyin F. keladi - birinchi chorak: Oyning yoritilgan qismi diskning yarmini tashkil qiladi. Keyin keladi to'linoy- Oy yana Quyosh va Yerni bog'laydigan chiziqda, lekin Yerning narigi tomonida. Oyning yoritilgan to'liq diski ko'rinadi. Keyin ko'rinadigan qism pasayishni boshlaydi va oxirgi chorak, bular. yana diskning yarmi yoritilganini kuzatish mumkin. Oy tsiklining to'liq davri sinodik oy deb ataladi.

Tutilish, bir samoviy jismning boshqasini toʻliq yoki qisman qoplagan yoki bir jismning soyasi boshqa jismga tushishi bilan bogʻliq astronomik hodisa.Quyosh 3. Yer Oy tomonidan tushirilgan soyaga tushganda, oy esa — Oyning toʻliq yoki qisman qoplanishi bilan sodir boʻladi. Yerning soyasi. Quyosh 3. davridagi Oyning soyasi markaziy soya va uni oʻrab turgan yarim soyadan iborat. Qulay sharoitlarda to'liq oy 3. 1 soat davom etishi mumkin. 45 min. Agar Oy butunlay soyaga kirmasa, u holda Yerning tungi tomonidagi kuzatuvchi qisman Oyni ko'radi 3. Quyosh va Oyning burchak diametrlari deyarli bir xil, shuning uchun umumiy quyosh 3. faqat bir yil davom etadi. oz. daqiqa. Oy o'zining apogey nuqtasida bo'lganda, uning burchak o'lchamlari Quyoshnikidan bir oz kichikroq bo'ladi. Quyosh 3. Quyosh va Oy markazlarini tutashtiruvchi chiziq yer yuzasini kesib oʻtsa paydo boʻlishi mumkin. Yerga tushganda oy soyasining diametri bir necha darajaga yetishi mumkin. yuzlab kilometr. Kuzatuvchi qorong'u oy diski Quyoshni to'liq qoplamaganligini va uning chetini yorqin halqa shaklida ochiq qoldirganini ko'radi. Bu deb ataladigan narsa halqasimon quyosh 3. Agar Oyning burchak oʻlchamlari Quyoshnikidan katta boʻlsa, ularning markazlarini yer yuzasi bilan bogʻlovchi chiziqning kesishish nuqtasi yaqinidagi kuzatuvchi toʻliq quyoshni koʻradi 3. Chunki. Yer o'z o'qi atrofida, Oy Yer atrofida, Yer esa Quyosh atrofida aylanadi, oy soyasi Yer yuzasi bo'ylab tez tushgan joydan chiqib ketadigan nuqtagacha siljiydi va chiziq chizadi. Yerda toʻliq yoki aylana shakli 3. Qisman 3. Oy Quyoshning faqat bir qismini toʻsganda kuzatilishi mumkin. Quyosh yoki Oy 3. vaqti, davomiyligi va sxemasi Yer-Oy-Quyosh tizimining geometriyasiga bog'liq. Oy orbitasining *ekliptikaga nisbatan moyilligi tufayli quyosh va oy 3. hodisalar har bir yangi yoki to'lin oyda sodir bo'lmaydi. 3. bashoratni kuzatishlar bilan solishtirish Oyning harakati nazariyasiga oydinlik kiritish imkonini beradi. Tizimning geometriyasi deyarli har 18 yilda 10 kunda takrorlanganligi sababli, 3. saros deb ataladigan bu davr bilan sodir bo'ladi. Registratsiyalar 3. qadim zamonlardan beri Oy orbitasiga suv toshqini ta'sirini tekshirish uchun qo'llanilgan.

Yulduzlar xaritasi yordamida yulduzlarning koordinatalarini aniqlash.

BILET № 4

Yilning turli vaqtlarida turli geografik kengliklarda Quyoshning kundalik harakatining xususiyatlari.

Keling, Quyoshning osmon sferasi bo'ylab yillik harakatini ko'rib chiqaylik. Yer bir yil ichida Quyosh atrofida to'liq aylanishni amalga oshiradi; bir kunda Quyosh ekliptika bo'ylab g'arbdan sharqqa taxminan 1 ° ga, 3 oyda esa 90 ° ga harakat qiladi. Biroq, bu bosqichda Quyoshning ekliptika bo'ylab harakatlanishi uning egilishining d = -e () oralig'ida o'zgarishi bilan birga bo'lishi muhimdir. qish quyoshi) dan d = +e (yozgi kun toʻxtashi), bu yerda e — yer oʻqining moyillik burchagi. Shuning uchun Quyoshning kunlik parallel joylashuvi ham yil davomida o'zgarib turadi. Keling, shimoliy yarim sharning o'rta kengliklarini ko'rib chiqaylik.

Quyoshning bahorgi tengkunlik nuqtasidan oʻtishida (a = 0 h), mart oyining oxirida Quyoshning egilishi 0° ga teng, shuning uchun bu kunda Quyosh amalda samoviy ekvatorda boʻlib, sharqdan koʻtariladi va koʻtariladi. yuqori kulminatsiyada h = 90 ° - ph balandlikda va g'arbda to'plamlar. Osmon ekvatori osmon sferasini yarmiga bo'lganligi sababli, Quyosh kunning yarmida ufqdan yuqorida, kunning yarmida esa uning ostida, ya'ni. kun tunga teng bo'lib, bu "teng kunlik" nomida aks etadi. Tenglik momentida Quyosh joylashgan joydagi ekliptikaga teginish e ga teng maksimal burchak ostida ekvatorga moyil bo'ladi, shuning uchun bu vaqtda Quyoshning og'ishining o'sish tezligi ham maksimaldir.

Bahorgi tengkunlikdan so'ng, Quyoshning egilishi tez o'sib boradi, shuning uchun har kuni Quyoshning kunlik parallelligi ufqdan ko'proq va ko'proq paydo bo'ladi. Quyosh barvaqt chiqadi, avj nuqtasida balandroq va balandroq ko'tariladi va keyinroq botadi. Quyosh chiqishi va botishi nuqtalari har kuni shimolga siljiydi va kun uzayadi.

Biroq, Quyosh joylashgan joyda tangensning ekliptikaga moyillik burchagi har kuni kamayadi va u bilan birga og'ishning o'sish tezligi kamayadi. Nihoyat, iyun oyining oxirida Quyosh ekliptikaning eng shimoliy nuqtasiga yetib boradi (a = 6 soat, d = +e). Bu vaqtda u yuqori kulminatsiya nuqtasida h = 90° - ph + e balandlikka ko'tariladi, taxminan shimoli-sharqda ko'tariladi, shimoli-g'arbda o'rnatiladi va kunning uzunligi maksimal qiymatga etadi. Shu bilan birga, yuqori kulminatsiyada Quyosh balandligining kunlik o'sishi to'xtaydi va peshin paytida quyosh shimolga harakatini "to'xtatadi". Shuning uchun "yozgi kun to'ti" nomini oldi.

Shundan so'ng, Quyoshning egilishi pasayishni boshlaydi - dastlab juda sekin, keyin esa tezroq va tezroq. Har kuni u keyinroq ko'tariladi, ertaroq botadi, quyosh chiqishi va botishi nuqtalari janubga qaytadi.

Sentyabr oyining oxiriga kelib, Quyosh ekliptikaning ekvator bilan kesishgan ikkinchi nuqtasiga (a = 12 soat) yetib boradi va tengkunlik yana bu safar kuzda sodir bo'ladi. Shunga qaramay, Quyoshning egilishidagi o'zgarish tezligi maksimal darajaga etadi va u tezda janubga siljiydi. Kecha kunduzdan uzunroq bo'ladi va har kuni Quyoshning yuqori cho'qqisida balandligi pasayadi.

Dekabr oyining oxiriga kelib, Quyosh ekliptikaning eng janubiy nuqtasiga (a = 18 soat) etib boradi va uning janubga harakati to'xtaydi, yana "to'xtaydi". Bu qishki kundir. Quyosh deyarli janubi-sharqda chiqadi, janubi-g'arbda botadi va tushda janubda h = 90 ° - ph - e balandlikka ko'tariladi.

Va keyin hamma narsa qaytadan boshlanadi - Quyoshning egilishi kuchayadi, yuqori kulminatsiyadagi balandlik oshadi, kun uzayadi, quyosh chiqishi va botishi nuqtalari shimolga siljiydi.

Yer atmosferasi tomonidan yorug'lik tarqalishi tufayli osmon quyosh botganidan keyin ham bir muncha vaqt yorqin bo'lib qoladi. Bu davr alacakaranlık deb ataladi. Fuqarolik alacakaranlığı Quyoshning ufq ostidagi suvga botish chuqurligiga qarab farqlanadi (-8°). -12°) va astronomik (h>-18°), shundan so'ng tungi osmonning yorqinligi taxminan doimiy bo'lib qoladi.

Yozda, d = +e da, Quyoshning pastki kulminatsiyadagi balandligi h = ph + e - 90 ° dir. Shuning uchun yozgi kun toʻxtashida ~ 48°,5 kenglikdan shimolda, pastki kulminatsiyada Quyosh ufqdan 18° dan kamroq pastga tushadi va yoz tunlari astronomik alacakaranlık tufayli yorugʻ boʻladi. Xuddi shunday, ph > 54°.5 da yozgi kun toʻxtashida Quyoshning balandligi h > -12° - navigatsion alacakaranlık butun tun davom etadi (Moskva bu zonaga tushadi, u erda yiliga uch oy qorong'i tushmaydi - may boshidan avgust oyining boshigacha). Hatto shimolda, ph > 58°,5 da, yozda fuqarolik alacakaranlığı endi to'xtamaydi (Sankt-Peterburg o'zining mashhur "oq tunlari" bu erda joylashgan).

Nihoyat, ph = 90° - e kenglikda, quyoshning kunlik paralleli ufqqa tegadi. Bu kenglik Arktika doirasidir. Hatto shimolda ham Quyosh yozda bir muncha vaqt ufqdan pastga tushmaydi - qutb kuni boshlanadi, qishda esa u ko'tarilmaydi - qutb kechasi.

Endi janubiy kengliklarni ko'rib chiqaylik. Yuqorida aytib o'tilganidek, ph = 90 ° - e - 18 ° kenglikning janubida tunlar doimo qorong'i bo'ladi. Janubga keyingi harakat bilan Quyosh yilning istalgan vaqtida yuqori va balandroq ko'tariladi va ufqdan yuqorida va pastda joylashgan kundalik parallel qismlari o'rtasidagi farq kamayadi. Shunga ko'ra, kun va tunning uzunligi, hatto quyosh tutilishi paytida ham, kamroq va kamroq farqlanadi. Nihoyat, j = e kenglikda, yozgi kun toʻxtashi uchun Quyoshning kunlik paralleli zenitdan oʻtadi. Bu kenglik shimoliy tropik deb ataladi, yozgi kun to'xtashi paytida, bu kenglikdagi nuqtalardan birida Quyosh aynan zenitda joylashgan. Nihoyat, ekvatorda Quyoshning kunlik parallellari har doim ufq bo'yicha ikkita teng qismga bo'linadi, ya'ni kun har doim tunga teng bo'ladi va tengkunlik paytida Quyosh o'zining zenitida bo'ladi.

Ekvatordan janubda hamma narsa yuqorida tavsiflanganga o'xshash bo'ladi, faqat yilning ko'p qismida (va har doim janubiy tropikning janubida) Quyoshning yuqori cho'qqisi zenitdan shimolda sodir bo'ladi.

Berilgan ob'ektga ishora qilish va teleskopni fokuslash .

BILET № 5

1. Teleskopning ishlash printsipi va maqsadi.

Teleskop, osmon jismlarini kuzatish uchun astronomik asbob. Yaxshi ishlab chiqilgan teleskop turli spektral diapazonlarda elektromagnit nurlanishni to'plash qobiliyatiga ega. Astronomiyada optik teleskop tasvirlarni kattalashtirish va zaif manbalardan, ayniqsa ko'zga ko'rinmas manbalardan yorug'lik to'plash uchun ishlatiladi, chunki Taqqoslash uchun, u ko'proq yorug'lik to'plash va yuqori burchakli piksellar sonini ta'minlashga qodir, shuning uchun kattalashtirilgan tasvirda batafsilroq ko'rish mumkin. Sindiruvchi teleskop yorug'likni to'plash va fokuslash uchun ob'ektiv sifatida katta ob'ektivdan foydalanadi va tasvir bir yoki bir nechta linzalardan yasalgan okulyar yordamida ko'riladi. Sindiruvchi teleskoplarni loyihalashda asosiy muammo bu xromatik aberatsiya (har xil to'lqin uzunlikdagi yorug'lik turli masofalarga qaratilganligi sababli oddiy linzalar tomonidan yaratilgan tasvir atrofida rangning chayqalishi). Buni konveks va konkav linzalarning kombinatsiyasi yordamida yo'q qilish mumkin, ammo ma'lum bir o'lcham chegarasidan (diametri taxminan 1 metr) kattaroq linzalarni ishlab chiqarish mumkin emas. Shu sababli, hozirda oynani linza sifatida ishlatadigan aks ettiruvchi teleskoplarga afzallik beriladi. Birinchi aks ettiruvchi teleskop Nyuton tomonidan o'zining dizayni bo'yicha ixtiro qilingan Nyuton tizimi. Endi tasvirlarni kuzatishning bir necha usullari mavjud: Nyuton tizimi, Kassegrain (fokus holati boshqa asboblar, masalan, fotometr yoki spektrometr yordamida yorug'likni yozib olish va tahlil qilish uchun qulay), Kude (sxema juda katta hajmli uskunalar kerak bo'lganda juda qulaydir. yorug'lik tahlili), Maqsutov (meniskus deb ataladigan), Shmidt (osmonni keng ko'lamli tadqiqotlarni o'tkazish zarur bo'lganda foydalaniladi).

Optik teleskoplar bilan bir qatorda boshqa diapazonlarda elektromagnit nurlanishni to'playdigan teleskoplar ham mavjud. Masalan, har xil turdagi radioteleskoplar keng tarqalgan (parabolik oynali: qo'zg'almas va to'liq aylanadigan; RATAN-600 tipi; fazali; radio interferometrlar). Bundan tashqari, rentgen va gamma nurlanishini qayd etish uchun teleskoplar mavjud. Ikkinchisi er atmosferasi tomonidan so'rilganligi sababli, rentgen teleskoplari odatda sun'iy yo'ldoshlarga yoki havo zondlariga o'rnatiladi. Gamma-nurli astronomiya sun'iy yo'ldoshlarda joylashgan teleskoplardan foydalanadi.

Keplerning uchinchi qonuni asosida sayyoraning aylanish davrini hisoblash.

T s = 1 yil

a s = 1 astronomik birlik

1 parsek = 3,26 yorug'lik yillari= 206265 a. e. = 3 * 10 11 km.

BILET № 6

Jismlarga masofani aniqlash usullari quyosh sistemasi va ularning o'lchamlari.

Birinchidan, kirish mumkin bo'lgan nuqtagacha bo'lgan masofa aniqlanadi. Bu masofa asos deb ataladi. Baza erishib bo'lmaydigan joydan ko'rinadigan burchak deyiladi parallaks. Gorizontal parallaks - Yerning radiusi sayyoradan ko'rinadigan burchak, ko'rish chizig'iga perpendikulyar.

p² – parallaks, r² – burchak radiusi, R – Yer radiusi, r – yulduz radiusi.

Radar usuli. Bu samoviy jismga kuchli qisqa muddatli impuls yuborish va keyin aks ettirilgan signalni olishdan iborat. Radioto'lqinlarning tarqalish tezligi vakuumdagi yorug'lik tezligiga teng: ma'lum. Shuning uchun, agar siz signalga erishish uchun zarur bo'lgan vaqtni aniq o'lchasangiz samoviy jism va orqaga qaytish, kerakli masofani hisoblash oson.

Radar kuzatuvlari Quyosh tizimining samoviy jismlarigacha bo'lgan masofani katta aniqlik bilan aniqlash imkonini beradi. Bu usul Oy, Venera, Merkuriy, Mars va Yupitergacha bo'lgan masofalarni aniqlashtirish uchun ishlatilgan.

Oyning lazer diapazoni. Yorug'lik nurlanishining kuchli manbalari - optik kvant generatorlari (lazerlar) ixtiro qilinganidan ko'p o'tmay, Oyning lazer diapazoni bo'yicha tajribalar boshlandi. Lazer diapazoni usuli radarga o'xshaydi, ammo o'lchov aniqligi ancha yuqori. Optik joylashuv Oy va er yuzalaridagi tanlangan nuqtalar orasidagi masofani santimetr aniqligi bilan aniqlash imkonini beradi.

Yerning o'lchamini aniqlash uchun bir xil meridianda joylashgan ikkita nuqta orasidagi masofani, so'ngra yoy uzunligini aniqlang. l , 1° ga to'g'ri keladi - n .

Quyosh sistemasi jismlarining o'lchamini aniqlash uchun siz ular er yuzidagi kuzatuvchiga ko'rinadigan burchakni - r yulduzining burchak radiusini va D yulduziga masofani o'lchashingiz mumkin.

p 0 - yoritgichning gorizontal paralaksi va p 0 va r burchaklarining kichikligini hisobga olgan holda,

Yulduzning yorqinligini uning kattaligi va harorati haqidagi ma'lumotlarga asoslanib aniqlash.

