Infomerest, millesse me uppume, on peale enesehävitamise veel üks väljapääs. Piisavalt laia silmaringiga eksperdid saavad koostada ajakohaseid kokkuvõtteid või kokkuvõtteid, mis võtavad lühidalt kokku antud valdkonna põhifakte. Tutvustame Sergei Popovi katset koostada selline kogumik kõige olulisemast astrofüüsika teabest.

S. Popov. Foto I. Yarovaya

Vastupidiselt levinud arvamusele ei olnud koolis astronoomiaõpetus ka NSV Liidus tasemel. Ametlikult oli aine õppekavas, kuid tegelikkuses kõigis koolides astronoomiat ei õpetatud. Sageli, isegi kui tunnid peeti, kasutasid õpetajad neid oma põhiainete (peamiselt füüsika) lisatundides. Ning väga vähestel juhtudel oli õpe piisavalt kvaliteetne, et oleks aega koolilaste seas maailmast adekvaatse pildi kujundamiseks. Lisaks on astrofüüsika olnud viimastel aastakümnetel üks kiiremini arenevaid teadusi; 30-40 aastat tagasi täiskasvanud koolis saadud astrofüüsika teadmised on oluliselt vananenud. Lisame, et praegu pole koolides astronoomiat peaaegu üldse. Selle tulemusena on inimestel enamasti üsna ähmane ettekujutus sellest, kuidas maailm toimib suuremal skaalal kui Päikesesüsteemi planeetide orbiidid.

Spiraalgalaktika NGC 4414

Galaktikaparv Coma Berenicese tähtkujus

Planeet ümber tähe Fomalhaut

Sellises olukorras oleks minu arvates mõistlik teha „Väga lühikursus astronoomia". See tähendab, et tuua esile peamised faktid, mis moodustavad tänapäevase astronoomilise maailmapildi aluse. Muidugi võivad erinevad spetsialistid valida veidi erinevaid põhimõistete ja nähtuste komplekte. Aga hea, kui neid on mitu head versioonid. Oluline on, et kõik saaks ära öeldud ühes loengus või mahuks ühte väikesesse artiklisse. Ja siis on huvilistel võimalik oma teadmisi täiendada ja süvendada.

Seadsin endale ülesandeks teha astrofüüsika olulisematest mõistetest ja faktidest komplekt, mis mahuks ühele standardsele A4 lehele (umbes 3000 tähemärki koos tühikutega). Samas eeldatakse muidugi, et inimene teab, et Maa tiirleb ümber Päikese, saab aru, miks tekivad varjutused ja aastaaegade vaheldumine. See tähendab, et absoluutselt "lapselikud" faktid pole nimekirjas.

Tähtede moodustamise piirkond NGC 3603

Planetaarne udukogu NGC 6543

Supernoova jäänuk Cassiopeia A

Praktika on näidanud, et kõik, mis nimekirjas on, saab välja öelda umbes tunnises loengus (või koolis paaris tunnis, arvestades vastuseid küsimustele). Muidugi on pooleteise tunniga võimatu kujundada stabiilset pilti maailma ülesehitusest. Esimene samm tuleb siiski astuda ja siin peaks aitama selline “suurte löökidega uuring”, milles on tabatud kõik peamised punktid, mis paljastavad Universumi ehituse põhiomadusi.

Kõik pildid on tehtud Hubble'i kosmoseteleskoobiga ja tehtud saidilt http://heritage.stsci.edu ja http://hubble.nasa.gov

1. Päike on tavaline täht (üks umbes 200–400 miljardist) meie galaktika äärealadel – tähtedest ja nende jäänustest, tähtedevahelisest gaasist, tolmust ja tumeainest koosnev süsteem. Tähtede kaugused galaktikas on tavaliselt paar valgusaastat.

2. Päikesesüsteem ulatub Pluuto orbiidist kaugemale ja lõpeb seal, kus Päikese gravitatsioonimõju on võrreldav lähedalasuvate tähtede omaga.

3. Tähed arenevad täna jätkuvalt tähtedevahelisest gaasist ja tolmust. Oma elu jooksul ja selle lõpus viskavad tähed osa sünteesitud elementidega rikastatud ainest tähtedevahelisse ruumi. Nii see tänapäeval muutub keemiline koostis universum.

4. Päike areneb. Selle vanus on alla 5 miljardi aasta. Umbes 5 miljardi aasta pärast saab selle tuumas vesinik otsa. Päikesest saab punane hiiglane ja seejärel valge kääbus. Massiivsed tähed plahvatavad oma eluea lõpus, jättes neutrontähe või musta augu.

5. Meie Galaxy on üks paljudest sellistest süsteemidest. Universumi nähtavas osas on umbes 100 miljardit suurt galaktikat. Neid ümbritsevad väikesed satelliidid. Galaktika laius on umbes 100 000 valgusaastat. Lähim suur galaktika asub umbes 2,5 miljoni valgusaasta kaugusel.

6. Planeedid ei eksisteeri mitte ainult Päikese, vaid ka teiste tähtede ümber, neid nimetatakse eksoplaneetideks. Planeedisüsteemid ei ole sarnased. Nüüd teame üle 1000 eksoplaneedi. Ilmselt on paljudel tähtedel planeedid, kuid ainult väike osa võib olla eluks sobiv.

7. Maailma sellisel kujul, nagu me seda teame, on piiratud vanus veidi alla 14 miljardi aasta. Alguses oli aine väga tihedas ja kuumas olekus. Tavalise aine osakesi (prootoneid, neutroneid, elektrone) ei eksisteerinud. Universum paisub, areneb. Tihedast kuumast olekust paisumise käigus universum jahtus ja muutus vähem tihedaks, tekkisid tavalised osakesed. Siis olid tähed, galaktikad.

8. Tulenevalt valguse kiiruse lõplikkusest ja vaadeldava universumi lõplikust vanusest on meile vaatluseks saadaval vaid piiratud ruumipiirkond, kuid füüsiline maailm ei lõpe selle piiriga. Suurte vahemaade tagant näeme valguse kiiruse lõplikkuse tõttu objekte nii, nagu nad olid kauges minevikus.

9. Suurem osa keemilistest elementidest, millega elus kokku puutume (ja millest oleme valmistatud), tekkisid tähtedest nende elu jooksul termotuumareaktsioonide tulemusena või massiivsete tähtede elu viimastel etappidel – supernoova plahvatustes. Enne tähtede teket eksisteeris tavaline aine peamiselt vesiniku (kõige tavalisem element) ja heeliumi kujul.

10. Tavaline aine moodustab universumi kogutihedusest vaid mõne protsendi. Umbes veerand universumi tihedusest on seotud tumeainega. See koosneb osakestest, mis suhtlevad omavahel ja tavaainega nõrgalt. Siiani jälgime ainult tumeaine gravitatsioonilist toimet. Umbes 70 protsenti universumi tihedusest on seotud tumeenergiaga. Tänu sellele toimub universumi paisumine üha kiiremini. Tumeenergia olemus on ebaselge.

Allpool on astronoomia jaoks kasulike sõnade loend. Need terminid lõid teadlased, et selgitada, mis kosmoses toimub.

Neid sõnu on kasulik teada, ilma nende määratlustest aru saamata on võimatu Universumit uurida ja end astronoomia teemadel selgitada. Loodan, et astronoomia põhiterminid jäävad teie mällu.

Absoluutväärtus – kui hele oleks täht, kui see oleks Maast 32,6 valgusaasta kaugusel.

Absoluutne null – madalaim võimalik temperatuur, -273,16 kraadi Celsiuse järgi

Kiirendus – kiiruse (kiiruse või suuna) muutus.

Skyglow – Öötaeva loomulik kuma tuleneb Maa atmosfääri ülemistes kihtides toimuvatest reaktsioonidest.

Albedo – objekti albeedo näitab, kui palju valgust see peegeldab. Ideaalse helkuri, näiteks peegli albeedo on 100. Kuu albeedo on 7, Maa albeedo on 36.

Angstrom – mõõtühik, mida kasutatakse valguse ja muu elektromagnetilise kiirguse lainepikkuse mõõtmiseks.

Rõngakujuline – omab rõnga kuju või moodustab rõnga.

Apoaster – kui kaks tähte tiirlevad teineteise ümber, kui kaugel võivad nad üksteisest olla (kehade vaheline maksimaalne kaugus).

Afeel – objekti orbitaalsel liikumisel ümber Päikese, kui tekib Päikesest kõige kaugem asend.

Apogee – objekti asukoht Maa orbiidil, kui see on Maast kõige kaugemal.

Aeroliit on kivimeteoriit.

Asteroid - Tahke või Päikese ümber tiirlev väike planeet.

Astroloogia – usk, et tähtede ja planeetide asend mõjutab inimsaatuse sündmusi. Sellel pole teaduslikku põhjendust.

Astronoomiline ühik – kaugus Maast Päikeseni Tavaliselt kirjutatakse kui AU.

Astrofüüsika – füüsika ja keemia kasutamine astronoomia uurimisel.

Atmosfäär – planeeti või muud kosmoseobjekti ümbritsev gaasiline ruum.

Aatom – mis tahes elemendi väikseim osake.

Aurora (virmalised) – Ilusad tuled polaaralade kohal, mis on põhjustatud Päikese osakeste pingest, kui nad suhtlevad Maa magnetväljaga.

Telg – kujuteldav joon, millel objekt pöörleb.

Taustkiirgus – nõrk mikrolainekiirgus, mis kiirgub kosmosest igas suunas. Arvatakse, et see on jäänuk suur pauk.

Barütsenter – Maa ja Kuu raskuskese.

Kaksiktähed – täheduo, mis tegelikult koosneb kahest üksteise ümber tiirlevast tähest.

Must auk – ruumipiirkond väga väikese ja väga massiivse objekti ümber, mille gravitatsiooniväli on nii tugev, et isegi valgus ei pääse sealt välja.

Boliid – hiilgav meteoor, mis võib läbi Maa atmosfääri laskudes plahvatada.

Bolomeeter – kiirgustundlik detektor.

Taevasfäär – Maad ümbritsev kujuteldav kera. Seda terminit kasutatakse selleks, et aidata astronoomidel selgitada, kus objektid taevas asuvad.

Tsefeidid on muutlikud tähed, mille abil teadlased määravad kindlaks, kui kaugel asub galaktika või kui kaugel on tähtede parv meist.

Charge-Coupled Device (CCD) – tundlik pildistamisseade, mis asendab fotograafiat enamikes astronoomiaharudes.

Kromosfäär – osa Päikese atmosfäärist, nähtav täieliku päikesevarjutuse ajal.

Tsirkumpolaarne täht – täht, mis ei looju kunagi, seda saab vaadata aastaringselt.

Parved – tähtede või galaktikate rühm, mis on omavahel seotud gravitatsioonijõudude abil.

Värviindeks – tähe värvi mõõt, mis annab teadlastele teada, kui kuum on tähe pind.

Kooma – komeedi tuuma ümbritsev udukogu.

Komeet – Päikese ümber tiirlevad väikesed külmunud tolmu- ja gaasimassid.

Konjunktsioon – nähtus, mille korral planeet läheneb teisele planeedile või tähele ning liigub teise objekti ja Maa keha vahel.

Tähtkujud – tähtede rühm, millele muistsed astronoomid andsid nimed.

Corona – Päikese atmosfääri välimine osa.

Koronagraaf – teatud tüüpi teleskoop, mis on mõeldud koroonapäikese vaatamiseks.

Kosmilised kiired – suure kiirusega osakesed, mis jõuavad kosmosest Maale.

Kosmoloogia – universumi uurimine.

Päev – aeg, mis kulub Maa pöörlemiseks ümber oma telje.

Tihedus – aine kompaktsus.

Otseliikumine – Päikese ümber Maaga samas suunas liikuvad objektid – nad liiguvad otseliikumisel, erinevalt vastassuunas liikuvatest objektidest – liiguvad tagurpidi.

Ööpäevane liikumine – taeva näiv liikumine idast läände, mille põhjustab Maa liikumine läänest itta.

Tuhavalgus – Kuu nõrk kuma Maa tumeda poole kohal. Valguse põhjustab peegeldus Maalt.

Varjutus – kui me näeme taevas objekti, mis on blokeeritud teise objekti või Maa varju poolt.

Ekliptika on päikese, kuu ja planeetide tee, mida kõik taevas järgivad.

Ökosfäär – ala tähe ümber, kus temperatuur võimaldab elul eksisteerida.

Elektron – negatiivne osake, mis tiirleb ümber aatomi.

Element – ​​aine, mida ei saa edasi lagundada. Tuntud on 92 elementi.

Pööripäevad on 21. märts ja 22. september. Kaks korda aastas, kui päev ja öö on ajaliselt võrdsed, üle maailma.

Teine põgenemiskiirus – kiirus, mis on vajalik, et objekt pääseks teise objekti raskusjõu haardest.

Eksosfäär – Maa atmosfääri välimine osa.

Raketid – päikesekiirte mõju. Ilusad pursked Päikese atmosfääri välisosas.

Galaktika – tähtede, gaasi ja tolmu rühm, mida hoiab koos gravitatsioon.

Gamma – ülilühikese lainepikkusega energeetiline elektromagnetkiirgus.

Geotsentriline – tähendab lihtsalt, et Maa on keskmes. Inimesed uskusid, et universum on geotsentriline; Maa oli nende jaoks universumi keskpunkt.

Geofüüsika – Maa uurimine füüsika abil.

HI piirkond – neutraalse vesiniku pilv.

NI piirkond – ioniseeritud vesiniku pilv (kuuma plasma emissiooniudu piirkond).

Hertzsprung-Russelli diagramm – diagramm, mis aitab teadlastel mõista eri tüüpi tähti.

Hubble’i konstant – suhe objektist kauguse ja kiiruse vahel, millega see meist eemaldub. Edasi, mida kiiremini objekt liigub, seda kaugemale ta meist jõuab.

Planeete, mille orbiit on väiksem kui Maa oma – Merkuur ja Veenus, mis asuvad Päikesele lähemal kui Maa, nimetatakse madalamateks planeetideks.

Ionosfäär – Maa atmosfääri piirkond.

Kelvin – temperatuuri mõõtmist kasutatakse sageli astronoomias. 0 kraadi Kelvinit võrdub -273 kraadi Celsiuse järgi ja -459,4 kraadi Fahrenheiti järgi.

Kepleri seadused – 1. Planeedid liiguvad elliptilistel orbiitidel, mille ühes fookuses on Päike. 2. Mõtteline joon, mis ühendab planeedi keskpunkti Päikese keskpunktiga. 3. Aeg, mis kulub planeedil ümber Päikese tiirlemiseks.

Kirkwood Gaps – piirkonnad asteroidivöös, kus asteroide peaaegu pole. See on tingitud asjaolust, et hiiglaslik Jupiter muudab nendesse piirkondadesse siseneva objekti orbiite.

Valgusaasta on vahemaa, mille valguskiir läbib ühe aasta jooksul. See on ligikaudu 6 000 000 000 000 (9 660 000 000 000 km) miili.

Jäse – mis tahes objekti serv kosmoses. Näiteks Kuu tsoon.

Kohalik rühm – kahekümnest galaktikast koosnev rühm. See on rühm, kuhu meie galaktika kuulub.

Lunation – periood noorte kuude vahel. 29 päeva 12 tundi 44 minutit.

Magnetosfäär – objekti ümbritsev piirkond, kus see mõjutab magnetväli objekti saab tunda.

Mass – ei ole sama mis kaal, kuigi objekti mass aitab määrata, kui palju see kaalub.

Meteor – langev täht, need on Maa atmosfääri sisenevad tolmuosakesed.

Meteoriit – kosmosest pärit objekt, näiteks kivi, mis langeb Maale ja maandub selle pinnale.

Meteoroidid – mis tahes väike objekt kosmoses, näiteks tolmupilved või kivid.

Mikrometeoriit – üliväike objekt. Need on nii väikesed, et Maa atmosfääri sisenedes ei tekita nad tähe efekti.

Linnutee on meie galaktika. (Sõna "Galaktika" tähendab kreeka keeles tegelikult Linnuteed.)

Väikeplaneet – asteroid

Molekul – omavahel seotud aatomite rühm.

Mitu tähte – rühm tähti, mis tiirlevad üksteise ümber.

Nadir – see on taevasfääri punkt, mis asub otse vaatleja all.

Udu – gaasi- ja tolmupilv.

Neutriino – väga väike osake, millel pole massi ega laengut.

Neutrontäht – surnud tähe jäänused. Need on uskumatult kompaktsed ja pöörlevad väga kiiresti, mõned pöörlevad 100 korda sekundis.

Uudsus – täht, mis äkitselt vilgub enne uuesti kadumist – algsest heledusest kordades tugevam välk.

Maapealne sferoid – planeet, mis ei ole täiesti ümmargune, kuna on keskelt laiem ja ülalt alla lühem.

Varjutus – ühe taevakeha varjamine teise poolt.

Opositsioon – kui planeet on täpselt Päikese vastas, nii et Maa on nende vahel.

Orbiit – ühe objekti teekond ümber teise.

Osoon – Maa atmosfääri ülaosas asuv ala, mis neelab palju kosmosest tulevat surmavat kiirgust.

Parallaks – objekti nihe kahest erinevast kohast vaadatuna. Näiteks kui sulgete ühe silma ja vaatate oma pisipilti ja seejärel vahetate silmi, näete taustal olevat kõike edasi-tagasi nihkumas. Teadlased kasutavad seda tähtede kauguse mõõtmiseks.

Parsek - 3,26 valgusaastat

Penumbra – varju hele osa on varju serval.

Periastra – kui kaks teineteise ümber tiirlevat tähte on oma lähimas punktis.

Perigee – punkt objekti orbiidil ümber Maa, kui see on Maale kõige lähemal.

Periheel – kui objekt, mis tiirleb ümber päikese, on päikesele lähimas punktis

Häired – häired taevaobjekti orbiidil, mis on põhjustatud teise objekti gravitatsioonilisest tõmbejõust.

Faasid – Kuu, Merkuuri ja Veenuse kuju ilmselgelt muutumine tulenevalt sellest, kui suur osa päikesepoolsest küljest on Maa poole suunatud.

Fotosfäär – Päikese hele pind

Planeet – objekt, mis liigub ümber tähe.

Planetaarne udukogu – tähte ümbritsev gaasiudu.

Pretsessioon – Maa käitub nagu tipp. Tema poolused, mis pöörlevad ringides, panevad poolused aja jooksul erinevatesse suundadesse. Maa ühe pretsessiooni lõpuleviimiseks kulub 25 800 aastat.

Õige liikumine – tähtede liikumine taevas Maalt vaadatuna. Lähedal asuvad tähed liiguvad paremini kui kaugemal asuvad tähed, nagu meie autos – tundub, et lähemad objektid, nt. liiklusmärgid, liikudes kiiremini kui kauged mäed ja puud.

Prooton on aatomi keskel asuv elementaarosake. Prootonitel on positiivne laeng.

Kvaasar on väga kauge ja väga hele objekt.

Särav – ala taevas meteoriidisaju ajal.

Raadiogalaktikad – galaktikad, mis on äärmiselt võimsad raadiokiirguse kiirgajad.

Punane nihe – kui objekt Maast eemaldub, venib selle objekti valgus, mis muudab selle punasemaks.

Pööra – kui miski liigub ringis ümber teise objekti, näiteks Kuu ümber Maa.

Pööramine – kui pöörleval objektil on vähemalt üks fikseeritud tasapind.

Saros (draakoonia periood) - 223 sünoodilise kuu (umbes 6585,3211 päeva) pikkune ajavahemik, mille järel Kuu- ja Päikesevarjutused korduvad tavapärasel viisil. Sarose tsükkel – 18 aastat ja 11,3 päeva kestev periood, mille jooksul varjutused korduvad.

Satelliit – orbiidil olev väike objekt. Ümber Maa tiirleb palju elektroonilisi objekte.

Twinkling – vilkuvad tähed. Tänu Maa atmosfäärile.

Vaade – Maa atmosfääri seisund teatud ajahetkel. Kui taevas on selge, on astronoomide sõnul hea vaatepilt.

Selenograafia on Kuu pinna uurimine.

Seyferti galaktikad on väikeste heledate keskustega galaktikad. Paljud Seyferti galaktikad on head raadiolainete allikad.

Shooting Star – Maale langeva meteoriidi tagajärjel atmosfääri paiskuv valgus.

Sideeraalne periood – ajavahemik, mille jooksul objektil ruumis kulub tähtede suhtes üks täielik pööre.

Päikesesüsteem – planeetide ja muude Päikese ümber tiirlevate objektide süsteem.

Päikesetuul – Päikesest igas suunas pidev osakeste voog.

Pööripäev – 22. juuni ja 22. detsember. Aastaaeg, mil päev on kas kõige lühem või pikim, olenevalt teie asukohast.

