Усі формули з астрономії. Місцевий, всесвітній, поясний та літній час

КВИТКИ ПО АСТРОНОМІЇ 11 КЛАС

КВИТОК № 1

Видимі рухи світив, як наслідок їхнього власного руху в просторі, обертання Землі та її звернення навколо Сонця.

Земля здійснює складні рухи: обертається навколо осі (Т=24 год.), рухається навколо Сонця (Т=1 рік), обертається разом із Галактикою (Т= 200 тис. років). Звідси видно, що всі спостереження, що здійснюються з Землі, відрізняються траекторіями, що здаються. Планети переміщаються по небосхилу то зі сходу на захід (прямий рух), то із заходу на схід (попятний рух). Моменти зміни напряму називаються стояннями. Якщо нанести цей шлях на карту, то вийде петля. Розміри петлі тим менші, чим більша відстань між планетою та Землею. Планети поділяються на нижні та верхні (нижні – усередині земної орбіти: Меркурій, Венера; верхні: Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун та Плутон). Всі ці планети звертаються так само, як і Земля навколо Сонця, але завдяки руху Землі можна спостерігати петлеподібний рух планет. Взаємні розташування планет щодо Сонця та Землі називаються конфігураціями планет.

Зміни планет, Розл. геометричні. розташування планет по відношенню до Сонця та Землі. Деякі положення планет, видимі з Землі і вимірювані щодо Сонця, носять спец. назви. На іл. V - внутрішня планета, I-зовнішня планета, Е -Земля, S - Сонце. Коли внутр. планета лежить на одній прямій з Сонцем, вона знаходиться в з'єднанні.К.п. EV 1 S та ESV 2 називаються нижнім та верхнім з'єднаннямвідповідно. Зовніш. планета I знаходиться у верхньому з'єднанні, коли вона лежить на одній прямій із Сонцем ( ESI 4)і в протистояння,коли вона лежить у напрямку, протилежному Сонцю (I 3 ES). Кут між напрямками на планету і Сонце з вершиною Землі, напр. I 5 ES називається елонгацією. Для внутрішньо. планети макс, елонгація має місце, коли кут EV 8 S дорівнює 90 °; для зовніш. 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 здійснює оберт навколо Сонця по орбіті, називається сидеричним (зоряним) періодом звернення - T, період часу між двома однаковими конфігураціями - синодичним періодом - S.

Планети рухаються навколо Сонця в одному напрямку і здійснюють повний оберт навколо Сонця за проміжок часу = сидеричному періоду

для внутрішніх планет

для зовнішніх планет

S – сидеричний період (щодо зірок), Т – синодичний період (між фазами), Т Å = 1 рік.

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

Обчислення відстані до галактики з урахуванням закону Хаббла.

H = 50 км\сек*Мпк - Постійна Хаббла

КВИТОК № 2

Принципи визначення географічних координат за астрономічними спостереженнями.

Існує 2 географічні координати: географічна широта та географічна довгота. Астрономія як практична наука дозволяє шукати ці координати. Висота полюса світу над горизонтом дорівнює географічній широті спостереження. Приблизно географічну широту можна визначити, вимірявши висоту Полярної зірки, т.к. вона 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 = d ± (90 – h), залежно від того, на південь чи на північ вона кульмінує від зеніту. h – висота світила, d – відмінювання, j – широта.

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

T λ 1 – T λ 2 = λ 1 – λ 2 Т.о., дізнавшись різницю часів у двох пунктах, довгота одного з яких відома, можна визначити довготу іншого пункту.

Місцевий час– це сонячний час у цьому місці Землі. У кожній точці місцевий час по-різному, тому люди живуть за поясним часом, тобто за часом середнього меридіана даного поясу. Лінія зміни дати проходить на сході (Берінгова протока).

Обчислення температури зірки на основі даних про її світність та розміри.

L – світність (Lc = 1)

R – радіус (Rc = 1)

T - Температура (Tc = 6000)

КВИТОК № 3

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

Фаза, в астрономії зміна фаз відбувається через періодич. зміни умов освітленості небесних тіл стосовно спостерігача. Зміна Ф. Місяця обумовлена ​​зміною взаємного становища Землі, Місяця та Сонця, а також тим, що Місяць світить відбитим від нього світлом. Коли Місяць знаходиться між Сонцем і Землею на прямій, що з'єднує 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 Землі видно вузький місячний серп. Під час молодика та частина Місяця, яка не освітлена прямими сонячними променями, все ж таки видно на темному небі. Це явище назвали попелястим світлом.Через тиждень настає Ф. - перша чверть:освітлена частина Місяця становить половину диска. Потім настає повний місяць- Місяць знову на лінії, що з'єднує Сонце і Землю, але з ін. бік 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 називається синодичним місяцем.

Затемнення, астрономічне явище, при якому 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 півтіні. За сприятливих умов повне місячне 3. може тривати 1 год. 45 хв. Якщо Місяць не повністю входить у тінь, то спостерігач на нічному боці Землі побачить приватне місячне 3. Кутові діаметри Сонця та Місяця майже однакові, тому повне сонячне 3. триває всього неск. хвилин. Коли Місяць перебуває в апогеї, його кутові розміри трохи менше, ніж Сонця. Сонячне 3. може статися, якщо лінія, що з'єднує центри Сонця та Місяця, перетинає земну поверхню. Діаметри місячної тіні при падінні на Землю можуть досягати дек. сотень кілометрів. Спостерігач бачить, що темний місячний диск не повністю закрив Сонце, залишивши відкритим його край як яскраве кільце. Це т.зв. кільцеве сонячне 3. Якщо ж кутові розміри Місяця більше, ніж Сонця, то спостерігач біля точки перетину лінії, що з'єднує їх центри із земною поверхнею, побачить повне сонячне 3. Т.к. Земля обертається навколо своєї осі, Місяць - навколо Землі, а Земля - ​​навколо 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 частину Сонця. Час, тривалість і картина сонячного чи місячного 3. залежить від геометрії системи Земля-Луна-Сонце. Через нахилу місячної орбіти щодо екліптики сонячні та місячні 3. відбуваються не в кожен молодик або повний місяць. Порівняння передбачення 3. із спостереженнями дозволяє уточнити теорію руху Місяця. Оскільки геометрія системи майже точно повторюється кожні 18 років 10 діб, 3. відбуваються із цим періодом, званим саросом. Реєстрації 3. з давніх часів дозволяють перевірити вплив припливів на місячну орбіту.

Визначення координат зірок за зірковою картою.

КВИТОК № 4

Особливості добового руху Сонця на різних географічних широтах у різні пори року.

Розглянемо річне переміщення Сонця небесною сферою. Повний оборот навколо Сонця Земля здійснює протягом року, протягом однієї доби Сонце зміщується по екліптиці із заходу Схід приблизно 1°, а 3 місяці - на 90°. Однак на даному етапі важливо, що переміщення Сонця по екліптиці супроводжується зміною його відмінювання в межах від δ = -e (зимове сонцестояння) до δ = +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 = 0 год), наприкінці березня відмінювання Сонця дорівнює 0°, тому в цей день Сонце знаходиться практично на небесному екваторі, сходить на сході, піднімається у верхній кульмінації на висоту h = 90° - φ і заходить на заході. Оскільки небесний екватор ділить небесну сферу навпіл, Сонце половину діб перебуває над горизонтом, половину - під нею, тобто. день дорівнює ночі, як і відбито у назві " рівнодність " . У момент рівнодення дотична до екліптики в місці знаходження Сонця нахилена до екватора на максимальний кут, що дорівнює e, тому швидкість збільшення відмінювання Сонця в цей час також максимальна.

Після весняного рівнодення відмінювання Сонця швидко збільшується, тому з кожним днем ​​все більша частина добової паралелі Сонця виявляється над горизонтом. Сонце піднімається все раніше, піднімається у верхній кульмінації все вище і заходить все пізніше. Точки сходу та заходу щодня зміщуються на північ, а день подовжується.

Однак кут нахилу дотичної до екліптики в місці знаходження Сонця з кожним днем ​​зменшується, а разом з ним зменшується швидкість збільшення відмінювання. Нарешті, наприкінці червня Сонце досягає найпівнічнішої точки екліптики (α = 6 год, δ = +e). До цього моменту воно піднімається у верхній кульмінації на висоту h = 90 ° - φ + e, сходить приблизно на північному сході, заходить на північному заході, і тривалість дня досягає максимального значення. Разом про те щоденне збільшення висоти Сонця у верхній кульмінації припиняється, і полуденное Сонце хіба що " зупиняється " у своєму русі північ. Звідси і назва "літнє сонцестояння".

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

До кінця вересня Сонце досягає другої точки перетину екліптики з екватором (α = 12 год), і знову настає рівнодення, тепер уже осіннє. Знову швидкість зміни відмінювання Сонця досягає максимуму, і воно швидко зміщується на південь. Ніч стає довшою за день, і з кожним днем ​​висота Сонце у верхній кульмінації зменшується.

До кінця грудня Сонце досягає найпівденнішої точки екліптики (α = 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 опівдні піднімається на півдні на висоту h = 90 ° - φ - e.

А потім все починається спочатку - відмінювання Сонця збільшується, висота у верхній кульмінації зростає, день подовжується, точки сходу та заходу зміщуються на північ.

Через розсіювання світла земною атмосферою небо продовжує залишатися світлим і після заходу Сонця. Цей період називається сутінками. По глибині занурення Сонця під обрій різняться сутінки цивільні (-8° -12°) та астрономічні (h>-18°), після закінчення яких яскравість нічного неба залишається приблизно постійною.

Влітку, при d = + e, висота Сонця в нижній кульмінації дорівнює h = 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 астрономічні сутінки. Аналогічно при ? > 54 °. 5 в літнє сонцестояння висота Сонця h > -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 ? > 58 °. 5, влітку вже не припиняються цивільні сутінки (тут розташований Петербург з його знаменитими "білими ночами").

Зрештою, на широті φ = 90° - e добова паралель Сонця під час сонцестояння торкнеться горизонту. Ця широта – північне полярне коло. Ще на північ від Сонця на деякий час влітку не заходить за обрій - настає полярний день, а взимку - не сходить - полярна ніч.

А тепер розглянемо південніші широти. Як мовилося раніше, південніше широти φ = 90° - e - 18° ночі завжди темні. При подальшому русі на південь Сонце будь-якої пори року піднімається все вище і вище, а різниця між частинами його добової паралелі, що знаходяться над і під горизонтом, зменшується. Відповідно, і тривалість дня і ночі навіть під час сонцестоянь різняться дедалі менше. Зрештою, на широті j = e добова паралель Сонця для літнього сонцестояння пройде через зеніт. Ця широта називається північним тропіком, в момент літнього сонцестояння в одній із 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 відбуватиметься на північ від зеніту.

Наведення на заданий об'єкт та фокусування телескопа .

КВИТОК № 5

1. Принцип роботи та призначення телескопа.

Телескопастрономічний прилад для спостереження небесних світил. Добре сконструйований телескоп здатний збирати електромагнітне випромінювання у різних діапазонах спектра. В астрономії оптичний телескоп призначений збільшення зображення і збирання світла від слабких джерел, особливо невидимих ​​неозброєним оком, т.к. в порівнянні з ним здатний збирати більше світла та забезпечувати високу кутову роздільну здатність, тому у збільшеному зображенні можна бачити більше деталей. У телескопі-рефракторі як об'єктив використовується велика лінза, що збирає і фокусує світло, а зображення розглядається за допомогою окуляра, що складається з однієї або кількох лінз. Основною проблемою при конструюванні телескопів-рефракторів є хроматична аберація (кольорова облямівка навколо зображення, що створюється простою лінзою внаслідок того, що світло різних довжин хвиль фокусується на різних відстанях). Її можна усунути, використовуючи комбінацію опуклої та увігнутої лінз, проте лінзи більше деякого граничного розміру (близько 1 метра в діаметрі) виготовити неможливо. Тому в даний час перевагу віддають телескопам-рефлекторам, в яких як об'єктив використовується дзеркало. Перший телескоп-рефлектор винайшов Ньютон за своєю схемою, яка називається системою Ньютона.Зараз існує кілька методів спостереження зображення: системи Ньютона, Кассегрена (становище фокусу зручно для реєстрації та аналізу світла за допомогою інших приладів, таких, як фотометр або спектрометр), куди (схема дуже зручна, коли для аналізу світла потрібне громіздке обладнання), Максутова ( так звана меніскова), Шмідта (застосовується, коли необхідно зробити масштабні огляди неба).

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

Обчислення періоду звернення планети з урахуванням третього закону Кеплера.

Т з = 1 рік

а з = 1 астрономічна одиниця

1 парсек = 3,26 світлового року = 206 265 а. е. = 3 * 10 11 км.

КВИТОК № 6

Способи визначення відстаней до тіл Сонячної системи та їх розмірів.

Спершу визначається відстань до якоїсь доступної точки. Ця відстань називається базисом. Кут, під яким з недоступного місця видно базис, називають паралаксом. Горизонтальним паралаксом називають кут, під яким з планети видно радіус Землі, перпендикулярний до променя зору.

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

Радіолокаційний метод.Він у тому, що у небесне тіло посилають потужний короткочасний імпульс, та був приймають відбитий сигнал. Швидкість поширення радіохвиль дорівнює швидкості світла у вакуумі: відома. Тому якщо точно виміряти час, який знадобився сигналу, щоб дійти до небесного тіла і повернутися назад, то легко обчислити відстань, яку шукає.