L - yorqinlik (Lc = 1)

R – radius (Rc = 1)

T - Harorat (Tc = 6000)

BILET № 7

1. Osmon jismlari tabiatini o'rganish uchun spektral tahlil va atmosferadan tashqari kuzatish imkoniyatlari.

Parchalanish elektromagnit nurlanish to'lqin uzunliklari bo'yicha ularni o'rganish uchun spektroskopiya deyiladi. Spektral tahlil astrofizikada qo'llaniladigan astronomik ob'ektlarni o'rganishning asosiy usuli hisoblanadi. Spektrlarni o'rganish astronomik ob'ektlarning harorati, tezligi, bosimi, kimyoviy tarkibi va boshqa muhim xususiyatlari haqida ma'lumot beradi. Yutish spektridan (aniqrog'i, spektrda ma'lum chiziqlar mavjudligidan) yulduz atmosferasining kimyoviy tarkibini baholash mumkin. Spektrning intensivligiga qarab, yulduzlar va boshqa jismlarning haroratini aniqlash mumkin:

l max T = b, b - Wien doimiysi. Doppler effekti yordamida yulduz haqida ko'p narsalarni bilib olishingiz mumkin. 1842 yilda u kuzatuvchi tomonidan qabul qilingan to'lqin uzunligi l nurlanish manbasining to'lqin uzunligi bilan bog'liqligini aniqladi: , bu erda V - manba tezligining ko'rish chizig'iga proyeksiyasi. U kashf etgan qonun Doppler qonuni deb ataldi: . Yulduz spektridagi chiziqlarning taqqoslash spektriga nisbatan qizil tomonga siljishi yulduzning bizdan uzoqlashishini, spektrning binafsha tomoniga siljishi yulduzning bizga yaqinlashayotganidan dalolat beradi. Agar spektrdagi chiziqlar davriy ravishda o'zgarib tursa, u holda yulduz sun'iy yo'ldoshga ega va ular umumiy massa markazi atrofida aylanadi. Doppler effekti yulduzlarning aylanish tezligini ham taxmin qilish imkonini beradi. Chiqaruvchi gaz nisbiy harakatga ega bo'lmasa ham, alohida atomlar chiqaradigan spektral chiziqlar tasodifiy termal harakat tufayli laboratoriya qiymatidan siljiydi. Gazning umumiy massasi uchun bu spektral chiziqlarning kengayishi bilan ifodalanadi. Bunday holda, spektral chiziqning Doppler kengligining kvadrati haroratga proportsionaldir. Shunday qilib, chiqadigan gazning harorati spektral chiziqning kengligidan baholanishi mumkin. 1896 yilda golland fizigi Zeeman kuchli magnit maydonda spektral chiziqlarning bo'linishi ta'sirini aniqladi. Ushbu effektdan foydalanib, endi kosmik magnit maydonlarni "o'lchash" mumkin. Shunga o'xshash effekt (Stark effekti deb ataladi) elektr maydonida kuzatiladi. Bu yulduzda qisqa vaqt ichida kuchli elektr maydoni paydo bo'lganda o'zini namoyon qiladi.

Yer atmosferasi kosmosdan keladigan nurlanishning bir qismini to'sib qo'yadi. U orqali o'tadigan ko'rinadigan yorug'lik ham buziladi: havo harakati samoviy jismlarning tasvirini xiralashtiradi va yulduzlar miltillaydi, garchi aslida ularning yorqinligi o'zgarmagan. Shu sababli, 20-asrning o'rtalaridan boshlab astronomlar kosmosdan kuzatishlarni boshladilar. Atmosferadan tashqarida teleskoplar rentgen, ultrabinafsha, infraqizil va gamma nurlarini to'playdi va tahlil qiladi. Birinchi uchtasini faqat atmosferadan tashqarida o'rganish mumkin, ikkinchisi esa qisman Yer yuzasiga etib boradi, lekin sayyoraning o'zi IQ bilan aralashadi. Shuning uchun infraqizil teleskoplarni kosmosga olib chiqish afzalroqdir. Rentgen nurlanishi Olamdagi energiya ayniqsa tez ajralib chiqadigan hududlarni (masalan, qora tuynuklar), shuningdek, pulsarlar kabi boshqa nurlarda ko'rinmaydigan narsalarni ko'rsatadi. Infraqizil teleskoplar optikaga yashiringan issiqlik manbalarini keng harorat oralig'ida o'rganish imkonini beradi. Gamma-nurli astronomiya elektron-pozitron annigilyatsiyasi manbalarini aniqlash imkonini beradi, ya'ni. katta energiya manbalari.

2. Yulduzlar jadvali yordamida Quyoshning ma’lum bir kun uchun egilishini aniqlash va peshin vaqtidagi balandligini hisoblash.

h - yoritgich balandligi

BILET № 8

Koinotni tadqiq etish va tadqiq etishning eng muhim yo'nalishlari va vazifalari.

Zamonaviy astronomiyaning asosiy muammolari:

Kosmogoniyaning ko'plab maxsus muammolariga yechim yo'q:

· Oy qanday paydo bo'lgan, gigant sayyoralar atrofidagi halqalar qanday paydo bo'lgan, nima uchun Venera juda sekin va teskari yo'nalishda aylanadi;

Yulduzli astronomiyada:

· Quyoshning barcha kuzatilgan xususiyatlarini (xususan, yadrodan neytrino oqimi) aniq tushuntira oladigan batafsil modeli yo'q.

· Yulduzlar faolligining ayrim ko'rinishlarining batafsil fizik nazariyasi mavjud emas. Misol uchun, o'ta yangi yulduz portlashlarining sabablari to'liq aniq emas; Nega ba'zi yulduzlar yaqinidan tor gaz oqimlari otilib chiqishi to'liq aniq emas. Biroq, ayniqsa, osmonning turli yo'nalishlarida muntazam ravishda sodir bo'ladigan gamma nurlarining qisqa portlashlari sirli. Ular yulduzlar bilan yoki boshqa jismlar bilan bog'langanmi, bu jismlar bizdan qancha masofada joylashganligi ham aniq emas.

Galaktik va ekstragalaktik astronomiyada:

· Yashirin massa muammosi hal etilmagan, bu galaktikalar va galaktika klasterlarining tortishish maydoni kuzatilgan materiya ta'minlay oladigan darajadan bir necha barobar kuchliroq ekanligidan iborat. Ehtimol, koinotdagi materiyaning aksariyati hali ham astronomlardan yashiringan;

· Galaktika shakllanishining yagona nazariyasi mavjud emas;

· Kosmologiyaning asosiy muammolari hal etilmagan: Koinotning tug'ilishining to'liq fizik nazariyasi mavjud emas va uning kelajakdagi taqdiri aniq emas.

21-asrda astronomlar javob berishga umid qiladigan ba'zi savollar:

· Eng yaqin yulduzlarda yer sayyoralari bormi va ularda biosferalar bormi (ularda hayot bormi)?

· Yulduz shakllanishining boshlanishiga qanday jarayonlar yordam beradi?

· Biologik muhim kimyoviy elementlar, masalan, uglerod va kislorod qanday shakllangan va butun Galaktikada tarqalgan?

· Qora tuynuklar faol galaktikalar va kvazarlar uchun energiya manbaimi?

· Galaktikalar qayerda va qachon vujudga kelgan?

· Koinot abadiy kengayadimi yoki uning kengayishi o'z o'rnini yemirilishga bo'shatadimi?

BILET № 9

Kepler qonunlari, ularning ochilishi, ma'nosi va qo'llanilishi chegaralari.

Quyoshga nisbatan sayyoralar harakatining uchta qonuni nemis astronomi Iogannes Kepler tomonidan empirik tarzda olingan. XVII boshi asr. Bu daniyalik astronom Tycho Brahening ko'p yillik kuzatuvlari tufayli mumkin bo'ldi.

Birinchidan Kepler qonuni. Har bir sayyora ellips bo'ylab harakatlanadi, uning markazlaridan birida Quyosh ( e = c / a, Qayerda Bilan- ellips markazidan fokusgacha bo'lgan masofa; A- yarim katta o'q, e - ekssentriklik ellips. E qanchalik katta bo'lsa, ellips aylanadan shunchalik farq qiladi. Agar Bilan= 0 (fokuslar markazga to'g'ri keladi), keyin e = 0 va ellips radiusli aylanaga aylanadi. A).

Ikkinchi Kepler qonuni (teng maydonlar qonuni). Sayyoraning radius vektori teng vaqt oralig'idagi teng maydonlarni tasvirlaydi. Ushbu qonunning yana bir formulasi: sayyoraning tarmoq tezligi doimiydir.

Uchinchi Kepler qonuni. Sayyoralarning Quyosh atrofida aylanish davrlarining kvadratlari ularning elliptik orbitalarining yarim katta o'qlarining kublariga proportsionaldir.

Birinchi qonunning zamonaviy formulasi quyidagicha to'ldirildi: bezovtalanmagan harakatda harakatlanuvchi jismning orbitasi ikkinchi tartibli egri chiziq - ellips, parabola yoki giperbola.

Birinchi ikkitadan farqli o'laroq, Keplerning uchinchi qonuni faqat elliptik orbitalar uchun amal qiladi.

Sayyoraning perigeliydagi tezligi: , bu yerda V c = R = a da aylana tezligi.

Apeliondagi tezlik:.

Kepler o'z qonunlarini empirik tarzda kashf etdi. Nyuton Kepler qonunlarini butun olam tortishish qonunidan olgan. Osmon jismlarining massalarini aniqlash uchun Nyutonning Keplerning uchinchi qonunini har qanday orbita jismlari tizimiga umumlashtirish muhim ahamiyatga ega. Umumlashtirilgan shaklda bu qonun odatda quyidagicha ifodalanadi: ikkita jismning Quyosh atrofida aylanish davrlarining T 1 va T 2 kvadratlari, har bir jismning massalari yig'indisiga ko'paytiriladi (mos ravishda M 1 va M 2). ) va Quyosh (M s) a 1 va 2 orbitalarining yarim katta o'qlarining kublari sifatida bog'langan: . Bunday holda, M 1 va M 2 jismlari orasidagi o'zaro ta'sir hisobga olinmaydi. Agar bu jismlarning massalarini Quyosh massasiga nisbatan e'tiborsiz qoldiradigan bo'lsak, biz Keplerning o'zi bergan uchinchi qonunning formulasini olamiz: Keplerning uchinchi qonunini massasi bo'lgan jismning orbital davri T o'rtasidagi bog'liqlik sifatida ham ifodalash mumkin. M va orbitaning yarim katta o'qi a: . Keplerning uchinchi qonuni ikkilik yulduzlarning massasini aniqlash uchun ishlatilishi mumkin.

Belgilangan koordinatalarda yulduz xaritasida ob'ektni (sayyora, kometa va boshqalar) chizish.

BILET № 10

Er sayyoralari: Merkuriy, Mars, Venera, Yer, Pluton. Ularning o'lchamlari va massalari kichik, bu sayyoralarning o'rtacha zichligi suv zichligidan bir necha baravar katta. Ular o'z o'qlari atrofida sekin aylanadilar. Ularning hamrohlari kam. Er sayyoralari toshli sirtlarga ega. Erdagi sayyoralarning o'xshashligi sezilarli farqlarni istisno qilmaydi. Masalan, Venera boshqa sayyoralardan farqli o'laroq, Quyosh atrofida harakatiga teskari yo'nalishda aylanadi va Yerdan 243 marta sekinroq. Pluton sayyoralarning eng kichigidir (Plutonning diametri = 2260 km, sun'iy yo'ldosh Charon 2 baravar kichik, taxminan Yer-Oy tizimi bilan bir xil, ular "qo'sh sayyora"), ammo jismoniy xususiyatlari bo'yicha u yaqin. bu guruhga.

Merkuriy. Og'irligi: 3*10 23 kg (0,055 yer) R orbitasi: 0,387 AU D sayyorasi: 4870 km Atmosferaning xususiyatlari: Quyoshdan atmosfera, geliy va vodorod, sayyoramizning haddan tashqari qizib ketgan yuzasi tomonidan chiqarilgan natriy deyarli yo'q. Yuzasi: kraterlar bilan qoplangan, Kaloris havzasi deb ataladigan diametri 1300 km bo'lgan chuqurlik mavjud. Xususiyatlari: Bir kun ikki yil davom etadi.

Venera. Og'irligi: 4,78*10 24 kg R orbitasi: 0,723 AU D sayyorasi: 12100 km Atmosfera tarkibi: Asosan azot va kislorod aralashmalari bilan karbonat angidrid, sulfat va gidroftorik kislota kondensat bulutlari. Yuzaki: Toshli cho'l, nisbatan silliq, ammo ba'zi kraterlar mavjud Xususiyatlari: Yer yuzasidagi bosim Yernikidan 90 marta yuqori, orbitada teskari aylanish, kuchli issiqxona effekti (T=475 0 S).

Yer . R orbitasi: 1 AU (150 000 000 km) R sayyorasi: 6400 km Atmosfera tarkibi: 78% azot, 21% kislorod va karbonat angidrid. Yuzaki: eng xilma-xil. Xususiyatlari: Ko'p suv, hayotning kelib chiqishi va mavjudligi uchun zarur shart-sharoitlar. 1 ta sun'iy yo'ldosh - Oy mavjud.

Mars. Og'irligi: 6,4 * 1023 kg R orbitasi: 1,52 AU (228 million km) D sayyorasi: 6670 km Atmosfera tarkibi: aralashmalar bilan karbonat angidrid. Yuzaki: Kraterlar, Valles Marineris, Olimp tog'i - tizimdagi eng baland Xususiyatlari: qutb qopqog'ida juda ko'p suv, ehtimol iqlim ilgari uglerod asosida organik hayot uchun mos edi va Mars iqlimining evolyutsiyasi teskari. Ikkita sun'iy yo'ldosh mavjud - Phobos va Deimos. Fobos asta-sekin Mars tomon tushmoqda.

Pluton / Xaron.

Og'irligi: 1,3*10 23 kg/ 1,8*10 11 kg

R orbitasi: 29,65-49,28 AB

D sayyorasi: 2324/1212 km

Atmosfera tarkibi: yupqa metan qatlami

Xususiyatlari: Qo'sh sayyora, ehtimol sayyoraviy, orbita boshqa orbitalar tekisligida yotmaydi. Pluton va Charon har doim bir xil tomonda bir-biriga qarama-qarshi turishadi

Gigant sayyoralar: Yupiter, Saturn, Uran, Neptun.

Ular katta o'lcham va massaga ega (Yupiterning massasi > Yerning massasi 318 marta, hajmi bo'yicha - 1320 marta). Gigant sayyoralar o'z o'qlari atrofida juda tez aylanadilar. Buning natijasi juda ko'p siqilishdir. Sayyoralar Quyoshdan uzoqda joylashgan. Ular ko'p sonli sun'iy yo'ldoshlar bilan ajralib turadi (Yupiterda 16 ta, Saturnda 17 ta, Uranda 16 ta, Neptunda 8 ta). Gigant sayyoralarning o'ziga xos xususiyati zarralar va bloklardan tashkil topgan halqalardir. Bu sayyoralar qattiq sirtga ega emas, ularning zichligi past, ular asosan vodorod va geliydan iborat. Atmosferadagi vodorod gazi suyuqlikka, keyin esa qattiq fazaga o'tadi. Shu bilan birga, tez aylanish va vodorodning elektr o'tkazgichga aylanishi bu sayyoralarning muhim magnit maydonlarini aniqlaydi, ular Quyoshdan uchadigan zaryadlangan zarralarni ushlab, radiatsiya kamarlarini hosil qiladi.

Yupiter Og'irligi: 1,9*10 27 kg R orbitasi: 5,2 AU D sayyorasi: ekvatorda 143 760 km Tarkibi: geliy aralashmalari bilan vodorod. Sun'iy yo'ldoshlar: Evropada juda ko'p suv bor, Ganimed muzli, Io oltingugurt vulqoni bilan. Xususiyatlari: Katta qizil nuqta, deyarli yulduz, radiatsiyaning 10% o'ziniki, Oyni bizdan uzoqlashtiradi (yiliga 2 metr).	Saturn. Og'irligi: 5,68*10 26 R orbitasi: 9,5 AU D sayyorasi: 120 420 km Tarkibi: vodorod va geliy. Yo'ldoshlar: Titan Merkuriydan kattaroq va atmosferaga ega. Xususiyatlari: Chiroyli halqalar, past zichlik, ko'plab sun'iy yo'ldoshlar, magnit maydon qutblari deyarli aylanish o'qi bilan mos keladi.
Uran Og'irligi: 8,5 * 1025 kg R orbitasi: 19,2 AU D sayyorasi: 51 300 km Tarkibi: metan, ammiak. Sun'iy yo'ldoshlar: Miranda juda murakkab erlarga ega. Xususiyatlari: aylanish o'qi Quyosh tomon yo'naltirilgan, o'z energiyasini nurlantirmaydi, magnit o'qning aylanish o'qidan eng katta og'ish burchagi.	Neptun. Og'irligi: 1*10 26 kg R orbitasi: 30 AU D sayyorasi: 49500 km Tarkibi: metan, ammiak, vodorod atmosferasi.. Sun'iy yo'ldoshlar: Tritonda azotli atmosfera, suv mavjud. Xususiyatlari: 2,7 marta ko'proq so'rilgan energiya chiqaradi.

Berilgan kenglik uchun osmon sferasi modelini o'rnatish va uni ufqning yon tomonlari bo'ylab yo'naltirish.

BILET № 11

Oy va sayyora sun'iy yo'ldoshlarining o'ziga xos xususiyatlari.

Oy- Yerning yagona tabiiy sun'iy yo'ldoshi. Oyning yuzasi juda heterojendir. Asosiy keng ko'lamli shakllanishlar dengizlar, tog'lar, kraterlar va yorqin nurlar, ehtimol materiyaning chiqishi. Dengizlar, qorong'u, silliq tekisliklar, qotib qolgan lava bilan to'ldirilgan chuqurliklardir. Ulardan eng kattalarining diametri 1000 km dan oshadi. Dr. uch turdagi shakllanishlar, ehtimol, Quyosh tizimi mavjudligining dastlabki bosqichlarida oy yuzasini bombardimon qilish natijasidir. Portlash bir necha soat davom etgan. yuzlab million yillar davomida qoldiqlar Oy va sayyoralar yuzasiga joylashdi. Diametri yuzlab kilometrlardan eng mayda chang zarralarigacha boʻlgan asteroidlarning boʻlaklari Ch. Oyning tafsilotlari va jinslarning sirt qatlami. Bombardimon davri dengizlarni Oyning ichki qismining radioaktiv isishi natijasida hosil bo'lgan bazalt lava bilan to'ldirish bilan davom etdi. Kosmik qurilmalar Apollon seriyali qurilmalar ro'yxatga olingan seysmik faollik Oylar, deb ataladi l zilzila Kosmonavtlar tomonidan Yerga olib kelingan Oy tuprogʻi namunalari L.ning yoshi 4,3 milliard yil, ehtimol Yernikiga toʻgʻri kelishi va bir xil kimyoviy moddalardan iborat ekanligini koʻrsatdi. Yerdagi kabi elementlar taxminan bir xil nisbatda. L.da atmosfera yoʻq va ehtimol hech qachon boʻlmagan va u yerda hayot mavjud boʻlgan deb aytishga hech qanday asos yoʻq. Oxirgi nazariyalarga koʻra, L. Mars kattaligidagi sayyoralar va yosh Yerning toʻqnashuvi natijasida hosil boʻlgan. Oy yuzasining harorati oy kunida 100 ° C ga etadi va oy kechasi -200 ° C gacha tushadi. Da'vo uchun L.da eroziya yo'q. muqobil termal kengayish va qisqarish tufayli jinslarning sekin vayron bo'lishi va meteorit ta'sirida vaqti-vaqti bilan to'satdan mahalliy halokat.

