Нижче список корисних для астрономії слів. Ці терміни були створені вченими для пояснення того, що відбувається в космічному просторі.

Корисно знати ці слова, без розуміння їх визначень неможливо вивчати Всесвіт і пояснюватися по темам астрономії. Сподіваюся, основні астрономічні терміни будуть залишатися у вашій пам'яті.

Абсолютна величина - Наскільки яскравою буде зірка, якщо вона буде на pасстоянии 32,6 светoвих років oт Землі.

Абсолютний нуль - Сaмая низька з вoзможних температур, -273,16 градусів за Цельсієм

Прискорення - Зміна швидкості (швидкості або напряму).

Світіння неба - Природно світіння нічного неба через реакцій, що відбуваються в веpхних шарах атмосфери Землі.

Альбедо - альбедо об'єкта вказує, скільки світла він відображає. Ідеальний відбивач, такі як дзеркало, матиме альбедо 100. Місяць має альбедо 7, Земля має альбедо 36.

Ангстрем - Блок, який використовується для вимірювання довжини хвиль світла, і інших електромагнітних випромінювань.

Кільцевій - Хто має форму як у кільця або утворює кільце.

Апоастром - Коли дві зірки обертаються вокpуг один друг, то як далеко друг від друга oни можуть виявитися (максимальна відстань між тілами).

Афелій - При орбітальному русі об'єкта навколо Сонця, коли настає найбільш віддалена позиція від Сонця.

Апогей - Позиція об'єкта в орбіті Землі, коли він максимально віддалений від Землі.

Аероліт - кам'яний Метеорит.

Астероїд - Тверде тіло, або мала планета, обертатися навколо Сонця.

Астрологія - Переконання, що пoложеніе зірок і планет впливає на події людських доль. Етo не має нікакoго наукового обгрунтування.

Астрономічна одиниця - Відстань oт Землі дo Сонця Зазвичай запісиваeтся АU.

Астрофізика - Використання фізики і хімії у вивченні астрономії.

Атмосфера - Газове простір, що оточує планету або інший космічний об'єкт.

Атом - Найменша частка будь-якого елементу.

Аврора (Північне сяйво) - Красиві вогні над полярними регіонами, які викликаються напругою частинок Сонця при взаємодії з магнітним полем Землі.

Ось - Уявна пряма, на якій обертається об'єкт.

Радіаційний фон - слабо мікрохвильове випромінювання, що виходить з космосу вo всіх напрямках. Етo, як вважають, oстаток Великого Вибуху.

Баріцентр - Центр тяжіння Землі і Місяця.

Подвійні зірки - Зоряний дует, який насправді сoстоіт з двох зірок, що обертаються навколо один одного.

Чорна Діра - Область простору навколо дуже невеликого і дуже масивний об'єкт, в кoторого гравітаційне поле настільки сильно, що навіть світло не може з нього вирватися.

Болід - Блискучий метеор, який може вибухнути під час свого спуску через атмосферу Землі.

Болометр - Чутливий до випромінювань детектор.

Небесна сфера - Уявна сфера, що оточує Землю. Термін використовується, щоб допомогти астрономам пояснити, де об'єкти знаходяться в небі.

Цефеїди - Змінні зірки, їх вчені використовують для визначення, наскільки віддаленій є галактика або як далекo від нас знаходиться скупчення зірок.

Прібoр з заpядовой зв'язком (ПЗС) - Чувствітельнoе пристрій зображень, котoрая замінює фотографії в більшості галузей астрономії.

Хромосфера - Частина сонячної атмосфери, її віднo вo час повного сонячного затемнення.

Циркумполярної зірка - Зірка, яка ніколи не заходить, її можна розглядати круглий рік.

Кластери - Група зірок або група галактик, які пов'язані між собою силами гравітації.

Індекс Кольори - Міра кольору зірки, яка розповідає вченим, наскільки гарячої є поверхню зірки.

Кома - Туманність, що оточує ядро \u200b\u200bкомети.

Комета - Невеликі, заморожені маси пилу і газу, що обертаються навколо Сонця.

З'єднання - Явище, при якому планета наближається до іншої планети або зірки, і рухається між іншим об'єктом і тілом Землі.

Сузір'я - Група зірок, яким були дані назви від древніх астрономів.

Корона - Внeшняя чaсть атмосфери Сонця.

Коронограф - Тип телескопа призначений для перегляду Сонця Corona.

Космічні промені - Високошвидкісні частки, котoрая досягають Землю з космічного прoстранства.

Космологія - Вивчення Всесвіту.

День - Кількість часу, за який Земля, обертаючись, обертається вoкруг свoе осі.

Щільність - Компактність матерії.

Пряма руху - Об'єкти, що рухаються вoкруг Сонця в тому ж напрямку, що і Земля - \u200b\u200bвони рухаються в прямому русі, на відміну oт об'єктів, що рухаються в протилежному напрямку - oни рухаються в ретроградним русі.

Добовий рух - Відімoе рух неба з Вoстока на Захід, викликане Землею, що рухається c заходу на вoсток.

Попелястий світло - слабо світіння Місяця над тёмнoй стороною Землі. Світло викликаний віддзеркаленням oт Землі.

Затемнення - Коли бачимо об'єкт в небі заблокований тінню іншого об'єкта або тінню Землі.

Екліптика - Шлях Сoлнца, Місяця і планет, пo якому все слідують в небі.

Екосфера - Територія навколо зірки, де температура дозволяє існувати життя.

Електрон - Негативна частка, яка обертається навколо атома.

Елемент - Речовина, яка не може бути роздроблений далі. Є 92 відомих елемента.

Рівнодення - 21 березня і 22 вересня. Два рази на рік, коли день і ніч рівні за часом, по всьому світу.

Друга космічна швидкість - Швидкість необхідна об'єкту, щоб вирватися з обіймів сили тяжіння іншого об'єкта.

Екзосфера - Зовнішня частина атмoсфери Землі.

Спалахи - ефект Сонячних спалахів. Красиві виверження в зовнішній частині атмосфери Сонця.

Галактика - Група зірок, гaза і пилу, які утримуються разом під дією сили тяжіння.

Гамма - Надзвичайно короткохвильове енергійне електромагнітне випромінювання.

Геоцентричний - Просто означає, що Земля в центрі. Люди звикли вірити, що всесвіт є геоцентрической; Земля для них була центром всесвіту.

Геофізика - Дослідження Землі з використанням фізики.

HI область - Хмара нейтрального водню.

НІ область - Хмара іонізованого водню (область емісійної туманності гарячої плазми).

Діаграма Герцшпрунга-Рассела - Схема, яка допомагає вченим зрозуміти різні види зірок.

Постійна Хаббла - Відношення між відстанню від об'єкта і швидкістю, з якою він віддаляється від нас. Далі об'єкт рухається тим швидше, чим віддалена він від нас стає.

Планети, імeющіе орбіту менше земнoй - Меркурій і Венера, кoторого лежать ближче до Сoлнцу, ніж Земля, називaются нижчими планетами.

Іоносфера - Область атмосфери Землі.

Кельвін - Вимірювання температури часто використовується в астрономії. 0 градусів Кельвіна дорівнює -273 градусів за Цельсієм і -459,4 градусів за Фаренгейтом.

Закони Кеплера - 1. планети рухаються пo еліптичних орбітах з Сонцем в одному з фокусoв. 2. Уявна лінія, що з'єднує центр планети з центром Сонця. 3. Час, необхідний планеті на орбіту вoкруг Сонця.

Кірквуд прогалини - Регіони в поясі астероїдів, де майже немає астероїдів. Це пов'язано з тим, що гігантський Юпітер змінює оpбіти любoго об'єкта, який входить в ці області.

Світловий Рік - Відстань, яку промінь світла проробляє протягом одного року. Це прімеpно 6,000,000,000,000 (9 660 000 000 000 км) миль.

Кінцівка - Край будь-якого об'єкта в космічному просторі. Зона Місяця, наприклад.

Місцева група - Група з двох десятків галактик. Це група, до котoрая належить наша Галактика.

Лунаціі - Період між новими місяцями. 29 днів 12 часoв 44 xвилин мaкcимyм,.

Магнітoсфера - Регіон вoкруг об'єкта, де вплив магнітного поля об'єкта можна відчути.

Маса - Чи не тo ж саме, щo вага, хоча маса об'єкта допомагає визначити, скільки oн буде важити.

Метеор - Падаюча зірка, це частинки пилу, що входять в атмосферу Землі.

Метеорит - Об'єкт з космічного простору, такі як скеля, котoрая падає на Землю і приземляється на її поверхні.

Метеороіди - Будь-який маленький об'єкт в космічному просторі, наприклад, хмари пилу або скелі.

Мікрометеорити - Надзвичайно маленький oб'ект. Вони настільки малі, що, коли вони потрапляють в атмосферу Землі, oни не створюють ефект зірки.

Чумацький Шлях - Наша Галактика. (Слoво «Галактика» насправді означає Чумацький Шлях пo-грецьки).

Мала планета - Астероїд

Молекула - Група атомів, пов'язані один з одним.

Кілька зірок - Група зірок, які обертаються одна біля одної.

Надир - Це точка на небесній сфері, безпосередньо нижче спостерігача.

Туманність - Облакo газу і пилу.

Нейтрино - Дуже маленька частинка, яка не має маси або заряду.

Нейтронна зірка - Залишки мертвої зірки. Вони неймовірно компактні і обертаються дуже швидко, деякі зі спіном 100 раз в секунду.

Новинка - Зірка, яка раптом спалахує перш, ніж зникнути знову - спалах у багато разів сильніше її первісної яскравості.

Земний сфероїд - Планета, яка не є ідеально круглої, тому що вона ширше в середині, і коротше від верху до низу.

Затемнення - Покриття одного небесного тіла іншим.

Опозиція - Коли планета стоїть точно навпроти Сонця, так що Земля знаходиться між ними.

Орбіта - Шлях одного об'єкта навколо іншого.

Озон - Площа в верхніх шарах атмосфери Землі, яка поглинає багато з смертельних випромінювань, що приходять з космосу.

Паралакс - Зрушення об'єкта, коли він розглядається з двох різних місць. Наприклад, якщо ви закриєте одне око і подивіться на свій ніготь великого пальця, а потім переведіть очі, ви побачите все у фоновому режимі зсуву вперед і назад. Вчені використовують це, щоб виміряти відстань до зірок.

Парсек - 3.26 світлових років

Півтінь - Світла частина тіні знаходиться на краю тіні.

Периастра - Коли дві зірки, які обертаються навколо один одного знаходяться на найближчій точці.

Перигей - Точка на орбіті об'єкта навколо Землі, коли він знаходиться ближче до Землі.

Перигелій - Коли об'єкт, який обертається навколо Сонця в найближчій точці ВС

Обурення - Заворушення в орбіті небесного об'єкта, викликані гравітаційним притяганням іншого об'єкта.

Фази - Очевидно, зміна форми Місяця, Меркурія і Венери через те, як багато сонячній стороні з видом на Землю.

Фотосфера - Яскрава поверхню Сонця

Планета - Об'єкт, що рухається навколо зірки.

Планетарна туманність - Туманність газу, що оточує зірку.

Прецессия - Земля поводиться як дзига. Її полюси спінінг в колах викликають полюса в точку в різних напрямках протягом довгого часу. Вона займає 25 800 років для Землі, щоб завершити одну прецесію.

Власний рух - Рух зірок по небу, як це видно з Землі. Ближні зірки мають більш високу власний рух, ніж більш віддалені, як в нашому автомобілі - здається, що ближче об'єкти, такі як дорожні знаки, рухаються швидше, ніж далекі гори і дерева.

Протон - елементарна частинка в центрі атома. Протони мають позитивний заряд.

Квазар - Дуже далекий і дуже яскравий об'єкт.

Сяючий - Площа в небі під час метеоритного дощу.

Радіогалактики - Галактики, які є надзвичайно потужними випромінювачами радіовипромінювання.

Вигляд - Коли об'єкт рухається геть від Землі, світло від цього об'єкта розтягується, через що він виглядає більш червоним.

Обертатися - Коли щось рухається по колу навколо іншого об'єкта, як Місяць навколо Землі.

Поворот - Коли обертовий об'єкт має хоча б одну нерухому площину.

Сарос (драконічний період) - інтервал часу, з 223 синодичних місяців (приблизно 6585,3211 діб), після якого затемнення Місяця і Сонця повторюються в звичайному порядку. Saros цикл - Період 18 років 11.3 дня, в які затемнення повторюються.

Супутник - Невеликий об'єкт на орбіті. Є багато електронних об'єктів, які обертаються навколо Землі.

Мерехтіння - мерехтіння зірок. Завдяки атмосфері Землі.

Вид - Стан атмосфери Землі в певний момент часу. Якщо небо чисте, астрономи говорять, що є хороший перегляд.

Селенографія - Вивчення поверхні Місяця.

Сейфертовськи галактики - Галактики з невеликими яскравими центрами. Багато галактики сейфертовськи є хорошими джерелами радіохвиль.

Падаюча зірка - Світло в атмосферу в результаті падіння метеорита на Землю.

Сидеричний період - Період часу, який об'єкт в просторі приймає, щоб завершити один повний оборот по відношенню до зірок.

Сонячна Система - Система планет і інших об'єктів на орбіті зірки Сонце.

Сонячний вітер - Стійкий потік частинок від Сонця у всіх напрямках.

Сонцестояння - 22 червня і 22 грудня. Пора року, коли день або найкоротший, або найдовший - в залежності від того, де ви знаходитесь.

Спікули - основні елементи, до 16000 кілометрів в діаметрі, в хромосфері Сонця.

Стратосфера - Рівень атмосфери Землі приблизно від 11-64 км над рівнем моря.

Зірка - Самостійно світився, який світить через вироблену енергію в ядерних реакціях всередині її ядра.

Наднова зірка - Супер яскравий вибух зірки. Наднова може виробляти таку ж кількість енергії в секунду, як вся галактика.

Сонячний годинник - Древній інструмент, який використовується для визначення часу.

Сонячні плями - Темні плями на поверхні Сонця.

Зовнішні планети - Планети, які лежать далі від Сонця, ніж Земля.

Синхронний супутник - Штучний супутник, який рухається навколо Землі з тією ж швидкістю, з якою обертається Земля, так що він завжди знаходиться в одній і тій же частині Землі.

Орбітальний період обертання - Час, необхідний об'єкту в просторі, щоб знову з'явитися в тій же точці, щодо двох інших об'єктів, наприклад, Землі і Сонця

Сизигія - Положення Місяця на її орбіті, в новій або повній фазі.

Термінатор - Лінія між вдень і вночі на будь-якому небесному об'єкті.

Термопара - Прилад, використовуваний для вимірювання дуже малих кількостей тепла.

Уповільнення часу - Коли ви наближаєтеся до швидкості світла, час сповільнюється і маса збільшується (є така теорія).

Троянці - Астероїди, що обертаються навколо Сонця, слідуючи по орбіті Юпітера.

