1. 현지 시간.

주어진 지리적 자오선에서 측정된 시간을 현지 시각 이 자오선. 같은 자오선의 모든 장소에 대해 주어진 순간에 춘분(또는 태양 또는 평균 태양)의 시각은 동일합니다. 따라서 전체 지리적 자오선에서 현지 시간(항성 또는 태양)은 같은 순간에 동일합니다.

두 장소의 지리적 경도의 차이가 D인 경우 엘, 그러면 더 동쪽의 장소에서 모든 별의 시간 각은 D에 있을 것입니다. 엘더 서쪽 위치에 있는 동일한 등기구의 시간 각도보다 큽니다. 따라서 동일한 물리적 순간에 두 자오선의 현지 시간 차이는 항상 시간(시간 단위)으로 표시되는 이러한 자오선 경도의 차이와 같습니다.

저것들. 지구상의 어떤 지점의 현지 평균 시간은 항상 그 순간의 표준시와 그리니치의 양의 동쪽으로 간주되는 시간으로 표시되는 해당 지점의 경도와 같습니다.

천문 달력에서 대부분의 현상의 순간은 우주 시간으로 표시됩니다. 티 0 . 현지 시간으로 이러한 이벤트의 순간 티 티.식 (1.28)에 의해 쉽게 결정된다.

3. 표준시. 에 일상 생활현지 평균 태양시와 세계시불편한. 첫 번째는 원칙적으로 지리적 자오선 수만큼 많은 현지 시간 계산 시스템이 있기 때문입니다. 셀 수 없는. 따라서 현지 시간으로 기록된 사건이나 현상의 순서를 설정하려면 순간 외에도 이러한 사건이나 현상이 발생한 자오선의 경도 차이도 알아야 합니다.

세계시로 표시되는 사건의 순서는 쉽게 정립되지만 세계시와 그리니치 표준시와 거리가 먼 자오선의 현지시와의 큰 차이는 일상생활에서 세계시를 사용할 때 불편을 초래한다.

1884년에 제안되었다. 평균 시간의 벨트 계산 시스템,그 본질은 다음과 같다. 시간은 24일에만 유지됩니다. 주요한경도로 정확히 15 ° (또는 1 시간)에 위치한 지리적 자오선은 대략 각 중간에 있습니다. 시간대. 시간대 북극에서 남쪽으로 이어지는 선에 의해 조건부로 분할되고 주 자오선에서 약 7 °.5 떨어진 지구 표면의 영역이라고 합니다. 이러한 선 또는 시간대 경계는 탁 트인 바다와 대양, 육지의 무인도에서만 지리적 자오선을 정확하게 따릅니다. 나머지 길이 동안 그들은 국가, 행정, ​​경제 또는 지리적 경계를 따라 이동하여 해당 자오선에서 한 방향 또는 다른 방향으로 후퇴합니다. 시간대는 0에서 23까지 번호가 매겨져 있습니다. 그리니치는 제로 존의 주 자오선으로 간주됩니다. 첫 번째 시간대의 주 자오선은 그리니치에서 동쪽으로 정확히 15 °, 두 번째 - 30 °, 세 번째 - 45 ° 등 23 시간대까지 위치하며 주 자오선은 그리니치 345 °에서 동경을 가집니다. (또는 서경 15°).

표준시티피주어진 시간대의 주 자오선에서 측정한 지역 평균 태양시라고 합니다. 주어진 시간대에 있는 전체 영역의 시간을 추적합니다.

이 구역의 표준시 피명백한 관계에 의해 세계시와 관련이 있습니다.

T n = T 0 +n시간 .

(1.29)

또한 두 지점의 표준 시간 차이가 해당 시간대 수의 차이와 동일한 정수 시간이라는 것도 매우 분명합니다.

4. 여름 시간. 조명 기업 및 주거용 건물에 사용되는 전력을 보다 합리적으로 분배하고 이를 최대한 활용하기 위해 일광많은 국가(우리 공화국 포함)의 여름에는 표준 시간에 따라 작동하는 시계의 시침이 1시간 또는 30분 앞당겨집니다. 소위 여름 시간. 가을에는 시계가 다시 표준 시간으로 설정됩니다.

DST 연결 티표준 시간이 있는 모든 지점 티피그리고 세계시와 함께 티 0은 다음 관계식으로 주어집니다.

(1.30)

1. 망원경의 이론적인 분해능:

어디에 λ - 광파의 평균 길이(5.5×10-7m), 디는 망원경 대물렌즈의 지름, 또는 , 여기서 디밀리미터 단위의 망원경 대물렌즈의 지름입니다.

2. 망원경 배율:

어디에 에프는 렌즈의 초점 거리, 에프접안렌즈의 초점거리입니다.

3. 클라이맥스에서 등기구의 높이:

천정 남쪽에서 정점을 이루는 상부 절정에서의 등기구의 높이( 디 < 제이):

, 어디 제이- 관측 지점의 위도, 디- 별의 적위;

천정의 북쪽에서 정점을 이루는 상부 클라이맥스에서의 등기구의 높이( 디 > 제이):

, 어디 제이- 관측 지점의 위도, 디- 별의 적위;

더 낮은 클라이맥스에서 등기구의 높이:

, 어디 제이- 관측 지점의 위도, 디- 등기구의 적위.

4. 천문 굴절:

호의 초로 표시되는 굴절각 계산을 위한 대략적인 공식(+10°C의 온도 및 760mmHg의 대기압에서):

, 어디 지별의 천정 거리입니다(z의 경우<70°).

항성시:

어디에 ㅏ- 등기구의 적경, 티시간 각도입니다.

평균 태양시(현지 평균시):

티 m = 티  + 시간, 어디 티- 진정한 태양시, 시간는 시간 방정식입니다.

세계 시간:

여기서 l은 지역 평균 시간이 있는 지점의 경도입니다. 티 m, 시간으로 표현, 티 0 - 이 순간의 세계시.

표준시:

어디에 티 0 - 세계시; N– 시간대 번호(그리니치의 경우 N=0, 모스크바 N=2, 크라스노야르스크의 경우 N=6);

출산 시간:

또는

6. 행성 공전의 항성(항성) 주기와 관련된 공식 티그것의 순환의 총회 기간과 함께 에스:

상위 행성의 경우:

낮은 행성의 경우:

, 어디 티Å은 지구가 태양 주위를 공전하는 항성주기입니다.