L.ning massasi uning sanʼati va sunʼiy yoʻldoshlari orbitalarini oʻrganish orqali aniq oʻlchanadi va Yer massasiga 1/81,3; Uning diametri 3476 km, Yer diametrining 1/3,6 ga teng. L. ellipsoid shakliga ega, garchi uchta oʻzaro perpendikulyar diametrlar bir kilometrdan oshmasa ham. Sayyoraning aylanish davri Yer atrofida aylanish davriga teng, shuning uchun librasiya ta'siridan tashqari, u doimo bir tomonga buriladi. Chorshanba. zichligi 3330 kg/m 3 ni tashkil etadi, bu qiymat er qobig'i ostidagi asosiy jinslarning zichligiga juda yaqin va Oy yuzasida tortishish kuchi Yerning 1/6 qismini tashkil qiladi. Oy Yerga eng yaqin osmon jismidir. Agar Yer va Oy nuqta massalari yoki qattiq sferalar bo'lsa, ularning zichligi faqat markazdan masofaga qarab o'zgaradi va boshqa samoviy jismlar bo'lmasa, unda Oyning Yer atrofidagi orbitasi doimiy ellips bo'lar edi. Biroq, Quyosh va kamroq darajada, sayyoralar tortishish kuchlarini ta'sir qiladi. sayyoraga ta'sir qiladi, uning orbital elementlarining buzilishiga olib keladi, shuning uchun yarim katta o'q, ekssentriklik va moyillik doimiy ravishda o'rtacha qiymatlar atrofida tebranadigan tsiklik buzilishlarga duchor bo'ladi.

Tabiiy yo'ldoshlar, sayyora atrofida aylanadigan tabiiy jism. Quyosh tizimida 70 dan ortiq turli o'lchamdagi sun'iy yo'ldoshlar ma'lum va ular doimo yangilari kashf qilinmoqda. Ettita eng katta sun'iy yo'ldoshlar - Oy, Yupiter, Titan va Tritonning to'rtta Galiley sun'iy yo'ldoshlari. Ularning barchasi diametri 2500 km dan oshadi va murakkab geologiyaga ega kichik "dunyolar" dir. tarix; Ba'zi odamlarda atmosfera bor. Boshqa barcha sun'iy yo'ldoshlar asteroidlar bilan taqqoslanadigan o'lchamlarga ega, ya'ni. 10 dan 1500 km gacha. Ular tosh yoki muzdan iborat bo'lishi mumkin, shakli deyarli sharsimondan notekisgacha o'zgarib turadi, sirt ko'p kraterlarga ega bo'lgan qadimgi yoki er osti faolligi bilan bog'liq o'zgarishlarga uchragan. Orbital o'lchamlari ikkidan bir necha yuz sayyora radiusigacha, orbital davri esa bir necha soatdan bir yildan ko'proq vaqtni tashkil qiladi. Taxminlarga ko'ra, sun'iy yo'ldoshlarning bir qismi sayyoraning tortishish kuchi bilan qo'lga olingan. Ular tartibsiz orbitalarga ega va ba'zan sayyoraning Quyosh atrofidagi orbital harakatiga teskari yo'nalishda boradilar (retrograd harakat deb ataladi). Orbitalar S.e. sayyora orbitasi tekisligiga qattiq moyil yoki juda cho'zilgan bo'lishi mumkin. Kengaytirilgan tizimlar S.e. to'rtta gigant sayyora atrofida muntazam orbitalar bilan, ehtimol, protosolar tumanlikdagi sayyoralarning shakllanishiga o'xshash, ota-sayyorani o'rab turgan gaz va chang bulutidan paydo bo'lgan. S.e. bir nechta o'lchamlardan kichikroq. yuzlab kilometrga ega tartibsiz shakl va, ehtimol, katta jismlarning halokatli to'qnashuvi paytida hosil bo'lgan. Ichki. Quyosh tizimining hududlarida ular ko'pincha halqalar yaqinida aylanishadi. Orbitalarning elementlari ext. SE, ayniqsa ekssentriklik, Quyosh ta'sirida kuchli buzilishlarga duchor bo'ladi. Bir nechta juft va hatto uch barobar S.e. oddiy munosabatlar bilan bog'liq bo'lgan inqilob davrlariga ega. Masalan, Yupiterning Yevropa sun'iy yo'ldoshi Ganimed davrining deyarli yarmiga teng davrga ega. Bu hodisa rezonans deb ataladi.

"Maktab astronomik taqvimi" bo'yicha Merkuriy sayyorasining ko'rinish shartlarini aniqlash.

BILET № 12

Kometalar va asteroidlar. Asoslar zamonaviy g'oyalar quyosh tizimining kelib chiqishi haqida.

Kometa, Quyosh sistemasining muz va chang zarralaridan tashkil topgan osmon jismi, juda cho'zilgan orbitalarda harakatlanadi, ya'ni Quyoshdan uzoqda ular zaif nurli oval shaklidagi dog'larga o'xshaydi. Quyoshga yaqinlashganda, bu yadro atrofida koma hosil bo'ladi (Quyoshga yaqinlashganda kometa boshini o'rab turgan deyarli sharsimon gaz va chang qobig'i. Quyosh shamoli tomonidan doimiy ravishda uchib ketayotgan bu "atmosfera" bilan to'ldiriladi. yadrodan chiqadigan gaz va chang.Kometaning diametri 100 ming km ga etadi.Gaz va changning qochish tezligi yadroga nisbatan sekundiga bir necha kilometrni tashkil etadi va ular qisman kometa dumi orqali sayyoralararo fazoda tarqaladi. ) va quyruq (Yengil bosim taʼsirida va quyosh shamoli bilan oʻzaro taʼsirida kometa atmosferasining sayyoralararo boʻshliqda tarqalishidan hosil boʻlgan gaz va chang oqimi. Koʻpchilik kometalarda X. Quyoshga kamroq masofada yaqinlashganda paydo boʻladi. dan 2 AU. X. har doim Quyoshdan uzoqqa yoʻnalgan. Gaz X. yadrodan chiqarib yuborilgan ionlashgan molekulalar taʼsirida hosil boʻladi, quyosh nurlanishi taʼsirida koʻk rangga ega, chegaralari aniq, tipik eni 1 million km. uzunligi - oʻn million kilometr. X.ning tuzilishi bir necha davrlarda sezilarli darajada oʻzgarishi mumkin. soat. Ayrim molekulalarning tezligi sekundiga 10 dan 100 km gacha. Chang X. koʻproq tarqoq va kavisli boʻlib, uning egriligi chang zarralari massasiga bogʻliq. Chang doimiy ravishda yadrodan chiqariladi va gaz oqimi bilan olib ketiladi.). Sayyoraning bir qismi bo'lgan markaz yadro deb ataladi va muzli tanadir - Quyosh tizimining shakllanishi paytida hosil bo'lgan muzli sayyoralarning ulkan to'planishi qoldiqlari. Endi ular atrof-muhitda - Oort-Epik bulutda to'plangan. K yadrosining o'rtacha massasi 1-100 mlrd kg, diametri 200-1200 m, zichligi 200 kg/m3 ("/5 suv zichligi). Yadrolarda bo'shliqlar mavjud. Bular mo'rt tuzilmalar bo'lib, muzning uchdan bir qismidan iborat. va uchdan ikki qismini chang moddasidan tashkil etadi.Muz asosan suvdan iborat, lekin boshqa birikmalarning aralashmalari mavjud.Quyoshga har qaytishda muz eriydi, gaz molekulalari yadrodan chiqib, chang va muz zarralarini olib yuradi, sharsimon qobiq esa. yadro atrofida - koma, Quyoshdan uzoqqa yo'naltirilgan uzun plazma dumi va chang dumi hosil bo'ladi.Yo'qotilgan moddaning miqdori yadroni qoplagan chang miqdori va perigeliyda Quyoshdan masofaga bog'liq.Kuzatuvlardan olingan ma'lumotlar. kosmik kema Yaqin masofadan Halley kometasi ortidagi "Jioto" ko'pchilik tomonidan tasdiqlangan. K.ning tuzilishi haqidagi nazariyalar.

K., odatda, oʻz kashfiyotchilari nomi bilan atalib, ular oxirgi kuzatilgan yilni koʻrsatadi. Ular qisqa davrlarga bo'linadi. va uzoq muddatli Qisqa davr K. Quyosh atrofida bir necha davr bilan aylanadi. yil, chorshanba kuni. KELISHDIKMI. 8 yil; eng qisqa davr - 3 yildan bir oz ko'proq - K. Encke ega. Bu K.lar tortishish kuchi taʼsirida tutilgan. Yupiter maydoni va nisbatan kichik orbitalarda aylana boshladi. Oddiy birining perihelion masofasi 1,5 AU ni tashkil qiladi. va 5 ming inqilobdan keyin butunlay vayron bo'lib, meteorit yomg'irini keltirib chiqaradi. Astronomlar 1976 yilda K. West va K. * Biela chirishini kuzatdilar. Aksincha, aylanish davrlari uzoq muddatli. K. 10 ming, hatto 1 million yilga yetishi mumkin va ularning afelioni eng yaqin yulduzlargacha boʻlgan masofaning 1/3 qismida boʻlishi mumkin.Hozirgi vaqtda 140 ga yaqin qisqa va 800 ga yaqin uzoq davrli K. maʼlum va har bir. yilda 30 ga yaqin yangi K. ochiladi. Bu jismlar haqidagi bilimlarimiz toʻliq emas, chunki ular Quyoshga taxminan 2,5 AU masofada yaqinlashgandagina aniqlanadi.Taxminan bir trillion K atrofida Quyosh atrofida aylanadi.

Asteroid(asteroid), Mars va Yupiter orbitalari orasidagi ekliptik tekislik yaqinida joylashgan, deyarli aylana orbitaga ega bo'lgan kichik sayyora. Yangi topilgan A.ga ularning orbitasini aniqlagandan soʻng tartib raqami beriladi, bu esa A. “yoʻqolib ketmasligi” uchun yetarli darajada aniq boʻladi. 1796 yilda frantsuzlar. Astronom Jozef Jerom Laland Mars va Yupiter o'rtasida Bode qoidasi bo'yicha bashorat qilingan "yo'qolgan" sayyorani qidirishni boshlashni taklif qildi. Yangi yil arafasida 1801, italyan. Astronom Juzeppe Piatsi yulduzlar katalogini tuzish uchun kuzatuvlar olib borganida Ceresni kashf etdi. nemis olim Karl Gauss uning orbitasini hisoblab chiqdi. Bugungi kunga qadar 3500 ga yaqin asteroidlar ma'lum. Ceres, Pallas va Vesta radiusi mos ravishda 512, 304 va 290 km, qolganlari esa kichikroq. Bobdagi taxminlarga ko'ra. kamar taxminan. 100 million A., ularning umumiy massasi bu hududda dastlab mavjud bo'lgan massaning taxminan 1/2200 qismini tashkil qiladi. Zamonaviyning paydo bo'lishi A., ehtimol, boshqa jism bilan to'qnashuv natijasida sayyoraning yo'q qilinishi bilan bog'liq (an'anaviy ravishda Phaethon, zamonaviy nomi Olbers sayyorasi). Kuzatilgan jismlarning sirtlari metallar va jinslardan iborat. Tarkibiga koʻra asteroidlar turlarga (C, S, M, U) boʻlinadi. U turi tarkibi aniqlanmagan.

A. orbital elementlar boʻyicha ham guruhlangan boʻlib, ular deyiladi. Xirayama oilasi. Koʻpchilik A.ning orbital davri taxminan. soat 8 Radiusi 120 km dan kam bo'lgan barcha sun'iy yo'ldoshlar tartibsiz shaklga ega va ularning orbitalari tortishish kuchiga ega. Yupiterning ta'siri. Natijada, A ning orbitalarning yarim katta o'qlari bo'ylab taqsimlanishida Kirkvud lyuklari deb ataladigan bo'shliqlar mavjud. A., bu lyuklarga tushib, Yupiterning orbital davriga ko'payadigan davrlarga ega bo'ladi. Bu lyuklardagi asteroidlarning orbitalari nihoyatda beqaror. Int. va ext. A. kamarining chetlari bu nisbat 1: 4 va 1: 2 bo'lgan joylarda yotadi. A.

Protoyulduz qulaganda, u yulduzni o'rab turgan material diskini hosil qiladi. Ushbu diskdagi materiyaning bir qismi tortishish kuchiga bo'ysunib, yana yulduzga tushadi. Diskda qolgan gaz va chang asta-sekin soviydi. Harorat etarlicha pastga tushganda, diskning moddasi kichik bo'laklarga - kondensatsiya cho'ntaklariga to'plana boshlaydi. Shunday qilib sayyoralar paydo bo'ladi. Quyosh sistemasining vujudga kelishi jarayonida ba'zi sayyoralar to'qnashuvlar natijasida nobud bo'lgan, boshqalari esa birlashib, sayyoralarni hosil qilgan. Quyosh tizimining tashqi qismida birlamchi bulut shaklida ma'lum miqdordagi gazni ushlab turishga qodir bo'lgan yirik sayyora yadrolari paydo bo'ldi. Og'irroq zarralar Quyoshning tortishishi bilan ushlab turilgan va gelgit kuchlari ta'sirida uzoq vaqt davomida sayyoralarga aylana olmadi. Bu "gaz gigantlari" - Yupiter, Saturn, Uran va Neptunning shakllanishining boshlanishini belgiladi. Ehtimol, ular o'zlarining gaz va changdan iborat mini-disklarini ishlab chiqdilar va ular oxirida oylar va halqalarni hosil qildilar. Nihoyat, ichki quyosh tizimida Merkuriy, Venera, Yer va Mars qattiq moddadan hosil bo'ladi.

"Maktab astronomik taqvimi" bo'yicha Venera sayyorasining ko'rish shartlarini aniqlash.

BILET № 13

Quyosh odatdagi yulduzga o'xshaydi. Uning asosiy xususiyatlari.

Quyosh, Quyosh tizimining markaziy tanasi issiq plazma sharidir. Yer atrofida aylanadigan yulduz. 71% vodorod va 26% geliydan tashkil topgan o'z-o'zidan yorug'lik beruvchi gazsimon massa G2 spektral sinfining oddiy asosiy ketma-ketlik yulduzi. Mutlaq kattaligi +4,83, samarali sirt harorati 5770 K. Quyoshning markazida u 15 * 10 6 K bo'lib, Quyosh yuzasida (fotosfera) tortishish kuchiga qarshilik ko'rsatadigan bosimni ta'minlaydi. ) Yerdagidan 27 marta katta. Bunday yuqori harorat vodorodni geliyga aylantirishning termoyadroviy reaktsiyalari (proton-proton reaktsiyasi) tufayli yuzaga keladi (fotosfera yuzasidan energiya chiqishi 3,8 * 10 26 Vt). Quyosh muvozanatdagi sferik simmetrik jismdir. Jismoniy sharoitlarning o'zgarishiga qarab, Quyosh asta-sekin bir-biriga aylanadigan bir nechta konsentrik qatlamlarga bo'linishi mumkin. Quyosh energiyasining deyarli barchasi markaziy mintaqada ishlab chiqariladi - yadro, reaksiya qayerda sodir bo'ladi? yadroviy sintez. Yadro hajmining 1/1000 qismidan kam qismini egallaydi, zichligi 160 g/sm3 (fotosferaning zichligi suv zichligidan 10 million marta kam). Quyoshning ulkan massasi va materiyaning shaffofligi tufayli radiatsiya yadrodan fotosferaga juda sekin - taxminan 10 million yil davomida o'tadi. Bu vaqt ichida chastota pasayadi rentgen nurlanishi, va u ko'rinadigan yorug'likka aylanadi. Biroq, yadro reaktsiyalarida hosil bo'lgan neytrinolar Quyoshdan erkin chiqib ketadi va, asosan, yadro haqida to'g'ridan-to'g'ri ma'lumot beradi. Kuzatilgan va nazariy prognoz qilingan neytrino oqimi o'rtasidagi tafovut jiddiy munozaralarga sabab bo'ldi. ichki tuzilishi Quyosh. Radiusning oxirgi 15 foizida konvektiv zona mavjud. Konvektiv harakatlar uning aylanadigan ichki qatlamlarida oqimlar tomonidan hosil bo'lgan magnit maydonlarni tashishda ham rol o'ynaydi, bu esa o'zini namoyon qiladi. quyosh faolligi, va ko'pchilik kuchli maydonlar quyosh dog'larida kuzatiladi. Fotosferadan tashqarida quyosh atmosferasi mavjud bo'lib, unda harorat minimal qiymati 4200 K ga etadi, so'ngra xromosferada subfotosfera konvektsiyasi natijasida hosil bo'lgan zarba to'lqinlarining tarqalishi tufayli yana ortadi va u erda keskin 2 * qiymatiga ko'tariladi. 10 6 K, tojga xos xususiyat. Ikkinchisining yuqori harorati quyosh shamoli shaklida plazma moddasining sayyoralararo kosmosga doimiy ravishda chiqib ketishiga olib keladi. Ba'zi hududlarda magnit maydon kuchi tez va kuchli o'sishi mumkin. Bu jarayon quyosh faolligi hodisalarining butun majmuasi bilan birga keladi. Bularga quyosh chaqnashlari (xromosferada), prominenslar (quyosh tojida) va toj teshiklari (tojning maxsus hududlari) kiradi.

Quyoshning massasi 1,99 * 10 30 kg, taxminan sferik fotosfera tomonidan aniqlangan o'rtacha radius 700 000 km. Bu mos ravishda 330 000 Yer massasi va 110 Yer radiusiga teng; Quyosh Yer kabi 1,3 million jismni sig'dira oladi. Quyoshning aylanishi fotosferada va uning ustida joylashgan qatlamlarda quyosh dog'lari kabi sirt shakllarining harakatiga sabab bo'ladi. O'rta davr aylanish 25,4 kun, ekvatorda esa 25 kun, qutblarda esa 41 kun. Aylanish quyosh diskining siqilishi uchun mas'ul bo'lib, 0,005% ni tashkil qiladi.

"Maktab astronomik taqvimi" bo'yicha Mars sayyorasining ko'rinish shartlarini aniqlash.

BILET № 14

Quyosh faolligining eng muhim ko'rinishlari, ularning geofizik hodisalar bilan bog'liqligi.

Quyosh faolligi yulduzning o'rta qatlamlarida konvektsiyaning natijasidir. Ushbu hodisaning sababi shundaki, yadrodan keladigan energiya miqdori issiqlik o'tkazuvchanligi bilan olib tashlanganidan ancha katta. Konveksiya konvektiv qatlamlardagi oqimlar tomonidan hosil qilingan kuchli magnit maydonlarni keltirib chiqaradi. Erga ta'sir qiluvchi quyosh faolligining asosiy ko'rinishlari - quyosh dog'lari, quyosh shamoli va yo'nalishlar.