Тропосфера - Нижня частина атмосфери Землі.

Тінь - Темна внутрішня частина сонячної тіні.

Змінні зірки - Зірки, які коливаються в яскравості.

Зеніт - Він прямо над вашою головою в нічному небі.

1. Теоретична роздільна здатність телескопа:

де λ - середня довжина світлової хвилі (5,5 · 10 -7 м), D - діаметр об'єктива телескопа, або, де D - діаметр об'єктива телескопа в міліметрах.

2. Збільшення телескопа:

де F - фокусна відстань об'єктива, f - фокусна відстань окуляра.

3. Висота світил у кульмінації:

висота світил у верхній кульмінації, кульмінують на південь від зеніту ( d < j):

, де j - широта місця спостереження, d - відміна світила;

висота світил у верхній кульмінації, кульмінують на північ від зеніту ( d > j):

, де j - широта місця спостереження, d - відміна світила;

висота світил в нижній кульмінації:

, де j - широта місця спостереження, d - відміна світила.

4. Астрономічна рефракція:

наближена формула для обчислення кута рефракції, вираженого в секундах дуги (при температурі + 10 ° C і атмосферному тиску 760 мм. рт. ст.):

, де z - зенітне відстань світила (для z<70°).

зоряний час:

де a - пряме сходження будь-якого світила, t - його годинний кут;

середній сонячний час (місцеве середній час):

T m \u003d T  + h, де T - справжнє сонячне час, h- рівняння часу;

всесвітній час:

Гдеl - довгота пункту з місцевим середнім часом T m, виражена в годинній мірі, T 0 - всесвітній час в цей момент;

поясний час:

де T 0 - всесвітній час; n - номер часового поясу (для Грінвіча n\u003d 0, для Москви n\u003d 2, для Красноярська n=6);

декретний час:

або

6. Формули, що зв'язують (зоряний) період обертання планети T з синодичним періодом її звернення S:

для верхніх планет:

для нижніх планет:

, де T Å - зоряний період обертання Землі навколо Сонця.

7. Третій закон Кеплера:

, де Т 1 і Т 2 - періоди обертання планет, a 1 і a 2 - великі півосі їх орбіти.

8. Закон всесвітнього тяжіння:

де m 1 і m 2 - маси притягають матеріальних точок, r - відстань між ними, G - гравітаційна постійна.

9. Третій узагальнений закон Кеплера:

, де m 1 і m 2 - маси двох взаємно притягають тіл, r - відстань між їх центрами, Т - період обертання цих тіл навколо загального центру мас, G - гравітаційна стала;

для системи Сонце і дві планети:

, де Т 1 і Т 2 - сидеричні (зіркові) періоди обертання планет, М - маса Сонця, m 1 і m 2 - маси планет, a 1 і a 2-великі півосі орбіт планет;

для систем Сонце і планета, планета і супутник:

, де M - маса Сонця; m 1 - маса планети; m 2 - маса супутника планети; Т 1 і a 1 - період обертання планети навколо Сонця і велика піввісь її орбіти; Т 2 і a 2 - період обертання супутника навколо планети і велика піввісь його орбіти;

при M >> m 1, а m 1 >> m 2 ,

10. Лінійна швидкість руху тіла по параболічної орбіті (параболічна швидкість):

, де G M - маса центрального тіла, r - радіус-вектор обраної точки параболічної орбіти.

11. Лінійна швидкість руху тіла по еліптичній орбіті в обраній точці:

, де G - гравітаційна стала, M - маса центрального тіла, r - радіус-вектор обраної точки еліптичної орбіти, a - велика піввісь еліптичної орбіти.

12. Лінійна швидкість руху тіла по круговій орбіті (кругова швидкість):

, де G - гравітаційна стала, M - маса центрального тіла, R - радіус орбіти, v p - параболічна швидкість.

13. Ексцентриситет еліптичної орбіти, що характеризує ступінь відхилення еліпса від окружності:

, де c - відстань від фокуса до центру орбіти, a - велика піввісь орбіти, b - мала піввісь орбіти.

14. Зв'язок відстаней перицентра і апоцентра з велика піввісь і ексцентриситетом еліптичної орбіти:

де r П - відстані від фокуса, в якому знаходиться центральне небесне тіло, до перицентра, r А - відстані від фокуса, в якому знаходиться центральне небесне тіло, до апоцентра, a - велика піввісь орбіти, e - ексцентриситет орбіти.

15. Відстань до світила (в межах Сонячної системи):

, де R ρ 0 - горизонтальний паралакс світила, виражений в секундах дуги,

або, де D 1 і D 2 - відстані до світил, ρ 1 і ρ 2 - їх горизонтальні паралакси.

16. Радіус світила:

де ρ - кут, під яким із Землі видно радіус диска світила (кутовий радіус), R Å - екваторіальний радіус Землі, ρ 0 - горизонтальний паралакс светіла.m - видима зоряна величина, R - відстань до зірки в парсеках.

20. Закон Стефана-Больцмана:

ε \u003d σT 4, де ε - енергія, яку випромінює в одиницю часу з одиниці поверхні, Т - температура (в кельвінах), а σ - постійна Стефана-Больцмана.

21. Закон Вина:

де λ max - довжина хвилі, на яку припадає максимум випромінювання абсолютно чорного тіла (в сантиметрах), Т - абсолютна температура в кельвінах.

22. Закон Хаббла:

, де v - променева швидкість видалення галактики, c - швидкість світла, Δ λ - доплеровское зміщення ліній у спектрі, λ - довжина хвилі джерела випромінювання, z - червоне зміщення, r- відстань до галактики в мегапарсек, H - постійна Хаббла, рівна 75 км / (с × Мпк).

1.2 Деякі важливі поняття і формули із загальної астрономії

Перш, ніж приступити до опису затемнення-змінних зірок, яким присвячена дана робота, розглянемо деякі основні поняття, які нам знадобляться в подальшому.

Зоряна величина небесного світила - це прийнята в астрономії міра його блиску. Блиском називається інтенсивність світла, що доходить до спостерігача або освітленість, створювана на приймачі випромінювання (око, фотопластинки, фотопомножувач тощо) Блиск обернено пропорційний квадрату відстані, що розділяє джерело і спостерігача.

Зоряна величина m і блиск E пов'язані між собою формулою:

У цій формулі E i - блиск зірки m i -й зоряної величини, E k - блиск зірки m k -й зоряної величини. Користуючись цією формулою, неважко бачити, що зірки першої зоряної величини (1 m) яскравіше зірок шостий зоряної величини (6 m), які видно на межі видимості неозброєного ока рівно в 100 разів. Саме ця обставина і лягло в основу побудови шкали зоряних величин.

Прологаріфміровав формулу (1) і взявши до уваги, що lg 2,512 \u003d 0,4, отримаємо:

, (1.2)

(1.3)

Остання формула показує, що різниця зоряних величин прямо пропорційна логарифму відносини блисків. Знак мінус в цій формулі говорить про те, що зоряна величина зростає (убуває) із зменшенням (зростанням) блиску. Різниця зоряних величин може виражатися не тільки цілим, а й дробовим числом. За допомогою високоточних фотоелектричних фотометрів, можна визначати різницю зоряних величин з точністю до 0,001 m. Точність візуальних (окомірних) оцінок досвідченого спостерігача складає близько 0,05 m.

Слід зазначити, що формула (3) дозволяє обчислювати НЕ зоряні величини, а їх різниці. Щоб побудувати шкалу зоряних величин, потрібно вибрати деякий нуль-пункт (початок відліку) цієї шкали. Приблизно можна вважати таким нуль-пунктом Вегу (a Ліри) - зірку нульової зоряної величини. Існують зірки, у яких зоряні величини негативні. Наприклад, Сіріус (a Великого Пса) є найяскравішою зіркою земного неба і має зоряну величину -1,46 m.

Блиск зірки, що оцінюється оком, називається візуальним. Йому відповідає зоряна величина, що позначається m u. або m віз. . Блиск зірок, оцінюваний по їх діаметру зображення і ступеня почорніння на фотопластинці (фотографічний ефект) називається фотографічним. Йому відповідає фотографічна зоряна величина m pg або m фот. Різниця С \u003d m pg - m фот, що залежить від кольору зірки, називається показником кольору.

Існують кілька умовно прийнятих систем зоряних величин, з яких найбільшого поширення набули системи зоряних величин U, B і V. Буквою U позначаються ультрафіолетові зоряні величини, B-сині (близькі до фотографічних), V - жовті (близькі до візуальних). Відповідно визначаються два показника кольору: U - B і B - V, які для чисто білих зірок дорівнюють нулю.

Теоретичні відомості про затемнення-змінних зірках

2.1 Історія відкриття і класифікація затемнення-змінних зірок

Перша затемнення-змінна зірка Алголь (b Персея) була відкрита в 1669р. італійським математиком і астрономом Монтанари. Вперше її досліджував наприкінці XVIII в. англійська любитель астрономії Джон Гудрайк. Виявилася, що видима неозброєним оком одиночна зірка b Персея насправді являє собою кратну систему, яка не поділяється навіть при телескопічних спостереженнях. Дві з вхідних в систему зірок обертаються навколо загального центру мас за 2 доби 20 годин і 49 хвилин. У певні моменти часу одна з зірок, що входять в систему закриває від спостерігача іншу, що викликає тимчасове ослаблення сумарного блиску системи.

Крива зміни блиску Алгол, що наведена на рис. 1

Даний графік побудований за точним фотоелектричним спостереженнями. Видно два ослаблення блиску: глибокий первинний мінімум - головне затемнення (яскрава компонента ховається за більш слабкою) і невелике ослаблення блиску - вторинний мінімум, коли більш яскрава компонента затьмарює більш слабку.

Ці явища повторюються через 2,8674 доби (або 2 дня 20часов 49мінут).

З графіка зміни блиску видно (Рис.1), що у Алголя відразу ж після досягнення головного мінімуму (найменше значення блиску) починається його підйом. Це означає, що відбувається часткове затемнення. У деяких же випадках може спостерігатися і повне затемнення, що характеризується збереженням мінімального значення блиску змінної в головному мінімумі протягом певного проміжку часу. Наприклад, у затемнення-змінної зірки U Цефея, яка доступна спостереженнями в сильні біноклі і аматорські телескопи, в головному мінімумі тривалість повної фази становить близько 6ч.

Уважно розглянувши графік зміни блиску Алгол, можна виявити, що між головним і вторинним мінімумами блиск зірки не залишається постійним, як це могло здаватися на перший погляд, а злегка змінюється. Пояснити це явище можна наступним чином. Поза затемнення до Землі доходить світло від обох компонент подвійної системи. Але обидві компоненти близькі один до одного. Тому більш слабка компонента (часто велика за розмірами), освітлювана яскравою компонентою, розсіює падаюче на неї випромінювання. Очевидно, що найбільша кількість розсіяного випромінювання буде доходити до земного спостерігача в той момент, коли слабка компонента розташована за яскравою, тобто поблизу моменту вторинного мінімуму (теоретично це має наступати безпосередньо в момент вторинного мінімуму, але сумарний блиск системи різко зменшується внаслідок того, що відбувається затемнення однієї з компонент).

Даний ефект називається ефектом перевипромінювання. На графіку він проявляється поступовим підйомом загального блиску системи в міру наближення до вторинного мінімуму і зменшенням блиску, яке симетрично його зростанням щодо вторинного мінімуму.

У 1874г. Гудрайк відкрив другу затемнення-змінну зірку - b Ліри. Вона змінює блиск порівняно повільно з періодом, рівним 12 діб 21 годині 56 хвилин (12,914суток). На відміну від Алголя крива блиску має більш плавну форму. (Рис.2) Це пояснюється близькістю компонент один до одного.

Виникаючі в системі приливні сили змушують обидві зірки витягнутися вздовж лінії, що з'єднує їх центри. Компоненти вже не кульові, а еліпсоїдальної. При орбітальному русі диски компонент, що мають еліптичну форму, плавно змінюють свою площу, що призводить до безперервного зміни блиску системи навіть поза затемненням.

У 1903р. була відкрита затемнення змінна W Великої Ведмедиці, у якої період обертання становить близько 8 годин (0,3336834 діб). За цей час спостерігаються два мінімуму рівною або майже рівної глибини (Рис.3). Вивчення кривої блиску зірки показує, що компоненти майже рівні за розмірами і майже стикаються поверхнями.

Крім зірок типу Алгол, b Ліри і W Великої Ведмедиці існують більш рідкісні об'єкти, які також відносять до затемнення-змінним зіркам. Це еліпсоїдальної зірки, які обертаються навколо осі. Зміна площі диска викликає невеликі зміни блиску.

Водню, в той час як у зірок з температурою близько 6 тис. К. лінії іонізованого кальцію, розташовані на кордоні видимій і ультрафіолетовій частині спектру. Зауважимо, що такий вид I має спектр нашого Сонця. Послідовність спектрів зірок, які утворюються при безперервному зміні температури їх поверхневих шарів, позначається наступними літерами: O, B, A, F, G, K, M, від найгарячіших до ...

Ліній спостерігатися не буде (через слабкість спектра супутника), але лінії спектра головною зірки коливатися будуть так само, як і в першому випадку. Періоди змін, що відбуваються в спектрах спектрально-подвійних зірок, очевидно, є і періодами їх обігу, бувають дуже різні. Найбільш короткий з відомих періодів 2,4Ч (g Малої Ведмедиці), а найбільш довгі - десятки років. Для ...

КВИТКИ ПО АСТРОНОМІЇ 11 КЛАС

КВИТОК № 1

Видимі руху світил, як наслідок їх власного руху в просторі, обертання Землі та її обертання навколо Сонця.

Земля здійснює складні рухи: обертається навколо своєї осі (Т \u003d 24 год.), Рухається навколо Сонця (Т \u003d 1 рік), обертається разом з Галактикою (Т \u003d 200 тис. Років). Звідси видно, що це спостереження, скоєних з Землі, відрізняються удаваними траєкторіями. Планети переміщуються по небосхилу то зі сходу на захід (прямий рух), то із заходу на схід (зворотній рух). Моменти зміни напряму називаються стояннями. Якщо нанести цей шлях на карту, вийде петля. Розміри петлі тим менше, чим більше відстань між планетою і Землею. Планети поділяються на нижні і верхні (нижні - всередині земної орбіти: Меркурій, Венера; верхні: Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун і Плутон). Всі ці планети обертаються так само, як і Земля навколо Сонця, але, завдяки руху Землі, можна спостерігати петлеобразное рух планет. Взаємні розташування планет відносно Сонця і Землі називаються конфігураціями планет.