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

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

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

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

Враховуючи p 0 - горизонтальний паралакс світила і, що кути p 0 і r малі,

Визначення світності зірки на основі даних про її розміри та температуру.

L – світність (Lc = 1)

R – радіус (Rc = 1)

T - Температура (Tc = 6000)

КВИТОК № 7

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

Розкладання електромагнітного випромінювання по довжинах хвиль з метою вивчення називається спектроскопією. Аналіз спектрів - основний метод вивчення астрономічних об'єктів, що застосовується в астрофізиці. Вивчення спектрів дає інформацію про температуру, швидкість, тиск, хімічний склад та про інші найважливіші властивості астрономічних об'єктів. По спектру поглинання (точніше, за наявності певних ліній у спектрі) можна будувати висновки про хімічному складі атмосфери зірки. За інтенсивністю спектра можна визначити температуру зірок та інших тіл:

l max T = b, b – постійна вина. Багато чого про зірку можна дізнатися за допомогою ефекту Доплера. В 1842 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: . Зміщення ліній у спектрі зірки щодо спектру порівняння в червоний бік свідчить, що зірка віддаляється від нас, зміщення у фіолетову бік спектру – що зірка наближається до нас. Якщо лінії в спектрі періодично змінюються, зірка має супутник і вони звертаються навколо загального центру мас. Ефект Доплера також дозволяє оцінити швидкість обертання зірок. Навіть коли випромінюючий газ немає відносного руху, спектральні лінії, випромінювані окремими атомами, зміщуватимуться щодо лабораторного значення через безладного теплового руху. Для загальної маси газу це виражатиметься у розширенні спектральних ліній. При цьому квадрат доплерівської ширини спектральної лінії пропорційний температурі. Таким чином, по ширині спектральної лінії можна будувати висновки про температурі випромінюючого газу. У 1896 році нідерландським фізиком Зеєманом було відкрито ефект розщеплення ліній спектра в сильному магнітному полі. За допомогою цього ефекту тепер можна було «вимірювати» космічні магнітні поля. Схожий ефект (називається ефектом Штарка) спостерігається в електричному полі. Він проявляється, коли у зірці короткочасно виникає сильне електричне поле.

Земна атмосфера затримує частину випромінювання, що йде з космосу. Видиме світло, проходячи через неї, теж спотворюється: рух повітря розмиває зображення небесних тіл, і зірки мерехтять, хоча насправді їхня яскравість незмінна. Тому з середини ХХ століття астрономи почали вести спостереження із космосу. Поза атмосферними телескопами збирають та аналізують рентгенівське, ультрафіолетове, інфрачервоне та гамма випромінювання. Перші три можна вивчати лише поза атмосферою, останнє ж частково досягає поверхні Землі, але поєднується з ІЧ самої планети. Тому краще виносити інфрачервоні телескопи в космос. Рентгенівське випромінювання виявляє у Всесвіті, де особливо бурхливо виділяється енергія (наприклад чорні дірки), а також невидимі в інших променях об'єкти, наприклад пульсари. Інфрачервоні телескопи дозволяють досліджувати теплові джерела, приховані оптики, у великому діапазоні температур. Гамма-астрономія дозволяє знайти джерела электрон-позитронной анігіляції, тобто. джерела високих енергій.

2. Визначення за зірковою картою відмінювання Сонця на цей день та обчислення його висоти опівдні.

h – висота світила

КВИТОК № 8

Найважливіші напрями та завдання дослідження та освоєння космічного простору.

Основні проблеми сучасної астрономії:

Немає вирішення багатьох приватних проблем космогонії:

· Як сформувався Місяць, як утворилися кільця навколо планет-гігантів, чому Венера обертається дуже повільно та у зворотному напрямку;

У зірковій астрономії:

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

· Немає 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 струмені газу. Однак особливо загадковими є короткі спалахи гамма-випромінювання, що регулярно відбуваються в різних напрямках на небі. Не зрозуміло навіть, чи пов'язані вони зі зірками чи з іншими об'єктами, і яку від нас перебувають ці об'єкти.

У галактичній та позагалактичній астрономії:

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

· Немає єдиної теорії формування галактик;

· Не вирішені основні проблеми космології: немає закінченої фізичної теорії народження Всесвіту і не зрозуміла її доля у майбутньому.

Ось деякі питання, на які астрономи сподіваються отримати відповіді у 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 та поширюються по Галактиці біологічно важливі хімічні елементи, такі, як вуглець, кисень?

· Чи є чорні дірки джерелом енергії активних галактик та квазарів?

· Де і коли сформувалися галактики?

· Чи буде Всесвіт розширюватися вічно, або його розширення зміниться колапсом?

КВИТОК № 9

Закони Кеплера, їх відкриття, значення та межі застосування.

Три закони руху планет щодо Сонця було виведено емпірично німецьким астрономом Йоганном Кеплером на початку XVII століття. Це стало можливо завдяки багаторічним спостереженням датського астронома Тихо Браге.

Першийзакон Кеплера. Кожна планета рухається еліпсом, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце ( e = c / a, де з- Відстань від центру еліпса до його фокусу, а- велика піввісь, е – ексцентриситетеліпса. Чим більше, тим більше еліпс відрізняється від кола. Якщо з= 0 (фокуси збігаються з центром), тобто = 0 і еліпс перетворюється на коло радіусом а).

Другийзакон Кеплера (закон рівних площ). Радіус- вектор планети за рівні проміжки часу описує рівновеликі площі. Інше формулювання цього закону: секторіальна швидкість планети стала.

Третійзакон Кеплера. Квадрати періодів звернень планет навколо Сонця пропорційні кубам великих півосей їх еліптичних орбіт.

Сучасне формулювання першого закону доповнено так: у незбуреному русі орбіта тіла, що рухається, є крива другого порядку - еліпс, парабола або гіпербола.

На відміну від двох перших, третій закон Кеплера застосовується тільки до еліптичних орбіт.

Швидкість руху планети в перигелії: де V c = кругова швидкість при R = 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 тіл, що звертаються. В узагальненому вигляді цей закон зазвичай формулюється так: квадрати періодів T 1 і T 2 обігу двох тіл навколо Сонця, помножені на суму мас кожного тіла (відповідно M 1 і M 2) і Сонця (М с), відносяться як куби великих півосей a 1 і a 2 їх орбіт: . При цьому взаємодія між тілами M1 та M2 не враховується. Якщо знехтувати масами цих тіл у порівнянні з масою Сонця, то вийде формулювання третього закону, дане самим Кеплером: .Третій закон Кеплера можна також висловити як залежність між періодом T поводження по орбіті тіла з масою M і великою піввіссю орбіти a: . Третій закон Кеплера можна використати, щоб визначити масу подвійних зірок.

Нанесення на зіркову карту об'єкта (планета, комета тощо) за заданими координатами.

КВИТОК № 10

Планети земної групи: Меркурій, Марс, Венера, Земля, Плутон.Мають невеликі розміри та маси, середня щільність цих планет у кілька разів більша за щільність води. Вони повільно обертаються довкола своїх осей. Вони мають мало супутників. Планети земної групи мають тверді поверхні. Подібність планет земної групи не виключає і значних відмінностей. Наприклад, Венера на відміну інших планет обертається у напрямі, зворотному її руху навколо Сонця, причому у 243 разу повільніше Землі. Плутон найменша з планет (діаметр Плутона = 2260 км, супутник - Харон у 2 рази менше, приблизно так само як і система Земля - ​​Місяць, є «подвійною планетою»), але за фізичними характеристиками він близький до цієї групи.

Плутон/Харон.

Маса: 1.3*10 23 кг/1.8*10 11 кг

R орбіти: 29.65-49.28 а.

D планети: 2324/1212 км

Склад атмосфери: Тонкий шар метану

Особливості: Подвійна планета, можливо планетеземаль, орбіта не лежить у площині інших орбіт. Плутон і Харон завжди звернені одна до одної однією стороною

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

Вони мають великі розміри та маси (маса Юпітера > маси Землі у 318 разів, за обсягом – у 1320 разів). Планети-гіганти дуже швидко обертаються довкола своїх осей. Результат цього – великий стиск. Планети розташовані далеко від Сонця. Відрізняються великою кількістю супутників (у Юпітера -16, Сатурн - 17, Уран - 16, Нептун - 8). Особливість планети-гігантів - кільця, що складаються з частинок та брил. Ці планети не мають твердих поверхонь, щільність у них мала, складаються в основному з водню та гелію. Газоподібний водень атмосфери перетворюється на рідку, та був у тверду фазу. При цьому швидке обертання і те, що водень стає провідником електрики, обумовлює значні магнітні поля цих планет, які вловлюють заряджені частки, що летять від Сонця, і утворюють радіаційні пояси.

Встановлює модель небесної сфери для даної широти та її орієнтацію по сторонах горизонту.

КВИТОК № 11

Відмінні риси Місяця та супутників планет.

Місяць- Єдиний природний супутник Землі. Поверхня Місяця дуже неоднорідна. Основні великомасштабні утворення – моря, гори, кратери та яскраві промені, можливо – викиди речовини. Моря, темні, гладкі рівнини, є депресії, заповнені застиглою лавою. Діаметри найбільших із них перевищують 1000 км. Др. Три типи утворень з великою ймовірністю є наслідком бомбардування місячної поверхні ранніх стадіях існування Сонячної системи. Бомбардування тривало дек. сотень мільйонів років, а уламки осідали на поверхні Місяця та планет. Уламки астероїдів діаметром від сотень кілометрів до дрібних пилових частинок сформували гол. деталі Місяця та поверхневий шар скельних порід. За періодом бомбардування відбулося заповнення морів базальтовою лавою, породженою радіоактивним розігрівом місячних надр. Прилади косміч. апаратів серії «Аполлон» було зареєстровано сейсмічна активність Місяця, т. зв. л утрясіння.Зразки місячного ґрунту, доставлені на Землю астронавтами, показали, що вік Л. 4,3 млрд. років, ймовірно, такий самий, як і Землі, складається з тих же хім. елементів, що і Земля, з таким самим приблизно співвідношенням. На Л. немає і, ймовірно, ніколи не було атм-ри, і немає підстав стверджувати, що будь-коли там існувало життя. Згідно з останніми теоріями, Л. утворилася в результаті зіткнення планети зимали розмірами з Марс і молодої Землі. Темп-pa місячної поверхні досягає 100 ° С місячним днем ​​і падає до -200 ° С місячної ночі. На Л. немає ерозії, за позов. повільного руйнування скель через поперемінне теплове розширення та стискування та випадкові раптові локальні катастрофи 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 перпендикулярні діаметри розрізняються не більше, ніж на кілометр. Період обертання Л. дорівнює періоду звернення навколо Землі, отже, якщо не брати до уваги ефектів лібрації, вона завжди повернута до неї однією стороною. Порівн. щільність 3330 кг/м 3 значення дуже близьке до щільності основних порід, що лежать під земною корою, а сила гравітації на поверхні Місяця становить 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 еліпсом, що незмінним. Однак Сонце і значно меншою мірою планети надають гравітації. вплив на Л., викликаючи обурення її орбітальних елементів, тому велика піввісь, ексцентриситет і спосіб безперервно піддаються циклічним збуренням, осцилюючи щодо середніх значень.

Супутники природні, природне тіло обертається навколо планети. У Сонячній системі відомо понад 70 супутників різних розмірів і весь час відкриваються нові. Сім найбільших супутників – це Місяць, чотири галілеєві супутники Юпітера, Титан і Тритон. Всі вони мають діаметри, що перевищують 2500 км, і є маленькими світами зі складною геол. історією; у деяких є атмосфера. Решта супутники мають розміри, порівнянні з астероїдами, тобто. від 10 до 1500 км. Вони можуть складатися зі скельних порід або льоду, форма варіюється від майже сферичної до неправильної, поверхня - або давня з численними кратерами, або зміна, пов'язана з активністю в надрах. Розміри орбіт лежать у діапазоні від двох до кількох сотень радіусів планети, період звернення - від кількох годин до року. Вважають, деякі супутники були захоплені гравітаційним тяжінням планети. Вони мають неправильні орбіти і іноді звертаються у 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 оточувала батьківську планету, подібно до утворення планет у протосонячній туманності. С.Є. розмірами менше дек. сотень кілометрів мають неправильну форму і, ймовірно, утворилися при руйнівних зіткненнях більших тіл. У зовніш. областях Сонячної системи вони часто звертаються поблизу кілець. Елементи орбіт зовніш. Тобто, особливо ексцентриситети, схильні до сильних обурень, викликаних Сонцем. Неск. пар і навіть трійок С.Є. мають періоди звернення, 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 та астероїди. Основи сучасних поглядів на походження Сонячної системи.