Quyosh dog'lari, Quyosh fotosferasidagi shakllanishlar qadim zamonlardan beri kuzatilgan va hozirda ular kuchli magnit maydon mavjudligi (taxminan 2000 K) tufayli atrofdagilardan 2000 K past haroratli fotosfera hududlari hisoblanadi. 2000 Gauss). S.p. nisbatan quyuq markaz, qism (soya) va engilroq tolali penumbradan iborat. Soyadan yarim soyaga gaz oqimi Evershed effekti (V=2 km/s) deb ataladi. S.p. soni va ularning ko'rinishi 11 yil davomida o'zgarib turadi quyosh faolligi aylanishi yoki quyosh dog'lari aylanishi, Sperer qonuni bilan tavsiflangan va Maunderning kapalak diagrammasi (dog'larning kenglik bo'ylab harakatlanishi) bilan grafik tasvirlangan. Tsyurixning nisbiy quyosh dog'lari soni S.p bilan qoplangan umumiy sirt maydonini ko'rsatadi. Uzoq muddatli o'zgarishlar asosiy 11 yillik tsiklga qo'shiladi. Masalan, S.p. o'zgartirish mag. Quyosh faolligining 22 yillik tsiklidagi qutblanish. Ammo uzoq muddatli o'zgarishlarning eng yorqin misoli minimaldir. Maunder (1645-1715), qachon S.p. yo'q edi. S.p sonining o'zgarishi umumiy qabul qilingan bo'lsa-da. Quyoshning aylanadigan ichki qismidan magnit maydonning tarqalishi bilan aniqlanadi, bu jarayon hali to'liq tushunilmagan. Quyosh dog'larining kuchli magnit maydoni Yer maydoniga ta'sir qilib, radio shovqin va aurorani keltirib chiqaradi. bir necha bor rad etib bo'lmaydigan qisqa muddatli ta'sirlar, uzoq davr mavjudligi haqidagi bayonot. iqlim va S.p.lar soni o'rtasidagi munosabatlar, ayniqsa, 11 yillik tsikl, to'g'ri o'tkazishda zarur bo'lgan shartlarni bajarish qiyinchiliklari tufayli juda ziddiyatli. statistik tahlil ma'lumotlar.

quyoshli shamol Yuqori haroratli plazmaning chiqishi (elektronlar, protonlar, neytronlar va adronlar) quyosh toji, radio spektrining kuchli to'lqinlarining nurlanishi, rentgen nurlari atrofdagi kosmosga. Deb atalmishni hosil qiladi geliosfera 100 AB gacha cho'zilgan. quyoshdan. Quyosh shamoli shunchalik kuchliki, u kometalarning tashqi qatlamlariga zarar etkazishi mumkin, bu esa "quyruq" paydo bo'lishiga olib keladi. S.V. atmosferaning yuqori qatlamlarini ionlashtiradi, buning natijasida ozon qatlami hosil bo'ladi, auroralar va ozon qatlami vayron bo'lgan joylarda radioaktiv fon va radio shovqinlarning kuchayishiga olib keladi.

Quyoshning oxirgi maksimal faolligi 2001 yilda sodir bo'lgan. Maksimal quyosh faolligi quyosh dog'lari, radiatsiya va ko'rinishlarning eng ko'p sonini anglatadi. Quyosh faolligidagi o'zgarishlar Quyosh quyidagi omillarga ta'sir qilishi uzoq vaqtdan beri aniqlangan:

* Yerdagi epidemiologik vaziyat;

* har xil turdagi tabiiy ofatlar soni (tayfunlar, zilzilalar, toshqinlar va boshqalar);

* avtomobil va temir yo'ldagi baxtsiz hodisalar soni bo'yicha.

Bularning barchasi faol quyosh yillarida sodir bo'ladi. Olim Chizhevskiy ta'kidlaganidek, faol Quyosh insonning farovonligiga ta'sir qiladi. O'shandan beri inson farovonligining davriy prognozlari tuziladi.

2. “Maktab astronomik taqvimi” boʻyicha Yupiter sayyorasining koʻrinish shartlarini aniqlash.

BILET № 15

Yulduzlargacha bo'lgan masofalar, masofa birliklari va ular orasidagi bog'lanishni aniqlash usullari.

Parallaks usuli quyosh tizimi jismlarigacha bo'lgan masofani o'lchash uchun ishlatiladi. Yerning radiusi yulduzlarning paralaktik siljishi va ulargacha bo'lgan masofani o'lchash uchun asos bo'lib xizmat qilish uchun juda kichik bo'lib chiqadi. Shuning uchun ular gorizontal o'rniga yillik paralaksdan foydalanadilar.

Yulduzning yillik paralaksi - bu ko'rish chizig'iga perpendikulyar bo'lsa, Yer orbitasining yarim katta o'qi yulduzdan ko'rinadigan burchak (p).

a - Yer orbitasining yarim katta o'qi,

p - yillik parallaks.

Masofa birligi parsek ham ishlatiladi. Parsek - bu ko'rish chizig'iga perpendikulyar bo'lgan er orbitasining yarim katta o'qi 1² burchak ostida ko'rinadigan masofa.

1 parsek = 3,26 yorug'lik yili = 206265 AU. e. = 3 * 10 11 km.

Yillik parallaksni o'lchash orqali siz 100 parsek yoki 300 yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan yulduzlargacha bo'lgan masofani ishonchli aniqlashingiz mumkin. yillar.

Agar mutlaq va zohiriy yulduz kattaliklari ma’lum bo‘lsa, u holda yulduzgacha bo‘lgan masofa log(r)=0,2*(m-M)+1 formula bo‘yicha aniqlanishi mumkin.

"Maktab astronomik taqvimi" bo'yicha Oyning ko'rish shartlarini aniqlash.

BILET № 16

Yulduzlarning asosiy fizik xususiyatlari, bu belgilarning munosabati. Yulduzlar muvozanatining shartlari.

Yulduzlarning asosiy fizik xususiyatlari: yorqinligi, mutlaq va ko'rinadigan kattaliklari, massasi, harorati, o'lchami, spektri.

Yorqinlik- yulduz yoki boshqa samoviy jism tomonidan vaqt birligida chiqariladigan energiya. Odatda log (L/Lc) = 0,4 (Mc – M) formulasi bilan ifodalangan quyosh nuri birliklarida beriladi, bunda L va M manbaning yorqinligi va mutlaq kattaligi, Lc va Mc esa mos keladigan qiymatlardir. Quyosh (Mc = +4 ,83). L=4pR 2 sT 4 formulasi bilan ham aniqlanadi. Ma'lum yulduzlar borki, ularning yorqinligi Quyoshning yorqinligidan ko'p marta katta. Aldebaranning yorqinligi 160, Rigel esa Quyoshdan 80 000 marta katta. Ammo yulduzlarning aksariyati Quyosh bilan taqqoslanadigan yoki undan kamroq yorqinlikka ega.

Kattalik - yulduz yorqinligining o'lchovi. Z.v. yulduzning nurlanish kuchi haqida to'g'ri tasavvurga ega emas. Yerga yaqin bo'lgan zaif yulduz uzoqdagi yorqin yulduzga qaraganda yorqinroq ko'rinishi mumkin, chunki undan olingan nurlanish oqimi masofaning kvadratiga teskari proportsional ravishda kamayadi. Ko'rinadigan W.V. - kuzatuvchi osmonga qaraganida ko'radigan yulduzning porlashi. Mutlaq Z.v. - haqiqiy yorqinlik o'lchovi, yulduzning yorqinlik darajasini ifodalaydi, agar u 10 dona masofada bo'lsa edi. Gipparx ko'rinadigan yulduzlar tizimini ixtiro qildi. 2-asrda Miloddan avvalgi. Yulduzlarga raqamlar ularning yorqinligidan kelib chiqqan holda berilgan; eng yorqin yulduzlar 1-kattalik, eng zaiflari esa 6-kattalik edi. Hamma R. 19-asr bu tizim o'zgartirildi. Z.v.ning zamonaviy shkalasi. Z.v.ni aniqlash bilan tashkil etilgan. shimolga yaqin yulduzlarning vakili namunasi. dunyo qutblari (shimoliy qutblar seriyasi). Ular asosida Z.v.lar aniqlandi. boshqa barcha yulduzlar. Bu logarifmik shkala bo'lib, 1-kattalik yulduzlar 6-kattalik yulduzlarga qaraganda 100 marta yorqinroq. O'lchov aniqligi oshgani sayin, o'ndan birlarini kiritish kerak edi. Eng yorqin yulduzlar 1-kattalikdan yorqinroq, ba'zilari esa manfiy kattalikka ega.

Yulduz massasi - to'g'ridan-to'g'ri faqat ma'lum orbitalari va masofalari (M 1 + M 2 = R 3 / T 2) bo'lgan qo'sh yulduzlarning tarkibiy qismlari uchun aniqlangan parametr. Bu. Bir necha o'nlab yulduzlarning massalari aniqlangan, ammo juda kattaroq sonlar uchun massani massa-yorqinlik munosabatlaridan aniqlash mumkin. 40 dan ortiq quyosh va 0,1 quyoshdan kamroq massalar juda kam uchraydi. Aksariyat yulduzlarning massasi Quyoshnikidan kamroq. Bunday yulduzlarning markazidagi harorat yadro sintezi reaktsiyalari boshlanadigan darajaga etib bormaydi va ularning energiyasining yagona manbai Kelvin-Gelmgolts siqilishidir. Bunday ob'ektlar deyiladi jigarrang mittilar.

Massa-yorqinlik munosabatlari, 1924 yilda Eddington tomonidan topilgan, yorqinligi L va yulduz massasi M o'rtasidagi munosabat. Bu munosabat L/Lc = (M/Mc) a ko'rinishiga ega, bu erda Lc va Mc mos ravishda Quyoshning yorqinligi va massasi, qiymati A odatda 3-5 oralig'ida yotadi. Aloqa oddiy yulduzlarning kuzatilgan xususiyatlari asosan ularning massasi bilan belgilanadiganligidan kelib chiqadi. Mitti yulduzlar uchun bu munosabatlar kuzatishlar bilan yaxshi mos keladi. Bu supergigantlar va gigantlar uchun ham amal qiladi, deb ishoniladi, garchi ularning massasini to'g'ridan-to'g'ri o'lchash qiyin. Munosabatlar oq mittilarga taalluqli emas, chunki ularning yorqinligini oshiradi.

Harorat yulduzcha- yulduzning ma'lum bir mintaqasining harorati. Bu har qanday ob'ektning eng muhim jismoniy xususiyatlaridan biridir. Biroq, yulduzning turli mintaqalarining harorati har xil bo'lgani uchun, shuningdek, harorat elektromagnit nurlanish oqimiga va yulduz atmosferasining ayrim mintaqalarida turli atomlar, ionlar va yadrolarning mavjudligiga bog'liq bo'lgan termodinamik miqdor bo'lganligi sababli, bu farqlarning barchasi fotosferadagi yulduzning nurlanishi bilan chambarchas bog'liq bo'lgan samarali haroratga birlashtirilgan. Samarali harorat, yulduz sirtining birlik maydoniga chiqaradigan energiyaning umumiy miqdorini tavsiflovchi parametr. Bu yulduzlar haroratini tavsiflashning aniq usuli. Bu. mutlaq qora jismning harorati orqali aniqlanadi, Stefan-Boltzman qonuniga ko'ra, yulduzning sirt birligi uchun bir xil quvvatni chiqaradi. Yulduzning spektri mutlaq qora jismning spektridan batafsil farq qilsa-da, samarali harorat yulduz fotosferasining tashqi qatlamlaridagi gaz energiyasini tavsiflaydi va Vienning siljish qonunidan (l max = 0,29) foydalanishga imkon beradi. /T), qaysi to'lqin uzunligida maksimal yulduz nurlanishini va shuning uchun yulduzning rangini aniqlash.

tomonidan o'lchamlari yulduzlar mittilar, kichik mittilar, oddiy yulduzlar, gigantlar, subgigantlar va supergigantlarga bo'linadi.

Diapazon Yulduzlar uning harorati, bosimi, fotosferasining gaz zichligi, magnit maydon kuchi va kimyoviy xususiyatlariga bog'liq. tarkibi.

Spektral sinflar, yulduzlarni spektrlari bo'yicha tasniflash (birinchi navbatda, spektral chiziqlarning intensivligiga ko'ra), birinchi marta italyan tomonidan kiritilgan. astronom Sekchi. Ichki jarayonlar to'g'risidagi bilimlar kengayib borishi bilan o'zgartirilgan harf belgilari kiritildi. yulduzlarning tuzilishi. Yulduzning rangi uning sirtining haroratiga bog'liq, shuning uchun zamonaviy davrda. Draper spektral tasnifi (Garvard) S.k. haroratning kamayish tartibida joylashtirilgan:

Hertzsprung-Rassel diagrammasi, yulduzlarning ikkita asosiy xarakteristikasini aniqlash imkonini beruvchi grafik mutlaq kattalik va harorat o'rtasidagi munosabatni ifodalaydi. Birinchi diagrammani 1914 yilda nashr etgan daniyalik astronom Gertssprung va amerikalik astronom Rassel nomi bilan atalgan. Eng issiq yulduzlar diagrammaning chap tomonida, eng yuqori yorqinligi esa eng yuqori yulduzlar joylashgan. Yuqori chap burchakdan pastki o'ngga o'tadi asosiy ketma-ketlik, yulduzlar evolyutsiyasini aks ettiruvchi va mitti yulduzlar bilan tugaydi. Ko'pchilik yulduzlar ushbu ketma-ketlikka tegishli. Quyosh ham bu ketma-ketlikka tegishli. Ushbu ketma-ketlikning tepasida subgigantlar, supergigantlar va gigantlar ko'rsatilgan tartibda, pastda - kichik mittilar va oq mittilar joylashgan. Bu yulduzlar guruhlari deyiladi yorqinlik sinflari.

Muvozanat shartlari: Ma'lumki, yulduzlar tabiatning yagona ob'ekti bo'lib, ular ichida boshqarilmaydigan termoyadro sintezi reaktsiyalari sodir bo'ladi, ular katta miqdordagi energiya ajralib chiqishi bilan birga keladi va yulduzlarning haroratini belgilaydi. Aksariyat yulduzlar statsionar holatda bo'ladi, ya'ni ular portlamaydi. Ba'zi yulduzlar portlaydi (yangi va o'ta yangi yulduzlar deb ataladi). Nima uchun yulduzlar odatda muvozanatda? Harakatsiz yulduzlardagi yadro portlashlarining kuchi tortishish kuchi bilan muvozanatlanadi, shuning uchun bu yulduzlar muvozanatni saqlaydi.

Yoritgichning chiziqli o'lchamlarini ma'lum burchak o'lchamlari va masofasidan hisoblash.

BILET № 17

1. Stefan-Boltzman qonunining fizik ma'nosi va yulduzlarning fizik xususiyatlarini aniqlashda qo'llanilishi.

Stefan-Boltzman qonuni, qora jismning umumiy nurlanish kuchi va uning harorati o'rtasidagi bog'liqlik. 1 m2 uchun Vt birlik nurlanish maydonining umumiy quvvati formula bilan berilgan R = s T 4, Qayerda σ = 5.67*10 -8 Vt/m 2 K 4 - Stefan-Boltzman doimiysi, T - mutlaq qora jismning mutlaq harorati. Garchi astronomlar qora jism kabi jismlarni kamdan-kam chiqaradilar, lekin ularning emissiya spektri ko'pincha haqiqiy ob'ekt spektrining yaxshi modelidir. Haroratning 4-chi kuchga bog'liqligi juda kuchli.

e - yulduz yuzasi birligiga to'g'ri keladigan nurlanish energiyasi

L - yulduzning yorqinligi, R - yulduzning radiusi.

Stefan-Boltzman formulasi va Vena qonuni yordamida maksimal nurlanish sodir bo'ladigan to'lqin uzunligi aniqlanadi:

l max T = b, b - Wien doimiysi

Siz aksincha harakat qilishingiz mumkin, ya'ni yulduzlarning o'lchamlarini aniqlash uchun yorug'lik va haroratdan foydalaning.

2. Yulduzning kulminatsion nuqtasi va egilishidagi berilgan balandligidan kelib chiqib, kuzatish joyining geografik kengligini aniqlash.

H = 90 0 - +

h - yoritgich balandligi

BILET № 18

O'zgaruvchan va statsionar bo'lmagan yulduzlar. Ularning yulduzlar tabiatini o'rganishdagi ahamiyati.

O'zgaruvchan yulduzlarning yorqinligi vaqt o'tishi bilan o'zgaradi. Endi u taxminan ma'lum. 3*10 4. P.Z. fiziklarga bo'linadi, ularning yorqinligi ularning ichida yoki yaqinida sodir bo'ladigan jarayonlar tufayli o'zgaradi va optik P.Z., bu o'zgarish aylanish yoki orbital harakatga bog'liq.

Jismoniy eng muhim turlari P.Z.:

Pulsatsiyalanuvchi - Sefeidlar, Mira Ceti tipidagi yulduzlar, yarim muntazam va tartibsiz qizil gigantlar;

Eruptiv(portlovchi) - qobiqli yulduzlar, yosh tartibsiz o'zgaruvchilar, shu jumladan. T Tauri yulduzlari (diffuz tumanliklar bilan bog'liq bo'lgan juda yosh tartibsiz yulduzlar), Xabbl-Sanage supergigantlari (yuqori yorug'likdagi issiq supergigantlar, galaktikalardagi eng yorqin ob'ektlar. Ular beqaror va Eddington yorug'lik chegarasi yaqinida radiatsiya manbalari bo'lib, undan yuqoriroq "zararlanadi. uzoqda" yulduzlar qobiqlari. Potentsial o'ta yangi yulduzlar.), yonayotgan qizil mittilar;

kataklizm - yangi, o'ta yangi, simbiotik;

Ikkilik rentgen yulduzlari

Belgilangan P.Z. ma'lum jismoniy da'volarning 98% ni o'z ichiga oladi. Optiklarga tutilgan ikkilik va pulsarlar va magnit o'zgaruvchilar kabi aylanadiganlar kiradi. Quyosh aylanadigan deb tasniflanadi, chunki diskda quyosh dog'lari paydo bo'lganda uning kattaligi ozgina o'zgaradi.

