Savollar.

1. Yoritgichlarning ko'rinadigan harakati kosmosdagi o'z harakati, Yerning aylanishi va uning Quyosh atrofida aylanishi.
2. Astronomik kuzatishlar natijasida geografik koordinatalarni aniqlash tamoyillari (4-bet, 16-bet).
3. Oyning fazalarini o'zgartirish sabablari, Quyosh va Oy tutilishining paydo bo'lishi va chastotasi shartlari (P. 6-band 1,2).
4. Yilning turli vaqtlarida turli kengliklarda Quyoshning kundalik harakatining xususiyatlari (P.4 2-bet, 5-bet).
5. Teleskopning ishlash printsipi va maqsadi (P. 2).
6. Quyosh sistemasi jismlariga masofani va ularning o'lchamlarini aniqlash usullari (12-ap.).
7. Osmon jismlari tabiatini o‘rganish uchun spektral tahlil va atmosferadan tashqari kuzatish imkoniyatlari (14-bet, «Fizika» 62-bet).
8. Koinotni tadqiq etish va tadqiq etishning eng muhim yo'nalishlari va vazifalari.
9. Kepler qonuni, uning kashfiyoti, ahamiyati, qo'llanilishi chegarasi (11-bet).
10. Er sayyoralari, ulkan sayyoralarning asosiy xususiyatlari (18, 19-betlar).
11. Oy va sayyora yo'ldoshlarining o'ziga xos xususiyatlari (17-19-betlar).
12. Kometalar va asteroidlar. Quyosh sistemasining kelib chiqishi haqidagi asosiy fikrlar (20, 21-betlar).
13. Quyosh odatdagi yulduzga o'xshaydi. Asosiy xarakteristikalar (22-bet).
14. Quyosh faolligining eng muhim ko'rinishlari. Ularning geografik hodisalar bilan aloqasi (22-b. 4-band).
15. Yulduzlargacha bo'lgan masofani aniqlash usullari. Masofa birliklari va ular orasidagi bog'lanishlar (23-bet).
16. Yulduzlarning asosiy jismoniy xususiyatlari va ularning munosabatlari (23-bet, 3-band).
17. Stefan-Boltzman qonunining jismoniy ma'nosi va uning yulduzlarning jismoniy xususiyatlarini aniqlash uchun qo'llanilishi (P. 24-band 2).
18. O'zgaruvchan va statsionar bo'lmagan yulduzlar. Ularning yulduzlar tabiatini o‘rganishdagi ahamiyati (25-bet).
19. Ikkilik yulduzlar va ularning yulduzlarning fizik xususiyatlarini aniqlashdagi roli.
20. Yulduzlarning evolyutsiyasi, uning bosqichlari va yakuniy bosqichlari (26-bet).
21. Galaktikamizning tarkibi, tuzilishi va hajmi (27-bet 1-band).
22. Yulduzlar klasterlari, yulduzlararo muhitning fizik holati (27-bet, 2-bet, 28-bet).
23. Galaktikalarning asosiy turlari va ularning o'ziga xos xususiyatlar(29-bet).
24. Olamning tuzilishi va evolyutsiyasi haqidagi zamonaviy g'oyalar asoslari (30-bet).

Amaliy topshiriqlar.

1. Yulduzli xarita vazifasi.
2. Geografik kenglikni aniqlash.
3. Yulduzning egilishini kenglik va balandlik bo'yicha aniqlash.
4. Yoritgichning o'lchamini parallaks bilan hisoblash.
5. Maktab astronomik kalendariga ko'ra Oyning (Venera, Mars) ko'rish shartlari.
6. Keplerning 3-qonuniga asosan sayyoralarning orbital davrini hisoblash.

Javoblar.

Chipta raqami 1. 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 ichki va tashqi (ichki: Merkuriy, Venera; tashqi: Mars, Yupiter, Saturn, Uran, Neptun va Pluton) bo'linadi. Bu sayyoralarning barchasi Yer Quyosh atrofida xuddi shunday aylanadi, lekin Yerning harakati tufayli sayyoralarning halqasimon harakatini kuzatish mumkin (taqvim 36-bet). Yer va sayyoralarning murakkab harakati tufayli turli xil sayyora konfiguratsiyasi paydo bo'ladi.

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

Chipta raqami 2. 2 bor geografik koordinatalar: geografik kenglik va geografik uzunlik. Astronomiya amaliy fan sifatida ushbu koordinatalarni topishga imkon beradi ("yorug'likning yuqori cho'qqidagi balandligi" raqami). Osmon qutbining gorizont ustidagi balandligi kuzatuv joyining kengligiga teng. Kuzatish joyining kengligini yulduzning yuqori cho'qqidagi balandligi bilan aniqlashingiz mumkin ( Klimaks- yoritgichning meridiandan o'tish momenti) formula bo'yicha:

h = 90° - j + d,

Bu yerda 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:

l m - l Gr = t m - t Gr

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

Chipta raqami 3. Oy Yer atrofida qanday yo'nalishda harakat qilsa, Yer o'z o'qi atrofida aylanadi. Ushbu harakatning aksi, biz bilganimizdek, Oyning yulduzlar fonida osmonning aylanishiga qarab ko'rinadigan harakatidir. Har kuni Oy yulduzlarga nisbatan sharqqa taxminan 13 ° ga siljiydi va 27,3 kundan keyin osmon sferasida to'liq doirani tasvirlab, xuddi shu yulduzlarga qaytadi.

Oyning ko'rinadigan harakati uning ko'rinishining doimiy o'zgarishi - fazalarning o'zgarishi bilan birga keladi. Buning sababi, Oyning Quyoshga va uni yorituvchi Yerga nisbatan turli pozitsiyalarni egallashi.