Комета, Небесне тіло Сонячної системи, що складається з частинок льоду і пилу, що рухаються по сильно витягнутих орбітах, на значить, відстані від Сонця виглядають плямами овальної форми, що слабо світяться. У міру наближення до Сонця навколо цього ядра утворюються кома (Майже сферична газопилова оболонка, що оточує голову комети при її наближенні до Сонця. Ця «атмосфера», безперервно здуває сонячним вітром, заповнюється газом і пилом, що випаровуються з ядра. Діаметр К0. км Швидкість втікання газу і пилу становить кілька кілометрів в секунду щодо ядра, і вони розсіюються в міжпланетному просторі частково через хвіст комети. просторі атмосфери комети.У більшості комет X. з'являється, коли вони наближаються до Сонця на відстань менше 2 а.е.X. завжди спрямований від Сонця. чіткі 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/с. Пиловий X. більш розпливчастий і викривлений, причому його кривизна залежить від маси пилових частинок. Пил безперервно виділяється з ядра і захоплюється потоком газу.). Центр, частина До. називається ядром і є крижане тіло - залишки величезних скупчень крижаних планетезималей, що утворилися під час формування Сонячної системи. Тепер вони зосереджені на периферії – у хмарі Оорта-Епіка. Середня маса ядра К. 1-100 млрд. кг, діаметр 200-1200 м, щільність 200 кг/м 3 ("/5 щільності води). третини з пилового в-ва.Лід головним чином водяний, але є домішки інших сполук.При кожному поверненні до Сонця лід тане, молекули газу залишають ядро ​​і захоплює за собою частинки пилу і льоду, при цьому навколо ядра утворюється сферична оболонка - кома, довгий плазмовий хвіст, спрямований від Сонця, і пиловий хвіст.Кількість втраченого в-ва залежить від кількості пилу, що покриває ядро, і відстані від Сонця в перигелії.Дані, отримані в результаті спостережень космічного апарату «Джотто» за кометою Галлея з близької відстані, підтвердили багато теорії будівлі До.

зазвичай називають на честь їх відкривачів із зазначенням року, коли вони спостерігалися востаннє. Поділяються на короткоперіодич. і довгоперіо-дич. Короткоперіодич. звертаються навколо Сонця з періодом в дек. років, у порівн. бл. 8 років; Найкоротший період – трохи більше 3 років – має К. Енке. Ці К. були захоплені гравітаціями. полем Юпітера і почали обертатися відносно малих орбітах. Типова їх має відстань у перигелії 1,5 а.е. та повністю руйнується після 5 тис. оборотів, породжуючи метеорний потік. Астрономи спостерігали розпад К. Веста у 1976 р. та К. *Біела. Навпаки, періоди звернення довгоперіодич. К. можуть досягати 10 тис., а то і 1 млн. років, і їх афелії можуть перебувати на "/від відстані до найближчих зірок. У наст, час відомо близько 140 короткоперіодич. 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.є.. Передбачається, що навколо Сонця звертається бл.

Астероїд(asteroid), мала планета, яка має близьку до кругової орбіту, що лежить поблизу площини екліптики між орбітами Марса і Юпітера. Знову відкритим А. присвоюється порядковий номер після визначення їхньої орбіти, достатньо точної, щоб А. «не загубився». У 1796 р. франц. астроном Жозеф Же-ром Лаланд запропонував приступити до пошуків «відсутньої» планети між Марсом і Юпітером, що передбачається правилом Боде. У новорічну ніч 1801 р. італ. астроном Джузеппе Піацці під час спостережень для складання зіркового каталогу відкрив Цереру. Нім. вчений Карл Гаус вирахував її орбіту. До теперішнього часу відомо близько 3500 астероїдів. Радіуси Церери, Палади та Вести – 512, 304 та 290 км відповідно, решти – менше. За оцінками в гол. поясі знаходиться прибл. 100 млн. А., їх сумарна маса, мабуть, становить близько 1/2200 маси, що спочатку була присутня в цій галузі. Виникнення совр. А., можливо, пов'язано з руйнуванням планети (традиційна звана Фаетон, совр. Назва - планета Ольберса) в рез-ті зіткнення з ін. Тілом. Поверхні спостережуваних А. складаються з металів та скельних порід. Залежно від складу астероїди діляться типи (C, S, M, U). Склад типу U не впізнаний.

А. групуються також за елементами орбіт, утворюючи т.зв. сімейства Хіраями. Більшість А. має період звернення прибл. 8 год. Всі А. радіусом менше 120 км мають неправильну форму, орбіти схильні до гравітації. впливу Юпітера. У рез-те у розподілі А. по великих півосях орбіт існують прогалини, звані люками Кірквуда. А., які у ці люки, мали б періоди, кратні орбітальному періоду Юпітера. Орбіти астероїдів у цих люках украй нестійкі. внутр. і зовніш. краю пояса А. лежать у областях, де це співвідношення дорівнює 1: 4 та 1: 2. А.

Коли протозірка стискається, вона утворює диск із речовини, що оточує зірку. Частина речовини цього диска падає назад на зірку, підкоряючись силі тяжіння. Газ та пил, що залишаються в диску, поступово охолоджуються. Коли температура опускається досить низько, речовина диска починає збиратися у невеликі згустки – осередки конденсації. Так виникають планети зималі. У процесі формування Сонячної системи частина планетезималей зруйнувалася внаслідок зіткнень, інші об'єдналися, щоб утворити планети. У зовнішній частині Сонячної системи утворилися великі планетні ядра, які здатні були утримати у собі кілька газу як первинної хмари. Більш важкі частки утримувалися тяжінням Сонця і під впливом приливних сил довго було неможливо сформуватися в планети. Так було започатковано утворення «газових гігантів» - Юпітера, Сатурна, Урана та Нептуна. У них, ймовірно, з'явилися власні міні-диски з газу і пилу, з яких зрештою утворилися місяці і кільця. Нарешті, у внутрішній Сонячній системі із твердої речовини формуються Меркурій, Венера, Земля та 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, довкола якої звертається Земля. Звичайна зірка головної послідовності спектрального класу G2, газова маса, що самосвітиться, 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 К, що забезпечує тиск, здатний протистояти силі гравітації, яка на поверхні Сонця (фотосфері) у 27 разів більша, ніж на Землі. Така висока температура виникає за рахунок термоядерних реакцій перетворення водню на гелій (протон-протонна реакція) (вихід енергії з поверхні фотосфери 3,8*10 26 Вт). Сонце - сферично симетричне тіло, що у рівновазі. Залежно від зміни фізичних умов Сонце можна розділити на кілька концентричних шарів, які поступово переходять один в одного. Майже вся енергія Сонця генерується у центральній області - ядрі,де відбувається реакція термоядерного синтезу. Ядро займає менше 1/1000 його обсягу, щільність - 160 г/см 3 (щільність фотосфери у 10 млн. разів менша за щільність води). Через величезну масу Сонця і непрозорість його речовини випромінювання йде з ядра до фотосфери 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 покидають Сонце і забезпечують безпосереднє отримання інформації про ядро. Розбіжність між спостережуваним і передбачуваним теорією потоком нейтрино породило серйозні суперечки про внутрішню будову Сонця. Протягом останніх 15% радіусу знаходиться конвективна зона. Конвективні рухи також відіграють роль у переносі магнітних полів, що генеруються струмами в його обертових внутрішніх шарах, що проявляється у вигляді сонячної активності,причому найсильніші поля спостерігаються у сонячних плямах. За межами фотосфери знаходиться сонячна атмосфера, в якій температура досягає мінімального значення 4200 К, а потім знову збільшується внаслідок дисипації ударних хвиль, що породжуються підфотосферною конвекцією, у хромосфері, де різко зростає до значення 2*10 6 К, характерного для корони. Висока температура останньої веде до безперервного закінчення плазмової речовини міжпланетний простір у вигляді сонячного вітру. В окремих областях може швидко та сильно зростати напруженість магнітного поля. Цей процес супроводжується цілим комплексом явищ сонячної активності. До них відносяться сонячні спалахи (у хромосфері), протуберанці (у сонячній короні) та корональні дірки (особливі області корони).

Маса Сонця 1,99*10 30 кг, середній радіус, який визначається приблизно сферичною фотосферою, - 700 000 км. Це еквівалентно 330 000 мас і 110 радіусам Землі відповідно; у Сонці може вміститися 1,3 млн. таких тіл, як Земля. Обертання Сонця викликає рух його поверхневих утворень, таких, як сонячні плями, у фотосфері та 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, їхній зв'язок з геофізичними явищами.

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

Сонячні плями, утворення у фотосфері Сонця, спостерігалися з давніх часів, і в даний час їх вважають областями фотосфери з темп-рою на 2000 К нижче, ніж в оточуючих, через наявність сильного магнітного поля (бл. 2000 Гс). С.П. складаються з відносно темної центр, частини (тіні) і світлішого волокнистого півтіні. Потік газу з тіні у півтінь називається ефектом Евершеда (V=2км/с). Число С.п. та їх поява змінюються протягом 11-річного циклу сонячної активності, або циклу сонячних плям,який описується законом Шперера та графічно ілюструється метеликової діаграмою Маундера (переміщення плям по широті). Цюріхська відносна кількість сонячних плямвказує загальну площу поверхні, покриту С.П. На основний 11-річний цикл накладаються довгострокові варіації. напр., С.П. змінюють магн. полярність протягом 22-річного циклу сонячної активності. Але наиб, разючий приклад довгоперіодичних варіацій - це мінімум. Маундера (1645-1715), коли С.П. були відсутні. Хоча визнано, що варіації числа С.п. визначаються дифузією магнітного поля з сонячних надр, що обертаються, процес ще не зрозумілий до кінця. Сильне магнітне поле сонячних плям впливає на полі Землі, викликаючи перешкоди радіозв'язку та полярне сяйво. існує дек. незаперечних короткоперіодичних ефектів, твердження про існування довгоперіодич. зв'язку між кліматом і числом С.п., особливо 11-річним циклом, дуже спірно, що обумовлено труднощами дотримання умов, які необхідні при проведенні точного статистичного аналізу даних.

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

Останній максимум сонячної активності був у 2001 році. Максимум сонячної активності означає найбільшу кількість плям, випромінювання та протуберанців. Давно встановлено, що зміна сонячної активності Сонце впливає такі факторы:

* епідеміологічну обстановку Землі;

* кількість різноманітних стихійних лих (тайфуни, землетрусу, повені тощо. буд.);

* на кількість автомобільних та залізничних аварій.

Максимум цього припадає на роки активного Сонця. Як встановив учений Чижевський, активне Сонце впливає самопочуття людини. З того часу 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 та зв'язок між ними.

Для вимірювання відстані до тіл Сонячної системи застосовується метод паралаксу. Радіус землі виявляється занадто малим, щоб бути базисом для виміру паралактичного зміщення зірок і відстані до них. Тому користуються річним паралаксом замість горизонтального.

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

a – велика піввісь земної орбіти,

p – річний паралакс.

Також використовується одиниця відстані парсек. Парсек – відстань, з якої велика піввісь земної орбіти, перпендикулярна до променя зору видно під кутом 1².

1 парсек = 3,26 світлового року = 206 265 а. е. = 3 * 10 11 км.

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

Якщо відомі абсолютна та видима зіркові величини, то відстань до зірки можна визначити за формулою lg(r)=0.2*(m-M)+1

Визначення умов видимості Місяця за даними Шкільного астрономічного календаря.

КВИТОК № 16

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

Основні фізичні характеристики зірок: світність, абсолютна та видима зіркові величини, маса, температура, розмір, спектр.

Світність- Енергія, що випромінюється зіркою або іншим небесним тілом за одиницю часу. Зазвичай дається в одиницях світності Сонця, виражається формулою lg (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), де L і M – світність та абсолютна зоряна величина джерела, Lc та Mc – відповідні величини для Сонця (Mc = +4 ,83). Також визначається за формулою L=4πR 2 σT 4 . Відомі зірки, світність яких у багато разів перевищує світність Сонця. Світність Альдебарана в 160, а Рігеля в 80 000 разів більше, ніж Сонця. Але переважна більшість зірок мають світимості, порівняні з сонячною або меншою за неї.

Зоряна величина –міра яскравості зірки. З.В. не дає справжнього уявлення про потужність випромінювання зірки. Близька до Землі слабка зірка може бути яскравіше, ніж далека яскрава зірка, т.к. потік випромінювання, що приймається від неї, зменшується обернено пропорційно квадрату відстані. Видима З.В. - блиск зірки, який бачить спостерігач, дивлячись на небо. Абсолютна З.В. - міра істинної яскравості, являє собою рівень блиску зірки, який вона мала б, перебуваючи на відстані 10 пк. Гіппарх винайшов систему видимих ​​З.В. у 2 ст. до н.е. Зіркам були приписані числа залежно від їхньої видимої яскравості; Найяскравіші зірки були 1-ї величини, а найслабші - 6-ї. Все р. 19 ст. ця система була модифікована. Сучасна шкала З.В. була встановлена ​​шляхом визначення З.В. представницької вибірки зірок поблизу сівби. полюси світу (півн. полярний ряд). За ними визначалися З.В. всіх ін. зірок. Це логарифмічна шкала, на якій зірки 1-ї величини в 100 разів яскравіше зірок 6-ї величини. У міру зростання точності вимірів довелося вводити десяті частки. Найяскравіші зірки яскравіші за 1-у величину, а деякі навіть мають негативні зоряні величини.

Маса зіркова –параметр, що безпосередньо визначається тільки для компонентів подвійних зірок з відомими орбітами і відстанями (M 1 +M 2 = R 3 /T 2). Т.о. встановлені маси лише кількох десятків зірок, але для набагато більшої кількості масу можна визначити із залежності маса – світність. Маси більше 40 сонячних та менше 0,1 сонячних дуже рідкісні. Маси більшості зірок менші за сонячну. Температура в центрі таких зірок не може досягати рівня, при якому починаються реакції ядерного синтезу, і джерелом їхньої енергії є лише стиск Кельвіна – Гельмгольця. Такі об'єкти називаються коричневі карлики.