Pulsatsiyalanuvchi yulduzlar orasida Sefeidlar juda qiziq, ular ushbu turdagi birinchi kashf etilgan o'zgaruvchilardan biri - 6 Cephei nomi bilan atalgan. Tsefeidlar - yuqori yorug'lik va o'rtacha haroratli yulduzlar (sariq supergigantlar). Evolyutsiya jarayonida ular maxsus tuzilishga ega bo'lishdi: ma'lum bir chuqurlikda chuqurlikdan keladigan energiyani to'playdigan va keyin uni yana chiqaradigan qatlam paydo bo'ldi. Yulduz qizishi bilan vaqti-vaqti bilan qisqaradi va sovishi bilan kengayadi. Shuning uchun nurlanish energiyasi yulduz gazi tomonidan so‘riladi, uni ionlashtiradi yoki gaz sovishi bilan ionlar elektronlarni tutib, yorug‘lik kvantlarini chiqaradiganida yana chiqariladi. Natijada, Sefeidning yorqinligi, qoida tariqasida, bir necha kunlik davr bilan bir necha marta o'zgaradi. Sefeidlar astronomiyada alohida o'rin tutadi. 1908 yilda amerikalik astronom Genrietta Leavitt, yaqin atrofdagi galaktikalardan biri - Kichik Magellan bulutida sefeidlarni o'rgangan, bu yulduzlar yorqinligi o'zgarishi davri qanchalik uzoqroq bo'lsa, shunchalik yorqinroq bo'lishini payqadi. Kichik Magellan bulutining o'lchami uning masofasiga nisbatan kichik, ya'ni ko'rinadigan yorqinlikdagi farqlar yorqinlikdagi farqlarni aks ettiradi. Leavitt tomonidan aniqlangan davr-yorqinlik munosabatlari tufayli har bir Sefeidgacha bo'lgan masofani uning o'rtacha yorqinligi va o'zgaruvchanlik davrini o'lchash orqali hisoblash oson. Va supergigantlar yaqqol ko'rinadigan bo'lgani uchun, sefeidlardan ular kuzatilayotgan nisbatan uzoq galaktikalargacha bo'lgan masofani ham aniqlash mumkin.Tsefeidlarning alohida rolining ikkinchi sababi bor. 60-yillarda Sovet astronomi Yuriy Nikolaevich Efremov Sefeid davri qanchalik uzoq bo'lsa, bu yulduz yoshroq ekanligini aniqladi. Davr-yosh munosabatlaridan foydalanib, har bir Sefeidning yoshini aniqlash qiyin emas. Astronomlar maksimal davrlarga ega yulduzlarni tanlab, ular mansub yulduz guruhlarini o‘rganish orqali Galaktikadagi eng yosh tuzilmalarni o‘rganmoqda. Sefeidlar, boshqa pulsatsiyalanuvchi yulduzlarga qaraganda, davriy o'zgaruvchilar nomiga loyiqdir. Yorqinlikning har bir keyingi aylanishi odatda oldingisini juda aniq takrorlaydi. Biroq, istisnolar mavjud, ularning eng mashhuri Shimoliy Yulduzdir. U Sefeidlarga tegishli ekanligi uzoq vaqtdan beri aniqlangan, garchi u o'zining yorqinligini juda ahamiyatsiz chegaralarda o'zgartirsa ham. Ammo so'nggi o'n yilliklarda bu tebranishlar so'na boshladi va 90-yillarning o'rtalariga kelib. Shimoliy yulduz deyarli pulsatsiyani to'xtatdi.

Chig'anoqli yulduzlar, doimiy yoki tartibsiz oraliqlarda ekvatordan yoki sharsimon qobiqdan gaz halqasini chiqaradigan yulduzlar. 3. o bilan. - B spektral sinfidagi gigantlar yoki mitti yulduzlar, tez aylanadigan va halokat chegarasiga yaqin. Qobiqning to'kilishi odatda yorqinlikning pasayishi yoki ortishi bilan birga keladi.

Simbiotik yulduzlar, spektrlari emissiya chiziqlarini o'z ichiga olgan va qizil gigant va issiq ob'ektning xarakterli xususiyatlarini birlashtiradigan yulduzlar - oq mitti yoki bunday yulduz atrofida akkretsiya diski.

RR Lyrae yulduzlari pulsatsiyalanuvchi yulduzlarning yana bir muhim guruhini ifodalaydi. Bular massasi Quyoshnikiga teng bo'lgan eski yulduzlardir. Ularning ko'pchiligi globulyar yulduz klasterlarida joylashgan. Qoidaga ko'ra, ular bir kun ichida yorqinligini bir magnitudaga o'zgartiradilar. Ularning xossalari, sefeidlarning xossalari kabi, astronomik masofalarni hisoblash uchun ishlatiladi.

R Shimoliy toj va unga o'xshash yulduzlar o'zlarini butunlay oldindan aytib bo'lmaydigan tarzda tutishadi. Bu yulduzni odatda yalang'och ko'z bilan ko'rish mumkin. Har bir necha yilda uning yorqinligi sakkizinchi kattalikka tushadi va keyin asta-sekin o'sib, avvalgi darajasiga qaytadi. Aftidan, buning sababi shundaki, bu o'ta gigant yulduz uglerod bulutlarini uloqtirib yuboradi, ular kondensatsiyalanib, donga o'xshash narsa hosil qiladi. Agar bu qalin qora bulutlardan biri biz bilan yulduz oramizdan o‘tib ketsa, bulut koinotga tarqalguncha yulduz nurini to‘sib qo‘yadi. Ushbu turdagi yulduzlar qalin chang hosil qiladi, bu yulduzlar paydo bo'lgan hududlarda muhimdir.

Yonuvchan yulduzlar. Quyoshdagi magnit hodisalar quyosh dog'lari va quyosh chaqnashlarini keltirib chiqaradi, ammo ular Quyoshning yorqinligiga sezilarli ta'sir ko'rsata olmaydi. Ba'zi yulduzlar - qizil mittilar uchun bunday emas: ularda bunday chaqnashlar juda katta nisbatlarga etadi va natijada yorug'lik nurlanishi butun yulduz kattaligiga yoki undan ham ko'proq oshishi mumkin. Quyoshga eng yaqin yulduz Proksima Sentavr ana shunday chaqnaydigan yulduzlardan biridir. Bu yorug'lik portlashlarini oldindan aytib bo'lmaydi va bir necha daqiqa davom etadi.

Yulduzning ma'lum bir geografik kenglikdagi kulminatsion nuqtasidagi balandligi haqidagi ma'lumotlarga asoslanib, uning egilishini hisoblash.

H = 90 0 - +

h - yoritgich balandligi

BILET № 19

Ikkilik yulduzlar va ularning yulduzlarning fizik xususiyatlarini aniqlashdagi roli.

Qo'sh yulduz, tortishish kuchlari bilan bir tizimga bog'langan va umumiy tortishish markazi atrofida aylanadigan juft yulduz. Ikkilik yulduzni tashkil etuvchi yulduzlar uning tarkibiy qismlari deyiladi. Qo'sh yulduzlar juda keng tarqalgan va bir necha turlarga bo'linadi.

Vizual qo'sh yulduzning har bir komponenti teleskop orqali aniq ko'rinadi. Ularning orasidagi masofa va ularning o'zaro yo'nalishi vaqt o'tishi bilan sekin o'zgaradi.

Tutiladigan binarning elementlari navbatma-navbat bir-birini bloklaydi, shuning uchun tizimning yorqinligi vaqtincha zaiflashadi, yorqinlikning ikki o'zgarishi orasidagi davr orbital davrning yarmiga teng. Komponentlar orasidagi burchak masofasi juda kichik va biz ularni alohida kuzata olmaymiz.

Spektral qo'shaloq yulduzlar spektrlarining o'zgarishi bilan aniqlanadi. O'zaro aylanish jarayonida yulduzlar vaqti-vaqti bilan Yerga yoki Yerdan uzoqlashadilar. Harakatdagi o'zgarishlarni spektrdagi Doppler effekti bilan aniqlash mumkin.

Polarizatsiya binarlari yorug'likning polarizatsiyasining davriy o'zgarishi bilan tavsiflanadi. Bunday tizimlarda yulduzlar orbital harakati davomida ular orasidagi bo'shliqdagi gaz va changni yoritadi, bu moddaga yorug'likning tushish burchagi vaqti-vaqti bilan o'zgarib turadi va tarqalgan yorug'lik qutblanadi. Ushbu ta'sirlarning aniq o'lchovlari hisoblash imkonini beradi orbitalar, yulduz massalari nisbati, o'lchamlari, tezligi va komponentlar orasidagi masofa. Misol uchun, agar yulduz ham tutilgan, ham spektroskopik ikkilik bo'lsa, biz aniqlay olamiz har bir yulduzning massasi va orbitaning moyilligi. Tutilish paytlarida yorqinlikning o'zgarishi tabiatiga ko'ra aniqlash mumkin yulduzlarning nisbiy o'lchamlari va atmosferalarining tuzilishini o'rganish. Rentgen nurlanishini hosil qiluvchi ikkilik yulduzlar rentgen nurlari deb ataladi. Ba'zi hollarda ikkilik tizimning massa markazini aylanib chiqadigan uchinchi komponent kuzatiladi. Ba'zan ikkilik tizimning tarkibiy qismlaridan biri (yoki ikkalasi) o'z navbatida bo'lishi mumkin qo'sh yulduzlar. Uchlik tizimdagi qo'sha yulduzning yaqin komponentlari bir necha kunlik davrga ega bo'lishi mumkin, uchinchi element esa yaqin juftlikning umumiy massa markazi atrofida yuzlab va hatto minglab yillar oralig'ida aylanib chiqishi mumkin.

Ikkilik tizimda yulduzlarning tezligini oʻlchash va butun dunyo tortishish qonunini qoʻllash yulduzlar massasini aniqlashning muhim usuli hisoblanadi. Ikkilik yulduzlarni o'rganish yulduz massalarini hisoblashning yagona to'g'ridan-to'g'ri usulidir.

Bir-biriga yaqin joylashgan qo'sh yulduzlar tizimida o'zaro tortishish kuchlari ularning har birini cho'zishga moyil bo'lib, unga nok shaklini beradi. Agar tortishish kuchi etarlicha kuchli bo'lsa, materiya bir yulduzdan uzoqlashib, boshqa yulduzga tusha boshlaganda tanqidiy moment keladi. Ushbu ikki yulduz atrofida uch o'lchamli sakkiz figura shaklida ma'lum bir mintaqa mavjud bo'lib, uning yuzasi tanqidiy chegarani ifodalaydi. Har biri boshqa yulduz atrofidagi nok shaklidagi bu ikkita figura Roche loblari deb ataladi. Agar yulduzlardan biri shunchalik katta bo'lsa, u o'zining Roche bo'lagini to'ldiradi, u holda undan chiqadigan materiya bo'shliqlar tegib turgan joyda boshqa yulduzga o'tadi. Ko'pincha yulduz moddasi to'g'ridan-to'g'ri yulduzga tushmaydi, lekin avval atrofida aylanib, yig'ilish diskini hosil qiladi. Agar ikkala yulduz ham shunchalik kengaygan bo'lsa, ular Roche loblarini to'ldirgan bo'lsa, u holda kontaktli ikkilik yulduz paydo bo'ladi. Ikkala yulduzdan olingan materiallar aralashadi va ikkita yulduz yadrosi atrofida to'pga birlashadi. Barcha yulduzlar oxir-oqibat gigantlarga aylanadi va ko'plab yulduzlar ikkilik bo'lganligi sababli, o'zaro ta'sir qiluvchi ikkilik tizimlar kam uchraydi.

Muayyan geografik kenglik uchun ma'lum bo'lgan burilish asosida yoritgichning balandligini uning kulminatsion nuqtasida hisoblash.

H = 90 0 - +

h - yoritgich balandligi

BILET № 20

Yulduzlarning evolyutsiyasi, uning bosqichlari va yakuniy bosqichlari.

Yulduzlar yulduzlararo gaz va chang bulutlari va tumanliklarda hosil bo'ladi. Yulduzlarni "hosil qiluvchi" asosiy kuch tortishishdir. Muayyan sharoitlarda juda kam uchraydigan atmosfera (yulduzlararo gaz) tortishish kuchlari ta'sirida siqila boshlaydi. Gaz buluti markazda siqilgan bo'lib, u erda siqilish paytida chiqarilgan issiqlik saqlanadi - infraqizil diapazonda chiqaradigan protoyulduz paydo bo'ladi. Protoyulduz ustiga tushgan materiya ta'sirida qiziydi va yadro sintezi reaktsiyalari energiya chiqishi bilan boshlanadi. Bu holatda, u allaqachon T Tauri tipidagi o'zgaruvchan yulduzdir. Bulut qoldiqlari tarqab ketadi. Keyin tortishish kuchlari vodorod atomlarini markazga tortadi va u erda ular birlashadi, geliy hosil qiladi va energiya chiqaradi. Markazdagi o'sib borayotgan bosim keyingi siqishni oldini oladi. Bu evolyutsiyaning barqaror bosqichidir. Bu yulduz asosiy ketma-ketlik yulduzidir. Yulduzning yorqinligi uning yadrosi zichroq va issiqroq bo'lganda ortadi. Yulduzning asosiy ketma-ketlikda qolish vaqti uning massasiga bog'liq. Quyosh uchun bu taxminan 10 milliard yilni tashkil etadi, lekin Quyoshdan ancha kattaroq yulduzlar bir necha million yil davomida statsionar rejimda mavjud. Yulduz o'zining markaziy qismidagi vodorodni iste'mol qilgandan so'ng, yulduz ichida katta o'zgarishlar sodir bo'ladi. Vodorod markazda emas, balki kattalashib, shishib ketadigan qobiqda yonib keta boshlaydi. Natijada, yulduzning o'zi keskin oshadi va uning sirt harorati pasayadi. Aynan shu jarayon qizil gigantlar va supergigantlarni keltirib chiqaradi. Yulduz evolyutsiyasining oxirgi bosqichlari ham yulduz massasi bilan belgilanadi. Agar bu massa quyosh massasidan 1,4 baravar oshmasa, yulduz barqarorlashadi va oq mitti bo'ladi. Elektronlarning asosiy xususiyati tufayli katastrofik siqilish sodir bo'lmaydi. Issiqlik energiyasining manbai yo'q bo'lsa-da, ular qaytara boshlagan siqilish darajasi mavjud. Bu faqat elektronlar va atom yadrolari nihoyatda qattiq siqilib, nihoyatda zich materiya hosil qilganda sodir bo'ladi. Quyoshning massasi bo'lgan oq mitti hajmi taxminan Yerga teng. Oq mitti asta-sekin soviydi, oxir-oqibat radioaktiv kulning qorong'i to'piga aylanadi. Astronomlarning fikriga ko'ra, Galaktikadagi barcha yulduzlarning kamida o'ndan bir qismi oq mittilardir.

Agar qulayotgan yulduzning massasi Quyosh massasidan 1,4 baravar ko'proq bo'lsa, unda oq mitti bosqichiga etgan bunday yulduz u erda to'xtamaydi. Bunday holda, tortishish kuchlari shunchalik kuchliki, elektronlar atom yadrolariga bosiladi. Natijada protonlar bir-biriga bo'shliqlarsiz yopishib oladigan neytronlarga aylanadi. Neytron yulduzlarining zichligi hatto oq mittilarnikidan ham oshib ketadi; ammo agar materialning massasi 3 quyosh massasidan oshmasa, elektronlar kabi neytronlarning o'zlari keyingi siqilishni oldini olishlari mumkin. Odatiy neytron yulduzining diametri bor-yo'g'i 10-15 km, materialining bir kub santimetri esa bir milliard tonnaga teng. Neytron yulduzlari ulkan zichlikdan tashqari yana ikkita maxsus xususiyatga ega bo'lib, ular kichik o'lchamlariga qaramay ularni aniqlash mumkin bo'ladi: tez aylanish va kuchli magnit maydon.

Agar yulduzning massasi 3 Quyosh massasidan oshsa, uning hayot aylanishining yakuniy bosqichi, ehtimol, qora tuynukdir. Agar yulduzning massasi va shuning uchun tortishish kuchi juda katta bo'lsa, unda yulduz halokatli tortishish siqilishiga duchor bo'ladi, unga hech qanday barqarorlashtiruvchi kuchlar qarshilik ko'rsatolmaydi. Bu jarayonda materiyaning zichligi cheksizlikka, jismning radiusi esa nolga intiladi. Eynshteynning nisbiylik nazariyasiga ko'ra, qora tuynuk markazida fazo-vaqt o'ziga xosligi paydo bo'ladi. Yiqilayotgan yulduz yuzasida tortishish maydoni kuchayib, radiatsiya va zarrachalarning chiqib ketishini qiyinlashtiradi. Oxir-oqibat, bunday yulduz hodisa gorizonti ostida tugaydi, u vizual ravishda materiya va nurlanishni faqat ichkariga olib keladigan va hech narsani tashqariga chiqarmaydigan bir tomonlama membrana sifatida ifodalanishi mumkin. Yiqilayotgan yulduz qora tuynukga aylanadi va uni faqat uning atrofidagi fazo va vaqt xususiyatlarining keskin o'zgarishi bilan aniqlash mumkin. Hodisa gorizontining radiusi Shvartsshild radiusi deb ataladi.

Massasi 1,4 Quyoshdan kam bo'lgan yulduzlar hayot tsiklining oxirida asta-sekin yuqori qobig'ini yo'qotadilar, bu sayyora tumanligi deb ataladi. Neytron yulduzi yoki qora tuynukga aylanadigan massivroq yulduzlar birinchi navbatda o'ta yangi yulduzlar sifatida portlaydi, ularning yorqinligi qisqa vaqt ichida 20 yoki undan ko'proq magnitudaga oshib, 10 milliard yil ichida Quyosh chiqaradigan energiyadan ko'proq energiya chiqaradi va portlagan yulduz qoldiqlari uchib ketadi. sekundiga 20 000 km tezlikda.

Teleskop yordamida quyosh dog'larining joylashishini kuzatish va chizmalarini chizish (ekranda).

BILET № 21

Galaktikamizning tarkibi, tuzilishi va hajmi.

Galaxy, Quyosh tegishli bo'lgan yulduz tizimi. Galaktikada kamida 100 milliard yulduz bor. Uch asosiy komponent: markaziy qalinlashuv, disk va galaktik halo.

Markaziy bo'rtiq juda zich joylashgan eski populyatsiyaning II tipidagi yulduzlaridan (qizil gigantlardan) iborat bo'lib, uning markazida (yadrosida) kuchli nurlanish manbai mavjud. Yadroda radio spektrida nurlanish bilan birga kuzatilayotgan kuchli energiya jarayonlarini boshlovchi qora tuynuk borligi taxmin qilingan. (Gaz halqasi qora tuynuk atrofida aylanadi; issiq gaz uning ichki chetidan chiqib, qora tuynuk ustiga tushib, biz kuzatayotgan energiyani chiqaradi.) Ammo yaqinda yadroda ko'rinadigan nurlanish chaqnashi aniqlandi va qora tuynuk gipotezasi tasdiqlandi. endi kerak emas. Markaziy qalinlashuvning parametrlari kengligi 20 000 yorug'lik yili va qalinligi 3 000 yorug'lik yili.