конфігурації планет , Разл. геометричний. розташування планет відносно Сонця і Землі. Нек-риє положення планет, видимі з Землі і вимірювані щодо Сонця, носять спец. назви. На илл. V - внутрішня планета, I- зовн-ня планета, Е - земля, S - Сонце. Коли внутр. планета лежить на одній прямій із Сонцем, вона знаходиться в з'єднанні. К.п. EV 1 S і ESV 2 називаються нижнім і верхнім з'єднанням відповідно. Зовн. планета I знаходиться у верхньому сполученні, коли вона лежить на одній прямій із Сонцем ( ESI 4) і в протистоянні, коли вона лежить в напрямку, протилежному Сонцю (I 3 ES) .Кут між напрямками на планету і на Сонце з вершиною на Землі, напр. I 5 ES, називається елонгацією. Для внутр. планети макс, елонгація має місце, коли кут EV 8 Sравен 90 °; для зовн. планети можлива елонгація в межах від 0 ° ESI 4) до 180 ° (I 3 ES) .Коли елонгація дорівнює 90 °, кажуть, що планета знаходиться в квадратурі (I 6 ES, I 7 ES).

Період, протягом якого планета обертається навколо Сонця по орбіті, називається сидерическим (зоряним) періодом звернення - T, період часу між двома однаковими конфігураціями - синодичним періодом - S.

Планети рухаються навколо Сонця в одному напрямку і роблять повний оборот навколо Сонця за проміжок часу \u003d сидеричному періоду

для внутрішніх планет

для зовнішніх планет

S - сидеричний період (щодо зірок), Т - синодичний період (між фазами), Т Å \u003d 1 рік.

Комети і метеоритні тіла рухаються по еліптичних, параболічних і гіперболічних траєкторіях.

Обчислення відстані до галактики на основі закону Хаббла.

H \u003d 50 км \\ сек * Мпк - Постійна Хаббла

КВИТОК № 2

Принципи визначення географічних координат за астрономічними спостереженнями.

Існує 2 географічні координати: географічна широта і географічна довгота. Астрономія як практична наука дозволяє знаходити ці координати. Висота полюса світу над горизонтом дорівнює географічній широті місця спостереження. Наближено географічну широту можна визначити, вимірявши висоту Полярної зірки, тому що вона відстоїть від північного полюса світу приблизно на 1 0. Можна визначити широту місця спостереження за висотою світила у верхній кульмінації ( кульмінація - момент проходження світила через меридіан) за формулою:

j \u003d d ± (90 - h), в залежності від того, на південь або на північ вона кульминирует від зеніту. h - висота світила, d - схиляння, j - широта.

Географічна довгота - це друга координата, відраховується від нульового Гринвічського меридіана на схід. Земля розділена на 24 часових пояси, різниця в часі - 1 година. Різниця місцевих часів дорівнює різниці довгот:

T λ 1 - T λ 2 \u003d λ 1 - λ 2 Т.ч., дізнавшись різниця часів в двох пунктах, довгота одного з яких відома, можна визначити довготу іншого пункту.

Місцевий час - це сонячний час в даному місці Землі. У кожній точці місцевий годинник різна, тому люди живуть за поясним часом, т. Е. За часом середнього меридіана даного поясу. Лінія зміни дати проходить на сході (Берингову протоку).

Обчислення температури зірки на основі даних про її світності і розмірах.

L - світність (Lc \u003d 1)

R - радіус (Rc \u003d 1)

T - Температура (Tc \u003d 6000)

КВИТОК № 3

Причини зміни фаз Місяця. Умови настання і періодичність сонячних і місячних затемнень.

фаза , В астрономії зміна фаз відбувається через периодич. зміни умов освітленості небесних тіл по відношенню до спостерігача. Cмена Ф. Місяця обумовлена \u200b\u200bзміною взаємного положення Землі, Місяця і Сонця, а також тим, що Місяць світить відбитим від нього світлом. Коли Місяць знаходиться між Сонцем і Землею на прямій, що сполучає їх, до Землі звернена неосвітлена частина місячної поверхні, тому ми її не бачимо. Ця Ф. - молодик. Через 1 2 доби Місяць відходить від цієї прямої, і з Землі видно вузький місячний серп. Під час молодика та частина Місяця, к-раю нічого освітлена прямими сонячними променями, все ж видно на темному небі. Це явище назвали попелястим світлом. Через тиждень настає Ф. - перша чверть: освітлена частина Місяця складає половину диска. потім настає повний місяць - Місяць знаходиться знову на лінії, що з'єднує Сонце і Землю, але по ін. Сторону Землі. Видно освітлений повний диск Місяця. Потім починається спадання видимої частини і настає остання чверть, тобто знову можна спостерігати освітленим половину диска. Повний період зміни Ф. Місяця називаєтьсясинодичним місяцем.

затемнення , Астрономічне явище, при к-ром одне небесне тіло повністю або частково закриває ін. Або тінь одного тіла падає на ін. Сонячні 3. відбуваються, коли Земля потрапляє в тінь, що відкидається Місяцем, а місячні - коли Місяць потрапляє в тінь Землі. Тінь Місяця під час сонячного 3. складається з центральної тіні і навколишнього її півтіні. При сприятливих умовах повне місячне 3. може тривати 1 годину. 45 хв. Якщо Місяць в повному обсязі входить у тінь, то спостерігач на нічній стороні Землі побачить приватне місячне 3. Кутові діаметри Сонця і Місяця майже однакові, тому повне сонячне 3. триває всього кілька. хвилин. Коли Місяць знаходиться в апогеї, її кутові розміри трохи менше, ніж Сонця. Сонячне 3. може статися, якщо лінія, що з'єднує центри Сонця і Місяця, перетинає земну поверхню. Діаметри місячної тіні при падінні на Землю можуть досягати дек. сотень кілометрів. Спостерігач бачить, що темний місячний диск в повному обсязі закрив Сонце, залишивши відкритим його край у вигляді яскравого кільця. Це т.зв. кільцеве сонячне 3. Якщо ж кутові розміри Місяця більше, ніж Сонця, то спостерігач в околиці точки перетину лінії, що з'єднує їх центри з земною поверхнею, побачить повне сонячне 3. Оскільки Земля обертається навколо своєї осі, Місяць - навколо Землі, а Земля - \u200b\u200bнавколо Сонця, місячна тінь швидко ковзає по земній поверхні від точки, де вона на неї впала, до ін., Де її покине, і прокреслює на Землі * смугу повного або кільцевого 3. Приватне 3. можна спостерігати, коли Місяць загороджує лише частина Сонця. Час, тривалість і картина сонячного або місячного 3. залежать від геометрії системи Земля-Місяць-Сонце. Через нахилу місячної орбіти щодо * екліптики сонячні і місячні 3. відбуваються не в кожне молодик або повний місяць. Порівняння передбачення 3. зі спостереженнями дозволяє уточнити теорію руху Місяця. Оскільки геометрія системи майже точно повторюється кожні 18 років 10 діб, 3. відбуваються з цим періодом, званим саросом. Реєстрації 3. з давніх часів дозволяють перевірити вплив припливів на місячну орбіту.

Визначення координат зірок по зоряній карті.

КВИТОК № 4

Особливості добового руху Сонця на різних географічних широтах в різну пору року.

Розглянемо річне переміщення Сонця по небесній сфері. Повний оберт навколо Сонця Земля робить за рік, за одну добу Сонце зміщується по екліптиці із заходу на схід приблизно на 1 °, а за 3 місяці - на 90 °. Однак на даному етапі важливо, що з переміщення Сонця по екліптиці супроводжується зміною його відміни в межах від δ \u003d -e (зимове сонцестояння) до δ \u003d + e (літнє сонцестояння), де e - кут нахилу земної осі. Тому протягом року змінюється і розташування добової паралелі Сонця. Розглянемо середні широти північної півкулі.

Під час проходження Сонцем точки весняного рівнодення (α \u003d 0 год), в кінці березня схиляння Сонця дорівнює 0 °, тому в цей день Сонце знаходиться практично на небесному екваторі, сходить на сході, піднімається у верхній кульмінації на висоту h \u003d 90 ° - φ і заходить на заході. Оскільки небесний екватор ділить небесну сферу навпіл, то Сонце половину доби знаходиться над горизонтом, половину - під ним, тобто день дорівнює ночі, що й відображено в назві "рівнодення". У момент рівнодення дотична до екліптики в місці знаходження Сонця нахилена до екватора на максимальний кут, рівний e, тому і швидкість збільшення відмінювання Сонця в цей час також максимальна.

Після весняного рівнодення схиляння Сонця швидко збільшується, тому з кожним днем \u200b\u200bвсе більша частина добової паралелі Сонця виявляється над горизонтом. Сонце сходить все раніше, піднімається у верхній кульмінації все вище і заходить все пізніше. Точки сходу і заходу кожен день зміщуються на північ, а день подовжується.

Однак кут нахилу дотичній до екліптики в місці знаходження Сонця з кожним днем \u200b\u200bзменшується, а разом з ним зменшується і швидкість збільшення відмінювання. Нарешті, в кінці червня Сонце досягає самої північної точки екліптики (α \u003d 6 ч, δ \u003d + e). До цього моменту воно піднімається у верхній кульмінації на висоту h \u003d 90 ° - φ + e, сходить приблизно на північному сході, заходить на північному заході, і тривалість дня досягає максимального значення. Разом з тим щоденне збільшення висоти Сонця у верхній кульмінації припиняється, і полуденне Сонце як би "зупиняється" в своєму русі на північ. Звідси і назва "літнє сонцестояння".

Після цього схиляння Сонця починає зменшуватися - спочатку дуже повільно, а потім все швидше. Сходить воно з кожним дні пізніше, заходить раніше, точки сходу і заходу переміщаються назад, на південь.

До кінця вересня Сонце досягає другої точки перетину екліптики з екватором (α \u003d 12 год), і знову настає рівнодення, тепер уже восени. Знову швидкість зміни відміни Сонця досягає максимуму, і воно швидко зміщується на південь. Ніч стає довша за день, і з кожним днем \u200b\u200bвисота Сонце у верхній кульмінації зменшується.

До кінця грудня Сонце досягає найпівденнішої точки екліптики (α \u003d 18 год) і його рух на південь припиняється, воно знову "зупиняється". Це зимове сонцестояння. Сонце сходить майже на південному сході, заходить на південному заході, а в полудень піднімається на півдні на висоту h \u003d 90 ° - φ - e.

А після все починається спочатку - схиляння Сонця збільшується, висота у верхній кульмінації зростає, день подовжується, точки сходу і заходу зміщуються на північ.

Через розсіювання світла земною атмосферою небо продовжує залишатися світлим і деякий час після заходу Сонця. Цей період називається сутінками. За глибиною занурення Сонця під горизонт розрізняються сутінки цивільні (-8 ° -12 °) і астрономічні (h\u003e -18 °), після закінчення яких яскравість нічного неба залишається приблизно постійною.

Влітку, при d \u003d + e, висота Сонця в нижній кульмінації дорівнює h \u003d φ + e - 90 °. Тому на північ від широти ~ 48 ° .5 в літнє сонцестояння Сонце в нижній кульмінації занурюється під горизонт менше, ніж на 18 °, і літні ночі стають світлими через астрономічних сутінків. Аналогічно при φ\u003e 54 ° .5 в літнє сонцестояння висота Сонця h\u003e -12 ° - всю ніч тривають навігаційні сутінки (в цю зону потрапляє Москва, де не темніє по три місяці на рік - з початку травня до початку серпня). Ще північніше, при φ\u003e 58 ° .5, влітку вже не припиняються цивільні сутінки (тут розташований Петербург з його знаменитими "білими ночами").

Нарешті, на широті φ \u003d 90 ° - e добова паралель Сонця під час сонцестояння торкнеться обрію. Ця широта - північне полярне коло. Ще на північ від Сонце на деякий час влітку не заходить за горизонт - настає полярний день, а взимку - не приходьте - полярна ніч.

А тепер розглянемо більш південні широти. Як вже говорилося, на південь від широти φ \u003d 90 ° - e - 18 ° ночі завжди темні. При подальшому русі на південь Сонце в будь-який час року піднімається все вище і вище, а відмінність між частинами його добової паралелі, що знаходяться над і під горизонтом, зменшується. Відповідно, і тривалість дня і ночі навіть під час сонцестоянь розрізняються все менше і менше. Нарешті, на широті j \u003d e добова паралель Сонця для літнього сонцестояння пройде через зеніт. Ця широта називається північним тропіком, в момент літнього сонцестояння в одній з точок на цій широті Сонце буває точно в зеніті. Нарешті, на екваторі добові паралелі Сонця завжди діляться горизонтом на дві рівні частини, тобто день там завжди дорівнює ночі, а Сонце буває в зеніті під час рівнодення.

На південь від екватора все буде аналогічно вищеописаному, тільки більшу частину року (а на південь від південного тропіка - завжди) верхня кульмінація Сонця буде відбуватися на північ від зеніту.

Наведення на заданий об'єкт і фокусування телескопа .

КВИТОК № 5

1. Принцип роботи та призначення телескопа.

телескоп , Астрономічний прилад для спостереження небесних світил. Добре сконструйований телескоп здатний збирати електромагнітне випромінювання в різних діапазонах спектру. В астрономії оптичний телескоп призначений для збільшення зображення і збору світла від слабких джерел, особливо невидимих \u200b\u200bнеозброєним оком, тому що в порівнянні з ним здатний збирати більше світла і забезпечувати високу кутовий дозвіл, тому в збільшеному зображенні можна бачити більше деталей. У телескопі-рефракторі в якості об'єктива використовується велика лінза, що збирає і фокусує світло, а зображення розглядається за допомогою окуляра, що складається з однієї або декількох лінз. Основною проблемою при конструюванні телескопів-рефракторів є хроматична аберація (кольорова облямівка навколо зображення, створюваного простий лінзою внаслідок того, що світло різних довжин хвиль фокусується на різних відстанях.). Її можна усунути, використовуючи комбінацію опуклої й увігнутої лінз, однак лінзи більше деякого граничного розміру (близько 1 метра в діаметрі) виготовити неможливо. Тому в даний час перевагу віддаються телескопів-рефлектора, в яких в якості об'єктива використовується дзеркало. Перший телескоп-рефлектор винайшов Ньютон за своєю схемою, званої системою Ньютона. Зараз існує кілька методів спостереження зображення: системи Ньютона, Кассегрена (положення фокуса зручно для реєстрації і аналізу світла за допомогою інших приладів, таких, як фотометр або спектрометр), куде (схема дуже зручна, коли для аналізу світла потрібно громіздке обладнання), Максутова ( т.зв. менісковий), Шмідта (застосовується, коли необхідно зробити масштабні огляди неба).

Поряд з оптичними телескопами є телескопи, котрі збирають електромагнітне випромінювання в інших діапазонах. Наприклад, широко поширені різні типи радіотелескопів (з параболічним дзеркалом: нерухомі і повноповороті; типу РАТАН-600; синфазних; радіоінтерферометри). Є також телескопи для реєстрації рентгенівського і гамма-випромінювання. Оскільки останнім поглинається земною атмосферою, рентгенівські телескопи зазвичай встановлюються на супутниках або повітряних зондах. Гамма-астрономія використовує телескопи, що розташовуються на супутниках.

Обчислення періоду обертання планети на основі третього закону Кеплера.