Маса-світливість співвідношення, Знайдене в 1924 р. Еддінгтон співвідношення між світністю L і зоряною масою М. Співвідношення має вигляд L/Lс = (М/Мс) а, де Lс і Мс - світність і маса Сонця відповідно, значення азазвичай лежить у діапазоні 3-5. Співвідношення випливає з того факту, що спостерігаються св-ва нормальних зірок визначаються головним чином їхньою масою. Це співвідношення для зірок-карликів добре узгоджується зі спостереженнями. Вважається, що вона справедлива також для надгігантів і гігантів, хоча їхня маса погано піддається прямим вимірам. Співвідношення не застосовується до білих карликів, т.к. завищує їхню світність.

Температура зіркова- Температура деякої області зірки. Належить до 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 та присутності різних атомів, іонів та ядер у деякій галузі зіркової атмосфери, всі ці відмінності поєднують ефективну температуру, тісно пов'язану з випромінюванням зірки у фотосфері. Ефективна температура, параметр, що характеризує повну кількість енергії, випромінюваної зіркою з одиниці площі її поверхні. Це однозначний спосіб опису зоряної температури. е.т. визначається через температуру абсолютно чорного тіла, яке, згідно із законом Стефана-Больцмана, випромінювало таку ж потужність на одиницю площі поверхні, як і зірка. Хоча спектр зірки в деталях значно відрізняється від спектру абсолютно чорного тіла, проте ефективна температура характеризує енергію газу у зовнішніх шарах зіркової фотосфери і дозволяє, використовуючи закон зміщення Вина (λ max =0,29/Т), визначити, на яку довжину хвилі припадає максимум зоряного випромінювання, отже і колір зірки.

за розмірамзірки поділяються на карлики, субкарлики, нормальні зірки, гіганти, субгіганти та надгіганти.

Спектрзірок залежить від її температури, тиску щільності газу її фотосфери, сили магнітного поля та хім. складу.

Спектральні класи, класифікація зірок за їх спектрами (в першу чергу за відносними, інтенсивностями спектральних ліній), вперше введена італ. астрономом Секкі. Ввів літерні позначення, які були модифіковані в міру розширення знань про внутр. будова зірок. Колір зірки залежить від температури її поверхні, тому в суч. спектральної класифікації Дрэпера (гарвардської) С.К. розташовані в порядку зменшення темп-ри:

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

Умови рівноваги: ​​як відомо, зірки є єдиними об'єктами природи, всередині яких відбуваються некеровані термоядерні реакції синтезу, які супроводжуються виділенням великої кількості енергії та визначають температуру зірок. Більшість зірок перебувають у стаціонарному стані, тобто не вибухають. Деякі зірки вибухають (так звані нові та наднові зірки). Чому ж переважно зірки перебувають у рівновазі? Сила ядерних вибухів у стаціонарних зірок врівноважується силою тяжіння, тому ці зірки зберігають рівновагу.

Обчислення лінійних розмірів світила за відомими кутовими розмірами та відстанню.

КВИТОК № 17

1. Фізичний зміст закону Стефана-Больцмана та його застосування для визначення фізичних характеристик зірок.

Стефана-Больцмана закон, Співвідношення між повною потужністю випромінювання абсолютно чорного тіла та його темп-рой. Повна потужність одиничної площі випромінювання Вт на 1 м 2 дається формулою Р = σ Т 4 ,де σ = 5,67*10 -8 Вт/м 2 К 4 - стала 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 4-го ступеня є дуже сильною.

e – енергія випромінювання одиниці поверхні зірки

L – світність зірки, R – радіус зірки.

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

l max T = b, b – постійна вина

Можна виходити із зворотного, тобто за допомогою світності та температури визначати розміри зірок

2. Визначення географічної широти місця спостереження за заданою висотою світила в кульмінації та його відмінювання.

H = 90 0 - +

h – висота світила

КВИТОК № 18

Змінні та нестаціонарні зірки. Їхнє значення для вивчення природи зірок.

Блиск змінних зірок змінюється з часом. Наразі відомо бл. 3*10 4 . П.З. поділяються на фізичні, блиск яких змінюється внаслідок процесів, що протікають у них або біля них, та оптичні П.З., де ця зміна обумовлена ​​обертанням або орбітальним рухом.

Найважливіші типи фіз. П.З.:

Пульсуючі –цефеїди, зірки типу Світу Кита, напівправильні та неправильні червоні гіганти;

Еруптивні(вибухові) – зірки з оболонками, молоді неправильні змінні, зокрема. зірки типу Т Тельця (дуже молоді неправильні зірки, пов'язані з дифузними туманностями), надгіганти типу Хаббла – Сейнеджа (Гарячі надгіганти високої світності, яскраві об'єкти в галактиках. Вони нестійкі і, ймовірно, є джерелами випромінювання поблизу межі світла «здування» оболонок зірок (потенційні наднові), що спалахують червоні карлики;

Катаклізмічні -нові, наднові, симбіотичні;

Рентгенівські подвійні зірки

Зазначені П.З. включають 98% відомих фізичних п.з. До оптичних відносяться затемнено-подвійні і такі, що обертаються, як пульсари і магнітні змінні. Сонце відноситься до тих, що обертаються, т.к. його зоряна величина слабко змінюється, коли сонячні плями з'являються диску.

Серед пульсуючих зірок дуже цікаві цефеїди, названі так на ім'я однієї з перших відкритих змінних цього типу - 6 Цефея. Цефеїди - це зірки високої світності та помірної температури (жовті надгіганти). У ході еволюції вони набули особливої ​​структури: на певній глибині виник шар, що акумулює енергію, що приходить з надр, а потім знову віддає її. Зірка періодично стискається, розігріваючись і розширюється, охолоджуючись. Тому енергія випромінювання то поглинається зоряним газом, іонізуючи його, то знову виділяється, коли при охолодженні газу іони захоплюють електрони, випромінюючи при цьому світлові кванти. В результаті блиск цефеїди змінюється, як правило, у кілька разів із періодом у кілька діб. Цефеїди відіграють особливу роль астрономії. У 1908 р. американський астроном Генрієтта Лівітт, яка досліджувала цефеїди в одній з найближчих галактик - Малій Магеллановій Хмарі, звернула увагу на те, що ці зірки виявлялися тим яскравішими, чим тривалішим був період зміни їхнього блиску. Розміри Малої Магелланова Хмари невеликі в порівнянні з відстанню до нього, а це означає, що різниця у видимій яскравості відображає відмінність у світності. Завдяки знайденій Лівітт залежності період - світність легко розрахувати відстань до кожної цефеїди, вимірявши її середній блиск та період змінності. А оскільки надгіганти добре помітні, цефеїди можна використовувати для визначення відстаней навіть до порівняно далеких галактик, в яких вони спостерігаються. Є й друга причина особливої ​​ролі цефеїд. У 60-ті роки. Радянський астроном Юрій Миколайович Єфремов встановив, що чим триваліший період цефеїди, тим молодша ця зірка. За період - вік неважко визначити вік кожної цефеїди. Відбираючи зірки з максимальними періодами та вивчаючи зоряні угруповання, до яких вони входять, астрономи досліджують наймолодші структури Галактики. Цефеїди більше за інших пульсуючих зірок заслуговують назви періодичних змінних. Кожен наступний цикл змін блиску зазвичай точно повторює попередній. Проте трапляються й винятки, найвідоміше їх - Полярна зірка. Вже давно виявлено, що вона відноситься до цефеїдів, хоч і змінює блиск у досить незначних межах. Але в останні десятиліття ці коливання стали згасати, а до середини 90-х років. Полярна зірка практично перестала пульсувати.

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

Симбіотичні зірки, зірки, спектри яких містять емісійні лінії та поєднують характерні особливості червоного гіганта та гарячого об'єкта - білого карлика або акреційного диска навколо такої зірки.

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

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

Зірки, що спалахують. Магнітні явища на Сонці є причиною сонячних плям та сонячних спалахів, але вони не можуть суттєво 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 зіркову величину, а то й більше. Найближча до Сонця зірка, Проксима Кентавра, є однією з таких зірок, що спалахують. Ці світлові викиди не можна передбачити заздалегідь, а вони тривають лише кілька хвилин.

Обчислення відмінювання світила за даними про його висоту у кульмінації на певній географічній широті.

H = 90 0 - +

h – висота світила

КВИТОК № 19

Подвійні зірки та його роль визначенні фізичних характеристик зірок.

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

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

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

Спектрально-подвійні зірки виявляють зі змін їх спектрів. При взаємному зверненні зірки періодично рухаються то у напрямку Землі, то Землі. За ефектом Допплера у спектрі можна визначати зміни руху.

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

Вимірювання швидкостей зірок подвійної системи та застосування закону всесвітнього тяжіння є важливим методом визначення мас зірок. Вивчення подвійних зірок – це прямий спосіб обчислення зоряних мас.

У системі близько розташованих подвійних зірок взаємні сили тяжіння прагнуть розтягнути кожну їх, надати їй форму груші. Якщо тяжіння досить сильне, 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 є критичним кордоном. Ці дві грушоподібні фігури, кожна довкола 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 зірковий матеріал не опускається прямо на зірку, а спочатку закручується, утворюючи так званий акреційний диск. Якщо обидві зірки настільки розширилися, що заповнили свої порожнини Роша, виникає контактна подвійна зірка. Матеріал обох зірок перемішується і зливається у кулю навколо двох зіркових ядер. Оскільки в кінцевому рахунку всі зірки набухають, перетворюючись на гіганти, а багато зірок є подвійними, то подвійні системи, що взаємодіють, - явище нерідке.

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

H = 90 0 - +

h – висота світила

КВИТОК № 20

Еволюція зірок, її етапи та кінцеві стадії.

Зірки утворюються в міжзоряних газопилових хмарах та туманностях. Основна сила, яка «формує» зірки – гравітація. За певних умов дуже розріджена атмосфера (міжзоряний газ) починає стискатися під впливом сил гравітації. Хмара газу ущільнюється в центрі, де утримується тепло, що виділяється при стисканні - виникає протозірка, що випромінює в інфрачервоному діапазоні. Протозірка розігрівається під впливом падаючої її у речовини, і починаються реакції ядерного синтезу із енергії. У такому стані це вже змінна зірка типу Т-Тельця. Залишки хмари розсіюються. Далі гравітаційні сили стягують атоми водню до центру, де зливаються, утворюючи гелій і виділяючи енергію. Зростаючий тиск у центрі перешкоджає подальшому стиску. Це – стабільна фаза еволюції. Ця зірка є зіркою Головної послідовності. Світність зірки зростає в міру ущільнення та розігріву її ядра. Час, протягом якого зірка належить до Головної послідовності, залежить від її маси. У Сонця це приблизно 10 мільярдів років, проте зірки набагато масивніші, ніж Сонце, існують у 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 перегоряти над центрі, а оболонці, яка збільшується у вигляді, набухає. В результаті розмір самої зірки різко зростає, а температура поверхні падає. Саме цей процес і породжує червоних гігантів та надгігантів. Кінцеві стадії еволюції зірки також визначаються масою зірки. Якщо ця маса не перевищує сонячну більш ніж у 1,4 рази, зірка стабілізується, стаючи білим карликом. Катастрофічного стиснення немає завдяки основним властивості електронів. Існує такий ступінь стиснення, за якого вони починають відштовхуватися, хоча жодного джерела теплової енергії вже немає. Це відбувається лише тоді, коли електрони та атомні ядра стиснуті неймовірно сильно, утворюючи надзвичайно щільну матерію. Білий карлик з масою Сонця за обсягом приблизно дорівнює Землі. Білий карлик поступово остигає, зрештою перетворюючись на темну кулю радіоактивного попелу. За оцінками астрономів, щонайменше десятої частини всіх зірок Галактики – білі карлики.

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

Якщо маса зірки перевищує 3 маси Сонця, кінцевою стадією її життєвого циклу є, ймовірно, чорна діра. Якщо маса зірки, отже, і сила тяжіння такі великі, то зірка піддається катастрофічному гравітаційному стиску, якому що неспроможні протистояти ніякі стабілізуючі сили. Щільність речовини під час цього процесу прагне нескінченності, а радіус об'єкта - до нуля. Відповідно до теорії відносності Ейнштейна, у центрі чорної діри виникає сингулярність простору-часу. Гравітаційне поле на поверхні зірки, що стискається, росте, тому випромінюванню і частинкам стає все важче її покинути. Зрештою, така зірка виявляється під горизонтом подій, який можна наочно уявити як односторонню мембрану, що пропускає речовину та випромінювання тільки всередину і не випускає нічого назовні. Колапсуюча зірка перетворюється на чорну дірку, і її можна виявити тільки по різкій зміні властивостей простору та часу біля неї. Радіус горизонту подій називається радіусом Шварцшільда.

Зірки з масою менше 1,4 сонячної наприкінці життєвого циклу повільно скидають верхню оболонку, яку називають планетарною туманністю. Більш масивні зірки, які перетворюються на нейтронну зірку або чорну дірку, 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 на секунду.

Спостереження та замальовування положень сонячних плям за допомогою телескопа (на екрані).

КВИТОК № 21

Склад, структура та розміри нашої Галактики.

Галактика, зіркова система, до якої належить Сонце Галактика містить щонайменше 100 млрд зірок. Три головні складові: центральне потовщення, диск та галактичне гало.