Galaktika diskida yosh populyatsiya yulduzlari (yosh koʻk supergigantlar), yulduzlararo materiya, ochiq yulduz klasterlari va 4 ta spiral qoʻl bor, diametri 100 000 yorugʻlik yili va qalinligi atigi 3000 yorugʻlik yili. Galaktika aylanadi, uning ichki qismlari o'z orbitalari bo'ylab tashqi qismlarga qaraganda tezroq harakat qiladi. Quyosh har 200 million yilda bir marta yadro atrofida aylanadi. Spiral qo'llar yulduz shakllanishining uzluksiz jarayonidan o'tadi.

Galaktik halo disk va markaziy burma bilan konsentrik bo'lib, asosan globulyar klasterlarning a'zolari bo'lgan va II populyatsiya turiga mansub yulduzlardan iborat. Biroq, halodagi materiallarning aksariyati ko'rinmas va oddiy yulduzlarda bo'lishi mumkin emas; u gaz yoki chang emas. Shunday qilib, halo o'z ichiga oladi qorong'u ko'rinmas modda. Somon yo'lining sun'iy yo'ldoshlari bo'lgan Katta va Kichik Magellan bulutlarining aylanish tezligining hisob-kitoblari shuni ko'rsatadiki, halo tarkibidagi massa biz diskda va bo'rtib ko'rgan massadan 10 baravar ko'pdir.

Quyosh Orion qo'lida disk markazidan 2/3 masofada joylashgan. Uning disk tekisligida (galaktik ekvator) joylashishi diskdagi yulduzlarni Yerdan tor chiziq shaklida ko'rish imkonini beradi. Somon yo'li, butun osmon sferasini qoplagan va samoviy ekvatorga 63° burchak ostida egilgan. Galaktika markazi Sagittariusda joylashgan, ammo yulduz nurini yutuvchi gaz va changning qorong'u tumanliklari tufayli ko'rinadigan yorug'likda ko'rinmaydi.

Yulduzning yorqinligi va harorati haqidagi ma'lumotlardan uning radiusini hisoblash.

L - yorqinlik (Lc = 1)

R – radius (Rc = 1)

T - Harorat (Tc = 6000)

BILET № 22

Yulduzli klasterlar. Yulduzlararo muhitning fizik holati.

Yulduz klasterlari - bir-biriga nisbatan yaqin joylashgan va kosmosda umumiy harakat bilan bog'langan yulduzlar guruhlari. Ko'rinishidan, deyarli barcha yulduzlar alohida emas, balki guruhlarda tug'iladi. Shuning uchun yulduz klasterlari juda keng tarqalgan narsadir. Astronomlar yulduz klasterlarini o'rganishni yaxshi ko'radilar, chunki klasterdagi barcha yulduzlar taxminan bir vaqtning o'zida va bizdan bir xil masofada paydo bo'lgan. Bunday yulduzlar orasidagi yorqinlikdagi har qanday sezilarli farqlar haqiqiy farqlardir. Yulduz klasterlarini ularning xossalarining massaga bog'liqligi nuqtai nazaridan o'rganish ayniqsa foydalidir - axir, bu yulduzlarning yoshi va Yerdan masofasi taxminan bir xil, shuning uchun ular bir-biridan faqat o'zlarining tuzilishida farqlanadi. massa. Yulduz klasterlarining ikki turi mavjud: ochiq va sharsimon. Ochiq klasterda har bir yulduz alohida-alohida ko'rinadi, ular osmonning ma'lum bir qismida ko'proq yoki kamroq teng taqsimlanadi. Globulyar klasterlar, aksincha, yulduzlar bilan shunchalik zich to'ldirilgan sharga o'xshaydiki, uning markazida alohida yulduzlarni ajratib bo'lmaydi.

Ochiq klasterlar 10 dan 1000 gacha yulduzlarni o'z ichiga oladi, ularning yoshi yoshi kattaroq, eng qadimgi yulduzlarning yoshi 100 million yildan oshmaydi. Gap shundaki, eski klasterlarda yulduzlar asosiy yulduzlar to‘plamiga aralashguncha asta-sekin bir-biridan uzoqlashadi. Gravitatsiya ma'lum darajada ochiq klasterlarni ushlab tursa-da, ular hali ham juda nozik va boshqa ob'ektning tortishish kuchi ularni parchalashi mumkin.

Yulduzlar paydo bo'ladigan bulutlar bizning Galaktikamiz diskida to'plangan va u erda ochiq yulduz klasterlari topilgan.

Ochiq klasterlardan farqli o'laroq, globular klasterlar yulduzlar bilan zich to'ldirilgan sharlardir (100 mingdan 1 milliongacha). Oddiy globular klasterning o'lchami 20 dan 400 yorug'lik yili oralig'ida.

Ushbu klasterlarning zich joylashgan markazlarida yulduzlar bir-biriga shunchalik yaqin joylashganki, o'zaro tortishish ularni bir-biriga bog'lab, ixcham qo'shaloq yulduzlarni hosil qiladi. Ba'zan hatto yulduzlarning to'liq qo'shilishi ham sodir bo'ladi; Yaqinlashganda yulduzning tashqi qatlamlari yiqilib, markaziy yadroni to'g'ridan-to'g'ri ko'rishga olib kelishi mumkin. Ikkilik yulduzlar globulyar klasterlarda boshqa joylarga qaraganda 100 marta tez-tez uchraydi.

Bizning Galaktikamiz atrofida biz 200 ga yaqin globulyar yulduz klasterlarini bilamiz, ular Galaktikani o'rab turgan halo bo'ylab tarqalgan. Bu klasterlarning barchasi juda qadimgi va ular Galaktikaning o'zi bilan bir vaqtda paydo bo'lgan. Aftidan, klasterlar Galaktika yaratilgan bulut qismlari kichikroq bo‘laklarga bo‘linganida paydo bo‘lgan. Globulyar klasterlar tarqalmaydi, chunki ulardagi yulduzlar juda yaqin joylashadi va ularning kuchli o'zaro tortishish kuchlari klasterni zich bir butunga bog'laydi.

Yulduzlar orasidagi bo'shliqda joylashgan modda (gaz va chang) yulduzlararo muhit deb ataladi. Uning katta qismi Somon yo'lining spiral qo'llarida to'plangan va uning massasining 10% ni tashkil qiladi. Ba'zi hududlarda material nisbatan sovuq (100 K) va infraqizil nurlanish bilan aniqlanadi. Bunday bulutlar neytral vodorod, molekulyar vodorod va boshqa radikallarni o'z ichiga oladi, ularning mavjudligini radioteleskoplar yordamida aniqlash mumkin. Yorqinligi yuqori yulduzlar yaqinida gaz harorati 1000-10000 K ga yetishi mumkin, vodorod esa ionlanadi.

Yulduzlararo muhit juda kam uchraydi (har bir sm 3 ga taxminan 1 atom). Biroq, zich bulutlarda moddaning konsentratsiyasi o'rtacha qiymatdan 1000 baravar yuqori bo'lishi mumkin. Ammo zich bulutda ham har kub santimetrda bir necha yuz atom bor. Biz yulduzlararo materiyani haligacha kuzata olishimiz sababi shundaki, biz uni katta qalinlikdagi fazoda ko'ramiz. Zarrachalarning o'lchamlari 0,1 mikron bo'lib, ular tarkibida uglerod va kremniy mavjud bo'lib, o'ta yangi yulduzlarning portlashlari natijasida sovuq yulduzlar atmosferasidan yulduzlararo muhitga kiradi. Olingan aralash yangi yulduzlarni hosil qiladi. Yulduzlararo muhit zaif magnit maydonga ega va kosmik nurlar oqimlari orqali kirib boradi.

Bizning Quyosh sistemamiz Galaktikaning yulduzlararo materiyaning zichligi juda past bo'lgan mintaqada joylashgan. Bu hudud Mahalliy qabariq deb ataladi; u barcha yo'nalishlarda taxminan 300 yorug'lik yiliga cho'zilgan.

Boshqa sayyorada joylashgan kuzatuvchi uchun Quyoshning burchak o'lchamlarini hisoblash.

BILET № 23

Galaktikalarning asosiy turlari va ularning o'ziga xos xususiyatlari.

Galaktikalar, umumiy massasi 1 milliondan 10 trilliongacha bo'lgan yulduzlar, chang va gaz tizimlari. quyosh massasi. Galaktikalarning asl tabiati faqat 1920-yillarda tushuntirilgan. qizg'in muhokamalardan so'ng. Shu vaqtga qadar, teleskop orqali kuzatilganda, ular tumanliklarni eslatuvchi diffuz yorug'lik dog'lariga o'xshardi, lekin faqat 1920-yillarda birinchi marta qo'llanilgan Uilson tog'idagi rasadxonadagi 2,5 metrli aks ettiruvchi teleskop yordamida buni olish mumkin edi. ajralish tasvirlari. Andromeda tumanligidagi yulduzlar va uning galaktika ekanligini isbotlaydi. Xuddi shu teleskop Xabbl tomonidan Andromeda tumanligidagi sefeidlarning davrlarini o'lchash uchun ishlatilgan. Bu o'zgaruvchan yulduzlar etarlicha yaxshi o'rganilgan, ulargacha bo'lgan masofani aniq aniqlash mumkin. Andromeda tumanligigacha bo'lgan masofa taxminan. 700 kpc, ya'ni. u bizning Galaktikamizdan ancha uzoqda joylashgan.

Galaktikalarning bir necha turlari mavjud, asosiylari spiral va elliptikdir. Ularni alifbo va raqamli sxemalar yordamida, masalan, Xabbl tasnifi yordamida tasniflashga urinishlar qilingan, lekin ba'zi galaktikalar bu sxemalarga to'g'ri kelmaydi, bu holda ular ularni birinchi bo'lib aniqlagan astronomlar sharafiga nomlangan (masalan, Seyfert va Markarian). galaktikalar) yoki tasniflash sxemalarining alifbo belgilanishi (masalan, N tipidagi va CD tipidagi galaktikalar). Aniq shaklga ega bo'lmagan galaktikalar tartibsiz deb tasniflanadi. Galaktikalarning kelib chiqishi va evolyutsiyasi hali toʻliq oʻrganilmagan. Spiral galaktikalar eng yaxshi o'rganilgan. Bularga gaz, chang va yulduzlarning spiral qo'llari chiqadigan yorqin yadroga ega bo'lgan ob'ektlar kiradi. Ko'pgina spiral galaktikalarda yadroning qarama-qarshi tomonlaridan chiqadigan 2 ta qo'l bor. Qoida tariqasida, ulardagi yulduzlar yoshdir. Bu oddiy spirallar. Ikki qo'lning ichki uchlarini bog'laydigan yulduzlarning markaziy ko'prigi mavjud bo'lgan kesishgan spirallar ham mavjud. Bizning G. ham spiral tipga kiradi. Deyarli barcha spiral gazlarning massalari 1 dan 300 milliard quyosh massasi oralig'ida joylashgan. Olamdagi barcha galaktikalarning taxminan to'rtdan uch qismi elliptik. Ular elliptik shaklga ega, aniq spiral tuzilishga ega emas. Ularning shakli deyarli sharsimondan puro shakliga qadar o'zgarishi mumkin. Ular hajmi jihatidan juda xilma-xildir - massasi bir necha million quyosh massasiga ega bo'lgan mittilardan tortib, massasi 10 trillion quyosh massasi bo'lgan gigantlargacha. Ma'lum bo'lgan eng katta - CD tipidagi galaktikalar. Ular bir-biriga nisbatan tez harakatlanadigan katta yadroga ega yoki ehtimol bir nechta yadrolarga ega. Bu ko'pincha juda kuchli radio manbalari. Markarian galaktikalar 1967 yilda sovet astronomi Veniamin Markarian tomonidan aniqlangan. Ular ultrabinafsha diapazonida kuchli nurlanish manbalari hisoblanadi. Galaktikalar N-turi yulduzsimon, zaif nurli yadroga ega. Ular, shuningdek, kuchli radio manbalari va kvazarlarga aylanadi deb hisoblanadi. Suratda Seyfert galaktikalari oddiy spirallarga o'xshaydi, lekin juda yorqin yadro va keng va yorqin emissiya chiziqlariga ega spektrlarga ega, bu ularning yadrolarida tez aylanadigan issiq gazning katta miqdori mavjudligini ko'rsatadi. Bu turdagi galaktikalar amerikalik astronom Karl Seyfert tomonidan 1943-yilda kashf etilgan.Optik kuzatilayotgan va ayni paytda kuchli radio manbalari boʻlgan galaktikalar radiogalaktikalar deyiladi. Bularga Seyfert galaktikalari, cD va N tipidagi galaktikalar va ayrim kvazarlar kiradi. Radiogalaktikalarning energiya ishlab chiqarish mexanizmi hali tushunilmagan.

"Maktab astronomik taqvimi" bo'yicha Saturn sayyorasining ko'rish shartlarini aniqlash.

BILET № 24

Koinotning tuzilishi va evolyutsiyasi haqidagi zamonaviy g'oyalar asoslari.

20-asrda Olamni bir butun sifatida tushunishga erishildi. Birinchi muhim qadam 1920-yillarda qo‘yildi, o‘shanda olimlar bizning Galaktikamiz Somon yo‘li millionlab galaktikalardan biri, Quyosh esa Somon yo‘lidagi millionlab yulduzlardan biri degan xulosaga kelishgan. Galaktikalarning keyingi tadqiqotlari shuni ko'rsatdiki, ular Somon yo'lidan uzoqlashmoqda va ular qanchalik uzoqda bo'lsa, bu tezlik shunchalik katta bo'ladi (uning spektridagi qizil siljish bilan o'lchanadi). Demak, biz yashaymiz kengayayotgan koinot. Galaktikalarning retsessiyasi Xabbl qonunida o'z aksini topgan bo'lib, unga ko'ra galaktikaning qizil siljishi unga bo'lgan masofaga proporsionaldir.Bundan tashqari, eng katta miqyosda, ya'ni. galaktikalarning superklasterlari darajasida koinot uyali tuzilishga ega. Zamonaviy kosmologiya (koinot evolyutsiyasini o'rganish) ikkita postulatga asoslanadi: olam bir hil va izotropik.

Koinotning bir nechta modellari mavjud.

Eynshteyn-de Sitter modelida koinotning kengayishi cheksiz davom etadi; statik modelda koinot kengaymaydi yoki rivojlanmaydi; pulsatsiyalanuvchi koinotda kengayish va qisqarish davrlari takrorlanadi. Biroq, statik model eng kam ehtimolga ega; nafaqat Hubble qonuni, balki 1965 yilda kashf etilgan fon kosmik mikroto'lqinli fon radiatsiyasi (ya'ni, birlamchi kengayib borayotgan issiq to'rt o'lchovli sferadan radiatsiya) ham bunga qarshi.

Ba'zi kosmologik modellar quyida keltirilgan "issiq olam" nazariyasiga asoslanadi.

Fridmanning Eynshteyn tenglamalari yechimlariga ko'ra, 10-13 milliard yil oldin, vaqtning dastlabki momentida koinotning radiusi nolga teng edi. Olamning barcha energiyasi, uning butun massasi nol hajmda to'plangan. Energiya zichligi cheksiz, moddaning zichligi ham shunday. Bunday holat singular deb ataladi.

1946 yilda Jorj Gamov va uning hamkasblari fizika nazariyasini ishlab chiqdilar dastlabki bosqich Koinotning kengayishi, undagi mavjudligini tushuntirish kimyoviy elementlar juda yuqori harorat va bosimlarda sintez. Shu sababli, Gamov nazariyasiga ko'ra kengayishning boshlanishi "Katta portlash" deb nomlangan. Gamovning hammualliflari R. Alfer va G. Bethe edi, shuning uchun bu nazariyani ba'zan "a, b, g nazariyasi" deb ham atashadi.

Olam cheksiz zichlik holatidan kengayib bormoqda. Yagona holatda fizikaning oddiy qonunlari amal qilmaydi. Ko'rinib turibdiki, hamma narsa fundamental o'zaro ta'sirlar bunday yuqori energiyada ular bir-biridan farq qilmaydi. Olamning qaysi radiusidan fizika qonunlarining qo'llanilishi haqida gapirish mantiqiy? Javob Plank uzunligidan:

Vaqt momentidan boshlab t p = R p /c = 5*10 -44 s (c - yorug'lik tezligi, h - Plank doimiysi). Katta ehtimol bilan, t P orqali tortishish o'zaro ta'siri qolganlardan ajralib chiqdi. Nazariy hisob-kitoblarga ko'ra, birinchi 10-36 sekundlarda, ya'ni Olamning harorati 10 28 K dan yuqori bo'lganida, hajm birligiga to'g'ri keladigan energiya doimiy bo'lib qoldi va olam yorug'lik tezligidan sezilarli darajada yuqori tezlikda kengaydi. Bu haqiqat nisbiylik nazariyasiga zid emas, chunki bunday tezlikda kengaygan materiya emas, balki fazoning o'zi edi. Evolyutsiyaning bu bosqichi deyiladi inflyatsiya. Kimdan zamonaviy nazariyalar kvant fizikasi Bundan kelib chiqadiki, bu vaqtda kuchli yadroviy o'zaro ta'sir elektromagnit va kuchsizlardan ajralib turadi. Natijada chiqarilgan energiya koinotning halokatli kengayishiga sabab bo'ldi, u 10-33 sekund vaqt ichida atom hajmidan Quyosh tizimining o'lchamiga ko'tarildi. Shu bilan birga, tanish elementar zarralar va biroz kamroq miqdordagi antizarralar paydo bo'ldi. Materiya va radiatsiya hali ham ichkarida edi termodinamik muvozanat. Bu davr deyiladi radiatsiya evolyutsiya bosqichi. 5∙10 12 K haroratda bosqich tugadi rekombinatsiya: deyarli barcha proton va neytronlar yo'q bo'lib, fotonlarga aylanadi; Faqat antizarrachalar etarli bo'lmaganlar qoldi. Zarrachalarning antipartikullarga nisbatan dastlabki ortiqcha miqdori ularning sonining milliarddan bir qismini tashkil qiladi. Aynan shu "ortiqcha" materiyadan kuzatilishi mumkin bo'lgan koinotning mohiyati asosan iborat. Bir necha soniyadan keyin Katta portlash bosqich boshlandi birlamchi nukleosintez, deyteriy va geliy yadrolari hosil bo'lganda, taxminan uch daqiqa davom etadi; keyin koinotning sokin kengayishi va sovishi boshlandi.