Spicules on peamised elemendid, mille läbimõõt on kuni 16 000 kilomeetrit, Päikese kromosfääris.

Stratosfäär – Maa atmosfääri tase on ligikaudu 11-64 km kõrgusel merepinnast.

Täht on isehelendav objekt, mis paistab läbi selle tuumas toimuvates tuumareaktsioonides toodetud energia.

Supernoova – superhele tähe plahvatus. Supernoova suudab sekundis toota sama palju energiat kui terve galaktika.

Päikesekell – iidne pill, mida kasutati aja näitamiseks.

Päikeselaigud on tumedad laigud Päikese pinnal.

Välisplaneedid – planeedid, mis asuvad Päikesest kaugemal kui Maa.

Sünkroonsatelliit – tehissatelliit, mis liigub ümber Maa sama kiirusega kui Maa pöörleb, nii et see on alati samas Maa osas.

Revolutsiooni sünoodiline periood – aeg, mis kulub ruumis oleva objekti ilmumiseks samas punktis kahe teise objekti, näiteks Maa ja Päikese suhtes.

Syzygy – Kuu asend oma orbiidil, uues või täisfaasis.

Terminaator – joon päeva ja öö vahel mis tahes taevaobjektil.

Termopaar – instrument, mida kasutatakse väga väikese soojushulga mõõtmiseks.

Aja aeglustumine – valguse kiirusele lähenedes aeg aeglustub ja mass suureneb (selline teooria on olemas).

Trooja asteroidid – asteroidid, mis tiirlevad ümber Päikese, järgides Jupiteri orbiiti.

Troposfäär – Maa atmosfääri alumine osa.

Vari – tume sisemine osa päikesevari.

Muutuvad tähed – tähed, mille heledus on kõikuv.

Zenith – see on otse teie pea kohal öötaevas.

1.2 Mõned olulised mõisted ja valemid üldisest astronoomiast

Enne varjutavate muutuvate tähtede kirjelduse juurde asumist, millele käesolev töö on pühendatud, kaalume mõningaid põhikontseptsioone, mida edaspidi vajame.

Taevakeha tähesuurus näitab selle sära astronoomias. Glitter on vaatlejani jõudva valguse intensiivsus või kiirgusvastuvõtjal (silm, fotoplaat, fotokordisti jne) tekkiv valgustus Sära on pöördvõrdeline allikat ja vaatlejat eraldava kauguse ruuduga.

Suurus m ja heledus E on seotud valemiga:

Selles valemis on E i m i -nda tähesuurusega tähe heledus, E k on m k -nda tähesuurusega tähe heledus. Seda valemit kasutades on hästi näha, et esimese tähesuurused (1 m) on heledamad kui kuuenda tähesuurused (6 m), mis on palja silmaga nähtavuse piiril nähtavad täpselt 100 korda. Just see asjaolu oli tähesuuruste skaala koostamise aluseks.

Võttes arvesse valemi (1) logaritmi ja võttes arvesse, et lg 2,512 = 0,4, saame:

, (1.2)

(1.3)

Viimane valem näitab, et suurusjärkude erinevus on otseselt võrdeline suurussuhte logaritmiga. Miinusmärk selles valemis näitab, et tähe suurus suureneb (väheneb) koos heleduse vähenemisega (suurenemisega). Tähesuuruste erinevust saab väljendada mitte ainult täisarvuna, vaid ka murdarvuna. Ültäpsete fotoelektriliste fotomeetrite abil on võimalik määrata tähtede suuruste erinevust 0,001 m täpsusega. Kogenud vaatleja visuaalsete (silma)hinnangute täpsus on umbes 0,05 m.

Tuleb märkida, et valem (3) võimaldab arvutada mitte tähtede suurusi, vaid nende erinevusi. Tähtede suuruste skaala koostamiseks peate valima selle skaala nullpunkti (võrdluspunkti). Ligikaudu võib Vegat (lüürat) pidada selliseks nullpunktiks, nullsuurusega täheks. On tähti, millel on negatiivne suurus. Näiteks Sirius (a Suur koer) on maa taeva heledaim täht ja selle suurus on -1,46 m.

Silma järgi hinnatud tähe sära nimetatakse visuaalseks. See vastab tähesuurusele, mida tähistatakse m u . või m viisad. . Tähtede sära, mida hinnatakse nende kujutise läbimõõdu ja fotoplaadil mustamise astme järgi (fotoefekt), nimetatakse fotograafiliseks. See vastab fotograafilisele suurusele m pg või m phot. Erinevust C \u003d m pg - m ph, sõltuvalt tähe värvist, nimetatakse värviindeksiks.

On mitmeid tavapäraselt aktsepteeritud magnituudisüsteeme, millest enim kasutatakse suurusjärke U, B ja V. Täht U tähistab ultraviolettkiirguse suurusi, B on sinine (lähedane fotograafiale), V on kollane (lähedane visuaalsele). Vastavalt sellele määratakse kaks värviindeksit: U - B ja B - V, mis on puhasvalgete tähtede puhul võrdsed nulliga.

Teoreetiline teave muutlike tähtede varjutamise kohta

2.1 Varjutavate muuttähtede avastamise ja klassifitseerimise ajalugu

Esimene varjutav muutuv täht Algol (b Perseus) avastati 1669. aastal. Itaalia matemaatik ja astronoom Montanari. Seda uuriti esmakordselt 18. sajandi lõpus. Inglise amatöörastronoom John Goodryke. Selgus, et palja silmaga nähtav üksiktäht b Perseus on tegelikult mitmekordne süsteem, mida ei eraldata isegi teleskoopvaatlustega. Kaks süsteemi kuuluvatest tähtedest tiirlevad ümber ühise massikeskme 2 päeva 20 tunni ja 49 minutiga. Teatud ajahetkedel sulgeb üks süsteemi kuuluv täht vaatleja eest teise, mis põhjustab süsteemi koguheleduse ajutise nõrgenemise.

Algoli valguskõver, mis on näidatud joonisel fig. 1

See graafik põhineb täpsetel fotoelektrilistel vaatlustel. Näha on kaks heleduse hääbumist: sügav esmane miinimum - põhivarjutus (hele komponent on peidetud nõrgema taha) ja väike heleduse vähenemine - sekundaarne miinimum, kui heledam komponent ületab nõrgema.

Need nähtused korduvad 2,8674 päeva pärast (või 2 päeva 20 tundi 49 minutit).

Heleduse muutuste graafikult (joonis 1) on näha, et kohe pärast peamise miinimumi (madalaima heleduse väärtuse) saavutamist hakkab Algol tõusma. See tähendab, et toimub osaline varjutus. Mõnel juhul võib täheldada ka täielikku varjutust, mida iseloomustab muutuja heleduse miinimumväärtuse püsimine peamises miinimumis teatud aja jooksul. Näiteks varjutava muutuvtähe U Cephei, mis on ligipääsetav tugevate binoklite ja amatöörteleskoopidega vaatlustele, faasi kogukestus on minimaalselt umbes 6 tundi.

Algoli heleduse muutuste graafikut hoolikalt uurides võib tõdeda, et põhi- ja sekundaarmiinimumide vahel ei jää tähe heledus konstantseks, nagu esmapilgul võib tunduda, vaid muutub veidi. Seda nähtust saab seletada järgmiselt. Väljaspool varjutust jõuab kahendsüsteemi mõlema komponendi valgus Maale. Kuid mõlemad komponendid on üksteise lähedal. Seetõttu hajutab ereda komponendiga valgustatud nõrgem komponent (sageli suurema suurusega) sellele langevat kiirgust. See on ilmne suurim arv hajutatud kiirgus jõuab maise vaatlejani hetkel, kui nõrk komponent asub heleda taga, s.t. sekundaarse miinimumi hetke lähedal (teoreetiliselt peaks see toimuma kohe sekundaarse miinimumi hetkel, kuid süsteemi summaarne heledus väheneb järsult, kuna üks komponentidest on varjutatud).

Seda efekti nimetatakse reemissiooniefektiks. Graafikul väljendub see süsteemi üldise heleduse järkjärgulise tõusuna, kui see läheneb sekundaarsele miinimumile, ja heleduse vähenemisena, mis on sümmeetriline selle suurenemise suhtes sekundaarse miinimumi suhtes.

Aastal 1874 Goodryk avastas teise varjutava muutuva tähe – b Lyra. See muudab heledust suhteliselt aeglaselt perioodiga 12 päeva 21 tundi 56 minutit (12 914 päeva). Erinevalt Algolist on valguskõver sujuvama kujuga. (Joon.2) Selle põhjuseks on komponentide lähedus üksteisele.

Süsteemis tekkivad loodete jõud põhjustavad mõlema tähe venitamist mööda nende keskpunkte ühendavat joont. Komponendid ei ole enam sfäärilised, vaid ellipsoidsed. Orbitaalliikumise ajal muudavad elliptilise kujuga komponentide kettad sujuvalt oma pindala, mis toob kaasa pideva süsteemi heleduse muutumise ka väljaspool varjutust.

Aastal 1903 avastati varjutusmuutuja W Ursa Major, milles pöördeperiood on umbes 8 tundi (0,3336834 päeva). Selle aja jooksul täheldatakse kahte võrdse või peaaegu võrdse sügavusega miinimumi (joonis 3). Tähe valguskõvera uurimine näitab, et komponendid on peaaegu võrdse suurusega ja peaaegu puudutavad pindu.

Lisaks sellistele tähtedele nagu Algol, b Lyra ja W Ursa Major on haruldasemaid objekte, mis liigitatakse ka varjutavate muutuvate tähtede hulka. Need on ellipsoidsed tähed, mis pöörlevad ümber telje. Ketta pindala muutus põhjustab väikeseid heledusmuutusi.

Vesinik, tähtedel, mille temperatuur on umbes 6 tuhat K., on aga ioniseeritud kaltsiumi jooned, mis asuvad spektri nähtava ja ultraviolettkiirguse piiril. Pange tähele, et seda tüüpi I-l on meie Päikese spekter. Tähtede spektrite jada, mis saadakse nende pinnakihtide temperatuuri pideval muutmisel, on tähistatud järgmiste tähtedega: O, B, A, F, G, K, M, kuumimast kuni ...

Jooni ei täheldata (satelliidi spektri nõrkuse tõttu), kuid põhitähe spektri jooned kõiguvad samamoodi nagu esimesel juhul. Spektroskoopiliste kaksiktähtede spektrites toimuvate muutuste perioodid, mis on ilmselgelt ka nende pöörlemise perioodid, on üsna erinevad. Lühim teadaolevatest perioodidest on 2,4 tundi (g Ursa Minor) ja pikim - kümneid aastaid. Sest...

ASTRONOOMIA 11 KLASS PILETID

PILET nr 1

Valgustite nähtavad liikumised nende endi ruumis liikumise, Maa pöörlemise ja selle pöörde ümber Päikese tulemusena.

Maa teeb keerulisi liikumisi: pöörleb ümber oma telje (T=24 tundi), liigub ümber Päikese (T=1 aasta), pöörleb koos Galaktikaga (T=200 tuhat aastat). See näitab, et kõik Maalt tehtud vaatlused erinevad näivate trajektooride poolest. Planeedid liiguvad üle taeva idast läände (otsene liikumine), seejärel läänest itta (tagurpidi liikumine). Suuna muutmise hetki nimetatakse peatusteks. Kui panete selle tee kaardile, saate silmuse. Silmuse suurus on seda väiksem, seda suurem on kaugus planeedi ja Maa vahel. Planeedid jagunevad alumiseks ja ülemiseks (alumine - Maa orbiidi sees: Merkuur, Veenus; ülemine: Marss, Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun ja Pluuto). Kõik need planeedid tiirlevad samamoodi nagu Maa ümber Päikese, kuid tänu Maa liikumisele on võimalik jälgida planeetide silmusetaolist liikumist. Planeetide suhtelisi asukohti Päikese ja Maa suhtes nimetatakse planetaarseteks konfiguratsioonideks.

Planeedi konfiguratsioonid, diff. geomeetriline planeetide asukohad päikese ja maa suhtes. Maast nähtavad ja Päikese suhtes mõõdetud planeetide teatud asukohad on erilised. pealkirjad. Haigestumisel. V - sisemine planeet, I- välimine planeet, E - Maa, S - Päike. Kui sisemine planeet asub päikesega sirgjoonel, see on sees ühendus. K.p. EV 1S ja ESV 2 helistas alumine ja ülemine ühendus vastavalt. Ext. Planeet I on paremas ühenduses, kui see asub Päikesega sirgjoonel ( ESI 4) ja sisse vastasseis, kui see asub Päikese vastassuunas (I 3 ES). I 5 ES, nimetatakse pikenemiseks. Sisemiseks planeedid max, pikenemine toimub siis, kui EV 8 S on 90°; välise jaoks planeedid võivad pikeneda 0° ESI 4) kuni 180° (I 3 ES). Kui pikenemine on 90°, siis väidetakse, et planeet asub kvadratuur(I 6 ES, I 7 ES).

Ajavahemikku, mille jooksul planeet teeb orbiidil ümber Päikese pöörde, nimetatakse sidereaalseks (tähe) pöördeperioodiks - T, kahe identse konfiguratsiooni vaheliseks perioodiks - sünoodiliseks perioodiks - S.

Planeedid tiirlevad ümber päikese ühes suunas ja sooritavad ühe tiiru ümber Päikese ajaperioodi jooksul = sideeraalne periood

sisemiste planeetide jaoks

välisplaneetide jaoks

S on sideerperiood (tähtede suhtes), T on sünoodiline periood (faaside vahel), T Å = 1 aasta.

Komeedid ja meteoriidikehad liiguvad mööda elliptilisi, paraboolseid ja hüperboolseid trajektoore.

Galaktika kauguse arvutamine Hubble'i seaduse alusel.

H = 50 km/sek*Mpc – Hubble'i konstant

PILET nr 2

Astronoomiliste vaatluste põhjal geograafiliste koordinaatide määramise põhimõtted.

Seal on 2 geograafilist koordinaati: geograafiline laiuskraad ja geograafiline pikkuskraad. Astronoomia kui praktiline teadus võimaldab teil need koordinaadid leida. Taevapooluse kõrgus horisondi kohal on võrdne vaatluskoha geograafilise laiuskraadiga. Ligikaudse geograafilise laiuskraadi saab määrata Põhjatähe kõrgust mõõtes, sest. see on umbes 1 0 kaugusel põhjataevapoolusest. Vaatluskoha laiuskraadi on võimalik määrata valgusti kõrguse järgi ülemises haripunktis ( haripunkt- valgusti meridiaani läbimise hetk) vastavalt valemile:

j = d ± (90 – h), olenevalt sellest, kas lõunas või põhjas kulmineerub see seniidist. h on valgusti kõrgus, d on deklinatsioon, j on laiuskraad.

Geograafiline pikkuskraad on teine ​​koordinaat, mõõdetuna Greenwichi nullmeridiaanist itta. Maa on jagatud 24 ajavööndiks, ajavahe on 1 tund. Kohalike aegade erinevus on võrdne pikkuskraadide erinevusega:

T λ 1 - T λ 2 \u003d λ 1 - λ 2 Seega, olles õppinud ajavahe kahes punktis, millest ühe pikkuskraad on teada, saab määrata teise punkti pikkuskraad.

Kohalik aeg on päikeseaeg selles kohas Maa peal. Igas punktis on kohalik aeg erinev, seega elatakse standardaja järgi ehk selle tsooni keskmeridiaani aja järgi. Kuupäeva muutmise joon kulgeb idas (Beringi väin).

Tähe temperatuuri arvutamine selle heleduse ja suuruse andmete põhjal.

L – heledus (Lc = 1)

R – raadius (Rc = 1)

T – temperatuur (Tc = 6000)

PILET nr 3

Kuu faaside muutmise põhjused. Päikese- ja kuuvarjutuste alguse ja sageduse tingimused.

Faas, astronoomias toimub faasimuutus perioodilisuse tõttu. muutused taevakehade valgustustingimustes vaatleja suhtes. Kuu faasi muutus on tingitud Maa, Kuu ja Päikese vastastikuse asendi muutumisest, aga ka sellest, et Kuu paistab koos temalt peegelduva valgusega. Kui Kuu on Päikese ja Maa vahel neid ühendaval sirgjoonel, on Kuu pinna valgustamata osa suunatud Maa poole, nii et me ei näe seda. See F. - uus kuu. 1-2 päeva pärast lahkub Kuu sellelt sirgjoonelt ja Maa pealt on näha kitsas Kuu poolkuu. Noorkuu ajal on pimedas taevas veel näha see osa kuust, mida otsene päikesevalgus ei valgusta. Seda nähtust on kutsutud tuhkvalgus. Nädala pärast tuleb F. - esimene veerand: Kuu valgustatud osa on pool ketast. Siis tuleb täiskuu- Kuu on taas Päikest ja Maad ühendaval joonel, kuid teisel pool Maad. Nähtav on kuu valgustatud täisketas. Siis hakkab nähtav osa vähenema ja viimane veerand, need. jällegi võib vaadelda valgustatud poolt kettast. Kuu F. muutumise täisperioodi nimetatakse sünoodiliseks kuuks.

Varjutus, astronoomiline nähtus, mille puhul üks taevakeha katab täielikult või osaliselt teist või ühe keha vari langeb teistele Päikeselised 3. tekivad siis, kui Maa langeb Kuu poolt heidetud varju, ja Kuu - kui Kuu langeb Maa vari. Kuu vari päikese 3. ajal koosneb keskvarjust ja seda ümbritsevast poolvarjust. Soodsates tingimustes võib täiskuu 3. kesta 1 tund. 45 min. Kui Kuu ei sisene täielikult varju, siis Maa ööküljel olev vaatleja näeb osalist Kuud 3. Päikese ja Kuu nurkläbimõõdud on peaaegu samad, seega kestab kogu päikese 3. kogus vaid a. vähe. minutit. Kui Kuu on oma haripunktis, on selle nurkmõõtmed pisut väiksemad kui Päikesel. Päikese 3. võib tekkida, kui Päikese ja Kuu keskpunkte ühendav joon läbib maapinna. Kuuvarju läbimõõt võib Maale langedes ulatuda mitmeni. sadu kilomeetreid. Vaatleja näeb, et tume kuuketas pole Päikest täielikult katnud, jättes selle serva heleda rõnga kujul lahti. See on nn. rõngakujuline päike 3. Kui Kuu nurkmõõtmed on suuremad kui Päikese omad, siis nende keskpunkte maapinnaga ühendava sirge lõikepunkti läheduses olev vaatleja näeb täispäikest 3. Maa pöörleb ümber oma telje, Kuu ümber Maa ja Maa ümber Päikese, Kuu vari libiseb kiiresti üle maapinna punktist, kus see sellele langes, teise, kust ta lahkub ja tõmbab edasi. Maa * täis- või rõngariba 3. Privaatne 3. võib jälgida, kui Kuu blokeerib ainult osa Päikesest. Päikese või kuu 3. aeg, kestus ja muster sõltuvad Maa-Kuu-Päikese süsteemi geomeetriast. Kuu orbiidi kalde tõttu *ekliptika suhtes ei esine päikese- ja kuu 3. igal noorkuul või täiskuul. 3. ennustuse võrdlemine vaatlustega võimaldab täpsustada Kuu liikumise teooriat. Kuna süsteemi geomeetriat korratakse peaaegu täpselt iga 18 aasta ja 10 päeva järel, 3. esinevad selle perioodiga, mida nimetatakse sarosteks. 3. Iidsetest aegadest pärit registreeringud võimaldavad testida loodete mõju Kuu orbiidile.

Tähtede koordinaatide määramine tähekaardil.

PILET nr 4

Päikese igapäevase liikumise tunnused erinevatel geograafilistel laiuskraadidel erinevatel aastaaegadel.

Mõelge Päikese iga-aastasele liikumisele taevasfääris. Maa teeb aastaga täieliku pöörde ümber Päikese, ühe päevaga liigub Päike piki ekliptikat läänest itta umbes 1 ° ja 3 kuuga 90 ° võrra. Siiski edasi see etapp on oluline, et Päikese liikumisega piki ekliptikat kaasneks tema deklinatsiooni muutus vahemikus δ = -e (talvine pööripäev) kuni δ = +e (suvine pööripäev), kus e on kaldenurk. maa telg. Seetõttu muutub aasta jooksul ka Päikese igapäevase paralleeli asukoht. Võtke arvesse põhjapoolkera keskmisi laiuskraade.