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

Диск Галактики, що містить молоді зірки населення І типу (молоді блакитні надгіганти), міжзоряну матерію, розсіяні зоряні скупчення та 4 спіральні рукави, має діаметр 100 000 світлових років та товщину всього 3000 світлових років. Галактика обертається, внутрішні її частини проходять своїми орбітами набагато швидше, ніж зовнішні. Сонце здійснює повний оборот навколо ядра за 200 млн. років. У спіральних рукавах йде безперервний процес зіркоутворення.

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

Сонце розташоване на відстані 2/3 від центру диска в Оріоновому рукаві. Його локалізація у площині диска (галактичного екватора) дозволяє бачити із Землі зірки диска у вигляді вузької смуги. Чумацького Шляху,що охоплює всю небесну сферу і нахилену під кутом 63° до небесного екватора. Центр Галактики лежить у Стрільці, але він не спостерігається у видимому світлі через темні туманності з газу та пилу, що поглинають світло зірок.

Обчислення радіуса зірки за даними про її світність та температуру.

L – світність (Lc = 1)

R – радіус (Rc = 1)

T - Температура (Tc = 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. Очевидно, майже всі зірки народжуються групами, а чи не окремо. Тому зоряні скупчення – річ дуже поширена. Астрономи люблять вивчати зоряні скупчення, тому що всі зірки, що входять у скупчення, утворилися приблизно в той самий час і приблизно на однаковій відстані від нас. Будь-які помітні відмінності у блиску між такими зірками є справжніми відмінностями. Особливо корисно вивчення зоряних скупчень з погляду залежності їх властивостей від маси - адже вік цих зірок та їхня відстань від Землі приблизно однакові, так що вони відрізняються один від одного лише своєю масою. Є два типи зоряних скупчень: відкриті та кульові. У відкритому скупченні кожна зірка видно окремо, вони розподілені на деякій ділянці неба більш менш рівномірно. А кульові скупчення, навпаки, є хіба що сферу, настільки щільно заповнену зірками, що у її центрі окремі зірки невиразні.

Відкриті скупчення містять від 10 до 1000 зірок, серед них набагато більше молодих, ніж старих, а найстаріші навряд чи налічують 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 певної міри утримує відкриті скупчення разом, вони все ж таки 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 є сферами, щільно заповненими зірками (від 100 тис до 1 млн). Розмір типового кульового скупчення - від 20 до 400 світлових років у поперечнику.

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

Навколо нашої Галактики ми знаємо близько 200 кульових зоряних скупчень, які розподілені по всьому гало, що містить Галактику. Всі ці скупчення дуже старі, і виникли вони більш менш у той же час, що і сама Галактика. Схоже те що, що скупчення утворилися, коли частини хмари, з якого було створено Галактика, розділилися більш дрібні фрагменти. Кульові скупчення не розходяться, оскільки зірки у яких сидять дуже тісно, ​​та його потужні взаємні сили тяжіння пов'язують скупчення в щільне єдине ціле.

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

Міжзоряне середовище дуже сильно розріджене (близько 1 атома см 3). Однак у щільних хмарах концентрація речовини може бути в 1000 разів вищою за середню. Але й у щільній хмарі на кубічний сантиметр припадає лише кілька сотень атомів. Причина, через яку нам все ж таки вдається спостерігати міжзоряну речовину, полягає в тому, що ми бачимо її у великій товщі простору. Розміри частинок становлять 0,1 мкм, вони містять вуглець і кремній, надходять у міжзоряне середовище з атмосфери холодних зірок внаслідок вибухів наднових. Суміш, що утворюється, формує нові зірки. Міжзоряне середовище має слабке магнітне поле та пронизане потоками космічних променів.

Наша Сонячна система знаходиться в області Галактики, де щільність міжзоряної речовини надзвичайно низька. Ця область називається Місцевою «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 та його відмінні риси.

Галактики, системи зірок, пилу та газу повною масою від 1 млн. до 10 трлн. мас Сонця. Справжня природа галактик була остаточно пояснена лише у 1920-х роках. після гострих дискусій. До цього часу при спостереженнях у 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 у туманності Андромеди і довести, що це галактика. Той самий телескоп застосовувався Хабблом для виміру періодів цефеїд у туманності Андромеди. Ці змінні зірки вивчені досить добре, щоб можна було визначити відстані до них. Відстань до туманності Андромеди становить прибл. 700 кпк, тобто. вона лежить далеко поза нашої Галактики.

Є кілька типів галактик, основні - спіральні та еліптичні. Робилися спроби класифікувати їх за допомогою літерних та цифрових схем, таких, як класифікація Хаббла, проте деякі галактики не укладаються в ці схеми, в цьому випадку їх називають на честь астрономів, які вперше виділили їх (наприклад, галактики Сейферта та Маркаряна), або дають буквені позначення класифікаційних схем (наприклад Галактики N-типу та cD-типу). Галактики, які мають чіткої 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 та зірок. Більшість спіральних галактик мають 2 рукави, що виходять із протилежних сторін ядра. Як правило, зірки в них молоді. Це звичайні спіралі. Ще є пересічені спіралі, які мають центральну перемичку зі зірок, що з'єднує внутрішні кінці двох рукавів. Наша Р. також належить до спіральних. Маси багатьох спіральних Р. лежать у діапазоні від 1 до 300 млрд. мас Сонця. Близько трьох чвертей всіх галактик у Всесвіті є еліптичними. Вони мають еліптичну форму, позбавлену помітної спіральної структури. Їхня форма може змінюватися від майже сферичної до сигароподібної. За розміром вони дуже різноманітні – від карликових масою кілька мільйонів сонячних до величезних масою 10 трлн сонячних. Найбільші з відомих - Галактики cD-типу. Вони мають велике ядро ​​або, можливо, кілька ядер, що швидко рухаються один до одного. Часто це досить сильні радіоджерела. Галактики Маркаряна були виділені радянським астрономом Веніаміном Маркаряном у 1967 р. Вони є сильними джерелами випромінювання в ультрафіолетовому діапазоні. Галактики N-типумають схоже на зірку ядро, що слабо світиться. Вони також сильні радіоджерела і, ймовірно, еволюціонують у квазари. На фото сейфертовські 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 швидко обертається гарячого газу. Цей тип Галактик відкритий американським астрономом Карлом Сейфертом в 1943 р. Галактики, які оптично спостерігаються і в той же час є сильними радіоджерелами, називаються радіогалактиками. До них відносяться сейфертовські Галактики, Р. сD- та N-типу та деякі квазари. Механізм генерації енергії радіогалактик ще не зрозумілий.

Визначення умов видимості планети Сатурн за даними Шкільного астрономічного календаря.

КВИТОК № 24

Основи сучасних уявлень про будову та еволюцію Всесвіту.

У 20 ст. було досягнуто розуміння Всесвіту як єдиного цілого. Перший важливий крок був зроблений у 1920-х рр., коли вчені дійшли 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 більша ця швидкість (виміряна по червоному зміщенню в її спектрі). Т.ч., ми живемо в Всесвіту, що розширюється.Розбігання галактик відбито у законі Хаббла, за яким червоне усунення галактики пропорційно відстані до нее.Кроме того, у найбільшому масштабі, тобто. на рівні скупчень галактик, Всесвіт має пористу структуру. Сучасна космологія (вчення про еволюцію Всесвіту) базується на двох постулатах: Всесвіт однорідний та ізотропний.

Існує кілька моделей Всесвіту.

У моделі Ейнштейна - де Сіттера розширення Всесвіту триває нескінченно довго, у статичній моделі Всесвіт не розширюється і не еволюціонує, у пульсуючому Всесвіті цикли розширення та стиснення повторюються. Проте статична модель найменш ймовірна, над її користь каже як закон Хаббла, а й виявлене 1965 року фонове реліктове випромінювання (тобто. випромінювання первинного розжареної 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 та щільність речовини. Подібний стан називається сингулярним.

У 1946 році Георгій Гамов та його колеги розробили фізичну теорію початкового етапу розширення Всесвіту, що пояснює наявність у ній хімічних елементів синтезом за дуже високих температур і тиску. Тому початок розширення з теорії Гамова назвали «Великим Вибухом». Співавторами Гамова були Р. Альфер та Г. Бете, тому іноді цю теорію називають "α, β, γ-теорія".

Всесвіт розширюється зі стану з нескінченною щільністю. У сингулярному стані нормальні закони фізики непридатні. Очевидно, всі фундаментальні взаємодії за таких високих енергіях не відрізняються друг від друга. А з якого радіусу Всесвіту має сенс говорити про застосовність законів фізики? Відповідь – з планківської довжини:

Починаючи з часу t p = R p /c = 5*10 -44 з (c – швидкість світла, h – стала Планка). Швидше за все, саме через t P гравітаційна взаємодія відокремилася від решти. За теоретичними розрахунками, протягом перших 10 -36 с, коли температура Всесвіту була більше 10 28 К, енергія в одиниці обсягу залишалася постійною, а Всесвіт розширювався зі швидкістю значно перевищує швидкість світла. Цей факт не суперечить теорії відносності, тому що з такою швидкістю розширювалася не речовина, а простір. Ця стадія еволюції називається інфляційної. З сучасних теорій квантової фізики випливає, що в цей час сильна ядерна взаємодія відокремилася від електромагнітного та слабкого. Енергія, що виділилася в результаті і стала причиною катастрофічного розширення Всесвіту, яка за крихітний проміжок часу в 10 - 33 з збільшилася від розмірів атома до розмірів Сонячної системи. У цей час з'явилися звичні нам елементарні частинки і трохи менше античастинок. Речовина та випромінювання все ще знаходилося в термодинамічній рівновазі. Ця епоха називається радіаційноїстадією еволюції. При температурі 5∙10 12 К закінчилась стадія рекомбінації: майже всі протони та нейтрони анігілювали, перетворившись на фотони; залишилися лише ті, для яких не вистачило античасток. Початковий надлишок частинок у порівнянні з античастинками становить одну мільярдну від їх числа. Саме з цієї «надлишкової» речовини і складається в основному речовина Всесвіту, що спостерігається. Через кілька секунд після Великого Вибуху почалася стадія первинного нуклеосинтезу, коли утворювалися ядра дейтерію і гелію, що тривала близько трьох хвилин; потім почалося спокійне розширення та охолодження Всесвіту.

Приблизно через мільйон років після вибуху рівновага між речовиною та випромінюванням порушилася, з вільних протонів та електронів почали утворюватися атоми, а випромінювання почало проходити через речовину, як через прозоре середовище. Саме це випромінювання назвали реліктовим, його температура була близько 3000 К. В даний час реєструється тло з температурою 2,7 К. Реліктове фонове випромінювання відкрили у 1965 році. Воно виявилося високою мірою ізотропним і своїм існуванням підтверджує модель гарячого Всесвіту, що розширюється. Після первинного нуклеосинтезуречовина почала еволюціонувати самостійно, через варіації густини речовини, що утворилися відповідно до принципу невизначеності Гейзенберга під час інфляційної стадії, з'явилися протогалактики. Там, де щільність була трохи більше середньої, утворилися вогнища тяжіння, області зі зниженою щільністю робилися все розрідженішим, оскільки речовина йшла з них у більш щільні області. Саме так практично однорідне середовище розділилося на окремі протогалактики та їх скупчення, а через сотні мільйонів років з'явилися перші зірки.

Космологічні моделі приводять до висновку, що доля Всесвіту залежить тільки від середньої щільності речовини, що її заповнює. Якщо вона нижче деякої критичної щільності, розширення Всесвіту триватиме вічно. Цей варіант називається «відкритий Всесвіт». Схожий сценарій розвитку чекає і на плоский Всесвіт, коли щільність дорівнює критичній. Через гугол років прогорить вся речовина в зірках, і галактики поринуть у пітьму. Залишаться лише планети, білі та коричневі карлики, а зіткнення між ними будуть вкрай рідкісні.

Однак у цьому випадку метагалактика не вічна. Якщо вірна теорія великого поєднання взаємодій, через 10 40 років розпадуться складові колишні зірки протони і нейтрони. Приблизно через 10 100 років випаруються гігантські чорні дірки. У світі залишаться лише електрони, нейтрино і фотони, віддалені друг від друга великі відстані. У певному сенсі це буде кінець часу.

Якщо ж щільність Всесвіту виявиться занадто великою, то наш світ замкнутий, а розширення рано чи пізно зміниться катастрофічним стиском. Всесвіт закінчить своє життя в гравітаційному колапсі у певному сенсі це ще гірше.

Обчислення відстані до зірки за відомим паралаксом.

1. Місцевий час.

Час, виміряний на даному географічному меридіані, називається місцевим часом цього меридіана. Для всіх місць на тому самому меридіані годинний кут точки весняного рівнодення (або Сонця, або середнього сонця) в будь-який момент один і той же. Тому на всьому географічному меридіані місцевий час (зоряний або сонячний) в той самий момент однаково.

Якщо різниця географічних довгот двох місць є D l, то на більш східному місці годинний кут будь-якого світила буде на D lбільше, ніж кутовий годинник того ж світила в більш західному місці. Тому різниця будь-яких місцевих часів на двох меридіанах в той самий фізичний момент завжди дорівнює різниці довгот цих меридіанів, вираженої в часовій мірі (в одиницях часу):

тобто. місцеве середнє час будь-якого пункту на Землі завжди дорівнює всесвітньому часу в цей момент плюс довгота даного пункту, виражена в часовій мірі і вважається позитивною на схід від Грінвіча.