Portlashdan bir million yil o'tgach, materiya va nurlanish o'rtasidagi muvozanat buzildi, atomlar erkin proton va elektronlardan hosil bo'la boshladi va nurlanish xuddi shaffof muhit orqali materiyadan o'ta boshladi. Aynan mana shu nurlanish relikt nurlanish deb atalgan, uning harorati 3000 K ga yaqin edi. Hozirda 2,7 K haroratli fon qayd etilayapti.Relikt fon nurlanishi 1965 yilda kashf etilgan. ichida bo'lib chiqdi yuqori daraja izotrop va uning mavjudligi issiq kengayib borayotgan koinot modeli bilan tasdiqlangan. Keyin birlamchi nukleosintez materiya o'z-o'zidan rivojlana boshladi, inflyatsiya bosqichida Geyzenberg noaniqlik printsipiga muvofiq hosil bo'lgan materiya zichligidagi o'zgarishlar tufayli protogalaktikalar paydo bo'ldi. Zichlik o'rtachadan bir oz yuqoriroq bo'lgan joylarda tortishish markazlari paydo bo'ldi; materiya ulardan zichroq joylarga o'tishi bilan past zichlikdagi joylar tobora siyraklashdi. Shunday qilib, deyarli bir hil muhit alohida protogalaktikalar va ularning klasterlariga bo'lingan va yuz millionlab yillar o'tgach, birinchi yulduzlar paydo bo'lgan.

Kosmologik modellar koinotning taqdiri faqat uni to'ldiruvchi moddaning o'rtacha zichligiga bog'liq degan xulosaga olib keladi. Agar u ma'lum bir kritik zichlikdan past bo'lsa, koinotning kengayishi abadiy davom etadi. Ushbu variant "ochiq koinot" deb ataladi. Xuddi shunday rivojlanish stsenariysi zichlik kritikga teng bo'lganda, tekis koinotni kutmoqda. Yillar davomida yulduzlardagi barcha moddalar yonib ketadi va galaktikalar zulmatga botadi. Faqat sayyoralar, oq va jigarrang mittilar qoladi va ular orasidagi to'qnashuvlar juda kam uchraydi.

Biroq, bu holatda ham, metagalaktika abadiy emas. Agar o'zaro ta'sirlarning katta birlashuvi nazariyasi to'g'ri bo'lsa, 10-40 yildan keyin sobiq yulduzlarni tashkil etuvchi proton va neytronlar parchalanadi. Taxminan 10100 yildan so'ng yirik qora tuynuklar bug'lanadi. Bizning dunyomizda faqat elektronlar, neytrinolar va fotonlar qoladi, ular bir-biridan juda katta masofalar bilan ajralib turadi. Qaysidir ma'noda, bu oxirzamon bo'ladi.

Agar koinotning zichligi juda yuqori bo'lib chiqsa, unda bizning dunyomiz yopiladi va kengayish ertami-kechmi halokatli siqilish bilan almashtiriladi. Koinot o'z hayotini tortishish qulashi bilan yakunlaydi, qaysidir ma'noda bu yanada yomonroq.

Ma'lum parallaks yordamida yulduzgacha bo'lgan masofani hisoblash.

1. Mahalliy vaqt.

Berilgan geografik meridianda o'lchangan vaqt deyiladi mahalliy vaqt bu meridian. Xuddi shu meridiandagi barcha joylar uchun bahorgi tengkunlik (yoki Quyosh yoki o'rtacha quyosh)ning soat burchagi har qanday vaqtda bir xil bo'ladi. Shuning uchun butun geografik meridian bo'ylab mahalliy vaqt (yulduz yoki quyosh) bir vaqtning o'zida bir xil bo'ladi.

Farqi bo'lsa geografik uzunliklar ikkita joy bor D l, keyin sharqiyroq joyda har qanday yoritgichning soat burchagi D da bo'ladi l g'arbiyroq joyda xuddi shu yulduzning soat burchagidan kattaroq. Shunday qilib, bir vaqtning o'zida ikkita meridian bo'yicha har qanday mahalliy vaqtlar farqi har doim soatlik o'lchovda (vaqt birliklarida) ifodalangan ushbu meridianlarning uzunliklari farqiga teng bo'ladi:

bular. Yerning istalgan nuqtasining mahalliy o'rtacha vaqti har doim o'sha paytdagi universal vaqtga va shu nuqtaning uzunligiga teng bo'lib, soatlik birliklarda ifodalangan va Grinvichning musbat sharqida hisoblanadi.

Astronomik kalendarlarda ko'pchilik hodisalarning momentlari umuminsoniy vaqtda ko'rsatilgan. T 0 . Mahalliy vaqt bo'yicha ushbu hodisalarning lahzalari T t.(1.28) formula bilan oson aniqlanadi.

3. Standart vaqt. IN Kundalik hayot Mahalliy o'rtacha quyosh vaqti va universal vaqtdan foydalanish noqulay. Birinchisi, chunki, printsipial jihatdan, geografik meridianlar bo'lgani kabi ko'plab mahalliy vaqt tizimlari mavjud, ya'ni. son-sanoqsiz. Shuning uchun mahalliy vaqt bo'yicha qayd etilgan hodisa yoki hodisalar ketma-ketligini aniqlash uchun momentlardan tashqari, ushbu hodisa yoki hodisalar sodir bo'lgan o'sha meridianlarning uzunliklaridagi farqni ham bilish mutlaqo kerak.

Umumjahon vaqt bilan belgilangan voqealar ketma-ketligini aniqlash oson, lekin universal vaqt va Grinvichdan ancha uzoqda joylashgan meridianlarning mahalliy vaqti o'rtasidagi katta farq kundalik hayotda universal vaqtdan foydalanishda noqulaylik tug'diradi.

1884 yilda taklif qilingan o'rtacha vaqtni hisoblashning kamar tizimi, uning mohiyati quyidagicha. Vaqt faqat 24 tomonidan hisoblanadi asosiy geografik meridianlar bir-biridan 15° (yoki 1 soat) uzunlikda, taxminan har birining o'rtasida joylashgan. vaqt zonasi. Vaqt zonalari er yuzasining shimoliy qutbidan janubga qarab oʻtgan va asosiy meridianlardan taxminan 7°,5 oraliqda joylashgan chiziqlar bilan shartli ravishda boʻlingan maydonlari. Bu chiziqlar yoki vaqt zonalari chegaralari faqat geografik meridianlarga to'g'ri keladi ochiq dengizlar ham okeanlar, ham aholi yashamaydigan quruqlik hududlari. Qolgan uzunligi uchun ular hukumat, ma'muriy va iqtisodiy yoki geografik chegaralar, mos keladigan meridiandan u yoki bu yo'nalishda chekinish. Vaqt zonalari 0 dan 23 gacha raqamlangan. Grinvich nol zonasining asosiy meridiani sifatida qabul qilingan. Birinchi vaqt mintaqasining asosiy meridiani Grinvichdan roppa-rosa 15° sharqda, ikkinchisi — 30°, uchinchisi — 45° va hokazolarda 23-soat mintaqasigacha joylashgan boʻlib, uning asosiy meridianining sharqiy uzunligi Grinvich 345°. (yoki g'arbiy uzunlik 15°).

Standart vaqtT p- ma'lum vaqt mintaqasining bosh meridianida o'lchanadigan mahalliy o'rtacha quyosh vaqti. U ma'lum bir vaqt zonasida joylashgan butun hudud bo'ylab vaqtni kuzatish uchun ishlatiladi.

Ushbu zonaning standart vaqti P yaqqol munosabat bilan umuminsoniy vaqt bilan bog'langan

Tn = T 0 + n h .

(1.29)

Bundan tashqari, ikki nuqtaning zona vaqtlari o'rtasidagi farq ularning vaqt zonalari sonining farqiga teng bo'lgan butun soatlar soni ekanligi aniq.

4. Yoz vaqti. Korxonalar va turar-joy binolarini yoritish uchun foydalaniladigan elektr energiyasini yanada oqilona taqsimlash, yilning yoz oylarida kunduzgi yorug‘likdan to‘liq foydalanish maqsadida ko‘pgina mamlakatlarda (jumladan, respublikamizda) me’yoriy vaqtda ishlayotgan soatlarning strelkalari joriy etilgan. 1 soat yoki yarim soat oldinga suriladi. Deb atalmish yoz vaqti. Kuzda soatlar yana standart vaqtga o'rnatiladi.

Yozgi vaqtga ulanish T l standart vaqti bilan har qanday nuqta T p va universal vaqt bilan T 0 quyidagi munosabatlar bilan beriladi:

(1.30)

1. Teleskopning nazariy ruxsati:

Qayerda λ – yorug‘likning o‘rtacha to‘lqin uzunligi (5,5·10 -7 m), D– teleskop linzasining diametri, yoki , bu yerda D– teleskop linzasining diametri millimetrda.

2. Teleskopni kattalashtirish:

Qayerda F- linzalarning fokus uzunligi; f- okulyarning fokus uzunligi.

3. Yoritgichlarning kulminatsiyadagi balandligi:

yoritgichlarning balandligi zenitdan janubga cho'zilgan yuqori kulminatsiyada ( d < j):

, Qayerda j- kuzatuv maydonining kengligi; d- yoritgichning egilishi;

Yoritgichlarning balandligi zenitdan shimolga cho'zilgan yuqori kulminatsiyada ( d > j):

, Qayerda j- kuzatuv maydonining kengligi; d- yoritgichning egilishi;

Yoritgichlarning pastki kulminatsiyadagi balandligi:

, Qayerda j- kuzatuv maydonining kengligi; d- yorug'lik nurining tushishi.

4. Astronomik sinishi:

Yoy soniyalarda ifodalangan sinish burchagini hisoblashning taxminiy formulasi (+10 ° C haroratda va 760 mmHg atmosfera bosimida):

, Qayerda z- yoritgichning zenit masofasi (z uchun<70°).

yulduz vaqti:

Qayerda a- yulduzning to'g'ri ko'tarilishi, t- uning soat burchagi;

o'rtacha quyosh vaqti (mahalliy o'rtacha vaqt):

T m = T  + h, Qayerda T- haqiqiy quyosh vaqti, h- vaqt tenglamasi;

universal vaqt:

Wherel - mahalliy o'rtacha vaqt bilan nuqtaning uzunligi T m, soatlik birliklarda ifodalangan, T 0 - hozirgi vaqtda universal vaqt;

standart vaqt:

Qayerda T 0 - universal vaqt; n- vaqt mintaqasi raqami (Grinvich uchun n=0, Moskva uchun n=2, Krasnoyarsk uchun n=6);

onalik vaqti:

yoki

6. Sayyora aylanishning yulduz (yulduz) davriga oid formulalar T inqilobining sinodik davri bilan S:

Yuqori sayyoralar uchun:

pastki sayyoralar uchun:

, Qayerda TÅ - Yerning Quyosh atrofida aylanishining yulduz davri.

7. Keplerning uchinchi qonuni:

, Qayerda T 1 Va T 2- sayyoralarning aylanish davrlari; a 1 va a 2 - ularning orbitasining yarim katta o'qlari.

8. Umumjahon tortishish qonuni:

Qayerda m 1 Va m 2- moddiy nuqtalarni jalb qilish massalari, r- ular orasidagi masofa; G- tortishish doimiysi.

9. Keplerning uchinchi umumlashgan qonuni:

, Qayerda m 1 Va m 2- ikkita o'zaro tortuvchi jismlarning massalari; r- markazlari orasidagi masofa; T- bu jismlarning umumiy massa markazi atrofida aylanish davri; G- tortishish doimiysi;

Quyosh va ikkita sayyora tizimi uchun:

, Qayerda T 1 Va T 2- sayyoralarning yulduz (yulduz) aylanish davrlari; M- Quyoshning massasi, m 1 Va m 2- sayyoralar massasi, a 1 va a 2 – sayyora orbitalarining yarim katta o‘qlari;

Quyosh va sayyora, sayyora va sun'iy yo'ldosh tizimlari uchun:

, Qayerda M- Quyoshning massasi; m 1 - sayyora massasi; m 2 - sayyora sun'iy yo'ldoshining massasi; T 1 va a 1- sayyoraning Quyosh atrofida aylanish davri va uning orbitasining yarim katta o'qi; T 2 va a 2- sun'iy yo'ldoshning sayyora va uning orbitasining yarim katta o'qi atrofida aylanish davri;

da M >> m 1, a m 1 >> m 2 ,

10. Jismning parabolik orbitadagi harakatining chiziqli tezligi (parabolik tezlik):

, Qayerda G M- markaziy tananing massasi, r– parabolik orbitaning tanlangan nuqtasining radius vektori.

11. Tanlangan nuqtada elliptik orbita bo'ylab jismning chiziqli harakati:

, Qayerda G- tortishish doimiysi; M- markaziy tananing massasi, r- elliptik orbitaning tanlangan nuqtasining radius vektori; a– elliptik orbitaning yarim katta o'qi.

12. Jismning aylana orbitadagi harakatining chiziqli tezligi (aylana tezligi):

, Qayerda G- tortishish doimiysi; M- markaziy tananing massasi, R- orbital radiusi; v p - parabolik tezlik.

13. Ellips orbitasining aylanadan chetlanish darajasini tavsiflovchi ekssentrikligi:

, Qayerda c- fokusdan orbita markazigacha bo'lgan masofa; a- orbitaning yarim katta o'qi; b- orbitaning yarim kichik o'qi.

14. Elliptik orbitaning yarim katta o'qi va ekssentrisiteti bilan periapsis va aposentrning masofalari o'rtasidagi bog'liqlik:

Qayerda r P - markaziy samoviy jism joylashgan fokusdan periapsisgacha bo'lgan masofalar; r A - markaziy osmon jismi joylashgan fokusdan apotsentrgacha bo'lgan masofalar, a- orbitaning yarim katta o'qi; e- orbital ekssentriklik.

15. Yulduzgacha bo'lgan masofa (Quyosh tizimi ichida):

, Qayerda R ρ 0 - yoy soniyalarda ifodalangan yoritgichning gorizontal paralaksi;

yoki qayerda D 1 va D 2 - yulduzlargacha bo'lgan masofalar, ρ 1 va ρ 2 – ularning gorizontal paralakslari.

16. Yoritgichning radiusi:

Qayerda ρ - yorug'lik diskining radiusi Yerdan ko'rinadigan burchak (burchak radiusi), RÅ - Yerning ekvatorial radiusi, ρ 0 - yoritgichning gorizontal paralaksi m - ko'rinadigan kattalik, R– parseklarda yulduzgacha bo‘lgan masofa.

20. Stefan-Boltzman qonuni:

e=sT 4 qayerda ε - birlik yuzadan vaqt birligida chiqariladigan energiya; T– harorat (Kelvinda), va σ - Stefan-Boltzman doimiysi.

21. Sharob qonuni:

Qayerda λ max - to'liq qora jismning maksimal nurlanishi sodir bo'ladigan to'lqin uzunligi (santimetrda), T- Kelvindagi mutlaq harorat.

22. Xabbl qonuni:

, Qayerda v galaktikaning radial tezligi, c- yorug'lik tezligi, D λ - spektrdagi chiziqlarning doppler siljishi; λ - nurlanish manbasining to'lqin uzunligi; z- qizil siljish, r- megaparseklarda galaktikagacha bo'lgan masofa, H– Hubble doimiysi 75 km / (s×Mpc) ga teng.

Quyida astronomiya uchun foydali so'zlar ro'yxati keltirilgan. Ushbu atamalar olimlar tomonidan kosmosda nima sodir bo'lishini tushuntirish uchun yaratilgan.

Ushbu so'zlarni bilish foydalidir, ularning ta'riflarini tushunmasdan koinotni o'rganish va astronomiya mavzularini tushuntirish mumkin emas. Umid qilamizki, asosiy astronomik atamalar xotirangizda qoladi.

Mutlaq kattalik - Agar yulduz Yerdan 32,6 yorug'lik yili uzoqlikda bo'lganida qanchalik yorqin bo'lar edi.

Mutlaq nol - mumkin bo'lgan eng past harorat, -273,16 daraja Selsiy

Tezlashtirish - Tezlikning o'zgarishi (tezlik yoki yo'nalish).

Skyglow - Tabiiyki, tungi osmon Yer atmosferasining yuqori qismida sodir bo'ladigan reaktsiyalar tufayli porlaydi.

Albedo - ob'ektning albedosi uning qanchalik yorug'lik aks etishini ko'rsatadi. Oyna kabi ideal reflektorning albedosi 100 ga teng. Oyning albedosi 7 ga, Yerning albedosi esa 36 ga teng.

Angstrom - yorug'lik va boshqa elektromagnit nurlanishning to'lqin uzunligini o'lchash uchun ishlatiladigan blok.

Halqali - shakli yoki halqaga o'xshash.

Apoaster - Ikki yulduz bir-birining atrofida aylansa, ular bir-biridan qanchalik uzoqda bo'lishi mumkin (jismlar orasidagi maksimal masofa).

Afelion - Quyosh atrofidagi jismning orbital harakati paytida, u Quyoshdan eng uzoqroq joyga etib kelganida.

Apogey - jismning Yerdan eng uzoqda joylashgan orbitasidagi holati.

Aerolit - tosh meteorit.

Asteroid - Quyosh atrofida aylanadigan qattiq jism yoki kichik sayyora.

Astrologiya - yulduzlar va sayyoralarning holati inson taqdiri voqealariga ta'sir qiladi, degan e'tiqod. Bu hech qanday ilmiy asosga ega emas.

Astronomik birlik - Yerdan Quyoshgacha bo'lgan masofa.Odatda AU yoziladi.

Astrofizika - Astronomiyani o'rganishda fizika va kimyodan foydalanish.

Atmosfera - sayyora yoki boshqa kosmik ob'ektni o'rab turgan gazsimon bo'shliq.

Atom - Har qanday elementning eng kichik zarrasi.

Aurora (Shimoliy yorug'lik) - Quyosh zarralarining Yer magnit maydoni bilan o'zaro ta'siri natijasida yuzaga keladigan qutb mintaqalari ustidagi chiroyli chiroqlar.

Eksa - ob'ekt aylanadigan xayoliy chiziq.

Fon radiatsiyasi - Kosmosdan barcha yo'nalishlarda chiqadigan zaif mikroto'lqinli nurlanish. Bu Katta portlashning qoldiqlari ekanligiga ishoniladi.

Barycenter - Yer va Oyning tortishish markazi.

Ikkilik yulduzlar - bir-birini aylanib yuradigan ikkita yulduzdan iborat yulduz dueti.

Qora tuynuk - juda kichik va juda massiv ob'ekt atrofidagi kosmos hududi, unda tortishish maydoni shunchalik kuchliki, hatto yorug'lik undan chiqib keta olmaydi.

Olovli shar - Yer atmosferasidan tushishi paytida portlashi mumkin bo'lgan yorqin meteorit.

Bolometr - Radiatsiyaga sezgir detektor.

Osmon sferasi - Yerni o'rab turgan xayoliy sfera. Bu atama astronomlarga ob'ektlar osmonning qayerda ekanligini tushuntirishga yordam berish uchun ishlatiladi.

Sefeidlar o'zgaruvchan yulduzlardir; olimlar ulardan galaktika qanchalik uzoqligini yoki yulduzlar to'plami bizdan qanchalik uzoqligini aniqlash uchun foydalanadilar.