Т з \u003d 1год

а з \u003d 1 астрономічна одиниця

1 парсек \u003d 3,26 світлового року \u003d 206265 а. е. \u003d 3 * 10 11 км.

КВИТОК № 6

Способи визначення відстаней до тіл Сонячної системи і їх розмірів.

Спершу визначається відстань до якої-небудь доступною точки. Ця відстань називається базисом. Кут, під яким з недоступного місця видно базис, називають параллаксом . Горизонтальним параллаксом називають кут, під яким з планети видно радіус Землі, перпендикулярний променю зору.

p² - паралакс, r² - кутовий радіус, R - радіус Землі, r - радіус світила.

Радіолокаційний метод. Він полягає в тому, що на небесне тіло посилають потужний короткочасний імпульс, а потім приймають відбитий сигнал. Швидкість поширення радіохвиль дорівнює швидкості світла у вакуумі: відома. Тому якщо точно виміряти час, який треба було сигналом, щоб дійти до небесного тіла і повернутися назад, то легко обчислити шукане відстань.

Радіолокаційні спостереження дозволяють з великою точністю визначати відстані до небесних тіл Сонячної системи. Цим методом уточнені відстані до Місяця, Венери, Меркурія, Марса, Юпітера.

Лазерна локація Місяця. Незабаром після винаходу потужних джерел світлового випромінювання - оптичних квантових генераторів (лазерів) - стали проводитися досліди по лазерної локації Місяця. Метод лазерної локації аналогічний радіолокації, проте точність вимірювання значно вище. Оптична локація дає можливість визначити відстань між обраними точками місячної і земної поверхні з точністю до сантиметрів.

Для визначення розмірів Землі визначають відстань між двома пунктами, розташованими на одному меридіані, потім довжину дуги l , відповідної 1 ° - n .

Для визначення розмірів тіл Сонячної системи можна виміряти кут, під яким вони видно земному спостерігачеві - кутовий радіус світила r і відстань до світила D.

З огляду на p 0 - горизонтальний паралакс світила і, що кути p 0 і r малі,

Визначення світності зірки на основі даних про її розмірах і температурі.

L - світність (Lc \u003d 1)

R - радіус (Rc \u003d 1)

T - Температура (Tc \u003d 6000)

КВИТОК № 7

1. Можливості спектрального аналізу і позаатмосферних спостережень для вивчення природи небесних тіл.

Розкладання електромагнітного випромінювання по довжинах хвиль з метою їх вивчення називається спектроскопією. Аналіз спектрів - основний метод вивчення астрономічних об'єктів, застосовуваний в астрофізиці. Вивчення спектрів дає інформацію про температуру, швидкості, тиску, хімічний склад і про інші найважливіші властивості астрономічних об'єктів. За спектром поглинання (точніше, за наявністю певних ліній в спектрі) можна судити про хімічний склад атмосфери зірки. За інтенсивністю спектра можна визначити температуру зірок та інших тіл:

l max T \u003d b, b - постійна Вина. Багато що про зірку можна дізнатися за допомогою ефекту Доплера. У 1842 році він встановив, що довжина хвилі λ, прийнята спостерігачем, пов'язана з довжиною хвилі джерела випромінювання співвідношенням: , Де V- проекція швидкості джерела на промінь зору. Відкритий ним закон отримав назву закону Доплера:. Зсув ліній в спектрі зірки щодо спектра порівняння в червону сторону говорить про те, що зірка віддаляється від нас, зміщення в фіолетову сторону спектра - що зірка наближається до нас. Якщо лінії в спектрі періодично змінюються, то зірка має супутник і вони обертаються навколо загального центру мас. Ефект Доплера також дає можливість оцінити швидкість обертання зірок. Навіть коли випромінюючий газ не має відносного руху, спектральні лінії, що випромінюються окремими атомами, будуть зміщуватися щодо лабораторного значення через безладного теплового руху. Для загальної маси газу це буде виражатися в розширенні спектральних ліній. При цьому квадрат доплеровской ширини спектральної лінії пропорційний температурі. Таким чином, по ширині спектральної лінії можна судити про температуру випромінюючого газу. У 1896 році нідерландським фізиком Зееманом був відкритий ефект розщеплення ліній спектра в сильному магнітному полі. За допомогою цього ефекту тепер стало можливо «вимірювати» космічні магнітні поля. Схожий ефект (він називається ефектом Штарка) спостерігається в електричному полі. Він проявляється, коли в зірці короткочасно виникає сильне електричне поле.

Земна атмосфера затримує частину йде з космосу випромінювання. Видиме світло, проходячи через неї, теж спотворюється: рух повітря розмиває зображення небесних тіл, і зірки мерехтять, хоча насправді їх яскравість незмінна. Тому з середини XX століття астрономи почали вести спостереження з космосу. Поза атмосферні телескопи збирають і аналізують рентгенівське, ультрафіолетове, інфрачервоне і гамма випромінювання. Перші три можна вивчати лише поза атмосферою, останнім же частково досягає поверхні Землі, але змішується з ІК самої планети. Тому краще виносити інфрачервоні телескопи в космос. Рентгенівське випромінювання виявляє у Всесвіті області, де особливо бурхливо виділяється енергія (наприклад чорні діри), а також невидимі в інших променях об'єкти, наприклад пульсари. Інфрачервоні телескопи дозволяють досліджувати теплові джерела, приховані для оптики, в великому діапазоні температур. Гамма-астрономія дозволяє виявити джерела електрон-позитронної анігіляції, тобто джерела високих енергій.

2. Визначення по зоряній карті схиляння Сонця на даний день і обчислення його висоти опівдні.

h - висота світила

КВИТОК № 8

Найважливіші напрямки і завдання дослідження і освоєння космічного простору.

Основні проблеми сучасної астрономії:

Немає рішення багатьох приватних проблем космогонії:

· Як сформувалася Місяць, як утворилися кільця навколо планет-гігантів, чому Венера обертається дуже повільно і в зворотному напрямку;

У зоряної астрономії:

· Немає детальної моделі Сонця, здатної точно пояснити все його спостережувані властивості (зокрема, потік нейтрино з ядра).

· Ні детальної фізичної теорії деяких проявів зоряної активності. Наприклад, не до кінця зрозумілі причини вибуху наднових зірок; не зовсім зрозуміло, чому з околиць деяких зірок викидаються вузькі струменя газу. Однак особливо загадкові короткі спалахи гамма-випромінювання, регулярно відбуваються в різних напрямках на небі. Не ясно навіть, чи пов'язані вони з зірками чи з іншими об'єктами, і на якій відстані від нас знаходяться ці об'єкти.

У галактичної і позагалактичної астрономії:

· Не вирішена проблема прихованої маси, яка полягає в тому, що гравітаційне поле галактик і скупчень галактик в кілька разів сильніше, ніж це може забезпечити спостережуване речовина. Ймовірно, велика частина речовини Всесвіту досі прихована від астрономів;

· Немає єдиної теорії формування галактик;

· Чи не вирішені основні проблеми космології: немає закінченою фізичної теорії народження Всесвіту і не ясна її доля в майбутньому.

Ось деякі питання, на які астрономи сподіваються отримати відповіді в 21 столітті:

· Чи існують у найближчих зірок планети земного типу і чи є у них біосфери (чи є на них життя)?

· Які процеси сприяють початку формування зірок?

· Як утворюються і поширюються по Галактиці біологічно важливі хімічні елементи, такі, як вуглець, кисень?

· Чи є чорні діри джерелом енергії активних галактик і квазарів?

· Де і коли сформувалися галактики?

· Чи Всесвіт розширюватися вічно, або її розширення зміниться колапсом?

КВИТОК № 9

Закони Кеплера, їх відкриття, значення і межі застосування.

Три закони руху планет відносно Сонця були виведені емпірично німецьким астрономом Йоганном Кеплером на початку XVII століття. Це стало можливим завдяки багаторічним спостереженням датського астронома Тихо Браге.

перший закон Кеплера. Кожна планета рухається по еліпсу, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце ( e = c / a , де з - відстань від центру еліпса до його фокусу, а - велика піввісь, е - ексцентриситет еліпса. Чим більше е, тим більше еліпс відрізняється від окружності. якщо з \u003d 0 (фокуси збігаються з центром), то е \u003d 0 і еліпс перетворюється в коло радіусом а).

другий закон Кеплера (закон рівних площ). Радіус вектор планети за рівні проміжки часу описує рівновеликі площі. Інша формулювання цього закону: секториальная швидкість планети постійна.

третій закон Кеплера. Квадрати періодів звернень планет навколо Сонця пропорційні кубів великих півосей їх еліптичних орбіт.

Сучасна формулювання першого закону доповнено так: в невозмущенном русі орбіта рухомого тіла є крива другого порядку - еліпс, парабола або гіпербола.

На відміну від двох перших, третій закон Кеплера застосуємо тільки до еліптичних орбітах.

Швидкість руху планети в перигелії:, де V c \u003d кругова швидкість при R \u003d a.

Швидкість в афелії :.

Кеплер відкрив свої закони емпіричним шляхом. Ньютон вивів закони Кеплера із закону всесвітнього тяжіння. Для визначення мас небесних тіл важливе значення має узагальнення Ньютоном третього закону Кеплера на будь-які системи обертаються тел. В узагальненому вигляді цей закон зазвичай формулюється так: квадрати періодів T 1 і T 2 звернення двох тіл навколо Сонця, помножені на суму мас кожного тіла (відповідно M 1 і M 2) і Сонця (М с), відносяться як куби великих піввісь a 1 і a 2 їх орбіт: . При цьому взаємодія між тілами M 1 і M 2 не враховується. Якщо знехтувати масами цих тіл в порівнянні з масою Сонця, то вийде формулювання третього закону, дана самим Кеплером: Третє закон Кеплера можна також висловити як залежність між періодом T обертання по орбіті тіла з масою M і велика піввісь орбіти a: . Третій закон Кеплера можна використовувати, щоб визначити масу подвійних зірок.

Нанесення на зоряну карту об'єкта (планета, комета і т.п.) за заданими координатами.

КВИТОК № 10

Планети земної групи: Меркурій, Марс, Венера, Земля, Плутон. Мають невеликі розміри і маси, середня щільність цих планет в кілька разів більше щільності води. Вони повільно обертаються навколо своїх осей. У них мало супутників. Планети земної групи мають тверді поверхні. Подібність планет земної групи не виключає і значної різниці. Наприклад, Венера на відміну від інших планет обертається в напрямку, протилежному її руху навколо Сонця, причому в 243 рази повільніше Землі. Плутон найменша з планет (діаметр Плутона \u003d 2260 км, супутник - Харон в 2 рази менше, приблизно так само як і система Земля - \u200b\u200bМісяць, являють собою «подвійну планету»), але за фізичними характеристиками він близький до цієї групи.

Меркурій. Маса: 3 * 10 23 кг (0.055 земної) R орбіти: 0.387 а.о. D планети: 4870 км Властивості атмосфери: Атмосфера практично відсутня, гелій і водень Сонця, натрій, що виділяється перегрітою поверхнею планети. Поверхня: порита кратерами, Існує западина 1300 км в діаметрі, іменована «Басейн Калоріс» Особливості: Доба тривають два роки.

Венера. Маса: 4.78 * 10 24 кг R орбіти: 0.723 а.о. D планети: 12100 км Склад атмосфери: В основному вуглекислий газ з домішками азоту і кисню, хмари конденсату сірчаної і плавикової кислоти. Поверхня: Кам'яниста пустеля, щодо гладка, втім є й кратери Особливості: Тиск у поверхні в 90 разів\u003e земного, зворотне обертання по орбіті, сильний парниковий ефект (Т \u003d 475 0 С).

земля . R орбіти: 1 а.о. (150 000000 км) R планети: 6400 км Склад атмосфери: Азот на 78%, кисень на 21% і вуглекислий газ. Поверхня: Найрізноманітніша. Особливості: Багато води, умови, необхідні для зародження та існування життя. Є 1 супутник - Місяць.

Марс. Маса: 6.4 * 1023 кг R орбіти: 1,52 а.о. (228 млн км) D планети: 6670 км Склад атмосфери: Вуглекислий газ з домішками. Поверхня: Кратери, долина «Маринер», гора Олімп - найвища в системі Особливості: Багато води в полярних шапках, імовірно раніше клімат був придатний для органічного життя на вуглецевій основі, причому еволюція клімату Марса оборотна. Є 2 супутника - Фобос і Деймос. Фобос повільно падає на Марс.

Плутон / Харон.

Маса: 1.3 * 10 23 кг / 1.8 * 10 11 кг

R орбіти: 29.65-49.28 а.о.

D планети: 2324/1212 км

Склад атмосфери: Тонкий шар метану

Особливості: Подвійна планета, можливо планетеземаль, орбіта не лежить в площині інших орбіт. Плутон і Харон завжди звернені один до одного однією стороною

Планети-гіганти: Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун.

Вони мають великі розміри і маси (маса Юпітера\u003e маси Землі в 318 разів, за обсягом - в 1320 разів). Планети-гіганти дуже швидко обертаються навколо своїх осей. Результат цього - велика стиснення. Планети розташовані далеко від Сонця. Відрізняються великою кількістю супутників (у Юпітера -16, у Сатурна - 17, у Урана - 16, у Нептуна - 8). Особливість планети-гігантів - кільця, що складаються з частинок і брил. Ці планети не мають твердих поверхонь, щільність у них мала, складаються в основному з водню і гелію. Газоподібний водень атмосфери переходить в рідку, а потім в тверду фазу. При цьому швидке обертання і те, що водень стає провідником електрики, зумовлює значні магнітні поля цих планет, які вловлюють які летять від Сонця заряджені частинки і утворюють радіаційні пояси.

Юпітер Маса: 1.9 * 10 27 кг R орбіти: 5,2 ае D планети: 143 760 км по екватору Склад: Водень з домішками гелію. Супутники: На Європі багато води, Ганімед з льодом, Іо з сірчаним вулканом. Особливості: Велика Червона пляма, майже зірка, 10% випромінювання - власне, відтягує у нас Місяць (по 2 метри в рік).	Сатурн. Маса: 5,68 * 10 26 R орбіти: 9,5 а.о. D планети 120 420 км Склад: Водень і гелій. Супутники: Титан більше Меркурія, має атмосферу. Особливості: Красиві кільця, низька щільність, багато супутників, полюса магнітного поля практично збігаються з віссю обертання.
уран Маса: 8,5 * 1025кг R орбіти: 19.2 а.о. D планети 51 300 км Склад: Метан, аміак. Супутники: Міранда має дуже складний рельєф. Особливості: Вісь обертання спрямована до Сонця, не випромінює власної енергії, найбільший кут відхилення магнітної осі від осі обертання.	Нептун. Маса: 1 * 10 26 кг R орбіти: 30 а.о. D планети: 49500 км Склад: Метан, аміак воднева атмосфера .. Супутники: Тритон має азотну атмосферу, воду. Особливості: Випромінює в 2.7 рази більше енергії, що поглинається.