В астрономічних календарях моменти більшості явищ вказуються за всесвітнім часом T 0 . Моменти цих явищ за місцевим часом т.т.легко визначаються за формулою (1.28).

3. Поясний час. У повсякденному житті користуватися як місцевим середнім сонячним часом, так і всесвітнім часом незручно. Першим оскільки місцевих систем рахунки часу у принципі стільки ж, скільки географічних меридіанів, тобто. безліч. Тому для встановлення послідовності подій або явищ, зазначених за місцевим часом, необхідно знати, крім моментів, також і різниця довгот тих меридіанів, на яких ці події або явища мали місце.

Послідовність подій, зазначених за всесвітнім часом, встановлюється легко, але велика різниця між всесвітнім часом і місцевим часом меридіанів, віддалених від грінвічського на значні відстані, створює незручності при використанні всесвітнього часу у повсякденному житті.

У 1884 р. було запропоновано поясна система рахунку середнього часу,суть якої ось у чому. Рахунок часу ведеться лише на 24 основнихгеографічних меридіанах, розташованих один від одного по довготі через 15° (або через 1 h), приблизно посередині кожного часового поясу. Часовими поясами називаються ділянки земної поверхні, куди вона умовно розділена лініями, що від її північного полюса до південного і віддаленими приблизно 7°,5 від основних меридіанів. Ці лінії, або межі часових поясів, точно слідують географічними меридіанами лише у відкритих морях і океанах і в ненаселених місцях суші. На іншому своєму протязі вони йдуть державними, адміністративно-господарськими або географічними кордонами, відступаючи від відповідного меридіана в той чи інший бік. Часові пояси занумеровані від 0 до 23. За основний меридіан нульового пояса прийнято грінвічську. Основний меридіан першого часового поясу розташований від Грінвічського точно на 15° на схід, другого - на 30°, третього - на 45° і т.д. 15 °).

Поясним часомТ пназивається місцеве середнє сонячне час, виміряне переважно меридіані даного часового поясу. За ним ведеться рахунок часу на всій території, що лежить у часовому поясі.

Поясний час цього поясу ппов'язане із світовим часом очевидним співвідношенням

Також цілком очевидно, що різниця поясних часів двох пунктів є ціла кількість годин, що дорівнює різниці номерів їх часових поясів.

4. Літній час. З метою раціональнішого розподілу електроенергії, що йде на освітлення підприємств і житлових приміщень, і найбільш повного використання денного світла в літні місяці року в багатьох країнах (у тому числі і в нашій республіці) переводять годинникові стрілки годинників, що йдуть за поясним часом, вперед на 1 годину чи півгодини. Вводиться так зване літній час. Восени ж годинник знову ставлять за поясним часом.

Зв'язок літнього часу T лбудь-якого пункту з його поясним часом Т пі з всесвітнім часом Т 0 дається такими співвідношеннями:

(1.30)

Запитання.

1. Видимий рух світив як наслідок їхнього власного руху у просторі, обертання Землі та її звернення навколо Сонця.
2. Принципи визначення географічних координат за астрономічними спостереженнями (П. 4 стор. 16).
3. Причини зміни фаз Місяця, умови настання та періодичність Сонячних та Місячних затемнень (П. 6 пп 1,2).
4. Особливості добового руху Сонця на різних широтах у пору року (П.4 пп 2, П. 5).
5. Принцип роботи та призначення телескопа (П. 2).
6. Способи визначення відстаней до тіл Сонячної системи та їх розмірів (П. 12).
7. Можливості спектрального аналізу та позаатмосферних спостережень для вивчення природи небесних тіл (П. 14, «Фізика» П. 62).
8. Найважливіші напрями та завдання дослідження та освоєння космічного простору.
9. Закон Кеплера, його відкриття, значення, межі застосування (П. 11).
10. Основні характеристики планет Земної групи, планет-гігантів (П. 18, 19).
11. Відмінні риси Місяця і супутників планет (П. 17-19).
12. Комети та астероїди. Основні уявлення про походження Сонячної системи (П. 20, 21).
13. Сонце як типова зірка. Основні показники (П. 22).
14. Найважливіші прояви Сонячної активності. Їх зв'язок із географічними явищами (П. 22 пп 4).
15. Способи визначення відстаней до зірок. Одиниці відстаней та зв'язок між ними (П. 23).
16. Основні фізичні характеристики зірок та його взаємозв'язок (П. 23 пп 3).
17. Фізичний зміст закону Стефана-Больцмана та його застосування для визначення фізичних характеристик зірок (П. 24 пп 2).
18. Змінні та нестаціонарні зірки. Їхнє значення для вивчення природи зірок (П. 25).
19. Подвійні зірки та його роль визначенні фізичних характеристик зірок.
20. Еволюція зірок, її етапи та кінцеві стадії (П. 26).
21. Склад, структура та розмір нашої Галактики (П. 27 пп 1).
22. Зоряні скупчення, фізичний стан міжзоряного середовища (П. 27 пп 2, П. 28).
23. Основні типи галактик та його відмінні риси (П. 29).
24. Основи сучасних уявлень про будову та еволюцію Всесвіту (П. 30).

Практичні завдання.

1. Завдання по зоряній карті.
2. Визначення географічної широти.
3. Визначення відмінювання світила по широті та висоті.
4. Обчислення розмірів світила за паралаксом.
5. Умови видимості Місяця (Венери, Марса) за даними шкільного астрономічного календаря.
6. Обчислення періоду звернення планет на підставі 3-го закону Кеплера.

Відповіді.

Білет №1. Земля здійснює складні рухи: обертається навколо осі (Т=24 год.), рухається навколо Сонця (Т=1 рік), обертається разом із Галактикою (Т= 200 тис. років). Звідси видно, що всі спостереження, що здійснюються з Землі, відрізняються траекторіями, що здаються. Планети поділяються на внутрішні та зовнішні (внутрішні: Меркурій, Венера; зовнішні: Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун та Плутон). Всі ці планети звертаються так само, як і Земля навколо Сонця, але завдяки руху Землі можна спостерігати петлеподібний рух планет (календар стор. 36). Завдяки складному руху Землі та планет виникають різні конфігурації планет.

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

Білет №2. Існує 2 географічні координати: географічна широта та географічна довгота. Астрономія як практична наука дозволяє знаходити ці координати (рисунок "висота світила у верхній кульмінації"). Висота полюса світу над горизонтом дорівнює широті місця спостереження. Можна визначити широту місця спостереження за висотою світила у верхній кульмінації ( Кульмінація- момент проходження світила через меридіан) за формулою:

h = 90 ° - j + d,

де h – висота світила, d – відмінювання, j – широта.

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

l м - l Гр = t м - t Гр

Місцевий час- це сонячний час у цьому місці Землі. У кожній точці місцевий час по-різному, тому люди живуть за поясним часом, тобто за часом середнього меридіана даного поясу. Лінія зміни дати проходить на сході (Берінгова протока).

Білет №3. Місяць рухається навколо Землі в той самий бік, в який Земля обертається навколо своєї осі. Відображенням цього руху, як знаємо, є видиме переміщення Місяця і натомість зірок назустріч обертанню неба. Щодобово Місяць зміщується на схід щодо зірок приблизно на 13°, а через 27,3 діб повертається до тих же зірок, описавши на небесній сфері повне коло.

Видимий рух Місяця супроводжується безперервною зміною її виду - зміною фаз. Відбувається це тому, що Місяць займає різні положення щодо Сонця і Землі, що її висвітлює.

Коли Місяць видно нам як вузький серп, решта його диска теж трохи світиться. Це явище називається попелястим світлом і пояснюється тим, що Земля висвітлює нічний бік Місяця відбитим сонячним світлом.

Земля та Місяць, освітлені Сонцем, відкидають конуси тіні та конуси півтіні. Коли Місяць потрапляє в тінь Землі, повністю або частково відбувається повне або приватне затемнення Місяця. З Землі воно видно одночасно всюди, де Місяць над обрієм. Фаза повного затемнення Місяця продовжується, поки Місяць не почне виходити із земної тіні, і може тривати до 1 год 40 хв. Сонячні промені, переломлюючись в атмосфері Землі, потрапляють у конус земної тіні. При цьому атмосфера сильно поглинає блакитні та сусідні з ними промені, а пропускає всередину конуса переважно червоні. Ось чому Місяць при великій фазі затемнення забарвлюється в червоне світло, а не зникає зовсім. Місячні затемнення бувають до трьох разів на рік і, звичайно, тільки в повний місяць.

Сонячне затемнення як повне видно тільки там, де на Землю падає пляма місячної тіні, діаметр плями не перевищує 250 км. Коли Місяць переміщається своєю орбітою, її тінь рухається Землі із заходу Схід, викреслюючи послідовно вузьку смугу повного затемнення. Там, де на Землю падає півтінь Місяця, спостерігається приватне затемнення Сонця.

Внаслідок невеликої зміни відстаней Землі від Місяця та Сонця видимий кутовий діаметр буває то трохи більше, то трохи менше сонячного, то дорівнює йому. У першому випадку повне затемнення Сонця триває до 7 хв 40 с, у другому - Місяць взагалі не закриває Сонця цілком, а третьому - лише одну мить.

Сонячних затемнень на рік може бути від 2 до 5, у разі обов'язково приватних.

Білет №4. Протягом року Сонце рухається екліптикою. Екліптика проходить через 12 зодіакальних сузір'їв. Протягом доби Сонце, як звичайна зірка, рухається паралельно небесному екватору
(-23 ° 27 £ d £ +23 ° 27 ¢). Така зміна відмінювання викликана нахилом земної осі до площини орбіти.

На широті тропіків Рака (Південний) та Козерога (Північний) Сонце буває у зеніті у дні літнього та зимового сонцестояння.

На Північному полюсі Сонце та зірки не заходять у період з 21 березня по 22 вересня. 22 вересня розпочинається полярна ніч.

Білет №5. Телескопи бувають двох видів: телескоп-рефлектор та телескоп-рефрактор (малюнки).

Крім оптичних телескопів існують радіотелескопи, які є пристроями, що реєструють випромінювання космосу. Радіотелескоп є параболічною антеною, діаметром близько 100 м. Як ложа для антени вживають природні утворення, такі як кратери або схили гір. Радіовипромінювання дозволяє досліджувати планети та зоряні системи.

Білет №6. Горизонтальним паралаксомназивають кут, під яким з планети видно радіус Землі, перпендикулярний до променя зору.

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

Зараз для визначення відстані до світил використовують методи радіолокації: посилають радіосигнал на планету, сигнал відбивається та фіксується приймальною антеною. Знаючи час проходження сигналу визначають відстань.

Білет № 7. Спектральний аналіз є найважливішим засобом дослідження всесвіту. Спектральний аналіз є методом, за допомогою якого визначається хімічний склад небесних тіл, їх температура, розміри, будова, відстань до них та швидкість їхнього руху. Спектральний аналіз проводиться з використанням приладів спектрографа та спектроскопа. За допомогою спектрального аналізу визначили хімічний склад зірок, комет, галактик і тіл сонячної системи, тому що в спектрі кожна лінія або їхня сукупність характерна для будь-якого елемента. За інтенсивністю спектра можна визначити температуру зірок та інших тіл.

По спектру зірки відносять до того чи іншого спектрального класу. За спектральною діаграмою можна визначити видиму зоряну величину зірки, а далі користуючись формулами:

M = m + 5 + 5lg p

lg L = 0,4 (5 - M)

знайти абсолютну зоряну величину, світність, отже, і розмір зірки.

Використовуючи формулу Доплера

Створення сучасних космічних станцій, кораблів багаторазового використання, а також запуск космічних кораблів до планет (Вега, Марс, Місяць, Вояджер, Гермес) дозволили встановити на них телескопи, через які можна спостерігати ці світила поблизу без атмосферних перешкод.

Білет № 8. Початок космічної епохи покладено працями російського вченого До. Еге. Ціолковського. Він запропонував використати реактивні двигуни для освоєння космічного простору. Він запропонував ідею використання багатоступінчастих ракет для запусків космічних кораблів. Росія була піонером у цьому задумі. Перший штучний супутник Землі був запущений 4 жовтня 1957 р., перший обліт Місяця з отриманням фотографій - 1959 р., перший політ людини в космос - 12 квітня 1961 р. Перший політ на Місяць американців - 1964 р., запуск космічних кораблів та космічних .

1. Наукові цілі:

• перебування людини у космосі;
• дослідження космічного простору;
• відпрацювання технологій космічних польотів;

1. Військові цілі (захист від ядерного нападу);
2. Телекомунікації (супутниковий зв'язок, що здійснюється за допомогою супутників зв'язку);
3. Прогнози погоди, передбачення стихійного лиха (метео-супутники);
4. Виробничі цілі:

• пошук корисних копалин;
• екологічний моніторинг

Білет №9. Заслуга відкриття законів руху планет належить видатному вченому Йоганну Кеплеру.

Перший Закон. Кожна планета звертається еліпсом, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце.

Другий закон. (Закон площ). Радіус-вектор планети за однакові проміжки часу описує рівні площі. З цього закону випливає, що швидкість планети при русі її орбітою тим більше, чим ближче вона до Сонця.

Третій закон. Квадрати зоряних періодів обігу планет відносяться як куби великих півосей їх орбіт.

Цей закон дозволив встановити відносні відстані планет від Сонця (в одиницях великої півосі земної орбіти), оскільки зоряні періоди планет були обчислені. Велику піввісь земної орбіти прийнято за астрономічну одиницю (а. е.) відстаней.