Oy bizga tor yarim oy shaklida ko'rinsa, uning diskining qolgan qismi ham biroz porlaydi. Bu hodisa kul nuri deb ataladi va Yerning Oyning tungi tomonini aks ettirilgan quyosh nuri bilan yoritishi bilan izohlanadi.

Quyosh tomonidan yoritilgan Yer va Oy, soya konuslari va penumbra konuslarini tashladi. Oy toʻliq yoki qisman Yer soyasiga tushganda toʻliq yoki qisman Oy tutilishi sodir boʻladi. Yerdan u bir vaqtning o'zida Oy ufqdan yuqori bo'lgan hamma joyda ko'rinadi. Oyning toʻliq tutilishi fazasi Oy Yer soyasidan chiqa boshlaguncha davom etadi va 1 soat 40 daqiqagacha davom etishi mumkin. Yer atmosferasida singan quyosh nurlari yer soyasining konusiga tushadi. Bunday holda, atmosfera ko'k va qo'shni nurlarni kuchli yutadi va konusga asosan qizil nurlarni uzatadi. Shuning uchun Oy, asosiy tutilish bosqichida, qizg'ish rangga aylanadi va butunlay yo'qolmaydi. Oy tutilishi bundan oldin sodir bo'ladi uch marta bir yil va, albatta, faqat to'lin oyda.

Quyosh tutilishi to'liq bo'lib, faqat Yerga Oy soyasining nuqtasi tushganda ko'rinadi, uning diametri 250 km dan oshmaydi. Oy o'z orbitasi bo'ylab harakatlanar ekan, uning soyasi Yer bo'ylab g'arbdan sharqqa siljiydi va to'liq tutilishning ketma-ket tor chizig'ini kuzatib boradi. Oyning penumbrasi Yerga tushgan joyda Quyoshning qisman tutilishi kuzatiladi.

Yerning Oy va Quyoshdan masofalari biroz o'zgarganligi sababli, ko'rinadigan burchak diametri ba'zan quyoshnikidan biroz kattaroq, ba'zan bir oz kichikroq, ba'zan esa unga teng bo'ladi. Birinchi holda, Quyoshning to'liq tutilishi 7 daqiqa 40 soniyagacha davom etadi, ikkinchisida Oy Quyoshni to'liq qoplamaydi, uchinchisida esa faqat bir lahza.

Yil davomida 2 dan 5 tagacha quyosh tutilishi bo'lishi mumkin, ikkinchi holatda ular, albatta, qisman.

Chipta raqami 4. Yil davomida Quyosh ekliptika bo'ylab harakatlanadi. Ekliptika 12 ta burj turkumidan o'tadi. Kunduzi Quyosh, oddiy yulduz kabi, osmon ekvatoriga parallel ravishda harakat qiladi.
(-23°27¢ £ d £ +23°27¢). Burilishning bu o'zgarishi egilish tufayli yuzaga keladi yerning o'qi orbital tekislikka.

Saraton (Janubiy) va Uloq (Shimoliy) tropiklarining kengligida, yoz va qish kunlarida Quyosh o'zining eng yuqori nuqtasida bo'ladi.

Shimoliy qutbda Quyosh va yulduzlar 21 martdan 22 sentyabrgacha botmaydi. Qutb kechasi 22 sentyabrda boshlanadi.

Chipta raqami 5. Teleskoplar ikki xil bo'ladi: aks ettiruvchi teleskop va sindiruvchi teleskop (rasmlar).

Optik teleskoplardan tashqari kosmik nurlanishni qayd qiluvchi qurilmalar bo'lgan radioteleskoplar ham mavjud. Radioteleskop diametri taxminan 100 m bo'lgan parabolik antenna bo'lib, antenna uchun yotoq sifatida kraterlar yoki tog' yonbag'irlari kabi tabiiy shakllanishlar ishlatiladi. Radio emissiyasi sayyoralar va yulduz tizimlarini o'rganish imkonini beradi.

Chipta raqami 6. Gorizontal parallaks Yerning radiusi sayyoradan ko'rinadigan burchak, ko'rish chizig'iga perpendikulyar.

p² - parallaks, r² - burchak radiusi, R - Yerning radiusi, r - yorug'lik radiusi.

Hozirgi vaqtda yoritgichlargacha bo'lgan masofani aniqlash uchun radar usullari qo'llaniladi: ular sayyoraga radio signal yuboradi, signal qabul qiluvchi antenna tomonidan aks ettiriladi va qayd etiladi. Signalning harakatlanish vaqtini bilib, masofa aniqlanadi.

Chipta raqami 7. Spektral tahlil koinotni o'rganish uchun muhim vositadir. Spektral tahlil - samoviy jismlarning kimyoviy tarkibi, harorati, hajmi, tuzilishi, ularga bo'lgan masofasi va harakat tezligini aniqlash usuli. Spektral tahlil spektrograf va spektroskop asboblari yordamida amalga oshiriladi. Spektral tahlil yordamida yulduzlar, kometalar, galaktikalar va quyosh tizimi jismlarining kimyoviy tarkibi aniqlandi, chunki spektrda har bir chiziq yoki chiziqlar to'plami elementga xosdir. Spektrning intensivligi yulduzlar va boshqa jismlarning haroratini aniqlash uchun ishlatilishi mumkin.

Yulduzlar spektriga qarab u yoki bu spektral sinfga ajratiladi. Spektr diagrammasidan siz yulduzning ko'rinadigan kattaligini aniqlashingiz mumkin va keyin formulalar yordamida:

M = m + 5 + 5log p

log L = 0,4 (5 - M)

yulduzning mutlaq kattaligini, yorqinligini va shuning uchun o'lchamini toping.