7. 케플러의 제3법칙:

, 어디 T 1그리고 T 2- 행성의 회전 기간, ㅏ 1 및 ㅏ 2는 궤도의 주요 반축입니다.

8. 중력의 법칙:

어디에 m 1그리고 m2끌린 물질 점의 질량, 아르 자형- 그들 사이의 거리, G중력 상수입니다.

9. 케플러의 세 번째 일반화 법칙:

, 어디 m 1그리고 m2서로 끌어당기는 두 물체의 질량, 아르 자형는 중심 사이의 거리이며, 티는 공통 질량 중심을 중심으로 이러한 물체가 회전하는 기간이며, G는 중력 상수입니다.

시스템 태양과 두 개의 행성:

, 어디 T 1그리고 T 2- 행성 혁명의 항성(별) 기간, 중는 태양의 질량이고, m 1그리고 m2행성의 질량이며, ㅏ 1 및 ㅏ 2 - 행성 궤도의 주요 반축;

시스템 태양 및 행성, 행성 및 위성:

, 어디 중는 태양의 질량입니다. 중 1은 행성의 질량입니다. 중 2는 행성 위성의 질량입니다. 티 1 및 1- 태양 주위의 행성의 공전주기와 궤도의 반장축; 티 2 및 2행성 주위의 위성의 궤도주기와 궤도의 반 장축입니다.

~에 중 >> 중 1, 그리고 중 1 >> 중 2 ,

10. 포물선 궤도에서 물체의 선형 속도(포물선 속도):

, 어디 G 중는 중심체의 질량, 아르 자형포물선 궤도의 선택된 점의 반지름 벡터입니다.

11. 선택한 지점에서 타원 궤도에서 몸체의 선형 속도:

, 어디 G는 중력 상수이고, 중는 중심체의 질량, 아르 자형타원 궤도의 선택된 점의 반경 벡터, ㅏ타원 궤도의 반장축입니다.

12. 원형 궤도에서 물체의 선속도(원속도):

, 어디 G는 중력 상수이고, 중는 중심체의 질량, 아르 자형는 궤도의 반경이고, V p는 포물선 속도입니다.

13. 타원과 원의 편차 정도를 나타내는 타원 궤도의 이심률:

, 어디 씨초점에서 궤도 중심까지의 거리, ㅏ궤도의 반장축이고, 비궤도의 작은 반축입니다.

14. 타원궤도의 반장축과 이심률에 따른 근점과 원점의 거리 관계:

어디에 아르 자형 P - 중심 천체가 위치한 초점에서 근점까지의 거리, 아르 자형 A - 중심 천체가 위치한 초점에서 중심점까지의 거리, ㅏ궤도의 반장축이고, 이자형궤도의 이심률입니다.

15. 광원까지의 거리(태양계 내):

, 어디 아르 자형 ρ 0 - 호의 초로 표시되는 별의 수평 시차,

또는 , 여기서 디 1 및 디 2 - 등기구까지의 거리, ρ 1 및 ρ 2 - 수평 시차.

16. 발광 반경:

어디에 ρ - 발광체 디스크의 반경이 지구에서 보이는 각도(각 반경), 아르 자형Å은 지구의 적도 반경, ρ 0 - 별의 수평 시차 m - 겉보기 등급, 아르 자형파섹 단위의 별까지의 거리입니다.

20. 스테판-볼츠만 법칙:

ε=σT 4 , 어디에 ε 는 단위 표면에서 단위 시간당 복사되는 에너지, 티는 온도(켈빈 단위)이고 σ 는 스테판-볼츠만 상수입니다.

21. 와인의 법칙:

어디에 λ 최대 - 흑체의 최대 복사를 설명하는 파장(센티미터), 티켈빈 단위의 절대 온도입니다.

22. 허블의 법칙:

, 어디 V후퇴하는 은하의 반경 방향 속도, 씨는 빛의 속도, Δ λ 는 스펙트럼에서 선의 도플러 이동이며, λ 는 방사선 소스의 파장이며, 지- 적색편이, 아르 자형메가파섹 단위의 은하까지의 거리, 시간는 75km / (s × Mpc)와 같은 허블 상수입니다.

1.2 일반 천문학의 몇 가지 중요한 개념과 공식

이 작업에서 다룰 일식 변광성에 대한 설명을 진행하기 전에 다음 내용에서 필요한 몇 가지 기본 개념을 고려합니다.

천체의 별 등급은 천문학에서 채택한 밝기의 척도입니다. Glitter는 관찰자에게 도달하는 빛의 강도 또는 방사선 수신기(눈, 사진 판, 광전자 증배관 등)에서 생성된 조명이며 Glitter는 광원과 관찰자를 분리하는 거리의 제곱에 반비례합니다.

크기 m과 밝기 E는 다음 공식과 관련이 있습니다.

이 공식에서 E i 는 m i 등급 별의 밝기이고 E k 는 m k 등급 별의 밝기입니다. 이 공식을 이용하면 맨눈의 가시한계에서 정확히 100배나 보이는 1등성(1m)이 6등성(6m)보다 밝음을 쉽게 알 수 있다. . 항성 규모의 규모를 구성하는 기초를 형성한 것은 바로 이러한 상황이었습니다.

공식 (1)의 로그를 취하고 lg 2.512 = 0.4를 고려하면 다음을 얻습니다.

, (1.2)

(1.3)

마지막 공식은 크기 차이가 크기 비율의 로그에 정비례한다는 것을 보여줍니다. 이 공식에서 빼기 기호는 밝기가 감소(증가)하면서 항성 등급이 증가(감소)한다는 것을 나타냅니다. 항성 크기의 차이는 정수뿐만 아니라 분수로도 표현할 수 있습니다. 고정밀 광전 광도계의 도움으로 0.001m의 정확도로 항성 크기의 차이를 결정할 수 있습니다. 숙련된 관찰자의 시각적(눈) 추정 정확도는 약 0.05m입니다.

공식 (3)을 통해 항성 등급이 아니라 그 차이를 계산할 수 있다는 점에 유의해야 합니다. 항성 등급의 규모를 구축하려면 이 규모의 영점(기준점)을 선택해야 합니다. 대략 어떤 사람은 Vega(거문고)를 영점, 0등급의 별이라고 생각할 수 있습니다. 음의 등급을 가진 별이 있습니다. 예를 들어 시리우스( 큰 개)은 지구 하늘에서 가장 밝은 별이며 크기는 -1.46m입니다.