Zaryadlovchi qurilma (CCD) - Astronomiyaning aksariyat sohalarida fotografiya o'rnini bosadigan sezgir tasvir qurilmasi.

Xromosfera - qism quyosh atmosferasi, u toʻliq quyosh tutilishi vaqtida koʻrinadi.

Circumpolar Star - Hech qachon so'nmaydigan yulduz, uni butun yil davomida ko'rish mumkin.

Klasterlar - tortishish kuchlari bilan bog'langan yulduzlar guruhi yoki galaktikalar guruhi.

Rang indeksi - yulduz rangining o'lchovi, olimlarga yulduz yuzasi qanchalik issiq ekanligini ko'rsatadi.

Koma - kometa yadrosini o'rab turgan tumanlik.

Kometa - Quyosh atrofida aylanadigan kichik, muzlatilgan chang va gaz massalari.

Konyunksiya - sayyora boshqa sayyora yoki yulduzga yaqinlashib, boshqa ob'ekt va Yer tanasi o'rtasida harakatlanadigan hodisa.

Burjlar - qadimgi astronomlar tomonidan nom berilgan yulduzlar guruhi.

Korona - Quyosh atmosferasining tashqi qismi.

Koronagraf - Korona Quyoshini ko'rish uchun mo'ljallangan teleskop turi.

Kosmik nurlar - bu koinotdan Yerga etib boradigan yuqori tezlikdagi zarralar.

Kosmologiya - Koinotni o'rganish.

Kun - Yer o'z o'qi atrofida aylanadigan vaqt miqdori.

Zichlik - moddaning ixchamligi.

To'g'ridan-to'g'ri harakat - Quyosh atrofida Yer bilan bir yo'nalishda harakatlanadigan jismlar - ular oldinga harakat qiladilar, qarama-qarshi yo'nalishda harakatlanuvchi jismlardan farqli o'laroq - ular orqaga qarab harakatlanadilar.

Kundalik harakat - Yerning G'arbdan Sharqqa siljishi tufayli osmonning Sharqdan G'arbga ko'rinadigan harakati.

Ash Light - Oyning Yerning qorong'i tomonida zaif porlashi. Yorug'lik Yerdan aks etish natijasida paydo bo'ladi.

Tutilish - Osmondagi ob'ektni boshqa ob'ektning soyasi yoki Yerning soyasi bilan to'sib qo'yganini ko'rganimizda.

Ekliptika - Quyosh, Oy va sayyoralarning yo'li, osmonda hamma kuzatib boradi.

Ekosfera - yulduz atrofidagi harorat hayot mavjud bo'lishiga imkon beradigan hudud.

Elektron - Salbiy zarracha, bu atom atrofida aylanadi.

Element - Keyinchalik parchalanib bo'lmaydigan modda. 92 ta element ma'lum.

Tenglik kunlari 21 mart va 22 sentyabr. Yilda ikki marta, kun va tun vaqt jihatidan tenglashganda, butun dunyoda.

Ikkinchi qochish tezligi - ob'ektning boshqa ob'ektning tortishish kuchidan qochishi uchun zarur bo'lgan tezlik.

Ekzosfera - Yer atmosferasining tashqi qismi.

Flares - Quyosh chaqnashlarining ta'siri. Quyosh atmosferasining tashqi qismidagi go'zal otilishlar.

Galaktika - tortishish kuchi bilan bir-biriga bog'langan yulduzlar, gaz va changlar guruhi.

Gamma - juda qisqa to'lqin uzunlikdagi energetik elektromagnit nurlanish.

Geotsentrik - oddiygina Yer markazda ekanligini anglatadi. Odamlar koinot geosentrik ekanligiga ishonishgan; Yer ular uchun koinotning markazi edi.

Geofizika - fizika yordamida Yerni o'rganish.

HI mintaqasi - Neytral vodorod buluti.

NI hududi - Ionlangan vodorod buluti (issiq plazma emissiya tumanligi hududi).

Hertzsprung-Russell diagrammasi - Olimlarga tushunishga yordam beradigan diagramma har xil turlari yulduzlar

Hubble Constant - ob'ektdan masofa va uning bizdan uzoqlashishi tezligi o'rtasidagi bog'liqlik. Bundan tashqari, ob'ekt tezroq harakat qiladi, u bizdan qanchalik uzoqlashadi.

Orbitasi Yernikidan kichikroq bo'lgan sayyoralar - Merkuriy va Venera Quyoshga Yerga qaraganda yaqinroq bo'lgan sayyoralar past sayyoralar deb ataladi.

Ionosfera - Yer atmosferasining mintaqasi.

Kelvin - Haroratni o'lchash ko'pincha astronomiyada qo'llaniladi. 0 daraja Kelvin -273 daraja Selsiy va -459,4 Farengeytga teng.

Kepler qonunlari - 1. sayyoralar Quyosh bir fokusda bo'lgan elliptik orbita bo'ylab harakatlanadi. 2. Sayyora markazini Quyosh markazi bilan bog‘lovchi xayoliy chiziq. 3. Sayyoraning Quyosh atrofida aylanishi uchun zarur bo'lgan vaqt.

Kirkvud bo'shliqlari - asteroid kamaridagi deyarli asteroidlar bo'lmagan hududlar. Buning sababi, gigant Yupiter bu hududlarga kiradigan har qanday ob'ektning orbitasini o'zgartiradi.

Yorug'lik yili - yorug'lik nurining bir yilda bosib o'tadigan masofasi. Bu taxminan 6 000 000 000 000 (9 660 000 000 000 km) mil.

Limb - Kosmosdagi har qanday ob'ektning chekkasi. Masalan, Oy zonasi.

Mahalliy guruh - ikki o'nlab galaktikalar guruhi. Bu bizning Galaktikamiz tegishli bo'lgan guruhdir.

Lunation - yangi oylar orasidagi davr. 29 kun 12 soat 44 daqiqa.

Magnetosfera - ob'ektning magnit maydonining ta'siri sezilishi mumkin bo'lgan ob'ekt atrofidagi hudud.

Massa - og'irlik bilan bir xil emas, garchi ob'ektning massasi uning qanchalik og'irlashishini aniqlashga yordam beradi.

Meteor - otayotgan yulduz - bu Yer atmosferasiga kiradigan chang zarrasi.

Meteorit - Kosmosdan Yerga tushib, uning yuzasiga tushadigan tosh kabi ob'ekt.

Meteoroidlar - Kosmosdagi har qanday kichik ob'ekt, masalan, chang yoki tosh bulutlari.

Mikrometeoritlar - juda kichik jismlar. Ular shunchalik kichikki, ular Yer atmosferasiga kirganda yulduz effektini yaratmaydi.

Somon yo'li- Bizning galaktikamiz. ("Galaxy" so'zi aslida yunoncha Somon yo'li degan ma'noni anglatadi.)

Kichik sayyora - Asteroid

Molekula - bir-biriga bog'langan atomlar guruhi.

Bir nechta yulduzlar - bir-birini aylanib yuradigan yulduzlar guruhi.

Nodir - Bu to'g'ridan-to'g'ri kuzatuvchi ostidagi osmon sferasidagi nuqta.

Tumanlik - gaz va chang buluti.

Neytrino - massasi yoki zaryadi bo'lmagan juda kichik zarracha.

Neytron yulduzi - o'lik yulduzning qoldiqlari. Ular nihoyatda ixcham va juda tez aylanadi, ba'zilari soniyasiga 100 marta aylanadi.

Yangilik - yana g'oyib bo'lgunga qadar to'satdan yonib ketadigan yulduz - asl yorqinligidan ko'p marta kuchliroq alangalanish.

Er sferoidi - o'rtada kengroq va yuqoridan pastgacha qisqaroq bo'lgani uchun mukammal yumaloq bo'lmagan sayyora.

Tutilish - bir samoviy jismning boshqasi tomonidan yopilishi.

Qarama-qarshilik - sayyora Quyoshga to'liq qarama-qarshi bo'lganda, Yer ular orasida bo'ladi.

Orbita - bir ob'ektning boshqasi atrofidagi yo'li.

Ozon - Yer atmosferasining yuqori qismidagi kosmosdan keladigan ko'plab halokatli nurlanishlarni o'zlashtiradigan hudud.

Parallaks - ob'ekt ikki xil joydan ko'rilganda uning siljishi. Misol uchun, agar siz bir ko'zingizni yumib, eskizingizga qarasangiz va keyin ko'zingizni almashtirsangiz, fonda hamma narsa oldinga va orqaga siljiganini ko'rasiz. Olimlar bundan yulduzlargacha bo'lgan masofani o'lchash uchun foydalanadilar.

Parsek - 3,26 yorug'lik yili

Penumbra - soyaning engil qismi soyaning chetida joylashgan.

Periastra - bir-birini aylanib yuradigan ikkita yulduz eng yaqin nuqtada bo'lganda.

Perigey - jismning Yerga eng yaqin bo'lganida Yer atrofida aylanish nuqtasi.

Perihelion - Quyosh atrofida aylanadigan jism quyoshga eng yaqin nuqtada bo'lganda

Bezovtaliklar - boshqa jismning tortishish kuchidan kelib chiqqan samoviy jismning orbitasidagi buzilishlar.

Fazalar - Quyoshning qancha qismi Yerga qaraganligi sababli Oy, Merkuriy va Venera shaklini o'zgartirishi aniq.

Fotosfera - Quyoshning yorqin yuzasi

Sayyora - yulduz atrofida harakatlanuvchi jism.

Sayyora tumanligi - Yulduzni o'rab turgan gaz tumanligi.

Pretsessiya - Yer o'zini tepa kabi tutadi. Uning qutblari aylana bo'ylab aylanadi, bu qutblarni vaqt o'tishi bilan turli yo'nalishlarga qaratadi. Yerning bir presessiyani bajarishi uchun 25 800 yil kerak bo'ladi.

To'g'ri harakat - Yerdan ko'rinadigan yulduzlarning osmon bo'ylab harakati. Bizning mashinamizdagi kabi yaqinroq yulduzlar uzoqroq yulduzlarga qaraganda yuqori to'g'ri harakatga ega - yaqinroq ob'ektlar, masalan. yo'l belgilari, uzoq tog'lar va daraxtlardan tezroq harakat qiladi.

Proton atom markazida joylashgan elementar zarrachadir. Protonlar ijobiy zaryadga ega.

Kvazar - Juda uzoq va juda yorqin ob'ekt.

Radiant - meteorit yomg'iri paytida osmondagi hudud.

Radiogalaktikalar - juda kuchli radio nurlanish chiqaradigan galaktikalar.

Redshift - ob'ekt Yerdan uzoqlashganda, bu ob'ektdan keladigan yorug'lik cho'zilib, uni qizilroq ko'rinishga olib keladi.

Aylanish - biror narsa boshqa ob'ekt atrofida aylana bo'ylab harakatlansa, masalan, Oy Yer atrofida.

Aylanish - Aylanadigan ob'ekt kamida bitta sobit tekislikka ega bo'lganda.

Saros (drakonik davr) - 223 sinodik oylik vaqt oralig'i (taxminan 6585,3211 kun), undan keyin Oy va Quyoshning tutilishi odatiy tarzda takrorlanadi. Saros tsikli - tutilishlar takrorlanadigan 18 yil 11,3 kunlik davr.

Sun'iy yo'ldosh - orbitadagi kichik ob'ekt. Yer atrofida aylanadigan ko'plab elektron ob'ektlar mavjud.

Miltillash - miltillovchi yulduzlar. Yer atmosferasi tufayli.

Turi - Yer atmosferasining ma'lum bir vaqtdagi holati. Agar osmon musaffo bo'lsa, astronomlarning ta'kidlashicha, bu erda yaxshi ko'rish mumkin.

Selenografiya - Oyning sirtini o'rganish.

Seyfert galaktikalari kichik yorqin markazli galaktikalardir. Ko'pgina Seyfert galaktikalari radio to'lqinlarining yaxshi manbalari hisoblanadi.

Otuvchi yulduz - Yerga meteorit tushishi natijasida atmosferaga tushadigan yorug'lik.

Sidereal davr - kosmosdagi ob'ekt yulduzlarga nisbatan bir marta to'liq aylanishni yakunlash uchun ketadigan vaqt davri.

Quyosh tizimi - Quyosh yulduzi orbitasidagi sayyoralar va boshqa jismlar tizimi.

Quyosh shamoli - Quyoshdan barcha yo'nalishlarda zarrachalarning barqaror oqimi.

Solstice - 22 iyun va 22 dekabr. Qaerda ekanligingizga qarab, kunlar eng qisqa yoki eng uzun bo'lgan yilning vaqti.

Spikullar Quyosh xromosferasida diametri 16 000 kilometrgacha bo'lgan asosiy elementlardir.

Stratosfera - Yer atmosferasining dengiz sathidan taxminan 11-64 km balandlikdagi darajasi.

Yulduz - yadrosidagi yadro reaktsiyalarida hosil bo'lgan energiya orqali porlaydigan o'z-o'zidan yorug'lik beruvchi ob'ekt.

Supernova - yulduzning o'ta yorqin portlashi. O'ta yangi yulduz butun galaktika bilan bir soniyada bir xil energiya ishlab chiqarishi mumkin.

Quyosh soati - vaqtni ko'rsatish uchun ishlatiladigan qadimiy asbob.

Quyosh dog'lari - Quyosh yuzasida qora dog'lar.

Tashqi sayyoralar - Quyoshdan Yerdan uzoqroqda joylashgan sayyoralar.

Sinxron sun'iy yo'ldosh - Yerning aylanishi bilan bir xil tezlikda Yer atrofida harakatlanadigan sun'iy yo'ldosh, shuning uchun u doimo Yerning bir qismida bo'ladi.

Sinodik orbital davr - Yer va Quyosh kabi boshqa ikkita jismga nisbatan kosmosdagi ob'ektning xuddi shu nuqtada yana paydo bo'lishi uchun ketadigan vaqt.

Syzygy - Oyning yangi yoki to'liq fazadagi orbitasidagi holati.

Terminator - Har qanday samoviy jismda kunduz va tun o'rtasidagi chiziq.

Termojuft - juda oz miqdordagi issiqlikni o'lchash uchun ishlatiladigan asbob.

Vaqtning kengayishi - yorug'lik tezligiga yaqinlashganda, vaqt sekinlashadi va massa ko'payadi (bunday nazariya mavjud).

Troyan asteroidlari - Yupiter orbitasidan keyin Quyosh atrofida aylanadigan asteroidlar.

Troposfera - Yer atmosferasining pastki qismi.

Soya - Quyosh soyasining qorong'u ichki qismi.

O'zgaruvchan yulduzlar - Yorqinligi o'zgarib turadigan yulduzlar.

Zenit - Bu tungi osmonda to'g'ridan-to'g'ri boshingiz tepasida.

1. Sirius, Quyosh, Algol, Alfa Sentavr, Albireo. Ushbu ro'yxatda qo'shimcha ob'ektni toping va qaroringizni tushuntiring. Yechim: Qo'shimcha ob'ekt - Quyosh. Boshqa barcha yulduzlar ikki yoki ko'p. Shuni ham ta'kidlash mumkinki, Quyosh ro'yxatdagi atrofida sayyoralar kashf etilgan yagona yulduzdir. 2. Mars yuzasidagi atmosfera bosimining qiymatini hisoblang, agar uning atmosferasining massasi Yer atmosferasi massasidan 300 baravar kam va Mars radiusi Yer radiusidan taxminan 2 baravar kam ekanligi ma'lum bo'lsa. Yechim: Agar Marsning butun atmosferasi sirtdagi zichlikka teng bo'lgan doimiy zichlikdagi sirtga yaqin qatlamda to'plangan deb hisoblasak, oddiy, ammo juda aniq hisob-kitobni olish mumkin. Keyin bosimni taniqli formuladan foydalanib hisoblash mumkin , bu erda Mars yuzasida atmosferaning zichligi, sirtdagi tortishishning tezlashishi va bunday bir hil atmosferaning balandligi. Bunday atmosfera juda nozik bo'ladi, shuning uchun balandlikdagi o'zgarishlarni e'tiborsiz qoldirish mumkin. Xuddi shu sababga ko'ra, atmosfera massasi sayyora radiusi qayerda ekanligi bilan ifodalanishi mumkin. Sayyoraning massasi qayerda, uning radiusi va tortishish doimiysi bo'lganligi sababli, bosim ifodasini ko'rinishida yozish mumkin Nisbat sayyora zichligiga proportsionaldir, shuning uchun sirtdagi bosim proportsionaldir. Shubhasiz, xuddi shu fikrni Yerga nisbatan qo'llash mumkin. Er va Marsning o'rtacha zichligi - ikkita er yuzidagi sayyoralar yaqin bo'lganligi sababli, sayyoraning o'rtacha zichligiga bog'liqligini e'tiborsiz qoldirish mumkin. Marsning radiusi Yerning radiusidan taxminan 2 baravar kichik, shuning uchun Mars yuzasidagi atmosfera bosimini Yerning bosimi sifatida baholash mumkin, ya'ni. kPa haqida (aslida bu taxminan kPa). 3. Ma'lumki, Yerning o'z o'qi atrofida aylanishining burchak tezligi vaqt o'tishi bilan kamayadi. Nega? Yechim: Oy va quyosh to'lqinlari (okean, atmosfera va litosferada) mavjudligi sababli. To'lqinli tepaliklar Yer yuzasi bo'ylab uning o'qi atrofida aylanish yo'nalishiga teskari yo'nalishda harakat qiladi. Yer yuzasida to'lqinli tepaliklarning harakati ishqalanishsiz sodir bo'lmasligi sababli, to'lqinli tepaliklar Yerning aylanishini sekinlashtiradi. 4. 21 mart kuni qayerda uzoqroq kun: Sankt-Peterburgdami yoki Magadandami? Nega? Magadanning kengligi. Yechim: Kunning uzunligi kun davomida Quyoshning o'rtacha og'ishi bilan belgilanadi. 21 martga yaqin joylarda Quyoshning egilishi vaqt o'tishi bilan oshadi, shuning uchun 21 mart keyinroq sodir bo'ladigan joyda kun uzoqroq bo'ladi. Magadan Sankt-Peterburgdan sharqda joylashgan, shuning uchun 21 mart kuni Sankt-Peterburgda kunning uzunligi uzoqroq bo'ladi. 5. M87 galaktikasining yadrosida Quyosh massasiga ega qora tuynuk joylashgan. Qora tuynukning tortishish radiusini (qochish tezligi yorug‘lik tezligiga teng bo‘lgan markazdan masofa), shuningdek, tortishish radiusidagi materiyaning o‘rtacha zichligini toping. Yechim: Ikkinchi qochish tezligi (shuningdek, qochish tezligi yoki parabolik tezlik deb ham ataladi) kosmik tana formula yordamida hisoblash mumkin: bu erda