Doppler formulasidan foydalanish

Zamonaviy kosmik stansiyalarni, qayta foydalanish mumkin bo'lgan kemalarni yaratish, shuningdek, kosmik kemalarning sayyoralarga (Vega, Mars, Luna, Voyajer, Germes) uchirilishi ularga teleskoplarni o'rnatish imkonini berdi, ular orqali bu yoritgichlarni atmosferasiz yaqindan kuzatish mumkin. aralashuv.

Chipta raqami 8. Kosmik asrning boshlanishi rus olimi K. E. Tsiolkovskiyning asarlari bilan asos solingan. U koinotni tadqiq qilish uchun reaktiv dvigatellardan foydalanishni taklif qildi. U birinchi marta kosmik kemalarni uchirish uchun ko'p bosqichli raketalardan foydalanish g'oyasini taklif qildi. Rossiya bu kontseptsiyada kashshof edi. Birinchi sun'iy Yer sun'iy yo'ldoshi 1957 yil 4 oktyabrda uchirilgan, Oyning birinchi parvozi - 1959 yil, birinchi odamning koinotga parvozi - 1961 yil 12 aprel. Amerikaning Oyga birinchi parvozi - 1964 yil, kosmik kemalar va koinotning uchirilishi. stantsiyalar.

1. Ilmiy maqsadlar:

• insonning kosmosda mavjudligi;
• kosmik tadqiqotlar;
• kosmik parvoz texnologiyalarini rivojlantirish;

1. Harbiy maqsadlar (yadro hujumidan himoya qilish);
2. Telekommunikatsiya (aloqa sun'iy yo'ldoshlari yordamida amalga oshiriladigan sun'iy yo'ldosh aloqasi);
3. Ob-havo prognozlari, tabiiy ofatlarni bashorat qilish (meteo yo'ldoshlari);
4. Ishlab chiqarish maqsadlari:

• foydali qazilmalarni qidirish;
• atrof-muhit monitoringi.

Chipta raqami 9. Sayyora harakati qonunlarini kashf etishdagi xizmatlari atoqli olim Iogannes Keplerga tegishli.

Birinchi qonun. Har bir sayyora ellips bo'ylab aylanadi, fokuslardan birida Quyosh joylashgan.

Ikkinchi qonun. (hududlar qonuni). Sayyoraning radius vektori teng vaqt oralig'idagi teng maydonlarni tasvirlaydi. Bu qonundan kelib chiqadiki, sayyora o'z orbitasida harakatlanayotganda tezligi Quyoshga qanchalik yaqin bo'lsa, shunchalik katta bo'ladi.

Uchinchi qonun. Sayyoralarning yulduz davrlarining kvadratlari ularning orbitalarining yarim katta o'qlarining kublari sifatida bog'langan.

Ushbu qonun sayyoralarning Quyoshdan nisbiy masofalarini (Yer orbitasining yarim katta o'qi birliklarida) aniqlashga imkon berdi, chunki sayyoralarning yulduz davrlari allaqachon hisoblab chiqilgan. Masofalarning astronomik birligi (AU) sifatida yer orbitasining yarim katta o'qi olinadi.

Chipta raqami 10. Reja:

1. Barcha sayyoralarni sanab o'ting;
2. Boʻlinish (er yuzidagi sayyoralar: Merkuriy, Mars, Venera, Yer, Pluton; va ulkan sayyoralar: Yupiter, Saturn, Uran, Neptun);
3. Jadval asosida ushbu sayyoralarning xususiyatlari haqida gapiring. 5 (144-bet);
4. Ushbu sayyoralarning asosiy xususiyatlarini ko'rsating.

Chipta raqami 11 . Reja:

1. Oydagi fizik sharoitlar (hajmi, massasi, zichligi, harorati);

Oy massasi bo'yicha Yerdan 81 marta kichik, uning o'rtacha zichligi 3300 kg / m 3, ya'ni Yernikidan kamroq. Oyda atmosfera yo'q, faqat yupqa chang qobig'i. Oy yuzasi haroratining kunduzdan kechaga bo'lgan katta farqlari nafaqat atmosferaning yo'qligi, balki bizning ikki haftamizga to'g'ri keladigan qamariy kun va qamariy tunning davomiyligi bilan ham izohlanadi. Oyning quyosh osti nuqtasida harorat + 120 ° C ga, tungi yarim sharning qarama-qarshi nuqtasida - 170 ° C ga etadi.

1. Relyef, dengizlar, kraterlar;
2. Sirtning kimyoviy xususiyatlari;
3. Tektonik faollikning mavjudligi.

Sayyoralarning sun'iy yo'ldoshlari:

1. Mars (2 kichik sun'iy yo'ldosh: Phobos va Deimos);
2. Yupiter (16 ta sunʼiy yoʻldosh, eng mashhur 4 ta Galiley yoʻldoshi: Yevropa, Kallisto, Io, Ganimed; Yevropada suv okeani topilgan);
3. Saturn (17 sun'iy yo'ldosh, Titan ayniqsa mashhur: atmosferaga ega);
4. Uran (16 ta sun'iy yo'ldosh);
5. Neptun (8 sun'iy yo'ldosh);
6. Pluton (1 sun'iy yo'ldosh).

Chipta raqami 12. Reja:

1. Kometalar (fizik tabiati, tuzilishi, orbitalari, turlari), eng mashhur kometalar:

• Halley kometasi (T = 76 yil; 1910 - 1986 - 2062);
• Enk kometasi;
• Hyakutaki kometasi;

1. Asteroidlar (kichik sayyoralar). Eng mashhurlari Ceres, Vesta, Pallas, Juno, Icarus, Hermes, Apollon (jami 1500 dan ortiq).