육안으로 추정되는 별의 광채를 시각적이라고 합니다. m u 로 표시되는 항성 등급에 해당합니다. 또는 m 비자. . 별의 광도는 이미지 지름과 사진판의 흑화 정도(사진 효과)로 추정되며 사진이라고 합니다. 그것은 사진의 크기 m pg 또는 m phot에 해당합니다. 별의 색상에 따라 C \u003d m pg - m ph의 차이를 색상 지수라고합니다.

일반적으로 인정되는 여러 등급 시스템이 있으며 그 중 U, B 및 V 등급 시스템이 가장 널리 사용됩니다. 문자 U는 자외선 등급을 나타내고 B는 파란색(사진에 가까움), V는 노란색(시각에 가까움)을 나타냅니다. 따라서 U - B 및 B - V의 두 가지 색상 지수가 결정되며 이는 순수한 흰색 별의 경우 0입니다.

일식 변광성에 대한 이론 정보

2.1 일식 변광성의 발견과 분류의 역사

1669년에 최초의 일식 변광성 알골(b Perseus)이 발견되었습니다. 이탈리아의 수학자이자 천문학자인 몬타나리. 18세기 말에 처음으로 탐사되었습니다. 영국의 아마추어 천문학자 존 굿리크. 육안으로 볼 수 있는 단일 별 b 페르세우스는 실제로 망원경으로 관찰해도 분리되지 않는 다중 시스템임이 밝혀졌습니다. 이 시스템에 포함된 두 개의 별은 2일 20시간 49분 동안 공통 질량 중심 주위를 회전합니다. 특정 순간에 시스템에 포함된 별 중 하나가 관찰자로부터 다른 하나를 닫고 시스템의 전체 밝기가 일시적으로 약화됩니다.

그림 1에 표시된 Algol 광 곡선. 하나

이 그래프는 정확한 광전 관찰을 기반으로 합니다. 두 가지 밝기 감소가 보입니다. 깊은 기본 최소값 - 주 일식 (밝은 구성 요소가 약한 구성 요소 뒤에 숨겨짐)과 밝기의 약간 감소 - 더 밝은 구성 요소가 더 약한 구성 요소보다 빛날 때 보조 최소값.

이러한 현상은 2.8674일(또는 2일 20시간 49분) 후에 반복됩니다.

밝기 변화 그래프(그림 1)에서 주요 최소값(가장 낮은 밝기 값)에 도달한 직후 Algol이 상승하기 시작함을 알 수 있습니다. 이것은 부분 일식이 일어나고 있음을 의미합니다. 어떤 경우에는 특정 기간 동안 주요 최소값에서 변수 밝기의 최소값이 지속되는 것을 특징으로 하는 개기 일식이 관찰될 수도 있습니다. 예를 들어, 강력한 쌍안경과 아마추어 망원경으로 관측할 수 있는 일식 변광성 U Cephei는 주 최소값에서 총 위상 지속 시간이 약 6시간입니다.

Algol의 밝기 변화 그래프를 주의 깊게 살펴보면 주 최소값과 이차 최소값 사이에서 별의 밝기가 언뜻 보기에는 일정하게 유지되지 않고 약간 변한다는 것을 알 수 있습니다. 이 현상은 다음과 같이 설명할 수 있습니다. 일식 밖에서는 쌍성계의 두 구성 요소에서 나온 빛이 지구에 도달합니다. 그러나 두 구성 요소는 서로 가깝습니다. 따라서 밝은 구성 요소에 의해 조명되는 더 약한 구성 요소(종종 크기가 더 큼)는 입사하는 방사선을 산란시킵니다. 약한 구성 요소가 밝은 구성 요소 뒤에 위치하는 순간에 가장 많은 양의 산란 방사선이 지구 관찰자에게 도달한다는 것은 분명합니다. 2차 최소의 순간 근처(이론적으로 이것은 2차 최소의 순간에 즉시 발생해야 하지만 구성 요소 중 하나가 가려져 시스템의 전체 밝기가 급격히 감소합니다).

이 효과를 재방출 효과라고 합니다. 그래프에서 2차 최소값에 접근함에 따라 시스템의 전체 밝기가 점진적으로 증가하고 밝기가 감소하는 것으로 나타나며, 이는 2차 최소값에 대한 상대적 증가에 대칭입니다.

1874년 Goodryk은 두 번째 일식 변광성 b Lyra를 발견했습니다. 12일 21시간 56분(12.914일)의 주기로 비교적 천천히 밝기를 변경합니다. Algol과 달리 라이트 커브는 더 부드러운 모양을 가지고 있습니다. (그림 2) 이것은 구성 요소가 서로 근접하기 때문입니다.

시스템에서 발생하는 조석력으로 인해 두 별은 중심을 연결하는 선을 따라 늘어납니다. 구성 요소는 더 이상 구형이 아니라 타원형입니다. 궤도 운동 중에 타원형 모양의 구성 요소 디스크는 영역을 부드럽게 변경하므로 일식 외부에서도 시스템 밝기가 지속적으로 변경됩니다.

1903년 일식 변수 W Ursa Major가 발견되었으며, 여기서 혁명 기간은 약 8시간(0.3336834일)입니다. 이 시간 동안 같거나 거의 같은 깊이의 두 최소값이 관찰됩니다(그림 3). 별의 광도 곡선에 대한 연구는 구성 요소의 크기가 거의 같고 표면에 거의 닿아 있음을 보여줍니다.

Algol, b Lyra 및 W Ursa Major와 같은 별 외에도 일식 변광성으로도 분류되는 더 희귀한 천체가 있습니다. 이들은 축을 중심으로 회전하는 타원체 별입니다. 디스크 영역의 변화는 밝기의 작은 변화를 일으킵니다.

수소, 온도가 약 6,000K인 별에는 스펙트럼의 가시광선 부분과 자외선 부분의 경계에 이온화된 칼슘 선이 있습니다. 이 유형의 I에는 태양의 스펙트럼이 있습니다. 표면층의 온도를 지속적으로 변화시켜 얻은 별의 스펙트럼 순서는 O, B, A, F, G, K, M 문자로 표시되며 가장 뜨거운 것부터 ...