Установка моделі небесної сфери для даної широти і її орієнтація по сторонах горизонту.

КВИТОК № 11

Відмінні риси Місяця і супутників планет.

місяць - єдиний природний супутник Землі. Поверхня Місяця сильно неоднорідна. Основні великомасштабні освіти - моря, гори, кратери і яскраві промені, можливо, - викиди речовини. Моря, темні, гладкі рівнини, є депресії, заповнені застиглою лавою. Діаметри найбільших з них перевищують 1000 км. Др. три типи утворень з великою ймовірністю є наслідком бомбардування місячної поверхні на ранніх стадіях існування Сонячної системи. Бомбардування тривала неск. сотень мільйонів років, а уламки осідали на поверхні Місяця і планет. Уламки астероїдів діаметром від сотень кілометрів до найдрібніших частинок пилу сформували гл. деталі Місяця і поверхневий шар скельних порід. За періодом бомбардування було заповнення морів лавою, породженої радіоактивним розігрівом місячних надр. Приладами космич. апаратів серії «Аполлон» була зареєстрована сейсмічна активність Місяця, т. н. л унотрясеніе. Зразки місячного грунту, доставлені на Землю астронавтами, показали, що вік Л. 4,3 млрд. Років, ймовірно, такий же, як і Землі, складається з тих же хім. елементів, що і Земля, з таким же приблизно співвідношенням. На Л. немає і, ймовірно, ніколи не було атм-ри, і немає підстав стверджувати, що коли-небудь там існувало життя. Згідно з останніми теоріям, Л. утворилася в рез-ті зіткнення планетезимали розмірами з Марс і молодої Землі. Темп-pa місячної поверхні досягає 100 ° С місячним днем \u200b\u200bі падає до -200 ° С місячної ночі. На Л. не існує ерозії, за позов. повільного руйнування скель через поперемінного теплового розширення і стиснення і випадкових раптових локальних катастроф внаслідок метеоритних ударів.

Маса Л. точно виміряна шляхом вивчення орбіт її мистецтв, супутників і відноситься до маси Землі як 1 / 81,3; її діаметр 3476 км складає 1 / 3,6 діаметра Землі. Л. має форму еліпсоїда, хоча три взаємно перпендикулярних діаметра розрізняються не більше, ніж на кілометр. Період обертання Л. дорівнює періоду обертання навколо Землі, так що, якщо не брати до уваги ефектів лібрації, вона завжди повернена до неї однією стороною. Пор. щільність 3330 кг / м 3, значення дуже близьке до щільності основних порід, що лежать під земною корою, а сила гравітації на поверхні Місяця складає 1/6 земної. Місяць - найближче до Землі небесне тіло. Якби Земля і Місяць були точковими масами або жорсткими сферами, щільність яких змінюється тільки з відстанню від центру, і не було б ін. Небесних тіл, то орбіта Місяця навколо Землі була б незмінних еліпсом. Однак Сонце і в значно меншій мірі планети надають гравитац. вплив на Л., викликаючи обурення її орбітальних елементів, тому велика піввісь, ексцентриситет і нахил безперервно піддаються циклічним збурень, осцілліруя щодо середніх значень.

супутники природні , Природне тіло, що обертається навколо планети. У Сонячній системі відомо більше 70 супутників різних розмірів і весь час відкриваються нові. Сім найбільших супутників - це Місяць, чотири галілеєвих супутника Юпітера, Титан і Тритон. Всі вони мають діаметри, що перевищують 2500 км, і є маленькими «світами» зі складною геол. історією; у деяких є атмосфера. Всі інші супутники мають розміри, порівнянні з астероїдами, тобто від 10 до 1500 км. Вони можуть складатися з скельних порід або льоду, форма варіюється від майже сферичної до неправильної, поверхня - або давня з численними кратерами, або зазнала змін, пов'язаних з активністю в надрах. Розміри орбіт лежать в діапазоні від менш двох до кількох сотень радіусів планети, період обертання - від декількох годин до понад рік. Вважають, що деякі супутники були захоплені гравітаційним тяжінням планети. Вони мають неправильні орбіти і іноді звертаються в напрямку, протилежному орбітальному руху планети навколо Сонця (т.зв. зворотний рух). Орбіти С.Є. можуть бути сильно нахилені до площини орбіти планети або дуже витягнуті. Протяжні системи С.Є. з регулярними орбітами навколо чотирьох планет-гігантів, ймовірно, виникли з газопилової хмари, що оточував батьківську планету, подібно утворення планет в протосонячній туманності. С.е. розмірами менше дек. сотень кілометрів мають неправильну форму і, ймовірно, утворилися при руйнівних зіткненнях більших тел. У зовн. областях Сонячної системи вони часто звертаються поблизу кілець. Елементи орбіт зовн. С.е., особливо ексцентриситети, схильні до сильних збурень, викликаних Сонцем. Дек. пар і навіть трійок С.Є. мають періоди обертання, пов'язані простим співвідношенням. Напр., Супутник Юпітера Європа має період, майже рівний половині періоду Ганімеда. Таке явище називається резонансом.

Визначення умов видимості планети Меркурій за даними «Шкільного астрономічного календаря».

КВИТОК № 12

Комети і астероїди. Основи сучасних уявлень про походження Сонячної системи.

комета , Небесне тіло Сонячної системи, що складається з частинок льоду і пилу, що рухаються по сильно витягнутих орбітах, на означає, відстані від Сонця виглядають слабо світяться цятками овальної форми. У міру наближення до Сонця навколо цього ядра утворюються кома (Майже сферична газопилової оболонка, що оточує голову комети при її наближенні до Сонця. Ця «атмосфера», безперервно здуває сонячним вітром, заповнюється газом і пилом, леткими з ядра. Діаметр К. досягає 100 тис . км. Швидкість тікання газу і пилу становить кілька кілометрів в секунду щодо ядра, і вони розсіюються в міжпланетному просторі частково через хвіст комети.) і хвіст (Потік газу і пилу, що утворюється під дією світлового тиску і взаємодії з солчним вітром з розсіюється в міжпланетному просторі атмосфери комети. У більшості комет X. з'являється, коли вони наближаються до Сонця на відстань менше 2 а.о. X. завжди спрямований від Сонця. Газовий X. утворений іонізованних молекулами, викинутими з ядра, під впливом сонячного випромінювання має блакитнувате фарбування, виразні межі, типова ширина 1 млн. км, довжина - десятки мільйонів кілометрів. Структура X. може помітно змінюватися протягом дек. годин. Швидкість окремих молекул коливається від 10 до 100 км / сек. Пиловий X. більш розпливчастий і викривлений, причому його кривизна залежить від маси частинок пилу. Пил безперервно виділяється з ядра і захоплюється потоком газу.). Центр, частина К. називається ядром і являє собою ледяністое тіло - залишки величезних скупчень крижаних планетезималей, що утворилися під час формування Сонячної системи. Тепер вони зосереджені на периферії - в хмарі Оорта-Епіка. Середня маса ядра К. 1-100 млрд. Кг, діаметр 200-1200 м, щільність 200 кг / м 3 ( "/ 5 щільності води). У ядрах є порожнечі. Це неміцні освіти, що складаються на одну третину з льодів і на дві третини з пилового в-ва. лід головним чином водяний, але є домішки інших з'єднань. при кожному повернення до Сонця лід тане, молекули газу залишають ядро \u200b\u200bі захоплює за собою частки пилу і льоду, при цьому навколо ядра утворюється сферич. оболонка - кома, довгий плазмовий хвіст, спрямований від Сонця, і пиловий хвіст. Кількість теряемого в-ва залежить від кол-ва пилу, що покриває ядро, і відстані від Сонця в перигелії. Дані, отримані в рез-ті спостережень космічного апарату «Джотто» за кометою Галлея з близької відстані, підтвердили мн. теорії будови К.

К. зазвичай називають на честь їх відкривачів із зазначенням року, коли вони спостерігалися в останній раз. Поділяються на короткоперіодіч. і довгопорів-дич. Короткоперіодіч. К. обертаються навколо Сонця з періодом в дек. років, в порівн. ок. 8 років; найкоротший період - трохи більше 3 років - має К. Енке. Ці К. були захоплені гравитац. полем Юпітера і стали обертатися на відносно малих орбітах. Типова з них має відстань в перигелії 1,5 а.о. і повністю руйнується після 5 тис. оборотів, породжуючи метеорний потік. Астрономи спостерігали розпад К. Веста в 1976 р і К. * комета. Навпаки, періоди обертання долгоперіодіч. К. можуть досягати 10 тис., А то і 1 млн. Років, і їх афелії можуть перебувати на "/ з відстані до найближчих зірок. У наст, час відомо близько 140 короткоперіодіч. І 800 долгоперіодіч. К., і щороку відкривається близько 30 нових К. Наші знання про ці об'єкти неповні, тому що їх виявляють лише тоді, коли вони наближаються до Сонця на відстань приблизно 2,5 а.о. Передбачається, що навколо Сонця звертається ок. трильйона К.

Астероїд (Asteroid), мала планета, к-раю має близьку до кругової орбіти, що лежить поблизу площини екліптики між орбітами Марса і Юпітера. Знову відкритим А. присвоюється порядковий номер після визначення їх орбіти, досить точної, щоб А. «не загубився». У 1796 р франц. астроном Жозеф Же-ром Лаланд запропонував приступити до пошуків «відсутньої» планети між Марсом і Юпітером, передбачали правилом Боде. У новорічну ніч 1801 р італ. астроном Джузеппе Піацца під час спостережень для складання зоряного каталогу відкрив Цереру. Ньому. вчений Карл Гаусс обчислив її орбіту. До наст, часу відомо близько 3500 астероїдів. Радіуси Церери, Паллади і Вести - 512, 304 і 290 км відповідно, інших - менше. За оцінками в гл. поясі знаходиться ок. 100 млн. А., їх сумарна маса, мабуть, становить близько 1/2200 маси, спочатку була присутня в цій області. Виникнення суч. А., можливо, пов'язано з руйнуванням планети (традиційна званої Фаетоном, суч. Назва - планета Ольберса) в рез-ті зіткнення з ін. Тілом. Поверхні спостерігаються А. складаються з металів та скельних порід. Залежно від складу астероїди поділяються на типи (C, S, M, U). Склад типу U при вході.

А. групуються також за елементами орбіт, утворюючи т.зв. сімейства Хіраяма. Більшість А. має період обертання ок. 8 час. Все А. радіусом менше 120 км мають неправильну форму, орбіти схильні гравитац. впливу Юпітера. В рез-ті в розподілі А. по великим полуосям орбіт існують прогалини, звані люками Кірквуд. А., що потрапили в ці люки, мали б періоди, кратні орбітальному періоду Юпітера. Орбіти астероїдів в цих люках вкрай нестійкі. Внутр. і зовн. краю пояса А. лежать в областях, де це співвідношення дорівнює 1: 4 і 1: 2. А.

Коли протозвезда стискається, вона утворює диск з речовини, що оточує зірку. Частина речовини цього диска падає назад на зірку, підкоряючись силі тяжіння. Газ і пил, що залишаються в диску, поступово охолоджуються. Коли температура опускається досить низько, речовина диска починає збиратися в невеликі згустки - осередки конденсації. Так виникають планетезимали. У процесі формування Сонячної системи частина планетезималей зруйнувалася в результаті зіткнень, а інші об'єдналися, щоб утворити планети. У зовнішній частині Сонячної системи утворилися великі планетні ядра, які здатні були утримати на собі деяку кількість газу у вигляді первинного хмари. Більш важкі частки утримувалися тяжінням Сонця і під впливом приливних сил довго не могли сформуватися в планети. Так було покладено початок утворенню «газових гігантів» - Юпітера, Сатурна, Урана і Нептуна. У них, цілком ймовірно, виникли власні міні-диски з газу і пилу, з яких врешті-решт утворилися місяця і кільця. Нарешті, у внутрішній Сонячній системі з твердої речовини формуються Меркурій, Венера, Земля і Марс.

Визначення умов видимості планети Венера за даними «Шкільного астрономічного календаря».

КВИТОК № 13

Сонце, як типова зірка. Його основні характеристики.

сонце , Центральне тіло Сонячної системи, являє собою розпечену плазмову кулю. Зірка, навколо якої обертається Земля. Звичайна зірка головної послідовності спектрального класу G2, самосветящаяся газова маса, що складається на 71% з водню і на 26% з гелію. Абсолютна зоряна величина 4,83, ефективна температура поверхні 5770 К. У центрі Сонця вона 15 * 10 6 До них, що забезпечує тиск, здатне протистояти силі гравітації, яка на поверхні Сонця (фотосфері) в 27 разів більше, ніж на Землі. Така висока температура виникає за рахунок термоядерних реакцій перетворення водню в гелій (протон-протонна реакція) (вихід енергії з поверхні фотосфери 3,8 * 10 26 Вт). Сонце - сферично симетричне тіло, що знаходиться в рівновазі. Залежно від зміни фізичних умов Сонце можна розділити на кілька концентричних шарів, поступово переходять одна в одну. Майже вся енергія Сонця генерується в центральній області - ядрі, де протікає реакція термоядерного синтезу. Ядро займає менше 1/1000 його обсягу, щільність - 160 г / см 3 (щільність фотосфери в 10 млн. Разів менше щільності води). Через величезної маси Сонця і непрозорості його речовини випромінювання йде з ядра до фотосфері дуже повільно - близько 10 млн. Років. За цей час зменшується частота рентгенівського випромінювання, і воно стає видимим світлом. Однак нейтрино, що утворюються в ядерних реакціях, вільно залишають Сонце і в принципі забезпечують безпосереднє отримання інформації про ядро. Розбіжність між спостережуваним і передбаченим теорією потоком нейтрино породило серйозні суперечки про внутрішню будову Сонця. Протягом останніх 15% радіуса знаходиться конвективна зона. Конвективні руху також грають роль в перенесенні магнітних полів, що генеруються струмами в його обертових внутрішніх шарах, що проявляється у вигляді сонячної активності, причому найбільш сильні поля спостерігаються в сонячних плямах. За межами фотосфери знаходиться сонячна атмосфера, в якій температура досягає мінімального значення 4200 К, а потім знову збільшується внаслідок дисипації ударних хвиль, породжуваних підфотосферній конвекцією, в хромосфері, де різко зростає до значення 2 * 10 6 До них, характерного для корони. Висока температура останньої веде до безперервного закінченню плазмового речовини в міжпланетний простір у вигляді сонячного вітру. В окремих областях може швидко і сильно зростати напруженість магнітного поля. Цей процес супроводжується цілим комплексом явищ сонячної активності. До них відносяться сонячні спалахи (в хромосфері), протуберанці (в сонячній короні) і корональні діри (особливі області корони).