Kometalar, asteroidlar va meteor yomg'irlarini o'rganish ularning barchasi bir xil fizik tabiatga va bir xil kimyoviy tarkibga ega ekanligini ko'rsatdi. Quyosh tizimining yoshini aniqlash Quyosh va sayyoralarning taxminan bir xil yoshda (taxminan 5,5 milliard yil) ekanligini ko'rsatadi. Akademik O.Yu.Shmidtning Quyosh tizimining kelib chiqishi haqidagi nazariyasiga koʻra, Yer va sayyoralar gaz-chang bulutidan paydo boʻlgan, u umumjahon tortishish qonuni tufayli Quyosh tomonidan tutilib, aylanib yurgan. Quyosh bilan bir xil yo'nalish. Asta-sekin bu bulutda kondensatsiyalar hosil bo'lib, sayyoralar paydo bo'ldi. Bunday kontsentratsiyalardan sayyoralar paydo bo'lganligining dalili Yer va boshqa sayyoralarga meteoritlarning tushishidir. Shunday qilib, 1975 yilda Vachmann-Strassmann kometasining Yupiterga qulashi qayd etildi.

Chipta raqami 13. Quyosh bizga eng yaqin yulduz bo'lib, unda barcha boshqa yulduzlardan farqli o'laroq, diskni kuzatishimiz va undagi mayda detallarni o'rganish uchun teleskopdan foydalanishimiz mumkin. Quyosh odatiy yulduzdir, shuning uchun uni o'rganish umuman yulduzlarning tabiatini tushunishga yordam beradi.

Quyoshning massasi Yerning massasidan 333 ming marta katta, Quyoshning umumiy radiatsiya quvvati 4 * 10 23 kVt, samarali harorat 6000 K.

Barcha yulduzlar singari, Quyosh ham issiq gaz sharidir. U asosan 10% (atomlar soni bo'yicha) geliy aralashmasi bo'lgan vodoroddan iborat bo'lib, Quyosh massasining 1-2% boshqa og'irroq elementlarga to'g'ri keladi.

Quyoshda materiya yuqori darajada ionlashgan, ya'ni atomlar tashqi elektronlarini yo'qotgan va ular bilan birga ionlangan gaz - plazmaning erkin zarralariga aylanadi.

Quyosh moddasining o'rtacha zichligi 1400 kg / m3 ni tashkil qiladi. Biroq, bu o'rtacha raqam bo'lib, tashqi qatlamlardagi zichlik nomutanosib ravishda kamroq, markazda esa 100 barobar ko'p.

Quyosh markaziga yo'naltirilgan tortishish kuchlarining ta'siri ostida uning chuqurligida ulkan bosim hosil bo'ladi, bu markazda 2 * 10 8 Pa ga etadi, taxminan 15 million K haroratda.

Bunday sharoitda vodorod atomlarining yadrolari juda yuqori tezlikka ega va elektrostatik itaruvchi kuchning ta'siriga qaramay, bir-biri bilan to'qnashishi mumkin. Ba'zi to'qnashuvlar yadro reaktsiyalariga olib keladi, bunda geliy vodoroddan hosil bo'ladi va ko'p miqdorda issiqlik chiqariladi.

Quyosh yuzasi (fotosfera) donador tuzilishga ega, ya'ni o'rtacha o'lchami taxminan 1000 km bo'lgan "donalar" dan iborat. Granulyatsiya - bu fotosfera bo'ylab joylashgan zonada gazlar harakatining natijasidir. Ba'zida fotosferaning ma'lum hududlarida dog'lar orasidagi qorong'u bo'shliqlar ko'payadi va katta qora dog'lar hosil bo'ladi. Teleskop orqali quyosh dog'larini kuzatar ekan, Galiley ular Quyoshning ko'rinadigan diski bo'ylab harakatlanayotganini payqadi. Shu asosda u Quyosh o'z o'qi atrofida 25 kunlik davr bilan aylanadi, degan xulosaga keldi. ekvatorda va 30 kun. qutblar yaqinida.

Dog'lar beqaror shakllanishdir, ko'pincha guruhlarda paydo bo'ladi. Dog'lar atrofida ba'zan deyarli sezilmaydigan yorug'lik shakllanishi ko'rinadi, ular mash'alalar deb ataladi. Dog'lar va mash'allarning asosiy xususiyati - induksiya 0,4-0,5 Tesla ga yetadigan magnit maydonlarning mavjudligi.

Chipta raqami 14. Quyosh faolligining Yerdagi namoyon bo'lishi:

1. Quyosh dog'lari faol manba hisoblanadi elektromagnit nurlanish, deb atalmish sabab " magnit bo'ronlari" Ushbu "magnit bo'ronlari" televidenie va radio aloqalariga ta'sir qiladi va kuchli auroralarni keltirib chiqaradi.
2. Quyosh quyidagi nurlanish turlarini chiqaradi: ultrabinafsha, rentgen nurlari, infraqizil va kosmik nurlar (elektronlar, protonlar, neytronlar va og'ir zarralar adronlar). Bu radiatsiyalar deyarli butunlay Yer atmosferasi tomonidan to'sib qo'yilgan. Shuning uchun Yer atmosferasi normal holatda saqlanishi kerak. Vaqti-vaqti bilan paydo bo'ladigan ozon teshiklari Quyoshdan radiatsiyaning yer yuzasiga etib borishiga imkon beradi va Yerdagi organik hayotga salbiy ta'sir qiladi.
3. Quyosh faolligi har 11 yilda sodir bo'ladi. Quyoshning oxirgi maksimal faolligi 1991 yilda sodir bo'lgan. Kutilayotgan maksimal 2002 yil. 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 poyezddagi 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.