(위성 스펙트럼의 약점으로 인해) 선은 관찰되지 않지만 주성 스펙트럼의 선은 첫 번째 경우와 같은 방식으로 변동합니다. 분광 쌍성 별의 스펙트럼에서 발생하는 변화의 기간은 분명히 자전 주기이기도 하며 상당히 다릅니다. 알려진 기간 중 가장 짧은 기간은 2.4시간(Ursa Minor의 g)이고 가장 긴 기간은 수십 년입니다. 을 위한...

우리가 익사하는 정보의 바다에서 자멸과 별개로 다른 탈출구가 있습니다. 폭넓은 생각을 가진 전문가는 주어진 영역에서 주요 사실을 간략하게 요약하는 최신 요약 또는 요약을 생성할 수 있습니다. 천체 물리학에 대한 가장 중요한 정보를 수집하려는 Sergei Popov의 시도를 소개합니다.

S. 포포프. I. Yarovaya의 사진

대중의 믿음과는 달리, 천문학에 대한 학교 교육은 소련에서도 동등하지 않았습니다. 공식적으로는 교과과정에 해당 과목이 포함되어 있었지만 실제로는 모든 학교에서 천문학을 가르치는 것은 아니었다. 종종 수업이 개최되더라도 교사는 핵심 과목(주로 물리학)의 추가 수업에 수업을 사용했습니다. 그리고 아주 소수의 경우에, 교육은 학생들 사이에서 세계에 대한 적절한 그림을 형성할 시간을 가질 만큼 충분한 수준이었습니다. 또한 천체 물리학은 지난 수십 년 동안 가장 빠르게 발전하는 과학 중 하나였습니다. 30~40년 전 학교에서 어른들이 받은 천체물리학 지식은 이미 시대에 뒤떨어진 것이다. 우리는 이제 학교에 천문학이 거의 없다고 덧붙입니다. 결과적으로 대부분의 사람들은 세계가 태양계 행성의 궤도보다 더 큰 규모로 작동하는 방식에 대해 다소 모호한 아이디어를 가지고 있습니다.

나선은하 NGC 4414

Coma Berenices 별자리에 있는 은하단

포말하우트 별 주위의 행성

그런 상황에서는 '매우 짧은 천문학 과정'을 하는 것이 현명하다고 생각합니다. 즉, 세계의 현대 천문 그림의 기초를 형성하는 핵심 사실을 강조하는 것입니다. 물론 전문가마다 약간 다른 기본 개념과 현상을 선택할 수 있습니다. 그러나 좋은 버전이 여러 개 있으면 좋습니다. 모든 것이 하나의 강의에서 언급되거나 하나의 작은 기사에 들어갈 수 있다는 것이 중요합니다. 그러면 관심 있는 사람들은 지식을 확장하고 심화할 수 있을 것입니다.

나는 표준 A4 페이지(공백이 있는 약 3000자)에 맞는 천체 물리학의 가장 중요한 개념과 사실을 만드는 일을 스스로 정했습니다. 물론 동시에 사람은 지구가 태양 주위를 돈다는 것을 알고 일식과 계절의 변화가 일어나는 이유를 이해한다고 가정합니다. 즉, 절대적으로 "유치한"사실은 목록에 포함되지 않습니다.

별 형성 지역 NGC 3603

행성상 성운 NGC 6543

초신성 잔해 카시오페이아 A

실습에 따르면 목록에 있는 모든 내용은 약 1시간 강의(또는 질문에 대한 답변을 고려하여 학교에서 몇 차례의 수업)로 설명할 수 있습니다. 물론 1시간 30분 만에 세계의 구조에 대한 안정적인 그림을 형성하는 것은 불가능합니다. 그러나 첫 번째 단계를 수행해야하며 여기에서 우주 구조의 기본 속성을 나타내는 모든 주요 요점이 포착되는 "큰 스트로크 연구"가 도움이 될 것입니다.

모든 이미지는 허블 우주 망원경으로 촬영되었으며 http://heritage.stsci.edu 및 http://hubble.nasa.gov에서 가져왔습니다.

1. 태양은 우리 은하 외곽에 있는 평범한 별(약 2000억~4000억 개 중 하나)입니다. 별과 그 잔여물, 성간 가스, 먼지 및 암흑 물질로 구성된 시스템입니다. 은하계의 별들 사이의 거리는 일반적으로 몇 광년입니다.

2. 태양계는 명왕성의 궤도 너머로 뻗어 있으며 태양의 중력 영향이 근처 별의 중력 영향과 비교되는 지점에서 끝납니다.

3. 별은 오늘날에도 성간 가스와 먼지로 계속 형성되고 있습니다. 별은 일생 동안 그리고 마지막에 합성 원소가 풍부한 물질의 일부를 성간 공간으로 버립니다. 이것이 오늘날 우주의 화학적 구성이 변화하는 방식입니다.

4. 태양은 진화하고 있습니다. 그 나이는 50억 년 미만입니다. 약 50억년 후에는 핵의 수소가 고갈될 것입니다. 태양은 적색거성이 되고 나서 백색왜성이 된다. 무거운 별은 수명이 다하면 폭발하여 중성자별이나 블랙홀을 남깁니다.

5. 우리 은하계는 그러한 많은 시스템 중 하나입니다. 우주의 보이는 부분에는 약 1000억 개의 큰 은하가 있습니다. 그들은 작은 위성으로 둘러싸여 있습니다. 은하의 지름은 약 100,000광년입니다. 가장 가까운 큰 은하는 약 250만 광년 떨어져 있습니다.

6. 행성은 태양 주위뿐만 아니라 다른 별 주위에도 존재하므로 외계행성이라고 합니다. 행성계는 비슷하지 않습니다. 우리는 이제 1,000개가 넘는 외계행성을 알고 있습니다. 분명히 많은 별에 행성이 있지만 생명체가 살기에는 아주 작은 부분만 있을 수 있습니다.

7. 우리가 알고 있는 세계의 유한한 나이는 140억 년 미만입니다. 태초에 물질은 매우 조밀하고 뜨거운 상태였습니다. 일반 물질의 입자(양성자, 중성자, 전자)는 존재하지 않았습니다. 우주는 팽창하고 진화하고 있습니다. 밀도가 높은 뜨거운 상태에서 팽창하는 과정에서 우주는 냉각되고 밀도가 낮아져 일반 입자가 나타났습니다. 그런 다음 별, 은하가있었습니다.