Білет №10. План:

1. Перелічити всі планети;
2. Підрозділ (планети земної групи: Меркурій, Марс, Венера, Земля, Плутон; та планети-гіганти: Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун);
3. Розповісти про особливості цих планет, виходячи з табл. 5 (стор. 144);
4. Вказати основні особливості цих планет.

Білет № 11 . План:

1. Фізичні умови на Місяці (розмір, маса, густина, температура);

Місяць менший за Землю за масою в 81 раз, середня її щільність 3300 кг/м 3 , тобто менше, ніж у Землі. На Місяці немає атмосфери, лише розріджена пилова оболонка. Величезні перепади температури місячної поверхні від дня до ночі пояснюються не тільки відсутністю атмосфери, а й тривалістю місячного дня та місячної ночі, що відповідає двом нашим тижням. Температура в соняшниковій точці Місяця досягає + 120 ° С, а в протилежній точці нічної півкулі - 170 ° С.

1. Рельєф, моря, кратери;
2. Хімічні особливості поверхні;
3. Наявність тектонічної діяльності.

Супутники планет:

1. Марс (2 невеликі супутники: Фобос і Деймос);
2. Юпітер (16 супутників, найвідоміші 4 галілеєві супутники: Європа, Каллісто, Іо, Ганімед; на Європі виявлений океан води);
3. Сатурн (17 супутників, особливо відомий Титан: має атмосферу);
4. Уран (16 супутників);
5. Нептун (8 супутників);
6. Плутон (1 супутник).

Білет №12. План:

1. Комети (фізична природа, будова, орбіти, типи), найбільш відомі комети:

• комета Галлея (Т = 76 років; 1910 – 1986 – 2062);
• комета Енка;
• комета Хіякутакі;

1. Астероїди (малі планети). Найбільш відомі Церера, Веста, Паллада, Юнона, Ікар, Гермес, Аполлон (загалом понад 1500).

Дослідження комет, астероїдів, метеорних потоків показало, що вони мають однакову фізичну природу і однаковий хімічний склад. Визначення віку Сонячної системи свідчить, що Сонце і планети мають приблизно один вік (близько 5,5 млрд. років). За теорією виникнення Сонячної системи академіка О. Ю. Шмідта Земля і планети виникли з газо-пилової хмари, яка внаслідок закону всесвітнього тяжіння була схоплена Сонцем і оберталася в тому ж напрямку, що й Сонце. Поступово в цій хмарі формувалися згущення, які дали початок планетам. Свідченням того, що планети утворилися з таких згущень є випадання метеоритів на Землю та інші планети. Так 1975 р. було відзначено падіння комети Вахмана-Штрассмана на Юпітер.

Білет №13. Сонце – найближча до нас зірка, у якої на відміну від інших зірок ми можемо спостерігати диск і за допомогою телескопа вивчати на ньому дрібні деталі. Сонце - типова зірка, тому його вивчення допомагає зрозуміти природу зірок взагалі.

Маса Сонця в 333 тис. разів більша за масу Землі, потужність повного випромінювання Сонця складає 4 * 10 23 кВт, ефективна температура - 6000 До.

Як і всі зірки Сонце - розпечена газова куля. В основному воно складається з водню з домішкою 10% (за кількістю атомів) гелію, 1-2% маси Сонця посідає інші більш важкі елементи.

На Сонці речовина сильно іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні електрони і разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу – плазми.

Середня густина сонячної речовини 1400 кг/м 3 . Однак, це середнє число, і щільність у зовнішніх шарах незрівнянно менше, а в центрі в 100 разів більше.

Під впливом сил гравітаційного тяжіння, спрямованих до центру Сонця, у його надрах створюється величезний тиск, що у центрі сягає 2 * 10 8 Па, за нормальної температури близько 15 млн До.

За таких умов ядра атомів водню мають дуже високі швидкості та можуть стикатися один з одним, незважаючи на дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення закінчуються ядерними реакціями, у яких з водню утворюється гелій і виділяється дуже багато теплоти.

Поверхня сонця (фотосфера) має гранулярну структуру, тобто складається з «зернят» розміром у середньому близько 1000 км. Грануляція є наслідком руху газів у зоні, розташованої по фотосфері. Часом в окремих областях фотосфери темні проміжки між плямами збільшуються і утворюються великі темні плями. Спостерігаючи сонячні плями до телескопа Галілей помітив, що вони переміщаються по видимому диску Сонця. На цій підставі він зробив висновок, що Сонце обертається навколо своєї осі з періодом 25 діб. на екваторі та 30 діб. поблизу полюсів.

Плями – непостійні освіти, найчастіше з'являються групами. Навколо плям іноді видно майже непомітні світлі утворення, які називають смолоскипами. Головною особливістю плям і смолоскипів є наявність магнітних полів з індукцією, що досягає 0,4-0,5 Тл.

Білет №14. Прояв сонячної активності на Землі:

1. Сонячні плями є активним джерелом електромагнітного випромінювання, що викликає звані «магнітні бурі». Ці «магнітні бурі» впливають на теле- та радіозв'язок, викликають потужні полярні сяйва.
2. Сонце випромінює такі види випромінювання: ультрафіолетове, рентгенівське, інфрачервоне та космічні промені (електрони, протони, нейтрони та важкі частки адрони). Ці випромінювання майже повністю затримуються атмосферою Землі. Ось чому слід зберігати атмосферу Землі у стані. Озонові діри, що періодично з'являються, пропускають випромінювання Сонця, яке досягає земної поверхні і згубно впливає на органічне життя на Землі.
3. Сонячна активність проявляється через кожні 11 років. Останній максимум сонячної активності був у 1991 році. Очікуваний максимум – 2002 рік. Максимум сонячної активності означає найбільшу кількість плям, випромінювання та протуберанців. Давно встановлено, що зміна сонячної активності Сонце впливає такі факторы:

• епідеміологічну обстановку Землі;
• кількість різного роду стихійних лих (тайфуни, землетруси, повені тощо);
• на кількість автомобільних та залізничних аварій.

Максимум цього припадає на роки активного Сонця. Як встановив учений Чижевський, активне Сонце впливає самопочуття людини. З того часу складаються періодичні прогнози самопочуття людини.

Білет №15. Радіус землі виявляється занадто малим, щоб бути базисом для виміру паралактичного зміщення зірок і відстані до них. Тому користуються річним паралаксом замість горизонтального.

Річний паралакс зірки називають кут, під яким із зірки можна було б бачити велику піввісь земної орбіти, якщо вона перпендикулярна до променя зору.

a - велика піввісь земної орбіти,

p – річний паралакс.

Також використовується одиниця відстані парсек. Парсек - відстань, з якої велика піввісь земної орбіти, перпендикулярна до променя зору видно під кутом 1².

1 парсек = 3,26 світлового року = 206 265 а. е. = 3 * 10 11 км.

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

Білет №16. Зірки класифікуються за такими параметрами: розміри, колір, світність, спектральний клас.

За розмірами зірки поділяються на зірки-карлики, середні зірки, нормальні зірки, зірки гіганти та зірки-надгіганти. Зірки-карлики – супутник зірки Сіріус; середні – Сонце, Капелла (Возничий); нормальні (t = 10 тис. К) - мають розміри між Сонцем та Капелою; зірки-гіганти – Антарес, Арктур; надгіганти - Бетельгейзе, Альдебаран.

За кольором зірки діляться на червоні (Антарес, Бетельгейзе – 3000 К), жовті (Сонце, Капела – 6000 К), білі (Сіріус, Денеб, Вега – 10000 К), блакитні (Спіка – 30000 К).

По світності зірки класифікують в такий спосіб. Якщо прийняти світність Сонця за 1, то зірки білі та блакитні мають світність у 100 і 10 тис. разів більше за світність Сонця, а червоні карлики - у 10 разів менші за світність Сонця.

По спектру зірки поділяють на спектральні класи (див. таблицю).

Умови рівноваги: ​​як відомо, зірки є єдиними об'єктами природи, всередині яких відбуваються некеровані термоядерні реакції синтезу, які супроводжуються виділенням великої кількості енергії та визначають температуру зірок. Більшість зірок перебувають у стаціонарному стані, тобто не вибухають. Деякі зірки вибухають (так звані нові та наднові зірки). Чому ж переважно зірки перебувають у рівновазі? Сила ядерних вибухів у стаціонарних зірок врівноважується силою тяжіння, тому ці зірки зберігають рівновагу.

Білет №17. Закон Стефана-Больцмана визначає залежність між випромінюванням та температурою зірок.

e = sТ 4 s – коефіцієнт, s = 5,67 * 10 -8 Вт/м 2 до 4

e – енергія випромінювання одиниці поверхні зірки

L – світність зірки, R – радіус зірки.

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

l max T = b b - постійна вина

Можна виходити із зворотного, тобто за допомогою світності та температури визначати розміри зірок.

Білет № 18. План:

1. Цефеїди
2. Нові зірки
3. Наднові зірки

Білет №19. План:

1. Візуально подвійні, кратні
2. Спектрально-подвійні
3. Затменно-змінні зірки

Білет № 20. Існують різні типи зірок: одиночні, подвійні та кратні, стаціонарні та змінні, зірки-гіганти та зірки-карлики, нові та наднові. Чи існують у цьому різноманітті зірок, у їхньому хаосі закономірності? Такі закономірності, незважаючи на різні світності, температури та розміри зірок, існують.

1. Встановлено, що зі збільшенням маси зростає світність зірок, причому ця залежність визначається формулою L = m 3,9, крім того для багатьох зірок справедлива закономірність L»R 5,2.
2. Залежність L від t і кольору (діаграма «колір - світність).

Чим масивніша зірка, тим швидше вигоряє основне паливо - водень, перетворюючись на гелій ( ). Масивні блакитні та білі гіганти вигоряють протягом 10 7 років. Жовті зірки типу Капели та Сонця вигоряють за 10 10 років (t Сонця = 5*10 9 років). Білі та блакитні зірки, вигоряючи, перетворюються на червоні гіганти. Вони відбувається синтез 2С + Не ® З 2 He . З вигорянням гелію зірка стискається і перетворюється на білого карлика. Білий карлик згодом перетворюється на дуже щільну зірку, що складається з одних нейтронів. Зменшення розмірів зірки призводить до її швидкого обертання. Ця зірка ніби пульсує, випромінюючи радіохвилі. Їх називають пульсарами – кінцева стадія зірок-гігантів. Деякі зірки з масою значно більшої маси Сонця стискуються настільки, що перетворюються так звані «чорні дірки», які завдяки тяжінню не випромінюють видимого випромінювання.

Білет № 21. Наша зоряна система - Галактика належить до еліптичних галактик. Чумацький шлях, який ми бачимо, – це лише частина нашої Галактики. У сучасних телескопах можна побачити зірки до 21 зіркової величини. Кількість цих зірок 2 * 10 9 але це лише мала частина населення нашої Галактики. Діаметр Галактики становить приблизно 100 тисяч світлових років. Спостерігаючи Галактику, можна побачити «роздвоєння», викликане міжзоряним пилом, що закриває від нас зірки Галактики.

Населення Галактики.

У ядрі Галактики багато червоних гігантів та короткоперіодичних цефеїдів. У гілках далі від центру багато надгігантів та класичних цефеїдів. У спіральних гілках знаходяться гарячі надгіганти та класичні цефеїди. Наша Галактика обертається навколо центру Галактики, що у сузір'ї Геркулеса. Сонячна система здійснює повний оберт навколо центру Галактики за 200 млн років. За обертанням Сонячної системи можна визначити приблизну масу Галактики - 2 * 10 11 m Землі. Зірки прийнято вважати нерухомими, але насправді зірки рухаються. Але оскільки ми значно віддалені від них, цей рух можна спостерігати тільки протягом тисячоліть.

Білет № 22. У нашій Галактиці, крім поодиноких зірок, існують зірки, які об'єднуються в скупчення. Розрізняють 2 види зоряних скупчень:

1. Розсіяні зоряні скупчення, наприклад, зоряне скупчення Плеяди в сузір'ях Тельця і ​​Гіади. Простим оком у Плеяда видно, 6 зірок, якщо ж подивитися в телескоп, то видно розсип зірок. Розмір розсіяних скупчень – кілька парсек. Розсіяні зоряні скупчення складаються із сотень зірок головної послідовності та надгігантів.
2. Кульові зоряні скупчення мають розміри до 100 парсек. Для цих скупчень характерні короткоперіодичні цефеїди та своєрідна зоряна величина (від -5 до +5 одиниць).

Російський астроном У. Я. Струве відкрив, що є міжзоряне поглинання світла. Саме міжзоряне поглинання світла послаблює яскравість зірок. Міжзоряне середовище заповнене космічним пилом, який утворює так звані туманності, наприклад, темні туманності Великі Магелланові хмари, Кінська Голова. У сузір'ї Оріона існує газопилова туманність, що світиться відбитим світлом найближчих зірок. У сузір'ї Водолія існує Велика Планетарна туманність, що утворилася внаслідок викиду газу найближчими зірками. Воронцов-Вельяминов довів, що викид газів зірками-гігантами достатній для створення нових зірок. Газові туманності утворюють шар у Галактиці завтовшки 200 парсек. Вони складаються з H, He, OH, CO, CO2, NH3. Нейтральний водень випромінює довжину хвилі 0,21 м. За розподілом цього радіовипромінювання визначають розподіл водню в Галактиці. Крім того, в Галактиці є джерела гальмівного (рентгенівського) радіовипромінювання (квазари).