Chipta raqami 15. 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, agar u ko'rish chizig'iga perpendikulyar bo'lsa, Yer orbitasining yarim katta o'qi yulduzdan ko'rinadigan burchakdir.

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 yillari= 206265 a. 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.

Chipta raqami 16. Yulduzlar quyidagi ko'rsatkichlarga ko'ra tasniflanadi: hajmi, rangi, yorqinligi, spektral sinfi.

Yulduzlar kattaligiga ko'ra mitti yulduzlar, o'rta yulduzlar, oddiy yulduzlar, gigant yulduzlar va o'ta gigant yulduzlarga bo'linadi. Mitti yulduzlar - Sirius yulduzining sun'iy yo'ldoshi; o'rtada - Quyosh, Kapella (Auriga); normal (t = 10 ming K) - Quyosh va Kapella o'rtasidagi o'lchamlarga ega; ulkan yulduzlar - Antares, Arcturus; supergigantlar - Betelgeuse, Aldebaran.

Rangiga ko'ra yulduzlar qizil (Antares, Betelgeuse - 3000 K), sariq (Quyosh, Kapella - 6000 K), oq (Sirius, Deneb, Vega - 10000 K), ko'k (Spica - 30000 K) ga bo'linadi.

Yulduzlar yorug'lik darajasiga ko'ra quyidagicha tasniflanadi. Agar Quyoshning yorqinligini 1 deb oladigan bo'lsak, oq va ko'k yulduzlarning yorqinligi Quyoshning yorqinligidan 100 va 10 ming marta, qizil mittilar esa Quyoshning yorqinligidan 10 marta kamroq.

Spektrlariga ko'ra yulduzlar spektral sinflarga bo'linadi (jadvalga qarang).

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.

Chipta raqami 17. Stefan-Boltzman qonuni yulduzlarning nurlanishi va harorati o'rtasidagi bog'liqlikni belgilaydi.

e = sT 4 s - koeffitsient, s = 5,67 * 10 -8 Vt/m 2 dan 4 gacha

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 yorqinlik va haroratdan foydalaning.

Chipta raqami 18. Reja:

1. Sefeidlar
2. Yangi yulduzlar
3. O'ta yangi yulduzlar

Chipta raqami 19. Reja:

1. Vizual ravishda ikki baravar ko'payadi
2. Spektral ikki baravar ko'payadi
3. Tutilayotgan o'zgaruvchan yulduzlar

Chipta raqami 20. Yulduzlarning har xil turlari mavjud: bitta, qo'sh va ko'p, statsionar va o'zgaruvchan, gigant va mitti yulduzlar, yangi va o'ta yangi yulduzlar. Bu xilma-xil yulduzlarda, ularning zohiriy tartibsizliklarida qandaydir naqshlar bormi? Yulduzlarning yorqinligi, harorati va o'lchamlari har xil bo'lishiga qaramay, bunday naqshlar mavjud.

1. Aniqlanishicha, yulduzlarning yorqinligi massa ortishi bilan ortib boradi va bu bog’liqlik L = m 3,9 formula bilan aniqlanadi, bundan tashqari ko’pgina yulduzlar uchun L » R 5,2 qonuni amal qiladi.
2. L ning t ° va rangga bog'liqligi (rang - yorqinlik diagrammasi).

Yulduz qanchalik massiv bo'lsa, asosiy yoqilg'i - vodorod tezroq yonib, geliyga aylanadi ( ). Katta ko'k va oq gigantlar 10 7 yil ichida yonib ketadi. Kapella va Quyosh kabi sariq yulduzlar 10 10 yil ichida yonib ketadi (t Sun = 5 * 10 9 yil). Oq va ko'k yulduzlar yonib, qizil gigantlarga aylanadi. 2C + He ® C 2 He sintezi ularda uchraydi. Geliy yonib ketganda, yulduz qisqaradi va oq mittiga aylanadi. Oq mitti oxir-oqibat juda zich yulduzga aylanadi, u faqat neytronlardan iborat. Yulduzning o'lchamini kamaytirish uning juda tez aylanishiga olib keladi. Bu yulduz radio to'lqinlarini chiqaradigan pulsatsiyaga o'xshaydi. Ular pulsarlar deb ataladi - gigant yulduzlarning oxirgi bosqichi. Massasi Quyoshning massasidan ancha katta bo'lgan ba'zi yulduzlar shunchalik siqilganki, ular tortishish kuchi tufayli ko'rinadigan nurlanishni chiqarmaydigan "qora tuynuklar" ga aylanadi.

Chipta raqami 21. Bizning yulduz sistemamiz - Galaktika elliptik galaktikalardan biridir. Biz ko'rib turgan Somon yo'li galaktikamizning faqat bir qismidir. Zamonaviy teleskoplar yordamida siz 21 magnitudali yulduzlarni ko'rishingiz mumkin. Ushbu yulduzlarning soni 2 * 10 9 ni tashkil qiladi, ammo bu bizning Galaktikamiz aholisining kichik bir qismidir. Galaktikaning diametri taxminan 100 ming yorug'lik yili. Galaktikani kuzatayotganda, bizdan Galaktika yulduzlarini qoplagan yulduzlararo chang tufayli yuzaga kelgan "ajralish" ni ko'rishingiz mumkin.

Galaktika aholisi.