8. 빛의 속도의 유한함과 관측 가능한 우주의 유한한 나이로 인해 우리가 관찰할 수 있는 공간은 유한한 공간뿐이지만 물리적 세계는 이 경계에서 끝나지 않습니다. 먼 거리에서는 빛의 속도가 유한하기 때문에 물체가 먼 과거의 모습으로 보입니다.

9. 우리가 삶에서 접하는(그리고 우리를 구성하는) 화학 원소의 대부분은 별이 살아 있는 동안 열핵 반응의 결과로 또는 거대한 별의 삶의 마지막 단계인 초신성 폭발에서 유래합니다. 별이 생기기 전에는 보통 물질이 주로 수소(가장 흔한 원소)와 헬륨의 형태로 존재했습니다.

10. 일반 물질은 우주의 전체 밀도에 약 몇 퍼센트만 기여합니다. 우주 밀도의 약 4분의 1이 암흑 물질과 관련되어 있습니다. 그것은 서로 및 일반 물질과 약하게 상호 작용하는 입자로 구성됩니다. 지금까지 우리는 암흑 물질의 중력 작용만을 관찰했습니다. 우주 밀도의 약 70%는 암흑 에너지와 관련이 있습니다. 그 때문에 우주의 팽창은 점점 더 빨라지고 있다. 암흑 에너지의 본질은 불분명하다.

천문학 11 클래스 티켓

티켓 #1

공간에서의 자체 운동, 지구의 자전 및 태양 주위의 공전의 결과로 발광체의 가시적 움직임.

지구는 축을 중심으로 회전하고(T=24시간), 태양 주위를 돌고(T=1년), 은하와 함께 회전(T=200,000년)과 같이 복잡한 움직임을 만듭니다. 이것은 지구에서 이루어진 모든 관측이 겉보기 궤적에서 다르다는 것을 보여줍니다. 행성은 하늘을 가로질러 동쪽에서 서쪽으로(직접 이동) 이동한 다음 서쪽에서 동쪽으로(역 이동) 이동합니다. 방향이 바뀌는 순간을 정지라고 합니다. 이 경로를 지도에 넣으면 루프가 생성됩니다. 고리의 크기가 작을수록 행성과 지구 사이의 거리가 멀어집니다. 행성은 아래쪽과 위쪽으로 나뉩니다(아래쪽 - 지구 궤도 내부: 수성, 금성, 위쪽: 화성, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성 및 명왕성). 이 모든 행성은 지구가 태양 주위를 도는 것과 같은 방식으로 회전하지만 지구의 움직임 덕분에 행성의 고리 모양의 움직임을 관찰할 수 있습니다. 태양과 지구에 대한 행성의 상대적 위치를 행성 구성이라고 합니다.

행성 구성, 차이. 기하학적 태양과 지구에 대한 행성의 위치. 지구에서 볼 수 있고 태양을 기준으로 측정된 행성의 특정 위치는 특별합니다. 제목. 병에. V - 내부 행성, I- 외부 행성, 이 -지구, 에스 - 태양. 내부 행성은 태양과 일직선상에 있으며, 연결.케이피 EV 1S 및 ESV 2 ~라고 불리는 하단 및 상단 연결각기. 내선 행성 I은 태양과 일직선상에 있을 때 합력이 우수합니다. ( ESI 4) 및 직면,태양과 반대 방향에 있을 때(I 3 ES). I 5 ES를 연신율이라고 합니다. 내부용 최대 행성, 연신율은 EV 8 S가 90°일 때 발생합니다. 외부용 행성은 0° ESI 4)에서 180°(I 3 ES)까지 신장될 수 있습니다. 신장이 90°일 때 행성은 구적법(나는 6 ES, 나는 7 ES).

행성이 궤도에서 태양 주위를 공전하는 기간을 항성(항성) 공전 기간(T), 두 개의 동일한 구성 사이의 기간(공동 기간-S)이라고 합니다.

행성은 태양 주위를 한 방향으로 공전하고 일정 기간 동안 태양 주위를 한 바퀴 도는 데 성공합니다 = 항성 주기

내부 행성을 위해

외부 행성을 위해

S는 항성 주기(별에 상대적), T는 공대 주기(상 사이), T Å = 1년입니다.

혜성과 운석체는 타원, 포물선 및 쌍곡선 궤적을 따라 움직입니다.

허블의 법칙에 기초한 은하까지의 거리 계산.

H = 50km/sec*Mpc – 허블 상수

티켓 #2

천문 관측에서 지리 좌표를 결정하는 원리.

지리적 위도와 지리적 경도의 2가지 지리적 좌표가 있습니다. 실용적인 과학으로서의 천문학을 사용하면 이러한 좌표를 찾을 수 있습니다. 수평선 위의 천구의 높이는 관측 장소의 지리적 위도와 같습니다. 대략적인 지리적 위도는 북극성의 높이를 측정하여 결정할 수 있기 때문입니다. 천구의 북극에서 약 10도 떨어져 있다. 상부 클라이맥스에서 등기구의 높이로 관찰 장소의 위도를 결정할 수 있습니다 ( 클라이맥스- 자오선을 통해 등기구가 통과하는 순간) 공식에 따라 :

j = d ± (90 – h), 남쪽 또는 북쪽 여부에 따라 천정에서 절정에 이릅니다. h는 발광체의 높이, d는 적위, j는 위도입니다.

지리적 경도는 0 그리니치 자오선에서 동쪽으로 측정한 두 번째 좌표입니다. 지구는 24개의 시간대로 나뉘며 시차는 1시간입니다. 현지 시간의 차이는 경도의 차이와 같습니다.

T λ 1 - T λ 2 \u003d λ 1 - λ 2 따라서 한 지점의 경도가 알려진 두 지점에서 시간차를 알게 되면 다른 지점의 경도를 결정할 수 있습니다.

현지 시간는 지구상의 해당 위치에서의 태양시입니다. 각 지점에서 현지 시간이 다르기 때문에 사람들은 표준시, 즉 이 지역의 중자오선 시간에 따라 생활합니다. 날짜 변경선은 동쪽(베링 해협)을 지나갑니다.

광도와 크기에 대한 데이터를 기반으로 별의 온도를 계산합니다.

L - 광도(Lc = 1)

R - 반경(Rc = 1)

T - 온도(Tc = 6000)

티켓 #3

달의 위상을 바꾸는 이유. 일식과 월식의 시작과 빈도에 대한 조건.