Kevadise pööripäeva möödumisel Päikesest (α = 0 h) on märtsi lõpus Päikese deklinatsioon 0 °, seega on Päike sel päeval praktiliselt taevaekvaatoril, tõuseb idast. , tõuseb ülemisel kulminatsioonil kõrgusele h = 90 ° - φ ja loojub läände. Kuna taevaekvaator jagab taevasfääri pooleks, siis pool ööpäeva on Päike horisondi kohal, pool ööpäeva allpool, s.o. päev võrdub ööga, mis kajastub nimetuses "pööripäev". Pööripäeva hetkel on ekliptika puutuja Päikese asukohas ekvaatori poole kaldu maksimaalse nurga all, mis on võrdne e-ga, seetõttu on ka Päikese deklinatsiooni suurenemise kiirus sel ajal maksimaalne.

Pärast kevadist pööripäeva suureneb Päikese deklinatsioon kiiresti, seega iga päev kõike enamik Päikese igapäevane paralleel on horisondi kohal. Päike tõuseb varem, tõuseb ülemises haripunktis kõrgemale ja loojub hiljem. Päikesetõusu ja -loojangu punktid nihkuvad iga päevaga põhja poole ning päev pikeneb.

Ekliptika puutuja kaldenurk Päikese asukohas aga väheneb iga päevaga ja koos sellega väheneb ka deklinatsiooni kasvutempo. Lõpuks, juuni lõpus, jõuab Päike ekliptika põhjapoolseimasse punkti (α = 6 h, δ = +e). Selleks hetkeks tõuseb see ülemises haripunktis kõrguseni h = 90° - φ + e, tõuseb ligikaudu kirdes, loojub ja päeva pikkus saavutab maksimumväärtuse. Samal ajal peatub Päikese kõrguse igapäevane tõus ülemises kulminatsioonis ja keskpäevane Päike justkui "seiskub" oma liikumises põhja poole. Sellest ka nimi "suvine pööripäev".

Pärast seda hakkab Päikese deklinatsioon vähenema – alguses väga aeglaselt ja siis üha kiiremini. Tõuseb iga päevaga hiljem, loojub varem, päikesetõusu ja -loojangu punktid liiguvad tagasi lõuna poole.

Septembri lõpuks jõuab Päike ekliptika teise lõikepunkti ekvaatoriga (α = 12 h) ja saabub taas pööripäev, nüüd sügisene. Taas saavutab Päikese deklinatsiooni muutumise kiirus maksimumi ja see nihkub kiiresti lõunasse. Öö muutub päevast pikemaks ja iga päevaga väheneb Päikese kõrgus ülemises haripunktis.

Detsembri lõpuks jõuab Päike ekliptika kõige lõunapoolsemasse punkti (α = 18 tundi) ja tema liikumine lõuna poole peatub, ta "peatub" uuesti. See on talvine pööripäev. Päike tõuseb peaaegu kagus, loojub edelas ja tõuseb keskpäeval lõunast kõrgusele h = 90° - φ - e.

Ja siis algab kõik otsast peale - Päikese deklinatsioon suureneb, kõrgus ülemises kulminatsioonis suureneb, päev pikeneb, päikesetõusu ja -loojangu punktid nihkuvad põhja poole.

Maa atmosfääri valguse hajumise tõttu püsib taevas helge veel mõnda aega pärast päikeseloojangut. Seda perioodi nimetatakse hämaraks. Tsiviilhämarus (-8° -12°) ja astronoomiline (h>-18°), misjärel jääb öötaeva heledus ligikaudu konstantseks.

Suvel, d = +e, on Päikese kõrgus alumises kulminatsioonis h = φ + e - 90°. Seetõttu vajub suvise pööripäeva ajal laiuskraadist ~ 48°,5 põhja pool olev Päike oma alumises kulminatsioonis horisondist alla 18° ja suveööd muutuvad astronoomilise hämaruse tõttu heledaks. Samamoodi on suvisel pööripäeval φ > 54°,5 juures Päikese kõrgus h > -12° - navigatsioonihämarus kestab terve öö (Moskva langeb sellesse tsooni, kus ei lähe pimedaks kolm kuud aastas - al. mai algusest augusti alguseni). Veel põhja pool, φ > 58°,5, ei lakka enam suvel tsiviilhämarus (siin on Peterburi kuulsate "valgete öödega").

Lõpuks, laiuskraadil φ = 90° - e, puudutab Päikese igapäevane paralleel pööripäevade ajal horisonti. See laiuskraad on polaarjoon. Veel põhja pool ei looju Päike suvel mõnda aega horisondi alla – saabub polaarpäev ja talvel – ei tõuse – polaaröö.

Nüüd kaaluge rohkem lõunapoolseid laiuskraade. Nagu juba mainitud, on laiuskraadist φ = 90° - e - 18° lõuna pool ööd alati pimedad. Edasi lõuna poole liikudes tõuseb Päike igal aastaajal aina kõrgemale ja tema igapäevase paralleeli horisondi kohal ja all olevate osade vahe väheneb. Sellest lähtuvalt erinevad päeva ja öö pikkus isegi pööripäevade ajal üha vähem. Lõpuks, laiuskraadil j = e läbib suvise pööripäeva Päikese igapäevane paralleel seniidi. Seda laiuskraadi nimetatakse põhjatroopikaks, suvise pööripäeva ajal on selle laiuskraadi ühes punktis Päike täpselt oma seniidis. Lõpuks jagatakse ekvaatoril Päikese igapäevased paralleelid horisondi abil alati kaheks võrdseks osaks, see tähendab, et päev on seal alati võrdne ööga ja Päike on pööripäevade ajal oma seniidis.

Ekvaatorist lõuna pool on kõik sarnane ülaltooduga, ainult suurema osa aastast (ja lõunapoolsest troopikast lõuna pool - alati) toimub Päikese ülemine haripunkt seniidist põhja pool.

Antud objektile sihtimine ja teleskoobi teravustamine .

PILET nr 5

1. Teleskoobi tööpõhimõte ja otstarve.

Teleskoop, astronoomiline instrument taevakehade vaatlemiseks. Hästi läbimõeldud teleskoop on võimeline koguma elektromagnetilist kiirgust erinevates spektrivahemikes. Astronoomias on optiline teleskoop ette nähtud kujutise suurendamiseks ja valguse kogumiseks nõrkadest allikatest, eriti palja silmaga nähtamatutest allikatest, sest sellega võrreldes on see võimeline koguma rohkem valgust ja tagama kõrge nurkeraldusvõime, mistõttu on suurendatud pildil näha rohkem detaile. Refraktorteleskoop kasutab valguse kogumiseks ja fokuseerimiseks objektiivina suurt läätse ning pilti vaadatakse läbi ühest või mitmest läätsest koosneva okulaari. Murduvate teleskoopide konstrueerimisel on põhiprobleemiks kromaatiline aberratsioon (lihtsa läätse tekitatud värvide ääristamine pildi ümber, mis tuleneb sellest, et erineva lainepikkusega valgus on fokuseeritud erinevatele kaugustele.). Seda saab kõrvaldada kumerate ja nõgusate läätsede kombinatsiooniga, kuid teatud suurusest suuremaid läätsi (läbimõõt umbes 1 meeter) ei saa teha. Seetõttu eelistatakse praegu peegelteleskoope, mille puhul kasutatakse objektiivina peeglit. Esimese peegeldava teleskoobi leiutas Newton oma skeemi järgi, nn Newtoni süsteem. Nüüd on pildi vaatlemiseks mitu meetodit: Newtoni, Cassegraini süsteemid (fookusasend on mugav valguse salvestamiseks ja analüüsimiseks muude seadmete, näiteks fotomeetri või spektromeetriga), kude (skeem on väga mugav, kui on vaja mahukaid seadmeid). valgusanalüüs), Maksutov (nn menisk), Schmidt (kasutatakse, kui on vaja teha suuremahulisi taevauuringuid).

Koos optiliste teleskoopidega on olemas teleskoobid, mis koguvad elektromagnetkiirgust teistes vahemikes. Näiteks laialt levinud erinevad tüübid raadioteleskoobid (paraboolpeegliga: fikseeritud ja täispöörlevad; tüüp RATAN-600; faasis; raadiointerferomeetrid). Röntgen- ja gammakiirguse tuvastamiseks on olemas ka teleskoobid. Kuna viimast neelab Maa atmosfäär, paigaldatakse röntgenteleskoobid tavaliselt satelliitidele või õhusondidele. Gammakiirguse astronoomia kasutab satelliitidel asuvaid teleskoope.

Planeedi pöördeperioodi arvutamine Kepleri kolmanda seaduse alusel.

T s \u003d 1 aasta

a z = 1 astronoomiline ühik

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

PILET nr 6

Päikesesüsteemi kehade kauguste ja nende suuruste määramise meetodid.

Esiteks määratakse kaugus mõne ligipääsetava punktini. Seda kaugust nimetatakse baasiks. Nurka, mille all alus on kättesaamatus kohas nähtav, nimetatakse parallaks. Horisontaalne parallaks on nurk, mille all Maa raadius on planeedilt nähtav, vaatejoonega risti.

p² - parallaks, r² - nurgaraadius, R - Maa raadius, r - tähe raadius.

radari meetod. See seisneb selles, et taevakehale saadetakse võimas lühiajaline impulss ja seejärel võetakse vastu peegeldunud signaal. Raadiolainete levimiskiirus on võrdne valguse kiirusega vaakumis: teada. Seega, kui mõõta täpselt aega, mis kulus signaalil taevakehani jõudmiseks ja tagasi naasmiseks, on vajalikku kaugust lihtne välja arvutada.

Radari vaatlused võimaldavad suure täpsusega määrata kaugused Päikesesüsteemi taevakehadeni. Selle meetodi abil on täpsustatud kaugusi Kuu, Veenuse, Merkuuri, Marsi ja Jupiterini.

Kuu laseri asukoht. Varsti pärast võimsate valguskiirgusallikate - optiliste kvantgeneraatorite (laserite) - leiutamist hakati Kuu laseri asukoha määramiseks katseid tegema. Laseri asukoha määramise meetod on sarnane radariga, kuid mõõtmistäpsus on palju suurem. Optiline asukoht võimaldab määrata Kuu ja maapinna valitud punktide vahelise kauguse sentimeetri täpsusega.

Maa suuruse määramiseks määrake kahe samal meridiaanil asuva punkti vaheline kaugus ja seejärel kaare pikkus l , vastav 1° - n .

Päikesesüsteemi kehade suuruse määramiseks saate mõõta nurka, mille all need on maisele vaatlejale nähtavad - valgusti r nurkraadius ja kaugus valgustist D.

Võttes arvesse p 0 - tähe horisontaalset parallaksi ja seda, et nurgad p 0 ja r on väikesed,

Tähe heleduse määramine selle suuruse ja temperatuuri andmete põhjal.

L – heledus (Lc = 1)

R – raadius (Rc = 1)

T – temperatuur (Tc = 6000)

PILET nr 7

1. Spektraalanalüüsi ja atmosfääriväliste vaatluste võimalused taevakehade olemuse uurimiseks.

Elektromagnetilise kiirguse lagundamist lainepikkusteks nende uurimiseks nimetatakse spektroskoopiaks. Spektrianalüüs on peamine astrofüüsikas kasutatavate astronoomiliste objektide uurimise meetod. Spektrite uurimine annab teavet astronoomiliste objektide temperatuuri, kiiruse, rõhu, keemilise koostise ja muude oluliste omaduste kohta. Neeldumisspektri (täpsemalt teatud joonte olemasolu järgi spektris) saab hinnata tähe atmosfääri keemilist koostist. Spektri intensiivsust saab kasutada tähtede ja muude kehade temperatuuri määramiseks:

l max T = b, b on Wieni konstant. Doppleri efekti abil saate tähe kohta palju teada. 1842. aastal tegi ta kindlaks, et vaatleja poolt aktsepteeritud lainepikkus λ on seotud kiirgusallika lainepikkusega seosega: , kus V on allika kiiruse projektsioon vaatejoonele. Seadust, mille ta avastas, nimetati Doppleri seaduseks:. Tähe spektri joonte nihkumine võrdlusspektri suhtes punasele poolele näitab, et täht liigub meist eemale, nihe spektri violetsele poolele näitab, et täht läheneb meile. Kui jooned spektris perioodiliselt muutuvad, siis on tähel kaaslane ja need tiirlevad ümber ühise massikeskme. Doppleri efekt võimaldab hinnata ka tähtede pöörlemiskiirust. Isegi kui kiirgaval gaasil ei ole suhtelist liikumist, nihkuvad üksikute aatomite kiiratavad spektrijooned ebaühtlase soojusliikumise tõttu laboriväärtuse suhtes. Gaasi kogumassi puhul väljendatakse seda spektrijoonte laienemises. Sel juhul on spektrijoone Doppleri laiuse ruut võrdeline temperatuuriga. Seega saab kiirgava gaasi temperatuuri hinnata spektrijoone laiuse järgi. 1896. aastal avastas Hollandi füüsik Zeeman spektrijoonte poolitamise efekti tugevas magnetväljas. Selle efektiga on nüüd võimalik "mõõta" kosmilisi magnetvälju. Sarnast efekti (nimetatakse Starki efektiks) täheldatakse elektriväljas. See avaldub siis, kui tähes tekib korraks tugev elektriväli.

Maa atmosfäär lükkab osa kosmosest tulevast kiirgusest edasi. Ka seda läbiv nähtav valgus on moonutatud: õhu liikumine hägustab taevakehade kujutist ja tähed vilguvad, kuigi tegelikult on nende heledus muutumatu. Seetõttu hakkasid astronoomid alates 20. sajandi keskpaigast tegema vaatlusi kosmosest. Atmosfäärivälised teleskoobid koguvad ja analüüsivad röntgen-, ultraviolett-, infrapuna- ja gammakiirgust. Esimest kolme saab uurida ainult väljaspool atmosfääri, viimane aga jõuab osaliselt Maa pinnale, kuid seguneb planeedi enda IR-ga. Seetõttu on parem viia infrapuna teleskoobid kosmosesse. Röntgenikiirgus paljastab universumis piirkonnad, kus energia vabaneb eriti kiiresti (näiteks mustad augud), aga ka teiste kiirte puhul nähtamatud objektid, näiteks pulsarid. Infrapunateleskoobid võimaldavad uurida optika eest peidetud soojusallikaid laias temperatuurivahemikus. Gammakiirguse astronoomia võimaldab tuvastada elektron-positroni annihilatsiooni allikaid, s.o. kõrged energiaallikad.

2. Päikese deklinatsiooni määramine antud päeval tähekaardi järgi ja selle kõrguse arvutamine keskpäeval.

h - valgusti kõrgus

PILET nr 8

Kosmose uurimis- ja arendustegevuse olulisemad suunad ja ülesanded.

Kaasaegse astronoomia peamised probleemid:

Paljudele konkreetsetele kosmogooniaprobleemidele pole lahendust:

· Kuidas tekkis Kuu, kuidas tekkisid rõngad hiidplaneetide ümber, miks Veenus pöörleb väga aeglaselt ja vastupidises suunas;

Tähtede astronoomias:

· Puudub üksikasjalik Päikese mudel, mis suudaks täpselt selgitada kõiki selle täheldatud omadusi (eelkõige neutriinode voogu tuumast).

· Puudub üksikasjalik füüsikaline teooria mõne tähe aktiivsuse ilmingu kohta. Näiteks pole supernoova plahvatuste põhjused täiesti selged; pole täiesti selge, miks mõne tähe lähedusest paiskuvad välja kitsad gaasijoad. Eriti mõistatuslikud on aga lühikesed gammakiirte sähvatused, mis esinevad regulaarselt erinevates suundades üle taeva. Pole isegi selge, kas need on seotud tähtede või muude objektidega ning millisel kaugusel need objektid meist asuvad.

Galaktilises ja ekstragalaktilises astronoomias:

· Lahendamata on varjatud massi probleem, mis seisneb selles, et galaktikate ja galaktikaparvede gravitatsiooniväli on mitu korda tugevam, kui vaadeldav aine suudab pakkuda. Tõenäoliselt on suurem osa universumi ainest siiani astronoomide eest varjatud;

· puudub ühtne galaktikate tekketeooria;

· Kosmoloogia põhiprobleemid on lahendamata: puudub täielik füüsikaline teooria Universumi sünni kohta ja selle saatus tulevikus pole selge.

Siin on mõned küsimused, millele astronoomid loodavad 21. sajandil vastuse saada:

· Kas lähedalasuvatel tähtedel on maapealsed planeedid ja kas neil on biosfäär (kas neil on elu)?

Millised protsessid aitavad kaasa tähtede tekkele?

· Kuidas tekivad ja levivad kogu Galaktikas bioloogiliselt olulised keemilised elemendid, nagu süsinik ja hapnik?

· Kas mustad augud on aktiivsete galaktikate ja kvasarite energiaallikad?

Kus ja millal tekkisid galaktikad?

· Kas Universum paisub igaveseks või asendub selle paisumine kollapsiga?

PILET nr 9

Kepleri seadused, nende avastamine, tähendus ja kohaldatavuse piirid.

Kolm planeetide liikumise seadust päikese suhtes tuletas empiiriliselt saksa astronoom Johannes Kepler aastal. XVII alguses sajandil. See sai võimalikuks tänu Taani astronoomi Tycho Brahe aastatepikkustele vaatlustele.

Esimene Kepleri seadus. Iga planeet liigub ellipsis, mille ühes fookuses on Päike ( e = c / a, kus Koos on kaugus ellipsi keskpunktist selle fookuseni, a- suur pooltelg, e - ekstsentrilisus ellips. Mida suurem e, seda rohkem erineb ellips ringist. Kui Koos= 0 (kolded langevad kokku keskpunktiga), siis e = 0 ja ellips muutub raadiusega ringiks a).

Teiseks Kepleri seadus (võrdsete pindalade seadus). Planeedi raadiuse vektor kirjeldab võrdseid alasid võrdsete ajavahemike järel. Selle seaduse teine ​​sõnastus: planeedi sektoraalne kiirus on konstantne.

Kolmas Kepleri seadus. Päikese ümber asuvate planeetide tiirlemisperioodide ruudud on võrdelised nende elliptiliste orbiitide poolsuurtelgede kuubikutega.

Esimese seaduse tänapäevast sõnastust täiendatakse järgmiselt: häirimatul liikumisel on liikuva keha orbiit teist järku kõver - ellips, parabool või hüperbool.

Erinevalt kahest esimesest kehtib Kepleri kolmas seadus ainult elliptiliste orbiitide puhul.

Planeedi kiirus periheelis: , kus V c = ringkiirus, kui R = a.

Kiirus afeelis:.

Kepler avastas oma seadused empiiriliselt. Newton tuletas Kepleri seadused universaalse gravitatsiooni seadusest. Taevakehade masside määramiseks on Newtoni Kepleri kolmanda seaduse üldistus mis tahes ringlevate kehade süsteemi jaoks väga oluline. Üldistatud kujul sõnastatakse see seadus tavaliselt järgmiselt: kahe keha ümber Päikese pöörlemise perioodide T 1 ja T 2 ruudud, korrutatuna iga keha masside summaga (M 1 ja M 2, vastavalt) ja Päike (M s) on seotud nende orbiitide poolsuurtelgede a 1 ja a 2 kuubikutena: . Sel juhul ei võeta arvesse kehade M 1 ja M 2 vastastikmõju. Kui jätta tähelepanuta nende kehade massid võrreldes Päikese massiga, siis saame Kepleri enda antud kolmanda seaduse formuleeringu: .Kepleri kolmandat seadust saab väljendada ka orbiidi perioodi T seosena. keha massiga M ja orbiidi poolpeatelg: . Kepleri kolmandat seadust saab kasutada kaksiktähtede massi määramiseks.

Objekti (planeet, komeet jne) joonistamine tähekaardile määratud koordinaatide järgi.

PILET nr 10

Maapealsed planeedid: Merkuur, Marss, Veenus, Maa, Pluuto. Need on väikese suuruse ja massiga, nende planeetide keskmine tihedus on mitu korda suurem kui vee tihedus. Nad pöörlevad aeglaselt ümber oma telgede. Neil on vähe satelliite. Maapealsetel planeetidel on tahked pinnad. Maapealsete planeetide sarnasus ei välista olulist erinevust. Näiteks Veenus pöörleb erinevalt teistest planeetidest Päikese ümber liikumisele vastupidises suunas ja on Maast 243 korda aeglasem. Pluuto on planeetidest väikseim (Pluuto läbimõõt = 2260 km, satelliit - Charon on 2 korda väiksem, ligikaudu sama kui Maa-Kuu süsteem, nad on "topeltplaneet"), kuid füüsikaliste omaduste poolest on see selle rühma lähedane.

Elavhõbe. Kaal: 3*10 23 kg (0,055 Maa) R orbiit: 0,387 AU D planeedid: 4870 km Atmosfääri omadused: Atmosfäär, heeliumi ja vesiniku Päikesel praktiliselt puudub, planeedi ülekuumenenud pinnast vabaneb naatrium. Pind: kraatritega lohk, on 1300 km läbimõõduga süvend, mida nimetatakse "kaloribasseiniks" Omadused: Päev kestab kaks aastat.