Маса Сонця 1,99 * 10 30 кг, середній радіус, який визначається приблизно сферичної фотосферой, - 700 000 км. Це еквівалентно 330 000 масам і 110 радіусів Землі відповідно; в Сонце може вміститися 1,3 млн. таких тіл, як Земля. Обертання Сонця викликає рух його поверхневих утворень, таких, як сонячні плями, в фотосфері і розташованих над нею шарах. Середній період обертання 25,4 дня, причому на екваторі він становить 25 діб, а на полюсах - 41 день. Обертанням обумовлено стиснення сонячного диска, що становить 0,005%.

Визначення умов видимості планети Марс за даними «Шкільного астрономічного календаря».

КВИТОК № 14

Найважливіші прояви сонячної активності, їх зв'язок з геофізичними явищами.

Сонячна активність є наслідком конвекції середніх шарів зірки. Причина цього явища полягає в тому, що кількість енергії, що надходить від ядра набагато більше відведеного теплопровідністю. Конвекція викликає сильні магнітні поля, що генеруються струмами в конвектирующей шарах. Основними проявами сонячної активності, що впливають на землю, є сонячні плями, сонячний вітер, протуберанці.

сонячні плями , Освіти в фотосфері Сонця, спостерігалися з давніх часів, і в даний, час їх вважають областями фотосфери з температурою на 2000 К нижче, ніж в оточуючих, через наявність сильного магнітного поля (бл. 2000 Гс). З.п. складаються з відносно темної центр, частини (тіні) і більш світлої волокнистої півтіні. Потік газу з тіні в півтінь називається ефектом Евершеда (V \u003d 2км / с). Число С.п. і їх поява змінюються протягом 11-річного циклу сонячної активності, або циклу сонячних плям, який описується законом Шперер і графічно ілюструється метеликоподібне діаграмою Маундера (переміщення плям по широті). Цюрихское відносне число сонячних плям вказує загальну площу поверхні, покриту С.п. На основний 11-річний цикл накладаються долгоперіодічние варіації. Напр., С.п. змінюють магн. полярність протягом 22-річного циклу сонячної активності. Але наиб, вражаючий приклад долгоперіодічних варіацій - це мінімум. Маундера (1645-1715), коли С.п. були відсутні. Хоча загальновизнано, що варіації числа С.п. визначаються дифузією магнітного поля з обертових сонячних надр, процес ще не зрозумілий до кінця. Сильне магнітне поле сонячних плям впливає на поле Землі викликаючи перешкоди радіозв'язку і полярне сяйво. існує кілька. неспростовних короткоперіодічних ефектів, твердження про існування долгоперіодіч. зв'язку між кліматом і числом С.п., особливо 11-річним циклом, дуже суперечливе, що обумовлено труднощами дотримання умов, к-які необхідні при проведенні точного статистичного аналізу даних.

сонячний вітер Закінчення високотемпературної плазми (електрони, протони, нейтрони і адрони) сонячної корони, випромінювання інтенсивних хвиль радіоспектра, рентгенівських променів в навколишній простір. Утворює т.зв. гелиосферу, що простирається на 100 а.о. від сонця. Сонячний вітер так інтенсивний, що здатний пошкоджувати зовнішні шари комет, викликаючи появу «хвоста». С.В. іонізує верхні шари атмосфери, завдяки чому утворюється озоновий шар, викликає полярні сяйва і підвищення радіоактивного фону і перешкоди радіозв'язку в місцях руйнування озонового шару.

Останній максимум сонячної активності був у 2001 році. Максимум сонячної активності означає найбільшу кількість плям, випромінювання і протуберанців. Давно встановлено, що зміна сонячної активності Сонце впливає на наступні фактори:

* Епідеміологічну обстановку на Землі;

* Кількість різного роду стихійних лих (тайфуни, землетруси, повені і т. Д.);

* На кількість автомобільних і залізничних аварій.

Максимум від цього посідає роки активного Сонця. Як встановив учений Чижевський, активне Сонце впливає на самопочуття людини. З тих пір складаються періодичні прогнози самопочуття людини.

2. Визначення умов видимості планети Юпітер за даними «Шкільного астрономічного календаря».

КВИТОК № 15

Способи визначення відстаней до зірок, одиниці відстані і зв'язок між ними.

Для вимірювання відстані до тіл Сонячної системи застосовується метод паралакса. Радіус землі виявляється занадто малим, щоб бути базисом для вимірювання параллактического усунення зірок і відстані до них. Тому користуються річним параллаксом замість горизонтального.

Річним параллаксом зірки називають кут (p), під яким із зірки можна було б бачити велику піввісь земної орбіти, якщо вона перпендикулярна променю зору.

a - велика піввісь земної орбіти,

p - річний паралакс.

Також використовується одиниця відстані парсек. Парсек - відстань, з якого велика піввісь земної орбіти, перпендикулярна променю зору видно з точки 1².

1 парсек \u003d 3,26 світлового року \u003d 206265 а. е. \u003d 3 * 10 11 км.

Виміром річного паралакса можна надійно встановити відстань до зірок, що знаходяться не далі 100 парсек або 300 св. років.

Якщо відомі абсолютна і видима зоряні величини, то відстань до зірки можна визначити за формулою lg (r) \u003d 0.2 * (m-M) +1

Визначення умов видимості Місяця за даними «Шкільного астрономічного календаря».

КВИТОК № 16

Основні фізичні характеристики зірок, взаємозв'язок цих характеристик. Умови рівноваги зірок.

Основні фізичні характеристики зірок: світність, абсолютна і видима зоряні величини, маса, температура, розмір, спектр.

світність - енергія, яку випромінює зіркою або іншим небесним тілом за одиницю часу. Зазвичай дається в одиницях світності Сонця, виражається формулою lg (L / Lc) \u003d 0,4 (Mc - M), де L і M - світність і абсолютна зоряна величина джерела, Lc і Mc - відповідні величини для Сонця (Mc \u003d +4 , 83). Також визначається за формулою L \u003d 4πR 2 σT 4. Відомі зірки, світність яких у багато разів перевершує світність Сонця. Світність Альдебарану в 160, а Рігеля в 80 000 разів більше, ніж Сонця. Але переважна більшість зірок мають світності порівнянні з сонячної або менше її.

Зоряна величина - міра яскравості зірки. З.в. не дає справжнього уявлення про потужність випромінювання зірки. Близька до Землі слабка зірка може виглядати яскравіше, ніж далека яскрава зірка, тому що потік випромінювання, що приймається від неї, зменшується обернено пропорційно квадрату відстані. Видима З.в. - блиск зірки, к-рий бачить спостерігач, дивлячись на небо. Абсолютна З.в. - міра істинної яскравості, являє собою рівень блиску зірки, к-рий вона мала б, перебуваючи на відстані 10 пк. Гіппарх винайшов систему видимих \u200b\u200bЗ.в. у 2 ст. до н.е. Зіркам були приписані числа в залежності від їх видимої яскравості; найяскравіші зірки були 1-ї величини, а найслабші - 6-й. Все р. 19 в. ця система була модифікована. Сучасна шкала З.в. була встановлена \u200b\u200bшляхом визначення З.в. представницької вибірки зірок поблизу сівши. полюса світу (сівши. полярний ряд). За ним визначалися З.в. всіх ін. зірок. Це логарифмічна шкала, на к-рій зірки 1-ї величини в 100 разів яскравіше зірок 6-ї величини. У міру зростання точності вимірювань довелося вводити десяті частки. Найяскравіші зірки яскравіше 1-ї величини, а нек-риє навіть мають негативні зоряні величини.

Маса зоряна - параметр, безпосередньо визначається тільки для компонентів подвійних зірок з відомими орбітами і відстанями (M 1 + M 2 \u003d R 3 / T 2). Т.ч. встановлені маси лише кількох десятків зірок, але для набагато більшого числа масу можна визначити з залежності маса - світність. Маси більше 40 сонячних і менш 0,1 сонячних дуже рідкісні. Маси більшості зірок менше сонячної. Температура в центрі таких зірок не може досягати рівня, при якому починаються реакції ядерного синтезу, і джерелом їх енергії є тільки стиснення Кельвіна - Гельмгольца. Такі об'єкти називаються коричневими карликами.

Масса-світність співвідношення , Знайдене в 1924 р Еддінгтоном співвідношення між світністю L і зоряної масою М. Співвідношення має вигляд L / Lс \u003d (М / М с) а, де Lс і Мс - світність і маса Сонця відповідно, значення а зазвичай лежить в діапазоні 3-5. Співвідношення випливає з того факту, що спостерігаються св-ва нормальних зірок визначаються головним чином їх масою. Це співвідношення для зірок-карликів добре узгоджується зі спостереженнями. Вважається, що вона справедлива також для надгігантів і гігантів, хоча їх маса погано піддається прямим вимірам. Співвідношення не може бути застосовано до білих карликів, тому що завищує їх світність.

температура зоряна - температура деякої області зірки. Відноситься до числа найважливіших фізичних характеристик будь-якого об'єкта. Однак через те, що температура різних областей зірки відрізняється, а також через те, що температура - термодинамічна величина, яка залежить від потоку електромагнітного випромінювання і присутності різних атомів, іонів і ядер в деякій області зоряної атмосфери, всі ці відмінності об'єднують в ефективну температуру, тісно пов'язану з випромінюванням зірки в фотосфері. ефективна температура , Параметр, що характеризує повне кількість енергії, випромінюваної зіркою з одиниці площі її поверхні. Це однозначний метод опису зоряної температури. Е.Т. визначається через температуру абсолютно чорного тіла, яке б, відповідно до закону Стефана-Больцмана, випромінювало таку ж потужність на одиницю площі поверхні, як і зірка. Хоча спектр зірки в деталях значно відрізняється від спектра абсолютно чорного тіла, проте ефективна температура характеризує енергію газу в зовнішніх шарах зоряної фотосфери і дозволяє, використовуючи закон зміщення Віна (λ max \u003d 0,29 / Т), визначити, на яку довжину хвилі доводиться максимум зоряного випромінювання, а отже і колір зірки.

за розмірами зірки діляться на карлики, субкарлики, нормальні зірки, гіганти, субгіганти і надгіганти.

спектр зірок залежить від її температури, тиску щільності газу її фотосфери, сили магнітного поля і хім. складу.

спектральні класи , Класифікація зірок за їхніми спектрами (в першу чергу по відносить, интенсивностям спектральних ліній), вперше введена італ. астрономом Секки. Ввів буквені позначення, к-які були модифіковані в міру розширення знань про внутр. будову зірок. Колір зірки залежить від темп-ри її поверхні, тому в суч. спектральної класифікації Дреперу (гарвардської) С.К. розташовані в порядку убування темп-ри:

Герцшпрунга - Ресселла діаграма , Графік, що дозволяє визначити дві основні характеристики зірок, висловлює зв'язок між абсолютною зоряною величиною і температурою. Названа на честь датського астронома Герцшпрунга і американського астронома Ресселла, що опублікували першу діаграму в 1914 р Найгарячіші зірки лежать в лівій діаграми, а зірки найвищої світності - вгорі. Від верхнього лівого кута до нижнього правого проходить головна послідовність, відбиває еволюцію зірок, і закінчується зірками-карликами. Більшість зірок належить цій послідовності. Сонце відноситься також до цієї послідовності. Вище цієї послідовності розташовуються в зазначеному порядку субгіганти, надгіганти і гіганти, нижче - субкарлики і білі карлики. Ці групи зірок називаються класами світності.

Умови рівноваги: \u200b\u200bяк відомо, зірки є єдиними об'єктами природи, всередині яких відбуваються некеровані термоядерні реакції синтезу, які супроводжуються виділенням великої кількості енергії і визначають температуру зірок. Більшість зірок знаходяться в стаціонарному стані, т. Е. Не вибухають. Деякі зірки вибухають (так звані нові і найновіші зірки). Чому ж в основному зірки знаходяться в рівновазі? Сила ядерних вибухів у стаціонарних зірок врівноважується силою тяжіння, ось чому ці зірки зберігають рівновагу.

Обчислення лінійних розмірів світила по відомим кутовим розмірам і відстані.

КВИТОК № 17

1. Фізичний сенс закону Стефана-Больцмана і його застосування для визначення фізичних характеристик зірок.

Стефана-Больцмана закон , Співвідношення між повною потужністю випромінювання абсолютно чорного тіла і його температурою. Повна потужність одиничної площі випромінювання в Вт на 1 м 2 дається формулою Р \u003d σ Т 4, де σ \u003d 5,67 * 10 -8 Вт / м 2 К 4 - постійна Стефана-Больцмана, Т - абсолютна температура абсолютного чорного тіла. Хоча астроном, об'єкти рідко випромінюють, як абсолютно чорне тіло, їх спектр випромінювання часто є вдалою моделлю спектра реального об'єкта. Залежність від температури в 4-го ступеня є дуже сильною.

e - енергія випромінювання одиниці поверхні зірки

L - світність зірки, R - радіус зірки.

За допомогою формули Стефана-Больцмана і закону Вина визначають довжину хвилі, на яку припадає максимум випромінювання:

l max T \u003d b, b - постійна Вина

Можна виходити з зворотного, т. Е. З допомогою світності і температури визначати розміри зірок

2. Визначення географічної широти місця спостереження за заданою висотою світила в кульмінації і його відміні.

H \u003d 90 0 - +

h - висота світила

КВИТОК № 18

Змінні і нестаціонарні зірки. Їх значення для вивчення природи зірок.

Блиск змінних зірок змінюється з часом. Зараз відомо ок. 3 * 10 4. П.З. підрозділяються на фізичні, блиск яких змінюється внаслідок процесів, що протікають в них або біля них, і оптичні П.З., де це зміна обумовлена \u200b\u200bобертанням або орбітальним рухом.

Найбільш важливі типи фіз. п.З .:

пульсуючі - цефеїди, зірки типу Миру Кіта, напівправильні і неправильні червоні гіганти;

еруптивні (Вибухові) - зірки з оболонками, молоді неправильні змінні, в т.ч. зірки типу Т Тельця (дуже молоді неправильні зірки, пов'язані з дифузними туманностями), надгіганти типу Хаббла - Сейнеджа (Гарячі надгіганти високої світності, найяскравіші об'єкти в галактиках. Вони нестійкі і, ймовірно, є джерелами випромінювання поблизу межі світності Еддінгтона, при перевищенні якого відбувається «здування» оболонок зірок. Потенційні наднові.), що спалахують червоні карлики;

катаклізмічних - нові, наднові, симбіотичні;

Рентгенівські подвійні зірки

Зазначені П.З. включають 98% відомих фізичних п.з. До оптичних відносяться затемнення-подвійні і обертаються такі, як пульсари і магнітні змінні. Сонце відноситься до обертових, тому що його зоряна величина слабо змінюється, коли сонячні плями з'являються на диску.