단계, 천문학에서 위상 변화는 주기적으로 인해 발생합니다. 관찰자와 관련된 천체 조명 조건의 변화. 달의 위상 변화는 지구와 달, 태양의 상호 위치 변화와 달이 반사된 빛으로 빛나기 때문이다. 달이 태양과 지구 사이를 직선으로 연결하는 경우, 달 표면의 불이 켜지지 않은 부분이 지구를 향하고 있으므로 우리는 그것을 볼 수 없습니다. 이 F. - 뉴 문. 1~2일 후, 달은 이 직선을 벗어나고 지구에서는 좁은 초승달이 보입니다. 초승달 동안 직사광선에 비추어지지 않는 달의 일부는 여전히 어두운 하늘에서 볼 수 있습니다. 이 현상을 잿빛 빛.일주일 후 F가옵니다. - 1분기:달의 조명 부분은 디스크의 절반입니다. 그럼 온다 보름달- 달은 다시 태양과 지구를 연결하는 선 위에 있지만 지구의 반대편에 있습니다. 달의 조명된 전체 디스크가 표시됩니다. 그러면 눈에 보이는 부분이 줄어들기 시작하고 마지막 분기,저것들. 다시 한 번 디스크의 조명된 절반을 관찰할 수 있습니다. 달의 F. 변화의 전체 기간을 총회 월이라고합니다.

식, 한 천체가 다른 천체를 완전히 또는 부분적으로 덮거나 한 천체의 그림자가 다른 천체에 떨어지는 천문학적 현상 태양 3. 지구가 달에 의해 드리워진 그림자에 들어갈 때 발생하고, 음력 - 달이 비치는 그림자에 들어갈 때 발생 지구의 그림자. 3. 태양 동안의 달 그림자는 중심 그림자와 그것을 둘러싸고 있는 반감기로 구성됩니다. 유리한 조건에서 완전한 달은 3. 1시간 동안 지속될 수 있습니다. 45분 달이 그림자에 완전히 들어가지 않으면 지구의 밤 쪽 관측자는 부분적인 달을 보게 될 것입니다. 약간의. 분. 달이 정점에 있을 때 각 치수는 태양보다 약간 작습니다. 태양 3. 태양과 달의 중심을 연결하는 선이 지표면을 가로지르면 발생할 수 있습니다. 지구에 떨어질 때 음력 그림자의 지름은 몇 개에 달할 수 있습니다. 수백 킬로미터. 관찰자는 어두운 달의 원반이 태양을 완전히 덮지 않아 가장자리가 밝은 고리 형태로 열려 있음을 알 수 있습니다. 이것이 소위입니다. 고리형 태양 3. 달의 각 치수가 태양의 각도 치수보다 크면 중심과 지표면을 연결하는 선의 교차점 부근에 있는 관찰자는 완전한 태양 3을 보게 됩니다. 지구는 축을 중심으로 회전하고, 달은 지구 주위를, 지구는 태양을 중심으로 회전하며, 달 그림자는 지구 표면에 떨어지는 지점에서 다른 지점으로 빠르게 미끄러져 지구 표면을 빠져나가 그립니다. 지구 * 전체 또는 고리의 스트립 3. 개인 3. 달이 태양의 일부만 차단할 때 관찰할 수 있습니다. 태양 또는 달의 시간, 기간 및 패턴 3. 지구-달-태양 시스템의 기하학에 따라 다릅니다. *황도에 대한 달 궤도의 기울기로 인해 태양과 달은 3. 모든 초승달이나 보름달에 발생하지 않습니다. 예측 3.과 관측을 비교하면 달의 운동 이론을 개선할 수 있습니다. 시스템의 기하학은 매 18년 10일마다 거의 정확하게 반복되기 때문에 3. 이 기간에 사로스가 발생합니다. 3. 고대부터의 등록은 조석이 달의 궤도에 미치는 영향을 테스트하는 것을 가능하게 합니다.

별지도에서 별의 좌표를 결정합니다.

티켓 #4

연중 다른 시간에 다른 지리적 위도에서 태양의 매일 운동의 특징.

천구에서 태양의 연간 운동을 고려하십시오. 지구는 1년에 태양 주위를 완전히 회전합니다. 하루에 태양은 황도를 따라 서쪽에서 동쪽으로 약 1°, 3개월에는 90°만큼 움직입니다. 그러나 에 이 단계황도를 따른 태양의 이동은 δ = -e(동지)에서 δ = +e(하지)까지의 적위 변화를 동반하는 것이 중요합니다. 여기서 e는 경사각입니다. 지구의 축. 따라서 일년 중 태양의 일평선 위치도 바뀝니다. 북반구의 평균 위도를 고려하십시오.

춘분이 태양에 의해 통과하는 동안(α = 0h), 3월 말에 태양의 적위는 0°이므로 이 날 태양은 실질적으로 천구의 적도에 있고 동쪽에서 떠오릅니다. , 높이 h = 90 ° - φ까지 상단 정점에서 상승하고 서쪽으로 설정합니다. 천구의 적도는 천구를 반으로 나누기 때문에 태양은 반나절 동안 지평선 위에 있고 반 동안은 지평선 아래에 있습니다. 낮과 밤은 "춘분"이라는 이름에 반영됩니다. 춘분의 순간에 태양의 위치에서 황도에 대한 접선은 최대 각도 e와 같은 적도에 대해 기울어 지므로이 시간에 태양의 적위 증가율도 최대입니다.

춘분 이후에는 태양의 적위가 급격히 증가하므로 매일 모든 대부분의태양의 일일 평행선은 수평선 위에 있습니다. 태양은 더 일찍 뜨고, 높은 절정에서 더 높이 뜨고, 늦게 진다. 일출과 일몰의 지점이 매일 북쪽으로 이동하고 낮이 길어지고 있습니다.

그러나 태양의 위치에서 황도에 대한 접선의 경사각은 매일 감소하고 그에 따라 적위의 증가율도 감소합니다. 마침내 6월 말에 태양은 황도의 최북단 지점에 도달합니다(α = 6h, δ = +e). 이 순간까지 그것은 상부 절정에서 높이 h = 90° - φ + e로 상승하고, 대략 북동쪽으로 상승하고, 북서쪽으로 지고, 하루의 길이가 최대값에 도달합니다. 동시에 태양 높이의 일일 증가는 정점에서 멈추고 한낮의 태양은 말하자면 북쪽으로 이동하는 것을 "멈춥니다". 그래서 이름이 "여름철"입니다.