Veenus. Kaal: 4,78*10 24 kg R orbiit: 0,723 AU D planeedid: 12100 km Atmosfääri koostis: Peamiselt süsinikdioksiid koos lämmastiku ja hapniku lisanditega, väävel- ja vesinikfluoriidhappe kondensaadi pilved. Pind: kivine kõrb, suhteliselt sile, kuigi leidub kraatreid Omadused: Pinnalähedane rõhk on 90 korda kõrgem kui maakeral, vastupidine pöörlemine mööda orbiiti, tugev kasvuhooneefekt (T=475 0 С).

Maa . R orbiidid: 1 AU (150 000 000 km) R-planeedid: 6400 km Atmosfääri koostis: 78% lämmastikku, 21% hapnikku ja süsihappegaasi. Pind: Kõige mitmekesisem. Omadused: Palju vett, elu tekkeks ja eksisteerimiseks vajalikud tingimused. Seal on 1 satelliit – Kuu.

Marss. Kaal: 6,4*1023 kg R orbiidid: 1,52 AU (228 miljonit km) D planeedid: 6670 km Atmosfääri koostis: süsinikdioksiid koos lisanditega. Pind: kraatrid, Mariner Valley, Olümpose mägi – süsteemi kõrgeim Omadused: Polaarmütsides oli palju vett, arvatavasti enne, kui kliima oli süsinikul põhineva orgaanilise elu jaoks sobiv, ja Marsi kliima areng on pöörduv. Seal on 2 satelliiti - Phobos ja Deimos. Phobos langeb aeglaselt Marsi poole.

Pluuto/Charon.

Kaal: 1,3*10 23 kg/ 1,8*10 11 kg

R orbiidid: 29,65-49,28 AU

D planeedid: 2324/1212 km

Atmosfääri koostis: õhuke metaani kiht

Omadused: topeltplaneet, võib-olla ka planetesemaalne, orbiit ei asu teiste orbiitide tasapinnal. Pluuto ja Charon on alati vastamisi samal küljel.

Hiidplaneedid: Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun.

Neil on suured mõõtmed ja mass (Jupiteri mass > Maa mass 318 korda, mahu järgi 1320 korda). Hiidplaneedid pöörlevad väga kiiresti ümber oma telje. Selle tulemuseks on palju kokkusurumist. Planeedid asuvad Päikesest kaugel. Neid eristab suur hulk satelliite (Jupiteril -16, Saturnil 17, Uraanil 16, Neptuunil 8). Hiidplaneetide eripäraks on osakestest ja plokkidest koosnevad rõngad. Nendel planeetidel ei ole tahkeid pindu, nende tihedus on väike, koosnevad peamiselt vesinikust ja heeliumist. Atmosfääri gaasiline vesinik läheb vedelikku ja seejärel tahkesse faasi. Samas põhjustab kiire pöörlemine ja vesiniku elektrijuhiks saamine nendel planeetidel märkimisväärseid magnetvälju, mis püüavad kinni Päikeselt lendavad laetud osakesed ja moodustavad kiirgusvööd.

Jupiter Kaal: 1,9*10 27 kg R orbiit: 5,2 AU D-planeedid: 143 760 km ekvaatoril Koostis: Vesinik heeliumilisanditega. Satelliidid: Europal on palju vett, Ganymedes jääga, Io väävlivulkaaniga. Omadused: Suur Punane Laik, peaaegu täht, 10% kiirgusest on tema oma, tõmbab Kuu meist eemale (2 meetrit aastas).	Saturn. Kaal: 5,68* 10 26 R orbiidid: 9,5 AU D planeedid: 120 420 km Koostis: Vesinik ja heelium. Kuud: Titan on suurem kui Merkuur ja sellel on atmosfäär. Omadused: Ilusad rõngad, madal tihedus, palju satelliite, magnetvälja poolused langevad peaaegu kokku pöörlemisteljega.
Uraan Kaal: 8,5*1025kg R orbiit: 19,2 AU D planeedid: 51 300 km Koostis: metaan, ammoniaak. Satelliidid: Mirandal on väga raske maastik. Omadused: Pöörlemistelg on suunatud Päikesele, ei kiirga oma energiat, suurim magnettelje kõrvalekalde nurk pöörlemisteljelt.	Neptuun. Kaal: 1*10 26 kg R orbiit: 30 AU D planeedid: 49500 km Koostis: metaan, ammoniaak, vesiniku atmosfäär.. Kuud: Tritonis on lämmastikuatmosfäär, vesi. Omadused: kiirgab 2,7 korda rohkem neeldunud energiat.

Taevasfääri mudeli seadmine antud laiuskraadile ja selle orientatsioon horisondi külgedele.

PILET nr 11

Kuu ja planeetide satelliitide iseloomulikud tunnused.

Kuu on Maa ainus looduslik satelliit. Kuu pind on väga ebaühtlane. Peamised suuremahulised moodustised - võib-olla mered, mäed, kraatrid ja eredad kiired - on aine heitmed. Mered, tumedad, siledad tasandikud, on tahkunud laavaga täidetud lohud. Neist suurimate läbimõõdud ületavad 1000 km. Dr. kolme tüüpi moodustised on suure tõenäosusega Kuu pinna pommitamise tulemus Päikesesüsteemi eksisteerimise algfaasis. Pommitamine kestis mitu sadu miljoneid aastaid ning rusud settisid Kuu ja planeetide pinnale. Asteroidide killud sadade kilomeetrite läbimõõduga kuni väikseimate tolmuosakesteni moodustasid Ch. detailid kuu ja kivimite pinnakihi kohta. Pommitamisperioodile järgnes merede täitumine basaltse laavaga, mis tekkis Kuu sisemuse radioaktiivsel kuumenemisel. Kosmoseinstrumendid. Apollo seeria aparaadid salvestasid Kuu seismilist aktiivsust nn. l šokk. Astronautide poolt Maale toodud Kuu pinnase proovid näitasid, et L. 4,3 miljardi aasta vanus, arvatavasti sama kui Maa, koosneb samast kemikaalist. elemendid nagu Maa, sama ligikaudse suhtega. Atmosfäär L.-l puudub ega ilmselt kunagi olnud ning pole alust väita, et seal oleks elu kunagi eksisteerinud. Viimaste teooriate kohaselt tekkis L. Marsi-suuruste planetesiaalide ja noore Maa kokkupõrke tulemusena. Kuu pinna temperatuur ulatub kuupäeval 100 °C-ni ja kuuööl langeb -200 °C-ni. L.-l pole erosiooni, väite jaoks. kivimite aeglane hävimine vahelduva soojuspaisumise ja kokkutõmbumise tõttu ning juhuslikud äkilised lokaalsed katastroofid meteoori kokkupõrkest.

L. massi mõõdetakse täpselt, uurides tema kunstide, satelliitide orbiite ja see on seotud Maa massiga 1/81,3; selle läbimõõt 3476 km on 1/3,6 Maa läbimõõdust. L. on ellipsoidi kujuga, kuigi kolm üksteisega risti asetsevat läbimõõtu ei erine rohkem kui kilomeetri võrra. L. pöörlemisperiood on võrdne pöördeperioodiga ümber Maa, nii et see, välja arvatud libratsiooni mõju, pöörab alati ühe külje enda poole. kolmap tihedus on 3330 kg/m 3, mis on väga lähedane maakoore all paiknevate peamiste kivimite tihedusele ja gravitatsioonijõud Kuu pinnal on 1/6 maa omast. Kuu on Maale lähim taevakeha. Kui Maa ja Kuu oleksid punktmassid või jäigad sfäärid, mille tihedus muutub ainult kaugusega keskpunktist ja teisi taevakehi ei oleks, siis oleks Kuu orbiit ümber Maa muutumatu ellips. Päike ja palju vähemal määral ka planeedid avaldavad aga gravitatsiooni. mõju orbiidile, põhjustades selle orbiidi elementide häireid; seetõttu on poolpeatelg, ekstsentrilisus ja kalle pidevalt allutatud tsüklilistele häiretele, mis kõikuvad keskmiste väärtuste ümber.

Looduslikud satelliidid, planeedi ümber tiirlev looduslik keha. Päikesesüsteemis on teada rohkem kui 70 erineva suurusega kuud ja pidevalt avastatakse uusi. Seitse suurimat satelliiti on Kuu, neli Galilei satelliiti Jupiter, Titan ja Triton. Kõigi nende läbimõõt ületab 2500 km ja need on väikesed "maailmad" keeruka geooliga. ajalugu; mõnel on atmosfäär. Kõik teised satelliidid on asteroididega võrreldavate mõõtmetega, s.t. 10 kuni 1500 km. Need võivad koosneda kivist või jääst, mille kuju varieerub peaaegu sfäärilisest kuni ebakorrapäraseni, ja pind on kas iidne arvukate kraatritega või muutunud maa-aluse tegevuse tõttu. Orbiitide suurused jäävad alla kahe kuni mitmesaja planeedi raadiuse, pöördeperiood on mitmest tunnist enam kui aastani. Arvatakse, et mõned satelliidid püüti kinni planeedi gravitatsioonijõul. Neil on ebakorrapärased orbiidid ja nad pöörduvad mõnikord vastupidises suunas planeedi orbitaalsele liikumisele ümber Päikese (nn vastupidine liikumine). Orbiidid S.e. võib olla tugevalt kaldu planeedi orbiidi tasapinna suhtes või väga piklik. Laiendatud süsteemid S.e. korrapäraste orbiitidega ümber nelja hiidplaneedi, tekkis tõenäoliselt algplaneeti ümbritsenud gaasi- ja tolmupilvest, sarnaselt planeetide tekkele protosolaarses udukogus. S.e. väiksem kui paar. sadu kilomeetreid on ebakorrapärase kujuga ja tõenäoliselt tekkinud suuremate kehade hävitava kokkupõrgete käigus. Väljas. Päikesesüsteemi piirkondades ringlevad nad sageli rõngaste läheduses. Orbitaalsed elemendid vl. SE, eriti ekstsentrilisused, on päikese poolt põhjustatud tugevate häirete all. Mitu paarid ja isegi kolmikud S.e. ringlusperioodid on seotud lihtsa seosega. Näiteks Jupiteri kuu Europa periood on peaaegu poole võrra võrdne Ganymedese omast. Seda nähtust nimetatakse resonantsiks.

Planeedi Merkuuri nähtavuse tingimuste määramine "Kooli astronoomilise kalendri" järgi.

PILET nr 12

Komeedid ja asteroidid. Päikesesüsteemi päritolu tänapäevaste ideede põhialused.

Komeet, Päikesesüsteemi taevakeha, mis koosneb jää- ja tolmuosakestest, mis liiguvad väga piklike orbiitidega, Päikesest kaugel, näevad need välja nagu nõrgalt helendavad ovaalsed laigud. Päikesele lähenedes moodustub selle tuuma ümber kooma (peaaegu sfääriline gaasi- ja tolmukiht, mis ümbritseb komeedi pead, kui see läheneb Päikesele. See "atmosfäär", mida päikesetuul pidevalt ära puhub, täieneb gaasi ja tolmuga. tuumast põgenedes.Komeedi läbimõõt ulatub 100 tuhandeni.km Gaasi ja tolmu põgenemiskiirus on tuuma suhtes mitu kilomeetrit sekundis ning need on planeetidevahelises ruumis hajutatud osaliselt läbi komeedi saba.) ja saba (A komeedi atmosfääri ruumist lähtuva kerge rõhu ja päikesetuule vastasmõjul tekkinud gaasi- ja tolmuvoog.Enamikus komeetides ilmneb X., kui nad lähenevad Päikesele vähem kui 2 AU kaugusel X. on alati suunatud Päikeselt. Gaasiline X. moodustub tuumast väljutatavate ioniseeritud molekulide poolt, päikesekiirguse mõjul on sinakas värvus, selged piirid, tüüpiline laius 1 miljon km, pikkus kümneid miljoneid kilomeetreid. X. struktuur võib mitme aasta jooksul märgatavalt muutuda. tundi. Üksikute molekulide kiirus varieerub 10-100 km/sek. Dust X. on hajusam ja kumeram ning selle kumerus sõltub tolmuosakeste massist. Tolmu eraldub südamikust pidevalt ja see viiakse gaasivooluga minema.). Keskpunkti, osa K.-st nimetatakse tuumaks ja see on jäine keha – Päikesesüsteemi moodustumise käigus tekkinud jäiste planetesimaalide tohutute kogumite jäänused. Nüüd on nad koondunud perifeeriasse – Oort-Epic pilve. Südamiku keskmine mass K. 1-100 miljardit kg, läbimõõt 200-1200 m, tihedus 200 kg / m 3 ("/5 vee tihedus). Südamikutes on tühimikud. Need on haprad moodustised, mis koosnevad kolmandik jääst ja kaks kolmandikku tolmust.Jää on põhiliselt vesi, kuid seal on ka muude ühendite lisandeid.Iga Päikese poole pöördumisega jää sulab, gaasimolekulid lahkuvad tuumast ning tõmbavad tolmu ja jääosakesed endaga kaasa. neid, samas kui tuuma ümber moodustub sfääriline kest - kooma, pikk Päikesest eemale suunatud plasmasaba ja tolmusaba. Kaotatud energia hulk sõltub tuuma katva tolmu hulgast ja kaugusest Päikesest periheelis. Halley komeet lähedalt kinnitas paljusid K struktuuri teooriaid.

K. on tavaliselt nimetatud nende avastajate järgi, märkides ära aasta, millal neid viimati vaadeldi. Jaotatud lühiajalisteks ja pikaajaline. lühike periood K. tiirlevad ümber Päikese perioodiga mitu. aastat, kolmapäeval. OKEI. 8 aastat; kõige lühema perioodi - veidi üle 3 aasta - on K. Enke. Need K. püüti gravitatsiooniga kinni. Jupiteri välja ja hakkas suhteliselt väikestel orbiitidel pöörlema. Tüüpilise periheeli kaugus on 1,5 AU. ja variseb pärast 5 tuhat pööret täielikult kokku, põhjustades meteoorisadu. Astronoomid jälgisid 1976. aastal K. Westi ja K. * Bieli lagunemist. Vastupidi, ringlusperioodid on pikaajalised. C. võib ulatuda 10 tuhande või isegi miljoni aasta vanuseni ja nende afeelia võib asuda ühe kolmandiku kaugusel lähimate tähtede kaugusest. Praegusel ajal on teada umbes 140 lühiajalist ja 800 pika perioodi tähte. igal aastal umbes 30 uut K. Meie teadmised nendest objektidest on puudulikud, sest neid tuvastatakse alles siis, kui nad lähenevad Päikesele umbes 2,5 AU kaugusel Eeldatakse, et ümber Päikese pöördub umbes triljon K.

Asteroid(asteroid), väike planeet, millel on peaaegu ringikujuline orbiit, mis asub ekliptika tasandi lähedal Marsi ja Jupiteri orbiitide vahel. Äsja avastatud A.-le määratakse pärast nende orbiidi määramist seerianumber, mis on piisavalt täpne, et A. "ei läheks kaduma". 1796. aastal prantslased. astronoom Joseph Gerome Lalande tegi ettepaneku hakata otsima "kadunud" planeeti Marsi ja Jupiteri vahel, mida ennustas Bode reegel. 1801. aasta uusaastaööl itaallane. astronoom Giuseppe Piazzi avastas Cerese oma vaatluste käigus tähekataloogi koostamiseks. saksa keel teadlane Carl Gauss arvutas selle orbiidi. Praeguseks on teada umbes 3500 asteroidi. Cerese, Pallase ja Vesta raadiused on vastavalt 512, 304 ja 290 km, ülejäänud on väiksemad. Vastavalt hinnangutele Chap. rihm on u. 100 miljonit A., nende kogumass on ilmselt umbes 1/2200 selles piirkonnas algselt esinenud massist. Kaasaegse tekkimine Võib-olla seostatakse A.-ga planeedi (traditsiooniliselt Phaeton, kaasaegne nimi - Olbersi planeet) hävimisega kokkupõrke tagajärjel teise kehaga. Vaadeldud A. pinnad koosnevad metallidest ja kivimitest. Sõltuvalt koostisest jagunevad asteroidid tüüpideks (C, S, M, U). U-tüüpi konvoi pole tuvastatud.

A. on samuti rühmitatud orbiitide elementide järgi, moodustades nn. Hirayama perekond. Enamikul A.-l on ringlusperiood u. kell 8 Kõik A., mille raadius on alla 120 km, on ebakorrapärase kujuga, orbiidid alluvad gravitatsioonile. Jupiteri mõju. Selle tulemusena on A. jaotuses piki orbiitide poolsuurtelgedel lünki, mida nimetatakse Kirkwoodi luukudeks. A. nendesse luukidesse kukkumisel tekiks perioodid, mis on Jupiteri orbitaalperioodi kordsed. Asteroidi orbiidid nendes luukides on väga ebastabiilsed. Int. ja ext. A. vöö servad asuvad piirkondades, kus see suhe on 1:4 ja 1:2. A.

Kui prototäht kokku tõmbub, moodustab see tähe ümber aineketta. Osa selle ketta ainest langeb gravitatsioonijõule alludes tagasi tähele. Kettasse jäänud gaas ja tolm jahutatakse järk-järgult. Kui temperatuur langeb piisavalt madalale, hakkab ketta materjal kogunema väikesteks tükkideks - kondensatsioonitaskuteks. Nii tekivad planetesimaalid. Päikesesüsteemi tekke käigus varisesid osad planetesimaalid kokkupõrgete tagajärjel kokku, teised aga ühinesid planeetidega. Päikesesüsteemi välisosas tekkisid suured planetaarsed tuumad, mis suutsid primaarse pilve kujul kinni hoida teatud koguse gaasi. Raskemad osakesed hoidsid kinni Päikese külgetõmbejõul ja ei saanud mõõnajõudude mõjul pikka aega planeetidena moodustuda. Sellest sai alguse "gaasihiiglaste" - Jupiter, Saturn, Uraan ja Neptuun - kujunemine. Tõenäoliselt töötasid nad välja oma minikettad gaasist ja tolmust, mis lõpuks moodustasid kuud ja rõngad. Lõpuks moodustab sisemises päikesesüsteemis tahke aine Merkuuri, Veenuse, Maa ja Marsi.

Planeedi Veenuse nähtavuse tingimuste määramine "Kooli astronoomilise kalendri" järgi.

PILET nr 13

Päike on nagu tavaline täht. Selle peamised omadused.

Päike, päikesesüsteemi keskne keha, on kuum plasmapall. Täht, mille ümber Maa tiirleb. Tavaline põhijada täht spektritüüpi G2, isehelendav gaasiline mass, mis koosneb 71% vesinikust ja 26% heeliumist. Absoluutne magnituud on +4,83, efektiivne pinnatemperatuur on 5770 K. Päikese keskpunktis on see 15 * 10 6 K, mis annab rõhu, mis talub gravitatsioonijõudu, mis on 27 korda suurem. Päike (fotosfäär) kui Maal. Selline kõrge temperatuur tekib vesiniku heeliumiks muundamise termotuumareaktsioonide tõttu (prooton-prootoni reaktsioon) (energia väljund fotosfääri pinnalt 3,8 * 10 26 W). Päike on sfääriliselt sümmeetriline tasakaalus keha. Olenevalt muudatusest füüsilised tingimused Päikese saab jagada mitmeks kontsentriliseks kihiks, muutudes järk-järgult üksteiseks. Peaaegu kogu Päikese energia toodetakse keskpiirkonnas - tuum, kus toimub tuumasünteesi reaktsioon. Tuum võtab vähem kui 1/1000 selle mahust, tihedus on 160 g/cm 3 (fotosfääri tihedus on 10 miljonit korda väiksem kui vee tihedus). Päikese tohutu massi ja aine läbipaistmatuse tõttu liigub kiirgus tuumast fotosfääri väga aeglaselt – umbes 10 miljonit aastat. Selle aja jooksul väheneb röntgenikiirguse sagedus ja see muutub nähtavaks valguseks. Tuumareaktsioonides tekkivad neutriinod aga lahkuvad Päikeselt vabalt ja annavad tuuma kohta põhimõtteliselt otsest infot. Täheldatud ja teoreetiliselt prognoositud neutriinovoo lahknevus on tekitanud tõsiseid vaidlusi sisemine struktuur Päike. Viimasel 15% raadiusest on konvektiivtsoon. Konvektiivsed liikumised mängivad rolli ka selle pöörlevates sisekihtides voolude tekitatud magnetväljade transpordil, mis avaldub kujul päikese aktiivsus, tugevaimad väljad on täheldatud päikeselaikudes. Väljaspool fotosfääri asub päikeseatmosfäär, kus temperatuur saavutab minimaalse väärtuse 4200 K ja tõuseb seejärel uuesti subfotosfäärilise konvektsiooni tekitatud lööklainete hajumise tõttu kromosfääris, kus see tõuseb järsult väärtuseni 2 * 10 6 K, iseloomulik koroonale. Viimase kõrge temperatuur toob kaasa plasmaaine pideva väljavoolu planeetidevahelisse ruumi päikesetuule näol. Mõnes piirkonnas võib magnetvälja tugevus kiiresti ja tugevalt suureneda. Selle protsessiga kaasneb terve päikese aktiivsuse nähtuste kompleks. Nende hulka kuuluvad päikesepursked (kromosfääris), prominentid (päikese kroonis) ja koronaavad (krooni eripiirkonnad).