Білет № 23. Вільям Гершель у XVII столітті завдав на зоряну карту дуже багато туманностей. Згодом виявилось, що це гігантські галактики, які знаходяться за межами нашої Галактики. За допомогою цефеїд американський астроном Хаббл довів, що найближча до нас галактика М-31 знаходиться на відстані 2 млн світлових років. У сузір'ї Вероніки виявлено близько тисячі галактик, віддалених від нас на мільйони світлових років. Хаббл довів, що у спектрах галактик є червоне усунення. Це усунення тим більше, що далі від нас галактика. Інакше кажучи, що далі галактика, то її швидкість віддалення від нас більше.

V видалення = D * H H - постійна Хаббла, D - зміщення у спектрі.

Модель всесвіту, що розширюється, на підставі теорії Ейнштейна підтвердив російський учений Фрідман.

Галактики за типом бувають неправильні, еліптичні та спіральні. Еліптичні галактики – у сузір'ї Тельця, спіральна галактика – наша, туманність Андромеди, неправильна галактика – у Магелланових хмарах. Крім видимих ​​галактик у зоряних системах існують звані радіогалактики, т. е. потужні джерела радіовипромінювання. На місці цих радіогалактик знайшли невеликі об'єкти, що світяться, червоне зміщення яких настільки велике, що вони, очевидно, віддалені від нас на мільярди світлових років. Їх назвали квазарами, тому що їхнє випромінювання іноді потужніше, ніж випромінювання цілої галактики. Можливо, що квазари – це ядра дуже потужних зоряних систем.

Білет № 24. Останній зоряний каталог містить понад 30 тис. галактик яскравіше 15 зоряних величин, а за допомогою сильного телескопа можна сфотографувати сотні мільйонів галактик. Все це разом із нашою Галактикою утворює так звану метагалактику. За своїми розмірами та кількістю об'єктів метагалактика нескінченна, вона не має ні початку, ні кінця. За сучасними уявленнями у кожній галактиці відбувається вимирання зірок і цілих галактик, як і виникнення нових зірок і галактик. Наука, що вивчає наш Всесвіт як єдине ціле, називається космологією. За теорією Хаббла і Фрідмана наш всесвіт, враховуючи загальну теорію Ейнштейна, такий Всесвіт розширюється приблизно 15 млрд років тому найближчі галактики були ближчими до нас, ніж зараз. В якомусь місці простору виникають нові зоряні системи і, враховуючи формулу Е = mc 2 , оскільки можна говорити про те, що оскільки маси та енергії еквівалентні, то взаємне перетворення їх одна на одну є основою матеріального світу.

1.2 Деякі важливі поняття та формули із загальної астрономії

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

Зоряна величина небесного світила – це вжита в астрономії міра його блиску. Блиском називається інтенсивність світла, що доходить до спостерігача або освітленість, створювана на приймачі випромінювання (очей, фотопластинка, фотоумножитель і т.п.) 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 -ї зоряної величини, E k - блиск зірки m k -ї зоряної величини. Користуючись цією формулою, неважко бачити, що зірки першої зоряної величини (1 m) яскравіші за зір шостої зоряної величини (6 m), які видно на межі видимості неозброєного ока рівно в 100 разів. Саме ця обставина лягла в основу побудови шкали зоряних величин.

Прологарифмувавши формулу (1) і взявши до уваги, що lg 2,512 =0,4, отримаємо:

, (1.2)

(1.3)

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

Слід зазначити, що формула (3) дозволяє обчислювати не зоряні величини, які різниці. Щоб побудувати шкалу зоряних величин, потрібно вибрати певну нуль-пункт (початок відліку) цієї шкали. Приблизно вважатимуться таким нуль-пунктом Вегу (a Ліри) – зірку нульової зоряної величини. Існують зірки, які мають зіркові 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 . чи m віз. . Блиск зірок, що оцінюється за їх діаметром зображення та ступенем почорніння на фотопластинці (фотографічний ефект) називається фотографічним. Йому відповідає фотографічна зоряна величина m pg або m фот. Різниця С = 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 показники кольору: U – B та B – V, які для чисто білих зірок дорівнюють нулю.

Теоретичні відомості про затьмяно-змінні зірки

2.1 Історія відкриття та класифікація затемнено-змінних зірок

Перша затемнено-змінна зірка Алголь (b Персея) було відкрито 1669г. італійським математиком та астрономом Монтанарі. Вперше її досліджував наприкінці XVIII ст. англійський аматор астрономії Джон Гудрайк. Виявилася, що видима неозброєним оком одиночна зірка b Персея насправді є кратною системою, яка не поділяється навіть при телескопічних спостереженнях. Дві зі вхідних у систему зірок звертаються навколо загального центру мас за 2 доби 20 годин та 49 хвилин. У певні моменти часу одна з зірок, що входять до системи, закриває від спостерігача іншу, що викликає тимчасове ослаблення сумарного блиску системи.

Крива зміни блиску Алголю, яка наведена на рис. 1

Даний графік побудований за точними фотоелектричними спостереженнями. Видно два ослаблення блиску: глибокий первинний мінімум – головне затемнення (яскрава компонента ховається за слабшою) і невелике ослаблення блиску – вторинний мінімум, коли яскравіша компонента затьмарює слабшу.

Ці явища повторюються через 2,8674 діб (або 2 дні 20 годин 49 хвилин).

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

Розглянувши графік зміни блиску Алголя, 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 так. Поза затемненням до Землі доходить світло від обох компонент подвійної системи. Але обидві компоненти близькі один до одного. Тому більш слабка компонента (часто більша за розмірами), що висвітлюється яскравою компонентою, розсіює випромінювання, що падає на неї. Очевидно, що найбільша кількість розсіяного випромінювання сягатиме земного спостерігача у той час, коли слабка компонента розташована за яскравою, тобто. поблизу моменту вторинного мінімуму (теоретично це має наступати у момент вторинного мінімуму, але сумарний блиск системи різко зменшується внаслідок те, що відбувається затемнення однієї з компонент).

Цей ефект називається ефектом перевипромінювання. На графіці він проявляється поступовим підйомом загального блиску системи в міру наближення до вторинного мінімуму та зменшення блиску, яке симетрично його зростанню щодо вторинного мінімуму.

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

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

У 1903р. було відкрито затемнену змінну W Великої Ведмедиці, яка має період звернення близько 8 годин (0,3336834 діб). За цей час спостерігаються два мінімуми рівної чи майже рівної глибини (Рис.3). Вивчення кривої блиску зірки показує, що компоненти майже рівні за розмірами та майже стикаються поверхнями.

Окрім зірок типу Алголя, b Ліри та W Великої Ведмедиці існують більш рідкісні об'єкти, які також відносять до затемнено-змінних зірок. Це еліпсоїдальні зірки, що 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 межі видимої та ультрафіолетової частини спектру. Зауважимо, що такий вид І має спектр нашого Сонця. Послідовність спектрів зірок, що виходять при безперервній зміні температури їх поверхневих шарів, позначається такими літерами: O, B, A, F, G, K, M, від найгарячіших до...

Ліній спостерігатися не буде (через слабкість спектра супутника), але лінії спектру головної зірки коливатимуться так само, як і в першому випадку. Періоди змін, що відбуваються в спектрах спектрально-подвійних зірок, які, очевидно, є і періодами їхнього звернення, бувають дуже різні. Найкоротший із відомих періодів 2,4Ч (g Малої Ведмедиці), а найдовші – десятки років. Для...

З моря інформації, в якому ми тонемо, окрім саморуйнування є ще один вихід. Експерти з досить широким світоглядом можуть створювати оновлювані конспекти або зведення, в яких коротко підсумовуються основні факти з тієї чи іншої галузі. Представляємо спробу Сергія Попова зробити таке зведення найважливішої інформації з астрофізики.

С. Попов. Фото І. Ярової

Всупереч поширеній думці, шкільне викладання астрономії був на висоті й у СРСР. Офіційно предмет стояв у програмі, але насправді астрономія викладалася далеко не у всіх школах. Часто, навіть якщо уроки проводилися, вчителі використовували їх для додаткових занять зі своїх профільних предметів (переважно фізики). І вже зовсім у поодиноких випадках викладання було досить якісним, щоби встигнути сформувати у школярів адекватну картину світу. З іншого боку, астрофізика одна із найбільш бурхливо розвиваються протягом останніх десятиліть, тобто. знання з астрофізики, які дорослі отримали у школі 30-40 років тому, суттєво застаріли. Додамо, що наразі астрономії у школах майже зовсім немає. У результаті в масі своєї люди мають досить невиразне уявлення про те, як влаштований світ у масштабі, більшому, ніж орбіти планет Сонячної системи.

Спіральна галактика NGC 4414

Скупчення галактик у сузір'ї волосся вероніки

Планета біля зірки Фомальгаут

У такій ситуації, як на мене, було б розумно зробити «Дуже короткий курс астрономії». Тобто виділити ключові факти, що формують засади сучасної астрономічної картини світу. Зрозуміло, різні фахівці можуть вибрати набори основних понять і явищ, що злегка розрізняються. Але це й добре, якщо існуватиме кілька хороших версій. Важливо, щоб все можна було б викласти за одну лекцію або помістити в одну статтю. А далі ті, кому цікаво, зможуть розширити та поглибити пізнання.

Я поставив перед собою завдання зробити набір найважливіших понять та фактів з астрофізики, який вмістився б на одну стандартну сторінку А4 (приблизно 3000 знаків із пробілами). При цьому, зрозуміло, передбачається, що людина знає, що Земля крутиться навколо Сонця, розуміє, чому відбуваються затемнення та зміна пір року. Тобто зовсім «дитячі» факти до списку не входять.

Область зіркоутворення NGC 3603

Планетарна туманність NGC 6543

Залишок наднової Кассіопея А

Практика показала, що все, що потрапило до списку, можна викласти приблизно за годинну лекцію (або за пару уроків у школі з урахуванням відповідей на запитання). Безумовно, за годину-півтори не можна сформувати стійку картину устрою світу. Однак перший крок треба зробити, і тут має допомогти такий «етюд великими мазками», в якому схоплено всі основні моменти, що розкривають базові властивості будови Всесвіту.

Усі зображення отримані космічним телескопом «Хаббл» та взяті з сайтів http://heritage.stsci.edu та http://hubble.nasa.gov

1. Сонце - рядова зірка (одна з приблизно 200-400 мільярдів) на околиці нашої Галактики - системи із зірок та їх залишків, міжзоряного газу, пилу та темної речовини. Відстань між зірками в Галактиці зазвичай становить кілька світлових років.

2. Сонячна система тягнеться за орбіту Плутона і закінчується там, де гравітаційний вплив Сонця порівнюється з впливом близьких зірок.

3. Зірки продовжують утворюватися в наші дні з міжзоряного газу та пилу. Протягом свого життя і після закінчення зірки скидають частину своєї речовини, збагаченого синтезованими елементами, в міжзоряний простір. Так, у наші дні змінюється хімічний склад всесвіту.

4. Сонце еволюціонує. Його вік менше ніж 5 мільярдів років. Приблизно через 5 мільярдів років закінчиться водень у його ядрі. Сонце перетвориться на червоного гіганта, а потім на білий карлик. Масивні зірки наприкінці життя вибухають, залишаючи нейтронну зірку чи чорну дірку.

5. Наша Галактика – одна з багатьох подібних систем. У видимій частині всесвіту близько 100 мільярдів великих галактик. Вони оточені невеликими супутниками. Розмір галактики близько 100 000 світлових років. До найближчої великої галактики близько 2.5 мільйонів світлових років.

6. Планети існують не лише навколо Сонця, а й навколо інших зірок, їх називають екзопланети. Планетні системи не схожі одна на одну. Зараз ми знаємо понад 1000 екзопланет. Очевидно, багато зірок має планети, але лише мала частина може бути придатна життя.

7. Світ, як ми знаємо, має кінцевий вік - трохи менше 14 мільярдів років. Спочатку матерія була у дуже щільному та гарячому стані. Частинок звичайної речовини (протони, нейтрони, електрони) не існувало. Всесвіт розширюється, еволюціонує. У ході розширення із щільного гарячого стану всесвіт остигав і ставав менш щільним, з'явилися звичайні частинки. Потім з'явилися зірки, галактики.

8. Через кінцівку швидкості світла і кінцевого віку спостережуваного всесвіту нам доступна для спостережень лише кінцева область простору, але на цьому кордоні фізичний світ не закінчується. На великих відстанях через кінцівку швидкості світла ми бачимо об'єкти такими, якими вони були у минулому.

9. Більшість хімічних елементів, з якими ми стикаємося у житті (і з яких складаємося), виникли в зірках протягом їхнього життя в результаті термоядерних реакцій, або на останніх стадіях життя масивних зірок – у вибухах наднових. До утворення зірок звичайна речовина в основному існувала у вигляді водню (найпоширеніший елемент) та гелію.

10. Звичайна речовина робить внесок у повну щільність всесвіту лише кілька відсотків. Близько чверті густини всесвіту пов'язане з темною речовиною. Воно складається з частинок, що слабо взаємодіють один з одним і зі звичайною речовиною. Ми поки що спостерігаємо лише гравітаційну дію темної речовини. Близько 70 відсотків густини всесвіту пов'язане з темною енергією. Через неї розширення всесвіту йде дедалі швидше. Природа темної енергії незрозуміла.