그 후, 태양의 적위는 감소하기 시작합니다. 처음에는 매우 천천히, 그 다음에는 점점 더 빨라집니다. 매일 늦게 뜨고 일찍 지며 일출과 일몰의 지점이 다시 남쪽으로 이동합니다.

9월 말까지 태양은 황도와 적도의 두 번째 교차점(α = 12h)에 도달하고 춘분이 다시 시작되어 이제 가을입니다. 다시 태양의 적위 변화율이 최대에 이르고 빠르게 남쪽으로 이동한다. 밤이 된다 하루 이상, 그리고 상부 클라이맥스에서 태양의 높이는 매일 감소합니다.

12월 말까지 태양은 황도의 최남단 지점(α = 18시간)에 도달하고 남쪽으로의 이동이 멈추고 다시 "멈춥니다". 이것은 동지입니다. 태양은 거의 남동쪽에서 뜨고 남서쪽으로 지며 정오에 남쪽에서 높이 h = 90° - φ - e까지 떠오릅니다.

그리고 나서 모든 것이 다시 시작됩니다. 태양의 적위가 증가하고, 상부 정점의 높이가 증가하고, 낮이 길어지고, 일출 및 일몰 지점이 북쪽으로 이동합니다.

지구 대기에 의한 빛의 산란으로 인해 하늘은 일몰 후에도 한동안 계속 밝습니다. 이 기간을 황혼이라고 합니다. 시민 황혼(-8° -12°) 및 천문학적(h>-18°), 이후 밤하늘의 밝기는 거의 일정하게 유지됩니다.

여름에 d = +e에서 더 낮은 정점의 태양 높이는 h = φ + e - 90°입니다. 따라서 하지의 위도 ~ 48°.5 북쪽에서 더 낮은 절정의 태양은 수평선 아래로 18° 미만으로 가라앉고 천문학적 황혼으로 인해 여름 밤은 밝아집니다. 유사하게, 하지의 φ > 54°.5에서 태양의 높이 h > -12° - 항법 황혼은 밤새 지속됩니다(모스크바는 1년에 3개월 동안 어두워지지 않는 이 지역에 속합니다. 5월 초 ~ 8월 초). 더 북쪽, φ > 58°.5에서 시민 황혼은 더 이상 여름에 멈추지 않습니다(여기에는 유명한 "백야"가 있는 상트페테르부르크).

마지막으로 위도 φ = 90° - e에서 태양의 일일 평행선은 하지 동안 수평선에 닿습니다. 이 위도는 북극권입니다. 더 북쪽으로 가면 태양은 여름에 한동안 지평선 아래로 지지 않습니다. 극지방의 낮이 지고 겨울에는 뜨지 않습니다. 극야입니다.

이제 더 많은 남쪽 위도를 고려하십시오. 이미 언급했듯이 위도의 남쪽 φ = 90° - e - 18° 밤은 항상 어둡습니다. 남쪽으로 더 이동함에 따라 태양은 일년 중 어느 때라도 점점 더 높이 뜨고 수평선 위와 아래의 일별 평행 부분의 차이가 감소합니다. 따라서 동지 때라도 낮과 밤의 길이는 점점 차이가 납니다. 마지막으로 위도 j = e에서 하지에 대한 태양의 일일 평행선은 천정을 통과합니다. 이 위도는 북방 열대 지방이라고 하며, 이 위도의 한 지점에서 하지 시점에 태양이 정확히 정점에 있습니다. 마지막으로, 적도에서 태양의 일일 평행선은 항상 수평선에 의해 동일한 두 부분으로 나뉩니다. 즉, 낮과 밤은 항상 같고 태양은 춘분 동안 정점에 있습니다.

적도의 남쪽, 모든 것이 위와 비슷할 것이며, 일년 중 대부분(남쪽 열대 지방의 남쪽 - 항상)만이 천정 북쪽에서 발생합니다.

주어진 물체를 조준하고 망원경의 초점을 맞추는 것 .

티켓 #5

1. 망원경의 작동 원리와 목적.

망원경, 천체를 관찰하기 위한 천문 기구. 잘 설계된 망원경은 스펙트럼의 다양한 범위에서 전자기 복사를 수집할 수 있습니다. 천문학에서 광학 망원경은 이미지를 확대하고 약한 광원, 특히 육안으로 볼 수 없는 광원에서 빛을 수집하도록 설계되었습니다. 그것에 비해 더 많은 빛을 수집하고 높은 각도 해상도를 제공할 수 있으므로 확대된 이미지에서 더 많은 세부 사항을 볼 수 있습니다. 굴절 망원경은 큰 렌즈를 사용하여 빛을 모아 대물렌즈로 초점을 맞추고 하나 이상의 렌즈로 구성된 접안렌즈를 통해 이미지를 봅니다. 굴절 망원경 설계의 주요 문제는 색수차(다른 파장의 빛이 다른 거리에 초점이 맞춰져 있기 때문에 단순한 렌즈로 생성된 이미지 주변의 색 번짐)입니다. 볼록렌즈와 오목렌즈의 조합으로 없앨 수 있지만, 일정한 크기(직경 약 1m) 이상의 렌즈는 만들 수 없습니다. 따라서 현재는 거울이 대물렌즈로 사용되는 반사 망원경이 선호됩니다. 최초의 반사 망원경은 Newton이 그의 계획에 따라 발명한 것입니다. 뉴턴의 시스템.이제 이미지를 관찰하는 몇 가지 방법이 있습니다. Newton, Cassegrain 시스템(초점 위치는 광도계 또는 분광계와 같은 다른 장치를 사용하여 빛을 기록하고 분석하는 데 편리함), kude(대형 장비가 필요할 때 매우 편리합니다. 빛 분석), Maksutov (소위 반월상 연골), Schmidt (하늘에 대한 대규모 조사가 필요할 때 사용).

광학 망원경과 함께 다른 범위의 전자기 복사를 수집하는 망원경이 있습니다. 예를 들어, 널리 다양한 타입전파 망원경(포물선 거울 포함: 고정 및 완전 회전, 유형 RATAN-600, 동위상, 전파 간섭계). X선과 감마선을 감지하는 망원경도 있습니다. 후자는 지구 대기에 흡수되기 때문에 X선 망원경은 일반적으로 위성이나 공중 탐사선에 장착됩니다. 감마선 천문학은 위성에 위치한 망원경을 사용합니다.