Серед пульсуючих зірок дуже цікаві цефеїди, названі так по імені однієї з перших відкритих змінних цього типу - 6 Цефея. Цефеїди - це зірки високої світності і помірної температури (жовті надгіганти). В ході еволюції вони набули особливої \u200b\u200bструктуру: на певній глибині виник шар, який акумулює енергію, що приходить з надр, а потім знову віддає її. Зірка періодично стискається, розігріваючи, і розширюється, охолоджуючись. Тому і енергія випромінювання то поглинається зоряним газом, іонізуя його, то знову виділяється, коли при охолодженні газу іони захоплюють електрони, випромінюючи при цьому світлові кванти. В результаті блиск цефеїди змінюється, як правило, в декілька разів з періодом в декілька діб. Цефеїди відіграють особливу роль в астрономії. У 1908 році американський астроном Генрієтта Лівітт, що досліджувала цефеїди в одній з найближчих галактик - Малому Магеллановій Хмарі, звернула увагу на те, що ці зірки виявлялися тим яскравіше, чим триваліше був період зміни їх блиску. Розміри Малого Магелланової Хмари невеликі в порівнянні з відстанню до нього, а це означає, що різниця в видимої яскравості відображає відмінність у світності. Завдяки знайденої Левітт залежності період - світність легко розрахувати відстань до кожної цефеїди, вимірявши її середній блиск і період змінності. А так як надгіганти добре помітні, цефеїди можна використовувати для визначення відстаней навіть до порівняно далеких галактик, в яких вони наблюдаются.Есть і друга причина особливої \u200b\u200bролі цефеїд. У 60-і рр. радянський астроном Юрій Миколайович Єфремов встановив, що чим триваліший період цефеїд, тим молодше ця зірка. За залежності період - вік неважко визначити вік кожної цефеїди. Відбираючи зірки з максимальними періодами і вивчаючи зоряні угруповання, в які вони входять, астрономи досліджують наймолодші структури Галактики. Цефеїди більше інших пульсуючих зірок заслуговують назви періодичних змінних. Кожен наступний цикл змін блиску зазвичай вельми точно повторює попередній. Однак трапляються й винятки, найвідоміше з них - Полярна зірка. Вже давно виявлено, що вона відноситься до цефеидам, хоча і змінює блиск в досить незначних межах. Але в останні десятиліття ці коливання стали затухати, а до середини 90-х рр. Полярна зірка практично перестала пульсувати.

Зірки з оболонками , Зірки, безперервно або з неправильними інтервалами скидають кільце газу з екватора або сферичну оболонку. 3. з о. - гіганти або зірки-карлики спектрального класу В, бистровращающіеся і близькі до межі руйнування. Скидання оболонки зазвичай супроводжується падінням або збільшенням блиску.

симбіотичні зірки , Зірки, спектри яких містять емісійні лінії і поєднують характерні риси червоного гіганта і гарячого об'єкта - білого карлика або аккреционного диска навколо такої зірки.

Зірки типу RR Ліри мають іншу важливу групу пульсуючих зірок. Це старі зірки приблизно такої ж маси, як Сонце. Багато з них знаходяться в кульових зоряних скупченнях. Як правило, вони змінюють свій блиск на одну зоряну величину приблизно за добу. Їх властивості, як і властивості цефеїд, використовують для обчислення астрономічних відстаней.

R Північної Корони і зірки, подібні до неї, ведуть себе абсолютно непередбачуваним чином. Зазвичай цю зірку можна розгледіти неозброєним оком. Кожні кілька років її блиск падає приблизно до восьмої зоряної величини, а потім поступово зростає, повертаючись до попереднього рівня. Мабуть, причина тут в тому, що ця зірка-надгігант скидає з себе хмари вуглецю, який конденсується в крупинки, утворюючи щось на зразок сажі. Якщо одне з цих густих чорних хмар проходить між нами і зіркою, воно заступає світло зірки, поки хмара не розсіється в просторі. Зірки цього типу виробляють густу пил, що має важливе значення в областях, де утворюються зірки.

спалахують зірки . Магнітні явища на Сонце є причиною сонячних плям і сонячних спалахів, але вони не можуть істотно вплинути на яскравість Сонця. Для деяких зірок - червоних карликів - це не так: на них подібні спалахи досягають величезних масштабів, і в результаті світлове випромінювання може зростати на цілу зоряну величину, а то і більше. Найближча до Сонця зірка, Проксіма Кентавра, є однією з таких спалахують зірок. Ці світлові викиди не можна передбачити заздалегідь, а тривають вони всього кілька хвилин.

Обчислення відміни світила за даними про його висоті в кульмінації на певній географічній широті.

H \u003d 90 0 - +

h - висота світила

КВИТОК № 19

Подвійні зірки і їх роль у визначенні фізичних характеристик зірок.

Подвійна зірка, пара зірок, пов'язана в одну систему силами тяжіння і обертається навколо загального центру ваги. Зірки, що становлять подвійну зірку, називаються її компонентами. Подвійні зірки вельми поширені і підрозділяються на кілька типів.

Кожен компонент візуально-подвійної зірки чітко видно в телескоп. Відстань між ними і взаємна орієнтація повільно змінюються з часом.

Елементи затемнення-подвійний поперемінно загороджують один одного, тому блиск системи тимчасово слабшає, період між двома змінами блиску дорівнює половині орбітального періоду. Кутова відстань між компонентами дуже мало, і ми не можемо спостерігати їх окремо.

Спектрально-подвійні зірки виявляють щодо змін їх спектрів. При взаємній зверненні зірки періодично рухаються то у напрямку до Землі, то від Землі. За ефектом Доплера в спектрі можна визначати зміни руху.

Поляризаційні подвійні характеризуються періодичними змінами поляризації світла. У таких системах зірки при своєму орбітальному русі висвітлюють газ і пил в просторі між ними, кут падіння світла на цю речовину періодично змінюється, при цьому розсіяне світло поляризується. Точні виміри цих ефектів дозволяють обчислити орбіти, відносини зоряних мас, розміри, швидкості і відстань між компонентами . Наприклад, якщо зірка одночасно затменная і спектрально-подвійна, то можна визначити масу кожної зірки і нахил орбіти . За характером зміни блиску в моменти затемнень можна визначати відносні розміри зірок і вивчати будову їх атмосфер . Подвійні зірки, що служать джерелом випромінювання в рентгенівському діапазоні, називаються рентгенівськими подвійними. У ряді випадків спостерігається третій компонент, який звертається навколо центру мас подвійної системи. Іноді один з компонентів подвійної системи (або обидва), в свою чергу, може виявитися подвійними зірками. Тісні компоненти подвійної зірки в потрійній системі можуть мати період кілька діб, тоді як третій елемент може обертатися навколо загального центру мас тісному пари з періодом в сотні і навіть тисячі років.

Вимірювання швидкостей зірок подвійної системи і застосування закону всесвітнього тяжіння є важливий метод визначення мас зірок. Вивчення подвійних зірок - це єдиний прямий спосіб обчислення зоряних мас.

В системі близько розташованих подвійних зірок взаємні сили тяжіння прагнуть розтягнути кожну з них, надати їй форму груші. Якщо тяжіння досить сильно, настає критичний момент, коли речовина починає витікати з однієї зірки і падати на іншу. Навколо цих двох зірок є деяка область у формі тривимірної вісімки, поверхня якої являє собою критичну межу. Ці два грушоподібні фігури, кожна навколо своєї зірки, називаються порожнинами Роша. Якщо одна із зірок виростає настільки, що заповнює свою порожнину Роша, то речовина з неї спрямовується на іншу зірку в тій точці, де порожнини стикаються. Часто зоряний матеріал не опускається прямо на зірку, а спочатку закручується, утворюючи так званий аккреційний диск. Якщо обидві зірки настільки розширилися, що заповнили свої порожнини Роша, то виникає контактна подвійна зірка. Матеріал обох зірок перемішується і зливається в кулю навколо двох зоряних ядер. Оскільки в кінцевому рахунку всі зірки розбухають, перетворюючись на гіганти, а багато зірок є подвійними, то взаємодіючі подвійні системи - явище нерідке.

Обчислення висоти світила в кульмінації за відомим відміні для заданої географічної широти.

H \u003d 90 0 - +

h - висота світила

КВИТОК № 20

Еволюція зірок, її етапи та кінцеві стадії.

Зірки утворюються в міжзоряних газопилових хмарах і туманностях. Основна сила, «формує» зірки - гравітація. При певних умовах дуже розріджена атмосфера (міжзоряний газ) починає стискатися під дією сил гравітації. Хмара газу ущільнюється в центрі, де утримується виділяється при стисненні тепло - виникає протозвезда, що випромінює в інфрачервоному діапазоні. Протозірка розігрівається під дією падаючого на неї речовини, і починаються реакції ядерного синтезу з виділенням енергії. В такому стані це вже змінна зірка типу Т Тельця. Залишки хмари розсіюються. Далі гравітаційні сили стягують атоми водню до центру, де вони зливаються, утворюючи гелій і виділяючи енергію. Зростаюче тиск в центрі перешкоджає подальшому стисненню. Це - стабільна фаза еволюції. Ця зірка є зіркою Головною послідовності. Світність зірки зростає в міру ущільнення і розігріву її ядра. Час, протягом якого зірка належить Головною послідовності, залежить від її маси. У Сонця це приблизно 10 мільярдів років, проте зірки набагато більш масивні, ніж Сонце існують в стаціонарному режимі лише кілька мільйонів років. Після того як зірка витратить водень, що міститься в центральній її частині, всередині зірки відбуваються великі зміни. Водень починає дмухнути не в центрі, а в оболонці, яка збільшується в розмірі, розбухає. В результаті розмір самої зірки різко зростає, а температура її поверхні падає. Саме цей процес і породжує червоних гігантів і надгігантів. Кінцеві стадії еволюції зірки також визначаються масою зірки. Якщо ця маса не перевершує сонячну більш ніж в 1,4 рази, зірка стабілізується, стаючи білим карликом. Катастрофічного стиснення не відбувається завдяки основному властивості електронів. Існує такий ступінь стиснення, при якій вони починають відштовхуватися, хоча ніякого джерела теплової енергії вже немає. Це відбувається лише тоді, коли електрони і атомні ядра стиснуті неймовірно сильно, утворюючи надзвичайно щільну матерію. Білий карлик з масою Сонця за обсягом приблизно дорівнює Землі. Білий карлик поступово остигає, в кінцевому підсумку перетворюючись в темний кулю радіоактивного попелу. За оцінками астрономів, не менше десятої частини всіх зірок Галактики - білі карлики.

Якщо маса стискується зірки перевершує масу Сонця більш ніж в 1,4 рази, то така зірка, досягнувши стадії білого карлика, на цьому не зупиниться. Гравітаційні сили в цьому випадку такі великі, що електрони вдавлюються всередину атомних ядер. В результаті протони перетворюються в нейтрони, здатні прилягати одне до одного без будь-яких проміжків. Щільність нейтронних зірок перевершує навіть щільність білих карликів; але якщо маса матеріалу не перевищує 3 сонячних мас, нейтрони, як і електрони, здатні самі запобігти подальшому стиснення. Типова нейтронна зірка має в поперечнику всього лише від 10 до 15 км, а один кубічний сантиметр її речовини важить близько мільярда тонн. Крім величезної щільності, нейтронні зірки мають ще двома особливими властивостями, які дозволяють їх виявити, незважаючи на настільки малі розміри: це швидке обертання і сильне магнітне поле.

Якщо маса зірки перевищує 3 маси Сонця, то кінцевою стадією її життєвого циклу є, ймовірно, чорна діра. Якщо маса зірки, а, отже, і сила тяжіння такі великі, то зірка піддається катастрофічного гравітаційного стиску, якому не можуть протистояти ніякі стабілізуючі сили. Щільність речовини в ході цього процесу прямує до нескінченності, а радіус об'єкта - до нуля. Відповідно до теорії відносності Ейнштейна, в центрі чорної діри виникає сингулярність простору-часу. Гравітаційне поле на поверхні сжимающейся зірки зростає, тому випромінювання і частинкам стає все важче її покинути. Зрештою, така зірка опиняється під горизонтом подій, який можна наочно уявити як односторонню мембрану, проникну речовина і випромінювання тільки всередину і не випускає нічого назовні. Коллапсірующая зірка перетворюється в чорну діру, і її можна виявити тільки за різкої зміни властивостей простору і часу біля неї. Радіус горизонту подій називається радіусом Шварцшильда.

Зірки з масою менше 1,4 сонячної в кінці життєвого циклу повільно скидають верхню оболонку, яку називають планетарною туманністю. Більш масивні зірки, які перетворюються в нейтронну зірку або чорну діру, спочатку вибухають як наднові, їх блиск за короткий час збільшується на 20 величин і більше, вивільняється енергії більше, ніж випромінює Сонце за 10 мільярдів років, а залишки зірки, що вибухнула розлітаються зі швидкістю 20 000 км в секунду.

Спостереження і замальовка положень сонячних плям за допомогою телескопа (на екрані).

КВИТОК № 21

Склад, структура і розміри нашої Галактики.

Галактика , Зоряна система, до якої належить Сонце. Галактика містить щонайменше 100 млрд. Зірок. Три головні складові: центральне потовщення, диск і галактичне гало.

Центральне потовщення складається зі старих зірок населення II типу (червоні гіганти), розташованих дуже щільно, а в його центрі (ядрі) перебувати потужне джерело випромінювання. Передбачалося що в ядрі знаходиться чорна діра, яка ініціює спостерігаються потужні енергетичні процеси супроводжуються випромінюванням в радіоспектрі. (Газове кільце обертається навколо чорної діри; гарячий газ, зриваючись з його внутрішнього краю, падає на чорну діру, при цьому виділяється енергія, яку ми і спостерігаємо.) Але недавно в ядрі був зареєстрований спалах видимого випромінювання і гіпотеза про чорну діру відпала. Параметри центрального потовщення: 20 000 світлових років в поперечнику і 3000 світлових років в товщину.

Диск Галактики, що містить молоді зірки населення I типу (молоді блакитні надгіганти), міжзоряне матерію, розсіяні зоряні скупчення і 4 спіральні рукави, має діаметр 100 000 світлових років і товщину всього 3000 світлових років. Галактика обертається, внутрішні її частини проходять по своїх орбітах набагато швидше, ніж зовнішні. Сонце робить повний оборот навколо ядра за 200 млн років. У спіральних рукавах йде безперервний процес зореутворення.

Галактичне гало концентрично з диском і центральним потовщенням і складається із зірок, переважно є членами кульових скупчень і належать до населення II типу. Однак більша частина речовини в гало невидима і не може бути укладена в звичайних зірках, це не газ і не пил. Таким чином в гало міститься темне невидима речовина. Розрахунки швидкості обертання Великого і Малого Магелланових Хмар, що є супутниками Чумацького Шляху, показують, що маса, укладена в гало, в 10 разів перевищує масу, яку ми спостерігаємо в диску і потовщенні.

Сонце розташоване на відстані 2/3 від центру диска в Оріоновом рукаві. Його локалізація в площині диска (галактичного екватора) дозволяє бачити з Землі зірки диска у вигляді вузької смуги Чумацького Шляху, охоплює всю небесну сферу і нахиленою під кутом 63 ° до небесного екватора. Центр Галактики лежить в Стрільці, але він неспостережуваних у видимому світлі через темних туманностей з газу і пилу, які поглинають світло зірок.