Päikese mass on 1,99 * 10 30 kg, keskmine raadius, mis on määratud ligikaudu sfäärilise fotosfääri järgi, on 700 000 km. See võrdub vastavalt 330 000 massi ja 110 Maa raadiusega; Päikese sisse mahub 1,3 miljonit sellist keha nagu Maa. Päikese pöörlemine põhjustab tema pinnamoodustiste, näiteks päikeselaikude, liikumise fotosfääris ja selle kohal olevates kihtides. Keskmine pöörlemisperiood on 25,4 päeva ja ekvaatoril 25 päeva ja poolustel 41 päeva. Pöörlemine on tingitud päikeseketta kokkusurumisest, mis on 0,005%.

Planeedi Marsi nähtavuse tingimuste määramine "Kooli astronoomilise kalendri" järgi.

PILET nr 14

Päikese aktiivsuse olulisemad ilmingud, nende seos geofüüsikaliste nähtustega.

Päikese aktiivsus on tähe keskmiste kihtide konvektsiooni tagajärg. Selle nähtuse põhjuseks on asjaolu, et tuumast tulev energia hulk on palju suurem kui soojusjuhtivuse teel eemaldatav energia. Konvektsioon põhjustab tugevaid magnetvälju, mida tekitavad voolud konvektsioonikihtides. Maad mõjutava päikese aktiivsuse peamised ilmingud on päikeselaigud, päikesetuul ja prominentid.

päikeselaigud, moodustisi Päikese fotosfääris, on täheldatud iidsetest aegadest ja praegu peetakse neid tugeva magnetvälja olemasolu tõttu fotosfääri aladeks, mille temperatuur on ümbritsevatest 2000 K madalam ( umbes 2000 gaussi). S.p. koosnevad suhteliselt tumedast keskpunktist, osast (varjus) ja heledamast kiulisest poolumbrist. Gaasi voogu varjust poolvarjuni nimetatakse Evershedi efektiks (V=2km/s). S.p. ja nende välimus muutub 11 aasta jooksul päikese aktiivsuse tsükkel või päikeselaikude tsükkel, mida kirjeldab Spöreri seadus ja graafiliselt illustreerib Maunderi liblikadiagramm (laikude liikumine laiuskraadil). Zürichi suhteline päikeselaikude arv tähistab kogupindala, mida katab S.p. Pikaajalised kõikumised kattuvad peamise 11-aastase tsükliga. Näiteks S.p. vaheta magnetit. polaarsus 22-aastase päikese aktiivsuse tsükli jooksul. Kuid naib, silmatorkav näide pikaajalisest varieerumisest, on miinimum. Maunder (1645-1715), kui S.p. puudusid. Kuigi üldiselt on aktsepteeritud, et S.p. arvu variatsioonid. mis on määratud magnetvälja difusiooniga pöörlevast päikese sisemusest, ei ole protsess veel täielikult mõistetav. Päikeselaikude tugev magnetväli mõjutab Maa välja, põhjustades raadiohäireid ja aurorasid. neid on mitu ümberlükkamatu lühiajaline mõju, väide pikaajalise olemasolu kohta. seos kliima ja S.p. arvu, eriti 11-aastase tsükli vahel on väga vastuoluline, kuna andmete täpse statistilise analüüsi läbiviimiseks vajalike tingimuste täitmisel on raskusi.

päikeseline tuul Päikese krooni kõrgtemperatuurse plasma (elektronid, prootonid, neutronid ja hadronid) väljavool, intensiivse raadiospektriga lainete kiirgus, röntgenikiirgus ümbritsevasse ruumi. Moodustab nn. heliosfäär ulatub 100 AU-ni. päikese käest. Päikesetuul on nii intensiivne, et võib kahjustada komeetide välimisi kihte, mistõttu tekib "saba". S.V. ioniseerib atmosfääri ülemisi kihte, mille tõttu tekib osoonikiht, põhjustab osoonikihi hävimise kohtades aurorasid ja radioaktiivse fooni suurenemist ning raadiohäireid.

Viimane maksimaalne päikese aktiivsus oli 2001. aastal. Maksimaalne päikese aktiivsus tähendab suurimat päikeselaikude, kiirguse ja silmapaistvuse arvu. Juba ammu on kindlaks tehtud, et Päikese aktiivsuse muutus mõjutab järgmisi tegureid:

* epidemioloogiline olukord Maal;

* number erinevat tüüpi loodusõnnetused (taifuunid, maavärinad, üleujutused jne);

* maantee- ja raudteeõnnetuste arvu kohta.

Kõige selle maksimum langeb aktiivse Päikese aastatele. Nagu teadlane Chizhevsky tuvastas, mõjutab aktiivne päike inimese heaolu. Sellest ajast alates on koostatud perioodilisi prognoose inimese heaolu kohta.

2. Planeedi Jupiteri nähtavuse tingimuste määramine "Kooli astronoomilise kalendri" järgi.

PILET nr 15

Meetodid tähtede kauguste, kaugusühikute ja nendevahelise seose määramiseks.

Päikesesüsteemi kehade kauguse mõõtmiseks kasutatakse parallaksi meetodit. Maa raadius osutub liiga väikeseks, et olla aluseks tähtede parallaktilise nihke ja nende kauguse mõõtmisel. Seetõttu kasutatakse horisontaalse asemel üheaastast parallaksit.

Tähe aastane parallaks on nurk (p), mille juures võib tähelt näha Maa orbiidi poolsuurtelge, kui see on vaatejoonega risti.

a on Maa orbiidi poolpeatelg,

p on aastane parallaks.

Kasutatakse ka parseci ühikut. Parsek on kaugus, millest Maa orbiidi poolpeatelg, mis on vaatejoonega risti, on nähtav 1² nurga all.

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

Mõõtes iga-aastast parallaksit, saab usaldusväärselt määrata kauguse tähtedeni, mis ei ole kaugemal kui 100 parseki või 300 ly. aastat vana.

Kui absoluutne ja näiv suurus on teada, saab kauguse tähest määrata valemiga lg(r)=0,2*(m-M)+1

Kuu nähtavuse tingimuste määramine "Kooli astronoomilise kalendri" järgi.

PILET nr 16

Tähtede peamised füüsikalised omadused, nende omaduste seos. Tähtede tasakaalu tingimused.

Tähtede peamised füüsikalised omadused: heledus, absoluutne ja näiv suurus, mass, temperatuur, suurus, spekter.

Heledus- tähe või muu taevakeha poolt ajaühikus kiiratav energia. Tavaliselt antakse päikese heleduse ühikutes, väljendatuna lg (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), kus L ja M on allika heledus ja absoluutne suurus, Lc ja Mc on Päikese vastavad suurused (Mc = +4 ,83). Määratud ka valemiga L=4πR 2 σT 4 . Tuntud on tähti, mille heledus on kordades suurem kui Päikese heledus. Aldebarani heledus on 160 ja Rigel 80 000 korda suurem kui Päikesel. Kuid enamiku tähtede heledus on päikesega võrreldav või väiksem.

Suurus - tähe heleduse mõõt. Z.v. ei anna tõest ettekujutust tähe kiirguse võimsusest. Maa lähedal asuv nõrk täht võib tunduda heledam kui kauge hele täht, sest sellest saadav kiirgusvoog väheneb pöördvõrdeliselt kauguse ruuduga. Nähtav Z.v. - tähe sära, mida vaatleja näeb taevasse vaadates. Absoluutne Z.v. - tegeliku heleduse mõõt, tähistab tähe heleduse taset, mis sellel oleks, kui see oleks 10 tk kaugusel. Hipparkhos leiutas nähtavate Z.v. 2. sajandil eKr. Tähtedele määrati numbrid nende näilise heleduse järgi; heledamad tähed olid 1. tähesuurused ja nõrgimad 6. tähesuurused. Kõik R. 19. sajand seda süsteemi on muudetud. Kaasaegses mastaabis Z.v. tuvastati Z.v. esinduslik näidis tähtedest põhja lähedal. maailma poolused (põhjapolaarrida). Nende sõnul on Z.v. kõik teised tähed. See on logaritmiline skaala, millel 1. suurusjärgu tähed on 100 korda heledamad kui 6. tähesuurused. Mõõtmistäpsuse kasvades tuli kasutusele võtta kümnendikud. Heledamad tähed on heledamad kui 1. tähesuurused ja mõnel on isegi negatiivne tähesuurus.

tähe mass - parameeter, mis on otseselt määratud ainult teadaolevate orbiitide ja kaugustega kaksiktähtede komponentide jaoks (M 1 +M 2 = R 3 /T 2). See. kindlaks on tehtud vaid mõnekümne tähe massid, kuid palju suurema arvu puhul saab massi määrata massi ja heleduse sõltuvuse järgi. Massid, mis on suuremad kui 40 päikesemassi ja alla 0,1 päikesemassi, on väga haruldased. Enamiku tähtede mass on väiksem kui päikese mass. Temperatuur selliste tähtede keskmes ei jõua tasemele, millel tuumasünteesireaktsioonid algavad, ja nende ainsaks energiaallikaks on Kelvini-Helmholtzi kokkusurumine. Selliseid objekte nimetatakse pruunid kääbused.

Massi-heleduse suhe, mille leidis 1924. aastal Eddington, seos heleduse L ja tähe massi M vahel. Suhe on kujul L / Lc \u003d (M / Mc) a, kus Lc ja Mc on vastavalt Päikese heledus ja mass. , väärtus a tavaliselt jääb vahemikku 3-5. Suhe tuleneb sellest, et tavatähtede vaadeldavad omadused määratakse peamiselt nende massi järgi. See kääbustähtede suhe sobib hästi tähelepanekutega. Arvatakse, et see kehtib ka supergigantide ja hiiglaste kohta, kuigi nende massi on raske otseselt mõõta. Suhe ei kehti valgete kääbuste puhul, sest suurendab nende heledust.

temperatuur tähed on tähe mõne piirkonna temperatuur. See on iga objekti üks olulisemaid füüsikalisi omadusi. Kuid tänu sellele, et tähe eri piirkondade temperatuur on erinev, aga ka seetõttu, et temperatuur on termodünaamiline suurus, mis sõltub elektromagnetkiirguse voost ning erinevate aatomite, ioonide ja tuumade olemasolust Teatud tähe atmosfääri piirkonnas on kõik need erinevused ühendatud efektiivseks temperatuuriks, mis on tihedalt seotud tähe kiirgusega fotosfääris. Efektiivne temperatuur, parameeter, mis iseloomustab tähe poolt kiiratava energia koguhulka oma pinnaühiku kohta. See on ühemõtteline meetod tähe temperatuuri kirjeldamiseks. See. määratakse täiesti musta keha temperatuuri kaudu, mis Stefan-Boltzmanni seaduse järgi kiirgaks sama võimsust pindalaühiku kohta kui täht. Kuigi tähe spekter erineb detailides oluliselt absoluutselt musta keha spektrist, iseloomustab efektiivne temperatuur siiski gaasi energiat tähe fotosfääri väliskihtides ja teeb selle võimalikuks, kasutades Wieni nihkeseadust (λ max = 0,29/T), et määrata, millise lainepikkuse järgi on tähe kiirguse maksimum ja seega ka tähe värvus.

Kõrval suurused Tähed jagunevad kääbusteks, alamkääbusteks, tavalisteks tähtedeks, hiiglasteks, alamhiiglasteks ja ülihiiglasteks.

Vahemik tähed sõltuvad selle temperatuurist, rõhust, fotosfääri gaasitihedusest, magnetvälja tugevusest ja kemikaalist. koostis.

Spektriklassid, tähtede klassifikatsioon nende spektrite järgi (eelkõige spektrijoonte intensiivsuse järgi), mille võtsid esmakordselt kasutusele itaallased. astronoom Secchi. Kasutusele võetud tähttähised, to-rukis muudeti, kuna teadmisi sisemise kohta laiendati. tähtede struktuur. Tähe värvus sõltub tänapäevases mõttes selle pinna temperatuurist. spektraalne klassifikatsioon Draper (Harvard) S.K. korraldatud temperatuuri kahanevas järjekorras:

Hertzsprung-Russelli diagramm, graafik, mis võimaldab määrata tähtede kahte peamist omadust, väljendab absoluutse suuruse ja temperatuuri suhet. Nimetatud Taani astronoomi Hertzsprungi ja Ameerika astronoomi Resselli järgi, kes avaldasid esimese diagrammi 1914. aastal. Kõige kuumemad tähed asuvad diagrammi vasakul ja suurima heledusega tähed üleval. Vasakust ülanurgast paremasse alanurka põhijärjestus, peegeldades tähtede arengut ja lõpetades kääbustähtedega. Enamik tähti kuulub sellesse jada. Sellesse jada kuulub ka päike. Selle järjestuse kohal on alamhiiglased, superhiiglased ja hiiglased selles järjekorras, allpool on alamkääbused ja valged kääbused. Neid täherühmi nimetatakse heledusklassid.

Tasakaalutingimused: teatavasti on tähed ainsad loodusobjektid, mille sees toimuvad kontrollimatud termotuumasünteesi reaktsioonid, millega kaasneb suure energiahulga vabanemine ja mis määravad tähtede temperatuuri. Enamik tähti on paigal, see tähendab, et nad ei plahvata. Mõned tähed plahvatavad (nn noovad ja supernoovad). Miks on tähed üldiselt tasakaalus? Jõud tuumaplahvatused statsionaarsetes tähtedes tasakaalustab seda gravitatsioonijõud, mistõttu need tähed säilitavad tasakaalu.

Valgusti lineaarmõõtmete arvutamine teadaolevate nurkmõõtmete ja kauguse järgi.

PILET nr 17

1. Stefan-Boltzmanni seaduse füüsikaline tähendus ja selle rakendamine tähtede füüsikaliste omaduste määramisel.

Stefan-Boltzmanni seadus, täiesti musta keha kogukiirgusvõimsuse ja selle temperatuuri suhe. Kiirguspinna ühiku koguvõimsus W 1 m 2 kohta on antud valemiga P \u003d σ T 4, kus σ \u003d 5,67 * 10 -8 W / m 2 K 4 - Stefan-Boltzmanni konstant, T - absoluutse musta keha absoluutne temperatuur. Kuigi astronoom kiirgab harva nagu must keha, on nende emissioonispekter sageli hea mudel reaalse objekti spektrist. Sõltuvus temperatuurist 4. astmeni on väga tugev.

e on kiirgusenergia tähe pinnaühiku kohta

L on tähe heledus, R on tähe raadius.

Stefan-Boltzmanni valemi ja Wieni seaduse abil määratakse lainepikkus, mis moodustab maksimaalse kiirguse:

l max T = b, b – Wieni konstant

Võite lähtuda vastupidisest, st heleduse ja temperatuuri abil saate määrata tähtede suuruse

2. Vaatluskoha geograafilise laiuskraadi määramine vastavalt valgusti etteantud kõrgusele kulminatsioonil ja selle deklinatsioonil.

H = 90 0 - +

h - valgusti kõrgus

PILET nr 18

Muutuvad ja mittestatsionaarsed tähed. Nende tähtsus tähtede olemuse uurimisel.

Muutuvate tähtede heledus muutub aja jooksul. Praegu teada ca. 3*10 4 . P.Z. jagunevad füüsikalisteks, mille heledus muutub neis või nende läheduses toimuvate protsesside mõjul, ja optilisteks optilisteks, kus see muutus on tingitud pöörlemisest või orbiidi liikumisest.

Kõige olulisemad füüsilised P.Z.:

Pulseeriv - Tsefeidid, tähed nagu Mira Ceti, poolregulaarsed ja ebakorrapärased punased hiiglased;

Purskav(plahvatusohtlik) - kestadega tähed, noored ebaregulaarsed muutujad, sh. T Tauri tüüpi tähed (väga noored ebakorrapärased tähed, mis on seotud hajutatud udukogudega), Hubble-Seineja superhiiglased (suure heledusega kuumad superhiiglased, galaktikate eredaimad objektid. Nad on ebastabiilsed ja on tõenäoliselt Eddingtoni heleduspiiri lähedal olevad kiirgusallikad, kui need ületatakse, tähtede kestade "deflatsioon". Potentsiaalsed supernoovad.), põlevad punased kääbused;

kataklüsmiline - noovad, supernoovad, sümbiootilised;

Röntgeni topelttähed

Määratud P.z. sisaldavad 98% teadaolevast füüsilisest Optiliste hulka kuuluvad varjutavad kahendfailid ja pöörlevad, näiteks pulsarid ja magnetilised muutujad. Päike kuulub pöörlevatele, sest. selle suurus muutub vähe, kui kettale ilmuvad päikeselaigud.

Pulseerivate tähtede hulgas on väga huvitavad tsefeidid, mis on oma nime saanud ühe esimestest seda tüüpi avastatud muutujatest - 6 tsefei. Tsefeidid on suure heledusega ja mõõduka temperatuuriga tähed (kollased superhiiglased). Evolutsiooni käigus omandasid nad erilise struktuuri: teatud sügavusel tekkis kiht, mis akumuleerib soolestikust tulevat energiat ja annab selle siis uuesti tagasi. Täht tõmbub perioodiliselt soojenedes kokku ja paisub jahtudes. Seetõttu neeldub kiirgusenergia tähegaasi, ioniseerides seda, või vabaneb uuesti, kui gaas jahtub, ioonid hõivavad elektrone, kiirgades samal ajal valguskvante. Selle tulemusena muutub tsefeidi heledus reeglina mitu korda mitmepäevase perioodiga. Tsefeididel on astronoomias eriline roll. 1908. aastal juhtis Ameerika astronoom Henrietta Leavitt, kes uuris tsefeide ühes lähimas galaktikas - Väikeses Magellani Pilves, tähelepanu asjaolule, et need tähed osutusid heledamaks, seda pikem oli nende heleduse muutumise periood. Väikese Magellani Pilve suurus on selle kaugusega võrreldes väike, mis tähendab, et näiva heleduse erinevus peegeldab heleduse erinevust. Tänu Leavitti leitud perioodi-heleduse sõltuvusele on lihtne arvutada kaugust iga tsefeidini, mõõtes selle keskmist heledust ja muutlikkuse perioodi. Ja kuna superhiiglased on selgelt nähtavad, saab tsefeidide abil määrata kaugusi isegi suhteliselt kaugete galaktikateni, kus neid vaadeldakse.Kefeidide erilisel rollil on ka teine ​​põhjus. 60ndatel. Nõukogude astronoom Juri Nikolajevitš Efremov leidis, et mida pikem on tsefeidi periood, seda noorem on see täht. Perioodi-vanuse sõltuvuse põhjal pole keeruline määrata iga tsefeidi vanust. Valides maksimaalse perioodiga tähti ja uurides täherühmi, kuhu nad kuuluvad, uurivad astronoomid Galaktika noorimaid struktuure. Tsefeidid, rohkem kui teised pulseerivad tähed, väärivad perioodiliste muutujate nime. Iga järgnev heleduse muutuste tsükkel kordab tavaliselt eelmist üsna täpselt. Siiski on erandeid, kuulsaim neist on Põhjatäht. Ammu on avastatud, et see kuulub tsefeidide hulka, kuigi muudab heledust üsna ebaolulises vahemikus. Kuid viimastel aastakümnetel hakkasid need kõikumised kaduma ja 90ndate keskpaigaks. Polaartäht on praktiliselt lakanud pulseerimast.

Karpidega tähed, tähed, mis pidevalt või ebaregulaarsete ajavahemike järel eraldavad ekvaatorilt gaasirõnga või kerakujulist kesta. 3. umbes. - B spektriklassi hiiglased või kääbustähed, mis pöörlevad kiiresti ja on hävimispiiri lähedal. Tavaliselt kaasneb kesta väljutamisega heleduse vähenemine või suurenemine.

Sümbiootilised tähed, tähed, mille spektrid sisaldavad emissioonijooni ning ühendavad endas punase hiiglase ja kuuma objekti – valge kääbuse või sellise tähe ümber paikneva akretsiooniketta – iseloomulikud tunnused.

RR Lyrae tähed esindavad teist olulist pulseerivate tähtede rühma. Need on vanad tähed, mis on umbes sama massiga kui Päike. Paljud neist asuvad kerakujulistes täheparvedes. Reeglina muudavad nad oma heledust ühe magnituudi võrra umbes päevaga. Nende omadusi, nagu ka tsefeididel, kasutatakse astronoomiliste kauguste arvutamiseks.