Galaktika yadrosida ko'plab qizil gigantlar va qisqa muddatli sefeidlar mavjud. Markazdan uzoqroqda joylashgan shoxlar ko'plab supergigantlar va klassik sefeidlarni o'z ichiga oladi. Spiral qo'llarda issiq supergigantlar va klassik sefeidlar mavjud. Bizning Galaktikamiz Gerkules yulduz turkumida joylashgan Galaktika markazi atrofida aylanadi. quyosh tizimi 200 million yil ichida Galaktika markazi atrofida to'liq inqilob qiladi. Quyosh tizimining aylanishiga asoslanib, Galaktikaning taxminiy massasini aniqlash mumkin - Yerning 2 * 10 11 m. Yulduzlar harakatsiz hisoblanadi, lekin aslida yulduzlar harakat qiladi. Ammo biz ulardan sezilarli darajada uzoqlashganimiz sababli, bu harakat faqat ming yillar davomida kuzatilishi mumkin.

Chipta raqami 22. Bizning Galaktikamizda yagona yulduzlardan tashqari, klasterlarga birlashgan yulduzlar ham mavjud. Yulduz klasterlarining 2 turi mavjud:

1. Ochiq yulduz klasterlari, masalan, Toros va Hyades yulduz turkumidagi Pleiades yulduz klasteri. Yalang'och ko'z bilan siz Pleiadesda 6 ta yulduzni ko'rishingiz mumkin, ammo teleskop orqali qarasangiz, yulduzlarning tarqalishini ko'rishingiz mumkin. Ochiq klasterlarning o'lchami bir necha parsek. Ochiq yulduz klasterlari yuzlab asosiy ketma-ket yulduzlar va supergigantlardan iborat.
2. Globulyar yulduz klasterlarining o'lchamlari 100 parsekgacha. Ushbu klasterlar qisqa muddatli sefeidlar va o'ziga xos kattalik (-5 dan +5 birlikgacha) bilan tavsiflanadi.

Rus astronomi V. Ya. Struve yorug'likning yulduzlararo yutilishi mavjudligini aniqladi. Bu yulduzlararo yorug'likning yutilishi bo'lib, yulduzlarning yorqinligini pasaytiradi. Yulduzlararo muhit kosmik chang bilan to'ldirilgan bo'lib, u tumanliklar deb ataladigan narsalarni hosil qiladi, masalan, Katta Magellan bulutlarining qorong'u tumanliklari va Ot boshi. Orion yulduz turkumida gaz va chang tumanligi mavjud bo'lib, u yaqin atrofdagi yulduzlarning aks etgan nurlari bilan porlaydi. Kova yulduz turkumida yaqin yulduzlardan gaz otilishi natijasida hosil bo'lgan Katta sayyora tumanligi mavjud. Vorontsov-Velyaminov yangi yulduzlarning paydo bo'lishi uchun gigant yulduzlardan chiqadigan gazlar etarli ekanligini isbotladi. Gaz tumanliklari Galaxy 200 parsek qalinlikdagi qatlam hosil qiladi. Ular H, He, OH, CO, CO 2, NH 3 dan iborat. Neytral vodorod 0,21 m to'lqin uzunligini chiqaradi.Ushbu radio emissiyaning tarqalishi Galaktikadagi vodorodning tarqalishini aniqlaydi. Bundan tashqari, Galaktikada bremsstrahlung (rentgen) radio emissiya manbalari (kvazarlar) mavjud.

Chipta raqami 23. Uilyam Gerschel 17-asrda yulduzlar xaritasiga juda ko'p tumanliklarni joylashtirgan. Keyinchalik ma'lum bo'ldiki, bu bizning Galaktikamizdan tashqarida joylashgan ulkan galaktikalar. Sefeidlardan foydalanib, amerikalik astronom Xabbl bizga eng yaqin galaktika M-31 2 million yorug'lik yili masofasida joylashganligini isbotladi. Bizdan millionlab yorug‘lik yili uzoqlikdagi Veronika yulduz turkumida mingga yaqin shunday galaktikalar topilgan. Xabbl galaktikalar spektrlarida qizil siljish borligini isbotladi. Bu siljish galaktika bizdan qanchalik uzoqda bo'lsa, shuncha katta bo'ladi. Boshqacha qilib aytganda, galaktika qanchalik uzoq bo'lsa, uning bizdan uzoqlashish tezligi shunchalik yuqori bo'ladi.

V ofset = D * H H - Hubble doimiysi, D - spektrdagi siljish.

Eynshteyn nazariyasiga asoslangan kengayib borayotgan koinot modeli rus olimi Fridman tomonidan tasdiqlangan.

Galaktikalar tartibsiz, elliptik va spiral turlarga bo'linadi. Elliptik galaktikalar Toros yulduz turkumida, spiral galaktika bizniki, Andromeda tumanligi, tartibsiz galaktika Magellan bulutlarida joylashgan. Ko'rinadigan galaktikalardan tashqari, yulduz tizimlarida radiogalaktikalar deb ataladigan, ya'ni kuchli radio emissiya manbalari mavjud. Ushbu radiogalaktikalar o'rnida kichik nurli jismlar topildi, ularning qizil siljishi shunchalik balandki, ular bizdan milliardlab yorug'lik yili uzoqlikda joylashganligi aniq. Ular kvazarlar deb atalgan, chunki ularning nurlanishi ba'zan butun galaktikanikidan kuchliroqdir. Kvazarlar juda kuchli yulduz tizimlarining yadrolari bo'lishi mumkin.