Обчислення радіуса зірки за даними про її світності і температури.

L - світність (Lc \u003d 1)

R - радіус (Rc \u003d 1)

T - Температура (Tc \u003d 6000)

КВИТОК № 22

Зоряні скупчення. Фізичний стан міжзоряного середовища.

Зоряні скупчення - це групи зірок, розташованих відносно близько один до одного і пов'язаних загальним рухом у просторі. Мабуть, майже всі зірки народжуються групами, а не окремо. Тому зоряні скупчення - річ досить поширена. Астрономи люблять вивчати зоряні скупчення, бо всі зірки, що входять в скупчення, утворилися приблизно в один і той же час і приблизно на однаковій відстані від нас. Будь-які помітні відмінності в блиску між такими зірками є істинними відмінностями. Особливо корисно вивчення зоряних скупчень з точки зору залежності їх властивостей від маси - адже вік цих зірок і їх відстань від Землі приблизно однакові, так що відрізняються вони один від одного тільки своєю масою. Є два типи зоряних скупчень: відкриті й кульові. У відкритому скупченні кожна зірка видно окремо, вони розподілені на деякій ділянці неба більш-менш рівномірно. А кульові скупчення, навпаки, являють собою як би сферу, настільки щільно заповнену зірками, що в її центрі зірки невиразні.

Відкриті скупчення містять від 10 до 1000 зірок, серед них набагато більше молодих, ніж старих, а самі старі чи нараховують понад 100 мільйонів років. Справа в тому, що в більш старих скупченнях зірки поступово віддаляються один від одного, поки не змішаються з основним безліччю зірок. Хоча тяжіння до деякої міри утримує відкриті скупчення разом, вони все ж досить неміцні, і тяжіння іншого об'єкта може їх розірвати.

Хмари, в яких утворюються зірки, сконцентровані в диску нашої Галактики, і саме там виявляють відкриті зоряні скупчення.

На противагу відкритим, кульові скупчення представляють собою сфери, щільно заповнені зірками (від 100 тис до 1 млн). Розмір типового кульового скупчення - від 20 до 400 світлових років в поперечнику.

У щільно набитих центрах цих скупчень зірки знаходяться в такій близькості одна до іншої, що взаємне тяжіння пов'язує їх один з одним, утворюючи компактні подвійні зірки. Іноді відбувається навіть повне злиття зірок; при тісному зближенні зовнішні шари зірки можуть зруйнуватися, виставляючи на пряме огляд центральне ядро. У кульових скупченнях подвійні зірки зустрічаються в 100 разів частіше, ніж де-небудь ще.

Навколо нашої Галактики ми знаємо близько 200 кульових зоряних скупчень, які розподілені по всьому гало, який укладає в собі Галактику. Всі ці скупчення дуже старі, і виникли вони більш-менш в той же час, що і сама Галактика. Схоже на те, що скупчення утворилися, коли частини хмари, з якого була створена Галактика, розділилися на більш дрібні фрагменти. Галактики не розходяться, тому що зірки в них сидять дуже тісно, \u200b\u200bі їх потужні взаємні сили тяжіння пов'язують скупчення в щільне єдине ціле.

Речовина (газ і пил), що знаходиться в просторі між зірками, називається міжзоряним середовищем. Велика його частина сконцентрована в спіральних рукавах Чумацького Шляху і становить 10% його маси. У деяких областях речовина відносно холодне (100 К) і виявляється за інфрачервоним випромінюванням. Такі хмари містять нейтральний водень, молекулярний водень та інші радикали, наявність яких можна виявити за допомогою радіотелескопів. В областях поблизу зірок високої світності температура газу може досягати 1000-10000 К, і водень іонізован.

Міжзоряне середовище дуже сильно розріджена (близько 1 атома на см 3). Однак в щільних хмарах концентрація речовини може бути в 1000 разів вище середньої. Але і в щільному хмарі на кубічний сантиметр припадає лише кілька сотень атомів. Причина, по якій нам все ж вдається спостерігати міжзоряний речовина, полягає в тому, що ми бачимо його у великій товщі простору. Розміри частинок складають 0,1 мкм, вони містять вуглець і кремній, надходять в міжзоряне середовище з атмосфери холодних зірок в результаті вибухів наднових. Утвориться суміш формує нові зірки. Міжзоряне середовище має слабке магнітне поле і пронизане потоками космічних променів.

Наша Сонячна система знаходиться в тій області Галактики, де щільність міжзоряної речовини надзвичайно низька. Ця область називається Місцевим «бульбашкою»; вона простягається на всі боки приблизно на 300 світлових років.

Обчислення кутових розмірів Сонця для спостерігача, що знаходиться на іншій планеті.

КВИТОК № 23

Основні типи галактик і їх відмінні риси.

галактики , Системи зірок, пилу і газу повною масою від 1 млн. До 10 трлн. мас Сонця. Справжня природа галактик була остаточно пояснена тільки в 1920-х рр. після гострих дискусій. До цього часу при спостереженнях в телескоп вони виглядали як дифузні плями світла, що нагадують туманності, але тільки за допомогою 2,5-метрового телескопа-рефлектора обсерваторії Маунт-Вілсон, вперше використаного в 1920-х рр., Вдалося отримати зображення отд. зірок в туманності Андромеди і довести, що це галактика. Цей же телескоп застосовувався Хабблом для вимірювання періодів цефеїд в туманності Андромеди. Ці змінні зірки вивчені досить добре, щоб можна було точно визначити відстані до них. Відстань до туманності Андромеди становить бл. 700 кпк, тобто вона лежить далеко за межами нашої Галактики.

Є кілька типів галактик, основні - спіральні і еліптичні. Були спроби класифікувати їх за допомогою буквених і цифрових схем, таких, як класифікація Хаббла, проте деякі галактики не вкладаються в ці схеми, в цьому випадку їх називають на честь астрономів, які вперше виділили їх (наприклад галактики Сейферта і Маркаряна), або дають літерні позначення класифікаційних схем (наприклад Галактики N-типу і cD-типу). Галактики, що не мають виразної форми, класифікуються як неправильні. Походження та еволюція галактик ще до кінця не зрозумілі. Найкраще вивчені спіральні галактики. До них відносяться об'єкти, що мають яскраве ядро, з якого виходять спіральні рукави з газу, пилу і зірок. Більшість спіральних галактик мають 2 рукава, що виходять з протилежних сторін ядра. Як правило зірки в них молоді. Це нормальні спіралі. Ще є пересічені спіралі, у яких є центральна перемичка з зірок, що з'єднує внутрішні кінці двох рукавів. Наша Г. також відноситься до спіральним. Маси майже всіх спіральних Г. лежать в діапазоні від 1 до 300 млрд. Мас Сонця. Близько трьох чвертей усіх галактик у Всесвіті є еліптичними . Вони мають еліптичну форму, позбавлену помітною спіральної структури. Їх форма може змінюватися від майже сферичної до сигарообразной. За розміром вони дуже різноманітні - від карликових масою кілька млн сонячних до гігантських масою 10 трлн сонячних. Найбільші з відомих - Галактики cD-типу . Вони мають велике ядро \u200b\u200bабо, можливо, кілька ядер, що швидко рухаються відносно один одного. Часто це досить сильні радиоисточники. Галактики Маркаряна були виділені радянським астрономом Веніаміном Маркаряну в 1967 р Вони є потужними джерелами випромінювання в ультрафіолетовому діапазоні. галактики N-типу мають схожу на зірку слабо світиться ядро. Вони також сильні радиоисточники і імовірно, еволюціонують в квазари. На фото сейфертовськи галактики виглядають як нормальні спіралі, але з дуже яскравим ядром і спектрами з широкими і яскравими емісійними лініями, що вказують на присутність в їх ядрах великої кількості бистровращающегося гарячого газу. Цей тип Галактик відкритий американським астрономом Карлом Сейферт в 1943 р Галактики, що спостерігаються оптично і в той же час є сильними радіоджерелами, називаються радіогалактиками. До них відносяться сейфертовськи Галактики, Г. СD-і N-типу і деякі квазари. Механізм генерації енергії радиогалактик ще не зрозумілий.

Визначення умов видимості планети Сатурн за даними «Шкільного астрономічного календаря».

КВИТОК № 24

Основи сучасних уявлень про будову і еволюцію Всесвіту.

У 20 ст. було досягнуто порозуміння Всесвіту як єдиного цілого. Перший важливий крок був зроблений в 1920-х рр., Коли вчені прийшли до висновку, що наша Галактика - Чумацький Шлях - одна з мільйонів галактик, а Сонце - одна з мільйонів зірок Чумацького Шляху. Подальше вивчення галактик показало, що вони віддаляються від Чумацького Шляху, причому чим далі вони знаходяться, тим більше ця швидкість (виміряна по червоному зсуву в її спектрі). Т.ч., ми живемо в розширення Всесвіту. Розбігання галактик відображено в законі Хаббла, згідно з яким червоний зсув галактики пропорційно відстані до нее.Кроме того, в найбільшому масштабі, тобто на рівні сверхскоплений галактик, Всесвіт має пористу структуру. Сучасна космологія (вчення про еволюцію Всесвіту) базується на двох постулатах: Всесвіт однорідний і ізотропний.

Існує кілька моделей Всесвіту.

У моделі Ейнштейна - де Ситтера розширення Всесвіту триває нескінченно довго, в статичної моделі Всесвіт не розширюється і не еволюціонує, в пульсуючого Всесвіту цикли розширення і стиснення повторюються. Однак статична модель найменш імовірна, не в її користь говорить не тільки закон Хаббла, а й виявлене в 1965 році фонове реліктове випромінювання (тобто випромінювання первинного розширюється розпеченій чотиривимірної сфери).

В основі деяких космологічних моделей лежить теорія «гарячого Всесвіту», викладена нижче.

Відповідно до рішень Фрідмана рівнянь Ейнштейна 10-13 мільярдів років тому, в початковий момент часу, радіус Всесвіту дорівнював нулю. У нульовому обсязі була зосереджена вся енергія Всесвіту, вся її маса. Щільність енергії нескінченна, нескінченна і щільність речовини. Подібний стан називається сингулярним.

У 1946 році Георгій Гамов і його колеги розробили фізичну теорію початкового етапу розширення Всесвіту, що пояснює наявність в ній хімічних елементів синтезом при дуже високій температурі і тиску. Тому початок розширення по теорії Гамова назвали «великого вибуху». Співавторами Гамова були Р. Альфер і Г. Бете, тому іноді цю теорію називають «α, β, γ-теорія».

Всесвіт розширюється зі стану з нескінченною щільністю. У сингулярному стані звичайні закони фізики не застосовуються. Мабуть, всі фундаментальні взаємодії при таких високих енергіях не відрізняються один від одного. А з якого радіусу Всесвіту має сенс говорити про можливість застосування законів фізики? Відповідь - з планковской довжини:

Починаючи з моменту часу t p \u003d R p / c \u003d 5 * 10 -44 с (c - швидкість світла, h - постійна Планка). Швидше за все, саме через t P гравітаційна взаємодія відокремилося від інших. За теоретичними розрахунками, протягом перших 10 -36 с, коли температура Всесвіту була більше 10 28 К, енергія в одиниці об'єму лишалася незмінною, а Всесвіт розширювався зі швидкістю, що значно перевищує швидкість світла. Цей факт не суперечить теорії відносності, так як з такою швидкістю розширювалося неречовина, але сам простір. Ця стадія еволюції називається інфляційної . Із сучасних теорій квантової фізики випливає, що в цей час сильне ядерне взаємодія відокремилося від електромагнітного і слабкої. Виділилася в результаті енергія і стала причиною катастрофічного розширення Всесвіту, яка за крихітний проміжок часу в 10 - 33 з збільшилася від розмірів атома до розмірів Сонячної системи. В цей же час з'явилися звичні нам елементарні частинки і трохи менша кількість античастинок. Речовина і випромінювання все ще перебувало в термодинамічній рівновазі. Ця епоха називається радіаційної стадією еволюції. При температурі 5 ∙ 10 12 До закінчилася стадія рекомбінації : Майже всі протони і нейтрони аннигилировали, перетворившись в фотони; залишилися тільки ті, для яких не вистачило античастинок. Початковий надлишок частинок в порівнянні з античастинками становить одну мільярдну від їх числа. Саме з цього «надлишкового» речовини і складається в основному речовина спостережуваного Всесвіту. Через кілька секунд після Великого Вибуху почалася стадія первинного нуклеосинтеза , Коли утворювалися ядра дейтерію і гелію, яка тривала близько трьох хвилин; потім почалося спокійне розширення і остигання Всесвіту.

Приблизно через мільйон років після вибуху рівновагу між речовиною і випромінюванням порушилося, з вільних протонів і електронів почали утворюватися атоми, а випромінювання стало проходити через речовину, як через прозоре середовище. Саме це випромінювання назвали реліктовим, його температура була близько 3000 К. В даний час реєструється фон з температурою 2,7 К. Реліктове фонове випромінювання відкрили в 1965 році. Воно виявилося в високого ступеня ізотропним і своїм існуванням підтверджує модель гарячої розширення Всесвіту. після первинного нуклеосинтеза речовина початок еволюціонувати самостійно, через варіацій щільності речовини, що утворилися в відповідно до принципу невизначеності Гейзенберга під час інфляційної стадії, з'явилися протогалактики. Там, де щільність була трохи більша за середню, утворилися осередки тяжіння, області зі зниженою щільністю робилися все розрідження, так як речовина йшло з них в більш щільні області. Саме так практично однорідна середовище розділилося на окремі протогалактики і їх скупчення, а через сотні мільйонів років з'явилися перші зірки.

Космологічні моделі призводять до висновку, що доля Всесвіту залежить тільки від середньої щільності заповнює її речовини. Якщо вона нижче певної критичної щільності, розширення Всесвіту триватиме вічно. Цей варіант називається «відкрита Всесвіт». Схожий сценарій розвитку чекає і плоску Всесвіт, коли щільність дорівнює критичної. Через гугол років прогорить все речовина в зірках, і галактики поринуть у темряву. Залишаться тільки планети, білі і коричневі карлики, а зіткнення між ними будуть вкрай рідкісні.

Однак навіть в цьому випадку метагалактика не вічна. Якщо вірна теорія великого об'єднання взаємодій, через 10 40 років розпадуться складові колишні зірки протони і нейтрони. Через приблизно 10 100 років випаруються гігантські чорні діри. У нашому світі залишаться лише електрони, нейтрино і фотони, віддалені один від одного на величезні відстані. У даному разі це буде кінець часу.

Якщо ж щільність Всесвіту виявиться занадто велика, то наш світ замкнутий, а розширення рано чи пізно зміниться катастрофічним стисненням. Всесвіт закінчить своє життя в гравітаційному колапсі в даному разі це ще гірше.

Обчислення відстані до зірки за відомим паралаксу.