R Põhjakroon ja temasugused staarid käituvad täiesti ettearvamatult. Seda tähte saab tavaliselt näha palja silmaga. Iga paari aasta tagant langeb selle heledus umbes kaheksanda magnituudini ja seejärel järk-järgult suureneb, naases endisele tasemele. Ilmselt on põhjus selles, et see ülihiiglane täht paiskab õhku süsinikupilvi, mis kondenseerub teradeks, moodustades midagi tahma sarnast. Kui üks neist paksudest mustadest pilvedest läheb meie ja tähe vahelt läbi, varjab see tähe valgust, kuni pilv kosmosesse hajub. Seda tüüpi tähed toodavad tihedat tolmu, millel pole tähtede tekkimise piirkondades vähe tähtsust.

vilkuvad tähed. Magnetnähtused Päikesel tekitavad päikeselaike ja päikesepurskeid, kuid need ei saa Päikese heledust oluliselt mõjutada. Mõne tähe - punaste kääbuste - puhul see nii ei ole: neil saavutavad sellised välgud tohutud mõõtmed ja selle tulemusena võib valguse emissioon suureneda terve tähesuuruse võrra või isegi rohkem. Päikesele lähim täht Proxima Centauri on üks selline välgutäht. Neid valguspurskeid ei saa ette ennustada ja need kestavad vaid mõne minuti.

Valgusti deklinatsiooni arvutamine selle kõrguse järgi kulminatsioonil teatud geograafilisel laiuskraadil.

H = 90 0 - +

h - valgusti kõrgus

PILET nr 19

Kaksiktähed ja nende roll tähtede füüsikaliste omaduste määramisel.

Kaksiktäht on tähtede paar, mis on gravitatsioonijõudude abil ühendatud üheks süsteemiks ja tiirlevad ümber ühise raskuskeskme. Tähti, millest kaksiktäht koosneb, nimetatakse selle komponentideks. Kaksiktähed on väga levinud ja jagunevad mitut tüüpi.

Visuaalse kaksiktähe iga komponent on teleskoobi kaudu selgelt nähtav. Nende vaheline kaugus ja vastastikune orientatsioon muutuvad aja jooksul aeglaselt.

Varjutava binaari elemendid varjavad üksteist vaheldumisi, mistõttu süsteemi heledus ajutiselt nõrgeneb, kahe heleduse muutuse vaheline periood võrdub poolega orbitaalperioodist. Komponentide vaheline nurk on väga väike ja me ei saa neid eraldi jälgida.

Spektraalsed kaksiktähed tuvastatakse nende spektrite muutuste järgi. Vastastikuse ringlusega liiguvad tähed perioodiliselt kas Maa poole või Maast eemale. Doppleri efekti spektris saab kasutada liikumise muutuste määramiseks.

Polarisatsiooni binaarfaile iseloomustavad perioodilised muutused valguse polarisatsioonis. Sellistes süsteemides valgustavad orbiidil olevad tähed nendevahelises ruumis olevat gaasi ja tolmu, valguse langemisnurk sellele ainele muutub perioodiliselt, samal ajal kui hajutatud valgus polariseerub. Nende mõjude täpsed mõõtmised võimaldavad arvutada orbiidid, tähtede massisuhted, suurused, kiirused ja komponentidevahelised kaugused. Näiteks kui täht on nii varjutav kui ka spektroskoopiliselt binaarne, saab määrata iga tähe mass ja orbiidi kalle. Heleduse muutumise olemuse järgi varjutuste hetkedel saab kindlaks teha tähtede suhtelisi suurusi ja uurida nende atmosfääri struktuuri. Röntgenikiirguse vahemikus kiirgusallikana toimivaid kaksiktähti nimetatakse röntgenikiirte kaksiktähtedeks. Paljudel juhtudel täheldatakse kolmandat komponenti, mis tiirleb ümber kahendsüsteemi massikeskme. Mõnikord võib üks kahendsüsteemi komponentidest (või mõlemad) omakorda osutuda kaksiktähtedeks. Kolmiksüsteemi kaksiktähe lähedased komponendid võivad olla mitmepäevased, samas kui kolmas element võib tiirleda ümber lähedase paari ühise massikeskme perioodiga sadade või isegi tuhandete aastate jooksul.

Tähtede kiiruste mõõtmine kahendsüsteemis ja universaalse gravitatsiooniseaduse rakendamine on tähtede masside määramise oluline meetod. Kaksiktähtede uurimine on ainus otsene viis tähemasside arvutamiseks.

Tihedalt paiknevate kaksiktähtede süsteemis kipuvad vastastikused gravitatsioonijõud neid igaüht venitama, et anda sellele pirni kuju. Kui gravitatsioon on piisavalt tugev, saabub kriitiline hetk, mil aine hakkab ühelt tähelt minema ja langema teisele. Nende kahe tähe ümber on teatud ala kolmemõõtmelise kaheksakujulise kujundi kujul, mille pind on kriitiline piir. Neid kahte pirnikujulist kuju, kumbki ümber oma tähe, nimetatakse Roche lobideks. Kui üks tähtedest kasvab nii palju, et täidab oma Roche'i sagara, siis tormab sealt aine õõnsuste kokkupuutepunktis teise tähe juurde. Sageli ei lange tähematerjal otse tähele, vaid keerab end kõigepealt ümber, moodustades nn akretsiooniketta. Kui mõlemad tähed on nii palju laienenud, et on täitnud oma Roche'i lobud, siis tekib kontaktkaksiktäht. Mõlema tähe materjal seguneb ja sulandub kahe tähesüdamiku ümber palliks. Kuna lõpuks kõik tähed paisuvad, muutudes hiiglasteks, ja paljud tähed on kahendsüsteemid, ei ole vastastikku toimivad kahendsüsteemid haruldased.

Valgusti kõrguse arvutamine kulminatsioonil antud geograafilise laiuskraadi teadaoleva deklinatsiooni põhjal.

H = 90 0 - +

h - valgusti kõrgus

PILET #20

Tähtede areng, selle etapid ja lõppfaasid.

Tähed tekivad tähtedevahelistes gaasi- ja tolmupilvedes ning udukogudes. Peamine tähti kujundav jõud on gravitatsioon. Teatud tingimustel hakkab väga haruldane atmosfäär (tähtedevaheline gaas) gravitatsioonijõudude mõjul kahanema. Keskel kondenseerub gaasipilv, kus kokkusurumisel eralduv soojus säilib - ilmub prototäht, mis kiirgab infrapunakiirgust. Prototäht kuumeneb talle langeva aine mõjul ja tuumasünteesi reaktsioonid algavad energia vabanemisega. Selles olekus on see juba T Tauri muutuv täht. Ülejäänud pilv hajub. Gravitatsioonijõud tõmbavad seejärel vesinikuaatomeid tsentri poole, kus need sulanduvad, moodustades heeliumi ja vabastades energiat. Suurenev rõhk keskuses takistab edasist kokkutõmbumist. See on evolutsiooni stabiilne faas. See täht on Main Sequence'i täht. Tähe heledus suureneb, kui selle tuum tiheneb ja kuumeneb. Aeg, mil täht püsib põhijadas, sõltub selle massist. Päikese jaoks on see umbes 10 miljardit aastat, kuid Päikesest palju massiivsemad tähed eksisteerivad statsionaarses režiimis vaid paar miljonit aastat. Pärast seda, kui täht on oma keskosas sisalduva vesiniku ära kasutanud, toimuvad tähe sees suured muutused. Vesinik hakkab läbi põlema mitte keskel, vaid kestas, mis suureneb, paisub. Selle tulemusena suureneb tähe enda suurus järsult ja selle pinna temperatuur langeb. Just sellest protsessist sünnivad punased hiiglased ja superhiiglased. Tähe evolutsiooni lõppfaasid määrab ka tähe mass. Kui see mass ei ületa päikese massi rohkem kui 1,4 korda, siis täht stabiliseerub, muutudes valgeks kääbuseks. Katastroofilist kokkutõmbumist elektronide põhiomaduse tõttu ei toimu. Seal on selline kokkusurumisaste, mille juures nad hakkavad tõrjuma, kuigi soojusenergia allikat enam pole. See juhtub ainult siis, kui elektronid ja aatomituumad surutakse uskumatult tihedalt kokku, moodustades äärmiselt tiheda aine. Päikese massiga valge kääbus on oma ruumalalt ligikaudu võrdne Maaga. Valge kääbus jahtub järk-järgult, muutudes lõpuks tumedaks radioaktiivse tuha palliks. Astronoomide hinnangul on vähemalt kümnendik Galaktika tähtedest valged kääbused.

Kui kahaneva tähe mass ületab Päikese massi rohkem kui 1,4 korda, siis selline täht, olles jõudnud valge kääbuse staadiumisse, sellega ei peatu. Gravitatsioonijõud on sel juhul nii suured, et elektronid surutakse aatomituumadesse. Selle tulemusena muutuvad prootonid neutroniteks, mis on võimelised üksteise külge kleepuma ilma tühikuteta. Neutrontähtede tihedus ületab isegi valgete kääbuste tiheduse; aga kui materjali mass ei ületa 3 päikesemassi, on neutronid nagu elektronidki võimelised ise edasist kokkusurumist takistama. Tüüpiline neutrontäht on vaid 10–15 km läbimõõduga ja üks kuupsentimeetrit selle materjalist kaalub umbes miljard tonni. Lisaks tohutule tihedusele on neutrontähtedel veel kaks erilist omadust, mis muudavad nad väiksusest hoolimata tuvastatavaks: kiire pöörlemine ja tugev magnetväli.

Kui tähe mass ületab 3 Päikese massi, siis selle lõppstaadium eluring on ilmselt must auk. Kui tähe mass ja järelikult ka gravitatsioonijõud on nii suur, siis toimub täht katastroofilise gravitatsiooni kokkutõmbumise all, millele ei suuda vastu seista ükski stabiliseeriv jõud. Aine tihedus kipub selle protsessi ajal lõpmatuseni ja objekti raadius - nullini. Einsteini relatiivsusteooria järgi tekib musta augu keskpunktis aegruumi singulaarsus. Kahaneva tähe pinnal olev gravitatsiooniväli kasvab, mistõttu on kiirgusel ja osakestel järjest raskem sealt lahkuda. Lõpuks jõuab selline täht sündmuste horisondi alla, mida saab visualiseerida ühepoolse membraanina, mis laseb ainel ja kiirgusel liikuda ainult sissepoole ja mitte midagi välja. Kokkuvarisev täht muutub mustaks auguks ja seda saab tuvastada ainult seda ümbritseva ruumi ja aja omaduste järsu muutumisega. Sündmuste horisondi raadiust nimetatakse Schwarzschildi raadiuseks.

Tähed, mille mass on oma elutsükli lõpus alla 1,4 päikeseenergia, heidavad aeglaselt ülemist kesta, mida nimetatakse planetaarseks udukoguks. Massiivsemad tähed, mis muutuvad neutrontähtedeks või mustadeks aukudeks, plahvatavad esmalt supernoovadena, nende sära ületab lühikest aega suureneb 20 magnituudi või rohkemgi, energiat eraldub rohkem, kui Päike 10 miljardi aasta jooksul kiirgab, ja plahvatanud tähe jäänused lendavad laiali kiirusega 20 000 km sekundis.

Päikeselaikude asukohtade vaatlemine ja visandamine teleskoobiga (ekraanil).

PILET nr 21

Meie galaktika koostis, struktuur ja mõõtmed.

Galaktika, tähesüsteem, kuhu Päike kuulub. Galaktikas on vähemalt 100 miljardit tähte. Kolm põhikomponenti: keskne paksenemine, ketas ja galaktiline halo.

Keskne kühm koosneb vanadest II tüüpi populatsioonidest (punased hiiglased), mis paiknevad väga tihedalt ja selle keskmes (südamikus) on võimas kiirgusallikas. Eeldati, et tuumas on must auk, mis käivitab vaadeldavad võimsad energiaprotsessid koos kiirgusega raadiospektris. (Gaasirõngas tiirleb ümber musta augu; selle siseservast väljuv kuum gaas kukub musta auku, vabastades energiat, mida me täheldame.) Kuid hiljuti tuvastati tuumas nähtava kiirguse välk ja must auk. hüpotees loobuti. Keskse paksenemise parameetrid: läbimõõt 20 000 valgusaastat ja paksus 3000 valgusaastat.

Galaktika ketta, mis sisaldab noori populatsiooni I tüüpi tähti (noored sinised superhiiglased), tähtedevahelist ainet, avatud täheparvesid ja 4 spiraalharu, läbimõõt on 100 000 valgusaastat ja paksus vaid 3000 valgusaastat. Galaktika pöörleb, selle sisemised osad läbivad oma orbiite palju kiiremini kui välimised. Päike teeb tuuma ümber täieliku pöörde 200 miljoni aastaga. Spiraalharudes toimub pidev tähtede moodustumise protsess.

Galaktika halo on kontsentriline ketta ja tsentraalse kühmuga ning koosneb tähtedest, mis on valdavalt kerasparvede liikmed ja kuuluvad II tüüpi populatsiooni. Suurem osa halos leiduvast ainest on aga nähtamatu ja tavalistes tähtedes sisalduda ei saa, see pole gaas ega tolm. Seega sisaldab halo tume nähtamatu aine. Linnutee satelliidideks olevate suure ja väikese Magellani pilve pöörlemiskiiruse arvutused näitavad, et halos sisalduv mass on 10 korda suurem kui ketta ja paksenemise mass.

Päike asub Orioni käe ketta keskpunktist 2/3 kaugusel. Selle lokaliseerimine ketta tasapinnal (galaktiline ekvaator) võimaldab näha Maalt ketastähti kitsa riba kujul Linnutee, mis katab kogu taevasfääri ja on taevaekvaatori suhtes 63° nurga all. Galaktika kese asub Amburis, kuid see pole nähtavas valguses nähtav tähevalgust neelavate tumedate gaasi- ja tolmuudukoguste tõttu.

Tähe raadiuse arvutamine selle heleduse ja temperatuuri andmete põhjal.

L – heledus (Lc = 1)

R – raadius (Rc = 1)

T – temperatuur (Tc = 6000)

PILET nr 22

täheparved. Tähtedevahelise keskkonna füüsiline seisund.

Täheparved on tähtede rühmad, mis asuvad üksteisele suhteliselt lähedal ja on ühendatud ühise liikumisega ruumis. Ilmselt sünnivad peaaegu kõik tähed rühmadena, mitte üksikult. Seetõttu on täheparved väga levinud asi. Astronoomid armastavad täheparvesid uurida, sest kõik parve tähed tekkisid umbes samal ajal ja meist umbes samal kaugusel. Kõik märgatavad erinevused selliste tähtede heleduses on tõelised erinevused. Täheparvesid on eriti kasulik uurida nende omaduste massist sõltuvuse seisukohalt - on ju nende tähtede vanus ja kaugus Maast ligikaudu samad, nii et nad erinevad üksteisest ainult selle poolest, et nende mass. Täheparvesid on kahte tüüpi: avatud ja kerakujulised. Lahtises parves on iga täht eraldi nähtav, nad on jaotunud enam-vähem ühtlaselt mõnele taevaosale. Ja kerasparved, vastupidi, on nagu sfäär, mis on tähtedega nii tihedalt täidetud, et selle keskel on üksikud tähed eristamatud.

Avatud parved sisaldavad 10 kuni 1000 tähte, palju rohkem noori kui vanu, ja vanimad on vaevalt vanemad kui 100 miljonit aastat. Fakt on see, et vanemates klastrites eemalduvad tähed järk-järgult üksteisest, kuni segunevad põhitähtede komplektiga. Kuigi gravitatsioon hoiab avatud klastreid mingil määral koos, on need siiski üsna haprad ja mõne teise objekti gravitatsioon võib need lahti rebida.

Pilved, milles tähed tekivad, on koondunud meie galaktika kettale ja just sealt leitakse avatud täheparved.

Erinevalt lahtistest kerasparved on sfäärid, mis on tihedalt tähtedega täidetud (100 tuhandest 1 miljonini). Tüüpiline kerasparv on 20–400 valgusaasta läbimõõduga.

Nende parvede tihedalt pakitud keskustes on tähed üksteisele nii lähedal, et vastastikune gravitatsioon seob nad üksteisega, moodustades kompaktsed kaksiktähed. Mõnikord toimub isegi tähtede täielik ühinemine; Lähedal lähenemisel võivad tähe välimised kihid kokku kukkuda, jättes keskse tuuma otsesele vaatlusele. Kerasparvedes esineb kaksiktähti 100 korda sagedamini kui mujal.

Meie galaktika ümber on teada umbes 200 kerakujulist täheparve, mis on jaotunud kogu galaktikat sisaldavas halos. Kõik need klastrid on väga vanad ja ilmusid enam-vähem samal ajal kui galaktika ise. Tundub, et klastrid tekkisid siis, kui pilve osad, millest galaktika loodi, jagunesid väiksemateks fragmentideks. Kerasparved ei lahkne, sest neis olevad tähed istuvad väga lähestikku ning nende võimsad vastastikused gravitatsioonijõud seovad parve tihedaks ühtseks tervikuks.

Tähtedevahelises ruumis paiknevat ainet (gaasi ja tolmu) nimetatakse tähtedevaheliseks keskkonnaks. Suurem osa sellest on koondunud Linnutee spiraalharudesse ja moodustab 10% selle massist. Mõnes piirkonnas on aine suhteliselt külm (100 K) ja selle tuvastab infrapunakiirgus. Sellised pilved sisaldavad neutraalset vesinikku, molekulaarset vesinikku ja muid radikaale, mida saab raadioteleskoopidega tuvastada. Suure heledusega tähtede lähedal asuvates piirkondades võib gaasi temperatuur ulatuda 1000–10 000 K-ni ja vesinik on ioniseeritud.

Tähtedevaheline keskkond on väga haruldane (umbes 1 aatom cm3 kohta). Tihedates pilvedes võib aine kontsentratsioon olla aga keskmisest 1000 korda kõrgem. Kuid isegi tihedas pilves on kuupsentimeetris vaid paarsada aatomit. Põhjus, miks meil siiski õnnestub tähtedevahelist ainet vaadelda, on see, et me näeme seda suures ruumipaksuses. Osakeste suurus on 0,1 mikronit, need sisaldavad süsinikku ja räni ning satuvad tähtedevahelisse keskkonda külmade tähtede atmosfäärist supernoova plahvatuste tagajärjel. Saadud segust moodustuvad uued tähed. Tähtedevahelisel keskkonnal on nõrk magnetväli ja see on läbi imbunud kosmiliste kiirte voogudest.

Meie päikesesüsteem asub galaktika selles piirkonnas, kus tähtedevahelise aine tihedus on ebatavaliselt madal. Seda piirkonda nimetatakse kohalikuks "mulliks"; see ulatub igas suunas umbes 300 valgusaastani.

Päikese nurkmõõtmete arvutamine teisel planeedil asuva vaatleja jaoks.

PILET nr 23

Peamised galaktikate tüübid ja nende tüübid eristavad tunnused.

galaktikad, tähtede, tolmu ja gaasi süsteemid kogumassiga 1 miljon kuni 10 triljonit. päikese massid. Galaktikate tegelik olemus selgitati lõplikult alles 1920. aastatel. pärast tuliseid arutelusid. Kuni selle ajani tundusid need teleskoobiga vaadeldes hajusad valgustäpid, mis meenutasid udukogusid, kuid ainult 1920. aastatel kasutatud Mount Wilsoni observatooriumi 2,5-meetrise peegeldava teleskoobi abil oli võimalik pilte saada. udukogudest. tähed Andromeeda udukogus ja tõestavad, et see on galaktika. Sama teleskoopi kasutas Hubble tsefeidide perioodide mõõtmiseks Andromeeda udukogus. Neid muutlikke tähti on piisavalt hästi uuritud, et oleks võimalik nende kaugust täpselt määrata. Andromeeda udukogu on u. 700 kpc, st. see asub meie galaktikast kaugel.