Chipta raqami 24. Eng so'nggi yulduzlar katalogida 15 magnitudadan yorqinroq bo'lgan 30 mingdan ortiq galaktikalar mavjud va kuchli teleskop yordamida yuz millionlab galaktikalarni suratga olish mumkin. Bularning barchasi bizning Galaktikamiz bilan birgalikda metagalaktika deb ataladigan narsani hosil qiladi. O'zining kattaligi va ob'ektlar soni bo'yicha metagalaktika cheksizdir, uning na boshlanishi, na oxiri bor. Zamonaviy tushunchalarga ko'ra, har bir galaktikada yulduzlar va butun galaktikalarning yo'q bo'lib ketishi, shuningdek, yangi yulduzlar va galaktikalarning paydo bo'lishi sodir bo'ladi. Butun olamimizni o'rganadigan fan kosmologiya deb ataladi. Xabbl va Fridman nazariyasiga ko'ra, bizning koinotimiz hisobga olinadi umumiy nazariya Eynshteyn, bunday koinot taxminan 15 milliard yil oldin kengaymoqda, eng yaqin galaktikalar bizga hozirgidan ko'ra yaqinroq edi. Kosmosning qaysidir joyida yangi yulduz sistemalari paydo bo'ladi va E = mc 2 formulasini hisobga olgan holda, biz aytishimiz mumkinki, massalar va energiyalar ekvivalent bo'lganligi sababli, ularning bir-biriga o'zaro aylanishi moddiy dunyoning asosini ifodalaydi.

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 ta geografik koordinatalar mavjud: 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 yili = 206265 AU. e. = 3 * 10 11 km.

BILET № 6

Quyosh sistemasi jismlariga masofani va ularning o'lchamlarini aniqlash usullari.

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 signalning samoviy jismga etib borishi va orqaga qaytishi uchun zarur bo'lgan vaqtni aniq o'lchasangiz, 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.

Elektromagnit nurlanishni o'rganish maqsadida to'lqin uzunliklariga parchalanishi spektroskopiya deb ataladi. 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 17-asr boshlarida nemis astronomi Iogannes Kepler tomonidan empirik tarzda olingan. 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 (qonun teng hududlar). 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 qurilmalari Oyning seysmik faolligini qayd etdi. 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/m3, bu qiymat asosiy jinslarning zichligiga juda yaqin. er qobig'i, va Oy yuzasidagi 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. uzunligi yuzlab kilometrlar, ular tartibsiz shaklga ega 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. Quyosh tizimining kelib chiqishi haqidagi zamonaviy g'oyalar asoslari.

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 tomonidan chiqarilgan energiya samoviy jism vaqt birligi uchun. 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 qo'sh yulduz bo'lib chiqishi mumkin. 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, u holda uning yakuniy bosqichi hayot davrasi ehtimol qora tuynuk. 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. Sun'iy yo'ldosh bo'lgan Katta va Kichik Magellan bulutlarining aylanish tezligini hisoblash. Somon yo'li, halo tarkibidagi massa biz diskda va bo'rtib ko'rgan massadan 10 marta ko'p ekanligini ko'rsating.

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 bo'lib, kvazarlarga aylanadi deb taxmin qilinadi. 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 shuni ko'rsatadiki, 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 nurlanish hali ham termodinamik muvozanatda edi. 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.

Biz cho'kib ketayotgan ma'lumot dengizidan, o'zimizni yo'q qilishdan tashqari, boshqa chiqish yo'li ham bor. Etarlicha keng dunyoqarashga ega bo'lgan mutaxassislar ma'lum bir sohadagi asosiy faktlarni qisqacha jamlaydigan yangilangan eslatmalar yoki xulosalar yaratishi mumkin. Biz Sergey Popovning astrofizika bo'yicha eng muhim ma'lumotlar to'plamini yaratishga urinishini taqdim etamiz.

S. Popov. I. Yarovaya surati

Ommabop e'tiqoddan farqli o'laroq, SSSRda astronomiyani maktabda o'qitish eng yaxshi darajada emas edi. Rasmiy ravishda bu fan oʻquv dasturida boʻlgan, lekin aslida astronomiya barcha maktablarda oʻqitilmagan. Ko'pincha, agar darslar o'tkazilsa ham, o'qituvchilar ulardan foydalanishgan qo'shimcha darslar asosiy fanlari (asosan fizika). Va juda kam hollarda o'qitish maktab o'quvchilarida dunyo haqida etarli tasavvurni shakllantirishga imkon beradigan darajada etarli edi. Bundan tashqari, astrofizika so'nggi o'n yilliklarda eng jadal rivojlanayotgan fanlardan biri hisoblanadi, ya'ni. 30-40 yil oldin kattalar maktabda olgan astrofizika bilimlari sezilarli darajada eskirgan. Qo‘shimcha qilib o‘tamizki, hozir maktablarda astronomiya deyarli yo‘q. Natijada, ko'pchilik odamlar dunyoning quyosh tizimi sayyoralari orbitalaridan kattaroq miqyosda qanday ishlashi haqida juda noaniq tasavvurga ega.

Spiral galaktika NGC 4414

Veronika sochlari yulduz turkumidagi galaktikalar klasteri

Fomalxaut yulduzi atrofidagi sayyora

Bunday vaziyatda, menimcha, "Juda qisqa kurs astronomiya." Ya'ni, dunyoning zamonaviy astronomik rasmining asoslarini tashkil etuvchi asosiy faktlarni ajratib ko'rsatish. Albatta, turli mutaxassislar asosiy tushunchalar va hodisalarning bir oz boshqacha to'plamini tanlashlari mumkin. Ammo bir nechta bo'lsa yaxshi bo'ladi yaxshi versiyalar. Hamma narsa bitta ma'ruzada taqdim etilishi yoki bitta qisqa maqolaga mos kelishi muhim. Va keyin qiziquvchilar o'z bilimlarini kengaytiradilar va chuqurlashtiradilar.