Galaktikaid on mitut tüüpi, millest peamised on spiraalsed ja elliptilised. Neid on püütud klassifitseerida tähestikuliste ja numbriliste skeemide, näiteks Hubble'i klassifikatsiooni abil, kuid mõned galaktikad ei sobi nendesse skeemidesse ja sel juhul on nad saanud nime nende astronoomide järgi, kes neid esmakordselt tuvastasid (näiteks Seyfert ja Markaari galaktikad) või anda klassifikatsiooniskeemidele tähestikulisi tähistusi (näiteks N-tüüpi ja cD-tüüpi galaktikad). Galaktikad, millel pole selget kuju, liigitatakse ebakorrapärasteks. Galaktikate päritolu ja evolutsioon pole veel täielikult teada. Spiraalgalaktikad on kõige paremini uuritud. Nende hulka kuuluvad objektid, millel on hele südamik, millest väljuvad gaasi, tolmu ja tähtede spiraalsed harud. Enamikul spiraalgalaktikatel on kaks haru, mis kiirgavad tuuma vastaskülgedelt. Reeglina on tähed neis noored. Need on tavalised mähised. Samuti on ristatud spiraale, millel on kahe käe sisemisi otste ühendav tähtede kesksild. Meie G. kuulub ka spiraali. Peaaegu kogu spiraali G. massid jäävad vahemikku 1 kuni 300 miljardit päikesemassi. Umbes kolmveerand universumi galaktikatest on sellised elliptilised. Need on elliptilise kujuga, ilma märgatava spiraalse struktuurita. Nende kuju võib varieeruda peaaegu sfäärilisest kuni sigarikujuni. Nende suurus on mitme miljonilise massiga kääbustest kuni 10 triljoni päikesemassiga hiiglaslikeni. Suurim teadaolev CD-tüüpi galaktikad. Neil on suur südamik või võib-olla mitu südamikku, mis liiguvad üksteise suhtes kiiresti. Sageli on need üsna tugevad raadioallikad. Markariani galaktikad tuvastas Nõukogude astronoom Veniamin Markarian 1967. aastal. Need on tugevad ultraviolettkiirguse allikad. galaktikad N-tüüpi neil on nõrgalt helendav tuum, mis sarnaneb tähega. Need on ka tugevad raadioallikad ja eeldatavasti arenevad kvasariteks. Fotol näevad Seyferti galaktikad välja nagu tavalised spiraalid, kuid väga heleda südamiku ja laiade ja heledate emissioonijoontega spektriga, mis viitab suure hulga kiiresti pöörleva kuuma gaasi olemasolule nende tuumades. Seda tüüpi galaktikad avastas Ameerika astronoom Karl Seifert aastal 1943. Galaktikaid, mida vaadeldakse optiliselt ja mis on samal ajal tugevad raadioallikad, nimetatakse raadiogalaktikateks. Nende hulka kuuluvad Seyferti galaktikad, CD- ja N-tüüpi G. ning mõned kvasarid. Raadiogalaktikate energia genereerimise mehhanismi pole veel mõistetud.

Planeedi Saturni nähtavuse tingimuste määramine "Kooli astronoomilise kalendri" järgi.

PILET nr 24

Universumi struktuuri ja evolutsiooni kaasaegsete ideede põhialused.

20. sajandil saavutati arusaam Universumist kui ühtsest tervikust. Esimene oluline samm tehti 1920. aastatel, kui teadlased jõudsid järeldusele, et meie galaktika – Linnutee – on üks miljonitest galaktikatest ja Päike on üks miljonitest Linnutee tähtedest. Hilisem galaktikate uuring näitas, et nad liiguvad Linnuteest eemale ja mida kaugemale nad on, seda suurem on see kiirus (mõõdetuna selle spektri punanihkega). Seega me elame laienev universum. Galaktikate majanduslangus kajastub Hubble'i seaduses, mille kohaselt on galaktika punanihe võrdeline kaugusega temani.Lisaks kõige suuremal skaalal, s.o. galaktikate superparvede tasemel on Universumil rakuline struktuur. Kaasaegne kosmoloogia (universumi evolutsiooni õpetus) põhineb kahel postulaadil: Universum on homogeenne ja isotroopne.

Universumi mudeleid on mitu.

Einstein-de Sitteri mudelis jätkub Universumi paisumine lõputult, staatilises mudelis Universum ei paisu ega arene, pulseerivas Universumis korduvad paisumise ja kokkutõmbumise tsüklid. Staatiline mudel on aga kõige vähem tõenäoline, selle vastu ei räägi mitte ainult Hubble'i seadus, vaid ka 1965. aastal avastatud taustkiirgus (ehk primaarse laieneva hõõglambi neljamõõtmelise sfääri kiirgus).

Mõned kosmoloogilised mudelid põhinevad allpool kirjeldatud "kuuma universumi" teoorial.

Vastavalt Friedmani lahendustele Einsteini võrranditele oli universumi raadius 10–13 miljardit aastat tagasi algsel ajahetkel null. Kogu universumi energia, kogu selle mass oli koondunud nullmahusse. Energia tihedus on lõpmatu ja ka aine tihedus on lõpmatu. Sellist olekut nimetatakse ainsuseks.

1946. aastal töötas Georgi Gamov koos kolleegidega välja Universumi paisumise algfaasi füüsikalise teooria, selgitades keemiliste elementide esinemist selles sünteesi teel väga kõrgel temperatuuril ja rõhul. Seetõttu nimetati Gamowi teooria järgi laienemise algust "Suureks Pauguks". Gamow kaasautoriteks olid R. Alfer ja G. Bethe, nii et mõnikord nimetatakse seda teooriat "α, β, γ-teooriaks".

Universum paisub lõpmatu tihedusega olekust. Ainsuses tavalised füüsikaseadused ei kehti. Ilmselt on kõik nii kõrgete energiate põhilised vastasmõjud üksteisest eristamatud. Ja millisest Universumi raadiusest on mõtet rääkida füüsikaseaduste rakendatavusest? Vastus tuleneb Plancki pikkusest:

Alates ajahetkest t p = R p /c = 5*10 -44 s (c on valguse kiirus, h Plancki konstant). Tõenäoliselt eraldus gravitatsiooniline interaktsioon ülejäänud osast t P kaudu. Teoreetiliste arvutuste kohaselt jäi esimese 10–36 sekundi jooksul, mil Universumi temperatuur oli üle 10 28 K, ruumalaühiku energia konstantseks ja Universum paisus valguse kiirusest palju suurema kiirusega. See fakt ei ole vastuolus relatiivsusteooriaga, kuna sellise kiirusega ei paisunud mitte mateeria, vaid ruum ise. Seda evolutsiooni etappi nimetatakse inflatsiooniline. Kaasaegsetest teooriatest kvantfüüsika sellest järeldub, et sel ajal eraldus tugev tuumajõud elektromagnetilistest ja nõrkadest jõududest. Selle tulemusena vabanenud energia oli Universumi katastroofilise paisumise põhjuseks, mis tillukese 10 - 33 s intervalliga kasvas aatomi suuruselt päikesesüsteemi suuruseks. Samal ajal tekkisid meile tuttavad elementaarosakesed ja veidi väiksem hulk antiosakesi. Aine ja kiirgus olid endiselt termodünaamilises tasakaalus. Seda ajastut nimetatakse kiirgus evolutsiooni etapp. Temperatuuril 5∙10 12 K lava rekombinatsioon: peaaegu kõik prootonid ja neutronid on annihileerunud, muutuvad footoniteks; alles jäid vaid need, mille jaoks antiosakesi ei jätkunud. Osakeste esialgne liig antiosakestest on üks miljardik nende arvust. Just sellest "liigsest" ainest koosnebki vaadeldava Universumi substants. Mõni sekund pärast Suurt Pauku algas etapp primaarne nukleosüntees, kui tekkisid deuteeriumi ja heeliumi tuumad, mis kestsid umbes kolm minutit; siis algas Universumi rahulik paisumine ja jahtumine.

Ligikaudu miljon aastat pärast plahvatust häiriti mateeria ja kiirguse tasakaal, vabadest prootonitest ja elektronidest hakkasid moodustuma aatomid ning kiirgus läbima ainet nagu läbipaistva keskkonna. Just seda kiirgust nimetati reliikviaks, selle temperatuur oli umbes 3000 K. Praegu registreeritakse foon temperatuuriga 2,7 K. Reliikvia taustkiirgus avastati 1965. aastal. See ilmus sisse kõrge aste isotroopne ja kinnitab oma olemasoluga kuumalt paisuva universumi mudelit. Pärast primaarne nukleosüntees aine hakkas arenema iseseisvalt, aine tiheduse kõikumiste tõttu, mis tekkisid vastavalt Heisenbergi määramatuse printsiibile inflatsioonifaasis, tekkisid protogalaktikad. Seal, kus tihedus oli veidi üle keskmise, tekkisid tõmbekeskused, väiksema tihedusega piirkonnad muutusid üha haruldasemaks, kuna aine jättis need tihedamatesse piirkondadesse. Nii jagati praktiliselt homogeenne keskkond eraldi protogalaktikateks ja nende parvedeks ning sadade miljonite aastate pärast ilmusid esimesed tähed.

Kosmoloogilised mudelid viivad järeldusele, et universumi saatus sõltub ainult seda täitva aine keskmisest tihedusest. Kui see on alla teatud kriitilise tiheduse, jätkub universumi paisumine igavesti. Seda valikut nimetatakse "avatud universumiks". Sarnane arengustsenaarium ootab lamedat universumit, kui tihedus on kriitiline. Aastate jooksul põleb kogu tähtedes olev aine läbi ja galaktikad sukelduvad pimedusse. Alles jäävad vaid planeedid, valged ja pruunid kääbused ning nendevahelised kokkupõrked on üliharvad.

Kuid isegi sel juhul pole metagalaktika igavene. Kui vastastikmõjude suure ühendamise teooria on õige, lagunevad 10 40 aasta pärast endised tähed moodustavad prootonid ja neutronid. Umbes 10 100 aasta pärast aurustuvad hiiglaslikud mustad augud. Meie maailma jäävad alles vaid elektronid, neutriinod ja footonid, mida eraldavad suured vahemaad. Mõnes mõttes saab see aegade lõpp.

Kui Universumi tihedus osutub liiga suureks, siis on meie maailm suletud ja varem või hiljem asendub paisumine katastroofilise kokkutõmbumisega. Universum lõpetab oma elu teatud mõttes gravitatsioonilise kollapsiga, mis on veelgi hullem.

Tähe kauguse arvutamine teadaolevast parallaksist.

Küsimused.

1. Valgustite näiline liikumine nende endi ruumis liikumise, Maa pöörlemise ja selle pöörde ümber Päikese tulemusena.
2. Astronoomiliste vaatluste põhjal geograafiliste koordinaatide määramise põhimõtted (lk 4 lk 16).
3. Kuu faaside muutmise põhjused, päikese- ja kuuvarjutuste tekketingimused ja sagedus (lk 6, punktid 1.2).
4. Päikese igapäevase liikumise tunnused erinevatel laiuskraadidel erinevatel aastaaegadel (P.4, lõik 2, lk 5).
5. Teleskoobi tööpõhimõte ja eesmärk (lk 2).
6. Päikesesüsteemi kehade kauguste ja nende suuruste määramise meetodid (lk 12).
7. Spektraalanalüüsi ja atmosfääriväliste vaatluste võimalused taevakehade olemuse uurimiseks (lk 14, "Füüsika" lk 62).
8. Kosmose uurimis- ja arendustegevuse olulisemad suunad ja ülesanded.
9. Kepleri seadus, selle avastamine, tähendus, rakendatavuse piirid (lk 11).
10. Maa rühma planeetide, hiidplaneetide peamised omadused (lk 18, 19).
11. Kuu ja planeetide satelliitide eripärad (lk 17-19).
12. Komeedid ja asteroidid. Põhimõtted päikesesüsteemi tekke kohta (lk 20, 21).
13. Päike on nagu tavaline täht. Peamised omadused (lk 22).
14. Päikese aktiivsuse olulisemad ilmingud. Nende seos geograafiliste nähtustega (lk 22 lk 4).
15. Meetodid tähtede kauguste määramiseks. Kauguste ühikud ja nendevaheline seos (lk 23).
16. Tähtede peamised füüsilised omadused ja nende seos (lk 23, punkt 3).
17. Stefan-Boltzmanni seaduse füüsikaline tähendus ja selle rakendamine tähtede füüsikaliste omaduste määramisel (lk 24, punkt 2).
18. Muutuvad ja mittestatsionaarsed tähed. Nende tähtsus tähtede olemuse uurimisel (lk 25).
19. Kaksiktähed ja nende roll tähtede füüsikaliste omaduste määramisel.
20. Tähtede evolutsioon, selle etapid ja lõppfaasid (lk 26).
21. Meie galaktika koostis, struktuur ja suurus (lk 27 lk 1).
22. Täheparved, tähtedevahelise keskkonna füüsiline seisund (lk 27, lõik 2, lk 28).
23. Peamised galaktikate tüübid ja nende eripärad (lk 29).
24. Universumi ehituse ja evolutsiooni kaasaegsete ideede põhialused (lk 30).

Praktilised ülesanded.

1. Star Map Quest.
2. Geograafilise laiuskraadi määratlus.
3. Valgusti deklinatsiooni määramine laiuskraadi ja kõrguse järgi.
4. Valgusti suuruse arvutamine parallaksi järgi.
5. Kuu (Veenuse, Marsi) nähtavuse tingimused kooli astronoomilise kalendri järgi.
6. Planeetide pöördeperioodi arvutamine Kepleri 3. seaduse alusel.

Vastused.

Pileti number 1. Maa teeb keerulisi liikumisi: pöörleb ümber oma telje (T=24 tundi), liigub ümber Päikese (T=1 aasta), pöörleb koos Galaktikaga (T=200 tuhat aastat). See näitab, et kõik Maalt tehtud vaatlused erinevad näivate trajektooride poolest. Planeedid jagunevad sisemisteks ja välisteks (sisemised: Merkuur, Veenus; välised: Marss, Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun ja Pluuto). Kõik need planeedid tiirlevad samamoodi nagu Maa ümber Päikese, kuid tänu Maa liikumisele on võimalik jälgida planeetide silmusetaolist liikumist (kalender lk 36). Maa ja planeetide keerulise liikumise tõttu tekivad mitmesugused planeetide konfiguratsioonid.

Komeedid ja meteoriidikehad liiguvad mööda elliptilisi, paraboolseid ja hüperboolseid trajektoore.

Pileti number 2. Seal on 2 geograafilist koordinaati: geograafiline laiuskraad ja geograafiline pikkuskraad. Astronoomia kui praktiline teadus võimaldab teil need koordinaadid leida (joonis "tähe kõrgus ülemises haripunktis"). Taevapooluse kõrgus horisondi kohal on võrdne vaatluskoha laiuskraadiga. Vaatluskoha laiuskraadi on võimalik määrata valgusti kõrguse järgi ülemises haripunktis ( haripunkt- valgusti meridiaani läbimise hetk) vastavalt valemile:

h = 90° - j + d,

kus h on tähe kõrgus, d on deklinatsioon, j on laiuskraad.

Geograafiline pikkuskraad on teine ​​koordinaat, mõõdetuna Greenwichi nullmeridiaanist itta. Maa on jagatud 24 ajavööndiks, ajavahe on 1 tund. Kohalike aegade erinevus on võrdne pikkuskraadide erinevusega:

l m - l Gr \u003d t m - t Gr

Kohalik aeg on päikeseaeg selles kohas Maa peal. Igas punktis on kohalik aeg erinev, seega elatakse standardaja järgi ehk selle tsooni keskmeridiaani aja järgi. Kuupäeva muutmise joon kulgeb idas (Beringi väin).

Pileti number 3. Kuu liigub ümber Maa samas suunas, kui Maa pöörleb ümber oma telje. Selle liikumise kuvamine, nagu me teame, on Kuu näiline liikumine tähtede taustal taeva pöörlemise suunas. Iga päev liigub Kuu tähtede suhtes umbes 13 ° võrra itta ja 27,3 päeva pärast naaseb samade tähtede juurde, kirjeldades taevasfääril täisringi.

Kuu näilise liikumisega kaasneb pidev tema välimuse muutumine – faaside muutumine. See juhtub seetõttu, et Kuu on Päikese ja seda valgustava Maa suhtes erinevates positsioonides.

Kui Kuu on meile nähtav kitsa poolkuuna, helendab kergelt ka tema ülejäänud ketas. Seda nähtust nimetatakse tuhavalguseks ja seda seletatakse asjaoluga, et Maa valgustab Kuu öist külge peegeldunud päikesevalgusega.

Päikese poolt valgustatud Maa ja Kuu heidavad varju- ja pooliku koonuseid. Kui Kuu langeb täielikult või osaliselt Maa varju, toimub Kuu täielik või osaline varjutus. Maalt on seda korraga näha kõikjal, kus Kuu on horisondi kohal. Täieliku kuuvarjutuse faas jätkub seni, kuni Kuu hakkab maa varjust välja tulema ja võib kesta kuni 1 tund 40 minutit. Maa atmosfääris murdunud päikesekiired langevad maa varju koonusesse. Samal ajal neelab atmosfäär tugevalt siniseid ja naaberkiiri ning edastab koonusesse peamiselt punaseid. Seetõttu on Kuu varjutuse suure faasi ajal punakas valguses ega kao täielikult. Kuuvarjutused toimuvad kuni kolm korda aastas ja loomulikult ainult täiskuu ajal.

Täielik päikesevarjutus on nähtav ainult seal, kus Maale langeb kuuvarju täpp, laigu läbimõõt ei ületa 250 km. Kui Kuu liigub oma orbiidil, liigub selle vari üle Maa läänest itta, joonistades järjest kitsa täieliku varjutuse riba. Seal, kus Kuu poolnurk langeb Maale, täheldatakse osalist päikesevarjutust.

Tänu väikesele muutusele Maa kaugustes Kuust ja Päikesest on näiv nurkdiameeter kohati pisut suurem, kord veidi väiksem kui päikese oma, vahel sellega võrdne. Esimesel juhul kestab täielik Päikesevarjutus kuni 7 minutit 40 s, teisel ei kata Kuu Päikest üldse ja kolmandal vaid üks hetk.

Päikesevarjutused aastas võivad olla 2 kuni 5, viimasel juhul kindlasti privaatsed.

Pileti number 4. Aasta jooksul liigub Päike mööda ekliptikat. Ekliptika läbib 12 sodiaagi tähtkujud. Päeval liigub Päike, nagu tavaline täht, paralleelselt taevaekvaatoriga.
(-23°27¢ £ d £ +23°27¢). Selle deklinatsiooni muutuse põhjustab Maa telje kaldenurk orbiidi tasapinna suhtes.

Vähi (lõunas) ja Kaljukitse (põhjas) troopika laiuskraadil on Päike suviste ja talviste pööripäevade päevadel oma seniidis.

Põhjapoolusel ei looju Päike ja tähed ajavahemikus 21. märtsist 22. septembrini. 22. septembril algab polaaröö.

Pileti number 5. Teleskoope on kahte tüüpi: peegeldav teleskoop ja refraktorteleskoop (figuurid).

Lisaks optilistele teleskoopidele on olemas raadioteleskoobid, mis on kosmilist kiirgust tuvastavad seadmed. Raadioteleskoop on umbes 100 m läbimõõduga paraboolantenn, antenni voodina kasutatakse looduslikke moodustisi, nagu kraatrid või mäenõlvad. Raadiokiirgus võimaldab teil uurida planeete ja tähesüsteeme.

Pileti number 6. Horisontaalne parallaks nimetatakse nurka, mille all Maa raadius on planeedilt nähtav, vaatejoonega risti.

p² - parallaks, r² - nurgaraadius, R - Maa raadius, r - tähe raadius.

Nüüd kasutatakse valgustite kauguse määramiseks radarimeetodeid: nad saadavad planeedile raadiosignaali, signaali peegeldub ja salvestab vastuvõtuantenn. Teades signaali levimisaega, määrake kaugus.

Pileti number 7. Spektraalanalüüs on universumi uurimise kõige olulisem tööriist. Spektraalanalüüs on meetod, mille abil määratakse taevakehade keemiline koostis, temperatuur, suurus, ehitus, kaugus nendest ja liikumiskiirus. Spektraalanalüüs viiakse läbi spektrograafi ja spektroskoopi abil. Spektraalanalüüsi abil määrati Päikesesüsteemi tähtede, komeetide, galaktikate ja kehade keemiline koostis, kuna spektris on iga joon või nende kombinatsioon mõnele elemendile iseloomulik. Spektri intensiivsuse järgi saab määrata tähtede ja muude kehade temperatuuri.

Spektri järgi on tähed määratud ühte või teise spektriklassi. Spektraaldiagrammilt saate määrata tähe näiva suuruse ja seejärel kasutada valemeid:

M = m + 5 + 5lg p

lg L = 0,4 (5 - M)

leida tähe absoluutne suurus, heledus ja seega ka suurus.

Doppleri valemi kasutamine

Kaasaegsete kosmosejaamade, korduvkasutatavate kosmoselaevade loomine, aga ka kosmoselaevade startimine planeetidele (Vega, Marss, Luna, Voyager, Hermes) võimaldas paigaldada neile teleskoobid, mille kaudu saab neid valgusteid atmosfääri lähedalt jälgida. sekkumine.

Pileti number 8. Kosmoseajastu alguse panid vene teadlase K. E. Tsiolkovski tööd. Ta soovitas kasutada kosmoseuuringuteks reaktiivmootoreid. Esmalt pakkus ta välja idee kasutada kosmoselaevade käivitamiseks mitmeastmelisi rakette. Venemaa oli selle idee pioneer. Maa esimene tehissatelliit saadeti orbiidile 4. oktoobril 1957, esimene lend ümber Kuu koos fotode hankimisega - 1959, esimene mehitatud lend kosmosesse - 12. aprill 1961 Esimene lend ameeriklaste Kuule - 1964, kosmoselaevade ja kosmosejaamade startimine .

1. Teaduslikud eesmärgid:

• inimese viibimine ruumis;
• kosmoseuuringud;
• kosmoselendude tehnoloogiate arendamine;

1. Sõjalised eesmärgid (kaitse tuumarünnaku eest);
2. Telekommunikatsioon (sidesatelliitide abil toimuv satelliitside);
3. Ilmaennustused, loodusõnnetuste ennustamine (meteo-satelliidid);
4. Tootmise eesmärgid:

• mineraalide otsimine;
• keskkonnaseire.

Pileti number 9. Planeetide liikumise seaduste avastamise teene kuulub silmapaistvale teadlasele Johannes Keplerile.

Esimene seadus. Iga planeet tiirleb ellipsis, mille ühes fookuses on Päike.

Teine seadus. (pindade seadus). Planeedi raadius-vektor samade ajavahemike jaoks kirjeldab võrdseid alasid. Sellest seadusest järeldub, et planeedi kiirus orbiidil liikudes on seda suurem, mida lähemal see Päikesele on.

Kolmas seadus. Planeetide külgmiste perioodide ruudud on omavahel seotud nende orbiitide poolsuurtelgede kuubikutena.

See seadus võimaldas määrata planeetide suhtelised kaugused Päikesest (Maa orbiidi poolsuurtelje ühikutes), kuna planeetide sidereaalsed perioodid olid juba välja arvutatud. Maa orbiidi poolpeatelge võetakse kauguste astronoomiliseks ühikuks (AU).

Pileti number 10. Plaan:

1. Loetlege kõik planeedid;
2. jagunemine (maapealsed planeedid: Merkuur, Marss, Veenus, Maa, Pluuto; ja hiidplaneedid: Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun);
3. Rääkige tabeli põhjal nende planeetide omadustest. 5 (lk 144);
4. Täpsustage nende planeetide peamised omadused.

Pileti number 11 . Plaan:

1. Füüsikalised tingimused Kuul (suurus, mass, tihedus, temperatuur);

Kuu on massilt 81 korda väiksem kui Maa, selle keskmine tihedus on 3300 kg / m 3, st väiksem kui Maa oma. Kuul pole atmosfääri, on vaid haruldane tolmukoor. Kuu pinna tohutud temperatuurierinevused päevast ööni on seletatavad mitte ainult atmosfääri puudumisega, vaid ka Kuu päeva ja kuu öö kestusega, mis vastab meie kahele nädalale. Kuu alampunktis ulatub temperatuur + 120°C ja ööpoolkera vastaspunktis - 170°C.

1. Reljeef, mered, kraatrid;
2. Pinna keemilised omadused;
3. Tektoonilise aktiivsuse olemasolu.

Planeedi satelliidid:

1. Marss (2 väikest satelliiti: Phobos ja Deimos);
2. Jupiter (16 satelliiti, kuulsaimad 4 Gallilei satelliiti: Europa, Callisto, Io, Ganymedes; Europalt avastati veeookean);
3. Saturn (17 satelliiti, Titan on eriti kuulus: sellel on atmosfäär);
4. Uraan (16 satelliiti);
5. Neptuun (8 satelliiti);
6. Pluuto (1 satelliit).

Pileti number 12. Plaan:

1. Komeedid (füüsiline olemus, struktuur, orbiidid, tüübid), kuulsaimad komeedid:

• Halley komeet (T = 76 aastat; 1910 - 1986 - 2062);
• komeet Enck;
• komeet Hyakutaka;

1. Asteroidid (väikeplaneedid). Tuntuimad on Ceres, Vesta, Pallas, Juno, Icarus, Hermes, Apollo (kokku üle 1500).

Komeetide, asteroidide, meteoriidisadude uurimine näitas, et neil kõigil on sama füüsiline olemus ja sama keemiline koostis. Päikesesüsteemi vanuse määramine viitab sellele, et päike ja planeedid on ligikaudu ühevanused (umbes 5,5 miljardit aastat). Akadeemik O. Yu. Schmidti Päikesesüsteemi tekkimise teooria kohaselt tekkisid Maa ja planeedid gaasi-tolmupilvest, mille universaalse gravitatsiooniseaduse tõttu püüdis Päike kinni ja pööras Päikesega samas suunas. Järk-järgult tekkis selles pilves kondensatsioon, millest tekkisid planeedid. Tõendid selle kohta, et planeedid tekkisid sellistest klastritest, on meteoriitide väljalangemine Maale ja teistele planeetidele. Nii märgiti 1975. aastal Wachmann-Strassmanni komeedi kukkumine Jupiterile.

Pileti number 13. Päike on meile lähim täht, mille puhul saame erinevalt kõigist teistest tähtedest ketast vaadelda ja teleskoobi abil sellel väikseid detaile uurida. Päike on tüüpiline täht ja seetõttu aitab selle uurimine mõista tähtede olemust üldiselt.

Päikese mass on 333 tuhat korda suurem kui Maa mass, Päikese kogukiirguse võimsus on 4 * 10 23 kW, efektiivne temperatuur on 6000 K.

Nagu kõik tähed, on ka Päike kuum gaasipall. See koosneb peamiselt vesinikust, milles on 10% (aatomite arvu järgi) heeliumi lisandit, 1-2% Päikese massist langeb teistele raskematele elementidele.

Päikesel on aine tugevalt ioniseeritud, see tähendab, et aatomid on kaotanud oma välised elektronid ja koos nendega muutunud ioniseeritud gaasi - plasma - vabadeks osakesteks.

Päikese aine keskmine tihedus on 1400 kg/m 3 . See on aga keskmine arv ja tihedus välimistes kihtides on võrreldamatult väiksem ja keskel 100 korda suurem.

Päikese keskpunkti poole suunatud gravitatsiooniliste külgetõmbejõudude mõjul tekib selle sügavustes tohutu rõhk, mis keskel ulatub umbes 15 miljoni K temperatuuril 2 * 10 8 Pa.

Sellistes tingimustes on vesinikuaatomite tuumad väga suure kiirusega ja võivad vaatamata elektrostaatilise tõukejõu toimele üksteisega kokku põrgata. Mõned kokkupõrked lõppevad tuumareaktsioonid, milles vesinikust tekib heelium ja eraldub suur hulk soojust.

Päikese pinnal (fotosfääril) on teraline struktuur, see tähendab, et see koosneb keskmiselt umbes 1000 km suurustest "teradest". Granuleerimine on gaaside liikumise tagajärg fotosfääri tsoonis. Mõnikord suurenevad fotosfääri teatud piirkondades tumedad vahed täppide vahel ja suured tumedad laigud. Vaadeldes päikeselaike läbi teleskoobi, märkas Galileo, et need liiguvad üle nähtava Päikese ketta. Selle põhjal järeldas ta, et Päike pöörleb ümber oma telje perioodiga 25 päeva. ekvaatoril ja 30 päeva. pooluste lähedal.

Laigud on mittepüsivad moodustised, esinevad enamasti rühmadena. Täppide ümber on kohati näha peaaegu märkamatud valgusmoodustised, mida nimetatakse tõrvikuteks. Põhifunktsioon täpid ja taskulambid on magnetväljade olemasolu, mille induktsioon ulatub 0,4–0,5 T.

Pileti number 14. Päikese aktiivsuse ilming Maal:

1. Päikeselaigud on aktiivne elektromagnetilise kiirguse allikas, mis põhjustab niinimetatud "magnettorme". Need "magnettormid" mõjutavad televisiooni ja raadiosidet, põhjustades võimsaid aurorasid.
2. Päike kiirgab järgmist tüüpi kiirgust: ultraviolett-, röntgen-, infrapuna- ja kosmilist kiirgust (elektronid, prootonid, neutronid ja hadronid, rasked osakesed). Need kiirgused on peaaegu täielikult edasi lükatud Maa atmosfääri tõttu. Seetõttu tuleks Maa atmosfäär hoida normaalses olekus. Perioodiliselt ilmuvad osooniaugud läbivad Päikese kiirgust, mis jõuab Maa pinnale ja mõjutab ebasoodsalt orgaanilist elu Maal.
3. Päikese aktiivsus toimub iga 11 aasta järel. Viimane maksimaalne päikeseaktiivsus oli 1991. aastal. Eeldatav maksimum on 2002. a. Maksimaalne päikese aktiivsus tähendab suurimat päikeselaikude, kiirguse ja silmapaistvuse arvu. Juba ammu on kindlaks tehtud, et Päikese aktiivsuse muutus mõjutab järgmisi tegureid:

• epidemioloogiline olukord Maal;
• mitmesuguste loodusõnnetuste (taifuunid, maavärinad, üleujutused jne) arv;
• maantee- ja raudteeõnnetuste arvu kohta.

Kõige selle maksimum langeb aktiivse Päikese aastatele. Nagu teadlane Chizhevsky tuvastas, mõjutab aktiivne päike inimese heaolu. Sellest ajast alates on koostatud perioodilisi prognoose inimese heaolu kohta.

Pileti number 15. Maa raadius osutub liiga väikeseks, et olla aluseks tähtede parallaktilise nihke ja nende kauguse mõõtmisel. Seetõttu kasutatakse horisontaalse asemel üheaastast parallaksit.

Tähe aastane parallaks on nurk, mille all võib tähelt näha Maa orbiidi poolpeatelge, kui see on vaatejoonega risti.

a - Maa orbiidi poolpeatelg,

p - aastane parallaks.

Kasutatakse ka parseci ühikut. Parsek - kaugus, millest Maa orbiidi poolpeatelg, mis on vaatejoonega risti, on nähtav 1² nurga all.

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

Mõõtes iga-aastast parallaksit, saab usaldusväärselt määrata kauguse tähtedeni, mis ei ole kaugemal kui 100 parseki või 300 ly. aastat vana.

Pileti number 16. Tähed klassifitseeritakse järgmiste parameetrite järgi: suurus, värvus, heledus, spektriklass.

Suuruse järgi jagunevad tähed kääbustähtedeks, keskmisteks tähtedeks, tavatähtedeks, hiidtähtedeks ja ülihiidtähtedeks. Kääbustähed on tähe Siiriuse satelliit; keskmine - Päike, Capella (Auriga); normaalne (t \u003d 10 tuhat K) - nende mõõtmed on Päikese ja Capella vahel; hiiglaslikud tähed - Antares, Arcturus; superhiiglased - Betelgeuse, Aldebaran.

Värvuse järgi jagunevad tähed punaseks (Antares, Betelgeuse – 3000 K), kollaseks (Päike, Capella – 6000 K), valgeks (Sirius, Deneb, Vega – 10 000 K), siniseks (Spica – 30 000 K).

Heleduse järgi klassifitseeritakse tähed järgmiselt. Kui võtta Päikese heledus 1, siis valgete ja siniste tähtede heledus on 100 ja 10 tuhat korda suurem kui Päikese heledus ning punaste kääbuste heledus on 10 korda väiksem kui Päikese heledus.

Spektri järgi jagunevad tähed spektriklassidesse (vt tabel).

Tasakaalutingimused: teatavasti on tähed ainsad loodusobjektid, mille sees toimuvad kontrollimatud termotuumasünteesi reaktsioonid, millega kaasneb suure energiahulga vabanemine ja mis määravad tähtede temperatuuri. Enamik tähti on paigal, see tähendab, et nad ei plahvata. Mõned tähed plahvatavad (nn uued ja supernoovad). Miks on tähed üldiselt tasakaalus? Statsionaarsetes tähtedes toimuvate tuumaplahvatuste jõudu tasakaalustab gravitatsioonijõud, mistõttu need tähed säilitavad tasakaalu.

Pileti number 17. Stefan-Boltzmanni seadus määrab seose tähtede kiirguse ja temperatuuri vahel.

e \u003d sТ 4 s - koefitsient, s \u003d 5,67 * 10 -8 W / m 2 kuni 4

e on kiirgusenergia tähe pinnaühiku kohta

L on tähe heledus, R on tähe raadius.

Stefan-Boltzmanni valemi ja Wieni seaduse abil määratakse lainepikkus, mis moodustab maksimaalse kiirguse:

l max T = b b - Wieni konstant

Lähtuda võib vastupidisest, st kasutada tähtede suuruse määramiseks heledust ja temperatuuri.

Pileti number 18. Plaan:

1. tsefeid
2. uued tähed
3. supernoovad

Pileti number 19. Plaan:

1. Visuaalselt kahekordne, mitmekordne
2. Spektri kahendkoodid
3. muutlike tähtede varjutamine

Pileti number 20. Tähti on erinevat tüüpi: üksik-, kahe- ja mitmekordsed, statsionaarsed ja muutlikud, hiid- ja kääbustähed, noovad ja supernoovad. Kas selles tähtedes on mustreid nende näilises kaoses? Sellised mustrid on olemas, hoolimata tähtede erinevast heledusest, temperatuurist ja suurusest.

1. On kindlaks tehtud, et tähtede heledus suureneb massi suurenedes ja see sõltuvus määratakse valemiga L = m 3,9 , lisaks kehtib paljude tähtede puhul seaduspärasus L » R 5,2.
2. L sõltuvus t°-st ja värvist (värvi-heleduse diagramm).

Mida massiivsem on täht, seda kiiremini põleb põhikütus, vesinik, läbi, muutudes heeliumiks ( ). Massiivsed sinimustvalged hiiglased põlevad läbi 10 7 aastaga. Kollased tähed nagu Capella ja Päike põlevad läbi 10 10 aastaga (t Päike = 5 * 10 9 aastat). Valged ja sinised tähed, mis põlevad, muutuvad punasteks hiiglasteks. Nad sünteesivad 2C + He ® C 2 He. Kui heelium läbi põleb, täht kahaneb ja muutub valgeks kääbuseks. Valge kääbus muutub lõpuks väga tihedaks täheks, mis koosneb ainult neutronitest. Tähe suuruse vähendamine viib selle väga kiire pöörlemiseni. See täht näib pulseerivat, kiirgades raadiolaineid. Neid nimetatakse pulsariteks - hiiglaslike tähtede viimane etapp. Mõned tähed, mille mass on Päikese massist palju suurem, kahanevad nii palju, et muutuvad nn mustadeks aukudeks, mis gravitatsiooni mõjul nähtavat kiirgust ei eralda.

Pileti number 21. Meie tähesüsteem – galaktika on üks elliptilistest galaktikatest. Linnutee, mida me näeme, on vaid osa meie galaktikast. Tänapäevaste teleskoopidega saab näha tähti kuni 21-magnituudiga. Nende tähtede arv on 2 * 10 9, kuid see on vaid väike osa meie galaktika elanikkonnast. Galaktika läbimõõt on ligikaudu 100 tuhat valgusaastat. Galaktikat vaadeldes võib märgata “hargnemist”, mille põhjustab tähtedevaheline tolm, mis katab meie eest Galaktika tähti.

galaktika populatsioon.

Galaktika tuumas on palju punaseid hiiglasi ja lühiajalisi tsefeide. Keskusest kaugemal asuvates harudes on palju superhiiglasi ja klassikalisi tsefeide. Spiraalharudes on kuumad superhiiglased ja klassikalised tsefeidid. Meie galaktika tiirleb ümber galaktika keskpunkti, mis asub Heraklese tähtkujus. Päikesesüsteem teeb 200 miljoni aastaga täieliku pöörde Galaktika keskpunkti ümber. Päikesesüsteemi pöörlemise abil saab määrata Galaktika ligikaudse massi - 2 * 10 11 m Maast. Tähti peetakse paigalseisvateks, kuid tegelikult tähed liiguvad. Kuid kuna me oleme neist kaugel, saab seda liikumist jälgida vaid tuhandeid aastaid.

Pileti number 22. Meie galaktikas on lisaks üksikutele tähtedele tähti, mis ühinevad parvedeks. Täheparvesid on kahte tüüpi:

1. Avatud täheparved, näiteks Plejaadide täheparv Sõnni ja Hüaadide tähtkujudes. Lihtsa silmaga Plejaadidel näete 6 tähte, kuid kui vaatate läbi teleskoobi, näete tähtede hajumist. Avatud klastrid on mitme parseki suurused. Avatud täheparved koosnevad sadadest põhijada tähtedest ja superhiiglastest.
2. Kerakujulised täheparved on kuni 100 parseki suurused. Neid klastreid iseloomustavad lühiajalised tsefeidid ja omapärane suurusjärk (-5 kuni +5 ühikut).

Vene astronoom V. Ya. Struve avastas, et on olemas tähtedevaheline valguse neeldumine. Just tähtedevaheline valguse neeldumine nõrgendab tähtede heledust. tähtedevaheline meedium täidetud kosmilise tolmuga, millest moodustuvad nn udukogud, näiteks Suurte Magellani Pilvede tumedad udukogud, Hobusepea. Orioni tähtkujus on gaasi- ja tolmuudukogu, mis helendab lähedalasuvate tähtede peegeldunud valgust. Veevalaja tähtkujus asub Suur planeedi udukogu, mis tekkis lähedalasuvate tähtede gaaside emissiooni tulemusena. Vorontsov-Velyaminov tõestas, et hiiglaslike tähtede gaaside emissioon on piisav uute tähtede tekkeks. Gaasilised udukogud moodustavad Galaktikas kihi paksusega 200 parseki. Need koosnevad H, He, OH, CO, CO 2, NH 3 . Neutraalne vesinik kiirgab lainepikkusega 0,21 m. Selle raadiokiirguse jaotus määrab vesiniku jaotuse Galaktikas. Lisaks leidub galaktikas bremsstrahlung (röntgenikiirgus) raadiokiirguse allikaid (kvaasarid).

Pileti number 23. William Herschel pani 17. sajandil tähekaardile palju udukogusid. Seejärel selgus, et need on hiiglaslikud galaktikad, mis asuvad väljaspool meie galaktikat. Ameerika astronoom Hubble tõestas tsefeidide abiga, et meile lähim galaktika M-31 asub 2 miljoni valgusaasta kaugusel. Meist miljonite valgusaastate kaugusel asuvas Veronica tähtkujus on avastatud umbes tuhat sellist galaktikat. Hubble tõestas, et galaktikate spektrites on punanihe. See nihe on seda suurem, mida kaugemal meist galaktika. Teisisõnu, mida kaugemal galaktika on, seda suurem on selle meist eemaldumise kiirus.

V eemaldamine = D * H H - Hubble'i konstant, D - spektri nihe.

Einsteini teoorial põhinevat paisuva universumi mudelit kinnitas vene teadlane Friedman.

Galaktikad on ebakorrapärased, elliptilised ja spiraalsed. Elliptilised galaktikad - Sõnni tähtkujus, spiraalgalaktika - meie oma, Andromeeda udukogu, ebaregulaarne galaktika - Magellani pilvedes. Lisaks nähtavatele galaktikatele sisaldavad tähesüsteemid nn raadiogalaktikaid, see tähendab võimsaid raadiokiirguse allikaid. Nende raadiogalaktikate asemel leiti väikesed helendavad objektid, mille punanihe on nii suur, et need on meist ilmselgelt miljardite valgusaastate kaugusel. Neid nimetatakse kvasariteks, kuna nende kiirgus on mõnikord võimsam kui terve galaktika kiirgus. Võimalik, et kvasarid on väga võimsate tähesüsteemide tuumad.

Pileti number 24. Viimases tähekataloogis on üle 30 000 galaktika, mis on heledamad kui 15 tähesuurust, ning võimsa teleskoobiga saab pildistada sadu miljoneid galaktikaid. Kõik see koos meie galaktikaga moodustab nn metagalaktika. Objektide suuruse ja arvu poolest on metagalaktika lõpmatu, sellel pole algust ega lõppu. Kaasaegsete kontseptsioonide kohaselt toimub igas galaktikas tähtede ja tervete galaktikate väljasuremine, samuti uute tähtede ja galaktikate tekkimine. Teadust, mis uurib meie universumit tervikuna, nimetatakse kosmoloogiaks. Hubble'i ja Friedmani teooria järgi meie universum, arvestades Einsteini üldteooriat, paisub selline universum umbes 15 miljardit aastat tagasi, lähimad galaktikad olid meile lähemal kui praegu. Mõnes ruumis tekivad uued tähesüsteemid ja valemiga E = mc 2, kuna võime öelda, et kuna massid ja energiad on samaväärsed, siis nende vastastikune teisenemine üksteiseks on materiaalse maailma aluseks.