Men o'z oldimga astrofizikadagi eng muhim tushunchalar va faktlar to'plamini yaratish vazifasini qo'ydim, ular bitta standart A4 sahifasiga (bo'shliqlar bilan taxminan 3000 ta belgi) mos keladi. Bu holatda, albatta, inson Yerning Quyosh atrofida aylanishini bilishi va nima uchun tutilishlar va fasllar almashinuvi sodir bo'lishini tushunishi taxmin qilinadi. Ya'ni, butunlay "bolalarcha" faktlar ro'yxatga kiritilmagan.

Yulduz hosil qiluvchi hudud NGC 3603

NGC 6543 sayyora tumanligi

O'ta yangi yulduz qoldig'i Kassiopiya A

Amaliyot shuni ko'rsatdiki, ro'yxatdagi hamma narsa taxminan bir soatlik ma'ruzada (yoki maktabdagi bir nechta darslarda, savollarga javoblarni hisobga olgan holda) taqdim etilishi mumkin. Albatta, bir yarim soat ichida dunyo tuzilishining barqaror rasmini shakllantirish mumkin emas. Biroq, birinchi qadamni qo'yish kerak va bu erda bunday "katta zarbalarda o'rganish" yordam berishi kerak, bu koinot tuzilishining asosiy xususiyatlarini ochib beradigan barcha asosiy fikrlarni o'z ichiga oladi.

Hubble kosmik teleskopi tomonidan olingan va http://heritage.stsci.edu va http://hubble.nasa.gov saytlaridan olingan barcha suratlar

1. Quyosh bizning Galaktikamizning chekkasida joylashgan oddiy yulduz (taxminan 200-400 milliarddan biri) - yulduzlar tizimi va ularning qoldiqlari, yulduzlararo gaz, chang va qorong'u materiya. Galaktikadagi yulduzlar orasidagi masofa odatda bir necha yorug'lik yiliga teng.

2. Quyosh tizimi Pluton orbitasidan tashqariga chiqadi va Quyoshning tortishish ta'siri yaqin yulduzlarniki bilan solishtiradigan joyda tugaydi.

3. Yulduzlar bugungi kunda yulduzlararo gaz va changdan shakllanishda davom etmoqda. Yulduzlar hayoti davomida va umrining oxirida sintezlangan elementlar bilan boyitilgan moddalarining bir qismini yulduzlararo fazoga tashlaydi. Hozirgi kunda koinotning kimyoviy tarkibi shunday o'zgarib bormoqda.

4. Quyosh rivojlanmoqda. Uning yoshi 5 milliard yildan kam. Taxminan 5 milliard yil ichida uning yadrosidagi vodorod tugaydi. Quyosh qizil gigantga, keyin esa oq mittiga aylanadi. Massiv yulduzlar umrining oxirida portlab, ortda neytron yulduz yoki qora tuynuk qoldiradi.

5. Bizning Galaktikamiz ana shunday tizimlardan biridir. Ko'rinadigan koinotda 100 milliardga yaqin yirik galaktikalar mavjud. Ular kichik sun'iy yo'ldoshlar bilan o'ralgan. Galaktikaning o'lchami taxminan 100 000 yorug'lik yili. Eng yaqin yirik galaktika bizdan 2,5 million yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan.

6. Sayyoralar nafaqat Quyosh atrofida, balki boshqa yulduzlar atrofida ham mavjud bo'lib, ular ekzosayyoralar deb ataladi. Sayyora tizimlari bir xil emas. Hozir biz 1000 dan ortiq ekzosayyoralarni bilamiz. Ko'rinishidan, ko'plab yulduzlarning sayyoralari bor, lekin faqat kichik bir qismi hayot uchun mos bo'lishi mumkin.

7. Biz bilganimizdek, dunyoning yoshi cheklangan - 14 milliard yildan sal kamroq. Dastlab materiya juda zich va issiq holatda edi. Oddiy moddaning zarralari (protonlar, neytronlar, elektronlar) mavjud emas edi. Koinot kengayib, rivojlanmoqda. Zich issiq holatdan kengayish jarayonida koinot soviydi va kamroq zichlashdi va oddiy zarralar paydo bo'ldi. Keyin yulduzlar va galaktikalar paydo bo'ldi.

8. Yorug'likning cheklangan tezligi va kuzatilishi mumkin bo'lgan koinotning cheklangan yoshi tufayli biz uchun faqat cheklangan fazo hududi kuzatish uchun mavjud, ammo jismoniy dunyo bu chegarada tugamaydi. Katta masofalarda yorug'likning cheklangan tezligi tufayli biz ob'ektlarni uzoq o'tmishdagi kabi ko'ramiz.

9. Biz hayotda duch keladigan (va biz yaratilgan) kimyoviy elementlarning aksariyati yulduzlarda ularning hayoti davomida termoyadroviy reaktsiyalar natijasida yoki massiv yulduzlar hayotining so'nggi bosqichlarida - o'ta yangi yulduz portlashlarida paydo bo'lgan. Yulduzlar paydo bo'lgunga qadar oddiy materiya asosan vodorod (eng ko'p tarqalgan element) va geliy shaklida mavjud edi.

10. Oddiy materiya koinotning umumiy zichligiga bir necha foiz hissa qo'shadi. Koinot zichligining chorak qismi qorong'u materiyaga bog'liq. U bir-biri bilan va oddiy moddalar bilan kuchsiz ta'sir o'tkazadigan zarralardan iborat. Hozircha biz faqat qorong'u materiyaning tortishish ta'sirini kuzatmoqdamiz. Koinot zichligining taxminan 70 foizi qorong'u energiyaga bog'liq. Shu sababli, koinotning kengayishi tez va tezroq ketmoqda. Qorong'u energiyaning tabiati aniq emas.

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 hisoblash mumkin taniqli formula, bu erda Mars yuzasi yaqinidagi 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