케플러의 제3법칙에 따라 행성의 공전 주기를 계산합니다.

T s \u003d 1년

a z = 1 천문 단위

1파섹 = 3.26광년 = 206265AU e. = 3 * 10 11km.

티켓 #6

태양계의 몸체와 크기까지의 거리를 결정하는 방법.

먼저 접근 가능한 지점까지의 거리가 결정됩니다. 이 거리를 기초라고 합니다. 접근할 수 없는 장소에서 기초가 보이는 각도를 시차. 수평 시차는 지구 반지름이 행성에서 보이는 각도이며 시선에 수직입니다.

p² - 시차, r² - 각반경, R - 지구의 반지름, r - 별의 반지름.

레이더 방식.강력한 단기 충격이 천체에 전송 된 다음 반사 된 신호가 수신된다는 사실로 구성됩니다. 전파의 전파 속도는 진공에서 빛의 속도와 같습니다: 알려진. 따라서 신호가 천체에 도달하고 되돌아오는 데 걸린 시간을 정확히 측정하면 원하는 거리를 쉽게 계산할 수 있습니다.

레이더 관측을 통해 태양계의 천체까지의 거리를 매우 정확하게 결정할 수 있습니다. 이 방법으로 달, 금성, 수성, 화성, 목성까지의 거리가 미세하게 조정되었습니다.

달의 레이저 위치.강력한 광 방사원인 광학 양자 발생기(레이저)가 발명된 직후 달의 레이저 위치에 대한 실험이 시작되었습니다. 레이저 측위 방식은 레이더와 유사하지만 측정 정확도가 훨씬 높습니다. 광학 위치를 사용하면 센티미터의 정확도로 달과 지구 표면에서 선택한 지점 사이의 거리를 결정할 수 있습니다.

지구의 크기를 결정하려면 동일한 자오선에 위치한 두 점 사이의 거리를 결정한 다음 호의 길이를 결정하십시오. 엘 , 해당 1° - N .

태양계 몸체의 크기를 결정하기 위해 지구 관찰자에게 보이는 각도, 즉 발광체 r의 각반경과 발광체 D까지의 거리를 측정할 수 있습니다.

고려 p 0 - 별의 수평 시차와 각도 p 0 및 r이 작다는 점,

별의 크기와 온도에 대한 데이터를 기반으로 별의 광도를 결정합니다.

L - 광도(Lc = 1)

R - 반경(Rc = 1)

T - 온도(Tc = 6000)

티켓 #7

1. 천체의 성질을 연구하기 위한 분광 분석 및 대기 외 관측의 가능성.

분해 전자기 방사선그것들을 연구하기 위해 파장에 의해 분석하는 것을 분광법이라고 합니다. 스펙트럼 분석은 천체 물리학에서 사용되는 천체를 연구하는 주요 방법입니다. 스펙트럼 연구는 온도, 속도, 압력, 화학적 구성 요소천체의 다른 중요한 속성. 흡수 스펙트럼(보다 정확하게는 스펙트럼의 특정 선의 존재)에서 별 대기의 화학적 구성을 판단할 수 있습니다. 스펙트럼의 강도는 별과 다른 천체의 온도를 결정하는 데 사용할 수 있습니다.

l max T = b, b는 Wien 상수입니다. 도플러 효과를 사용하면 별에 대해 많은 것을 알 수 있습니다. 1842년에 그는 관찰자가 받아들인 파장 λ가 다음 관계에 의해 방사선원의 파장과 관련이 있음을 확인했습니다. , 여기서 V는 시선에 대한 소스 속도의 투영입니다. 그가 발견한 법칙을 도플러의 법칙이라고 합니다. 비교 스펙트럼에 비해 별 스펙트럼의 선이 빨간색으로 이동하면 별이 우리에게서 멀어지고 있음을 나타내고 스펙트럼의 보라색으로 이동하면 별이 우리에게 접근하고 있음을 나타냅니다. 스펙트럼의 선이 주기적으로 바뀌면 별에는 동반자가 있고 공통 질량 중심을 중심으로 회전합니다. 도플러 효과는 또한 별의 회전 속도를 추정하는 것을 가능하게 합니다. 방사 가스에 상대 운동이 없을 때에도 개별 원자에서 방출되는 스펙트럼 선은 불규칙한 열 운동으로 인해 실험실 값에 대해 상대적으로 이동합니다. 가스의 총 질량에 대해 이것은 스펙트럼 선의 확장으로 표현됩니다. 이 경우 스펙트럼선의 도플러 폭의 제곱은 온도에 비례합니다. 따라서 분광선의 폭으로 방사가스의 온도를 판단할 수 있다. 1896년 네덜란드의 물리학자인 Zeeman은 강한 자기장에서 스펙트럼 선을 분할하는 효과를 발견했습니다. 이 효과로 이제 우주 자기장을 "측정"하는 것이 가능합니다. 비슷한 효과(스타크 효과라고 함)가 전기장에서 관찰됩니다. 강한 전기장이 별에 잠깐 나타날 때 나타납니다.

지구의 대기는 우주에서 오는 복사의 일부를 지연시킵니다. 그것을 통과하는 가시 광선도 왜곡됩니다. 공기의 움직임은 천체의 이미지를 흐리게하고 별은 실제로 밝기가 변하지 않지만 반짝입니다. 따라서 20 세기 중반부터 천문학 자들은 우주에서 관측을 수행하기 시작했습니다. 대기 외 망원경은 X선, 자외선, 적외선 및 감마선을 수집하고 분석합니다. 처음 세 가지는 대기 밖에서만 연구할 수 있는 반면 후자는 부분적으로 지구 표면에 도달하지만 행성 자체의 IR과 혼합됩니다. 따라서 적외선 망원경을 우주로 가져가는 것이 바람직합니다. X선 복사는 우주에서 에너지가 특히 빠르게 방출되는 영역(예: 블랙홀)과 펄서와 같이 다른 광선에서는 보이지 않는 물체를 보여줍니다. 적외선 망원경을 사용하면 광범위한 온도에서 광학 장치에서 숨겨진 열원을 연구할 수 있습니다. 감마선 천문학은 전자-양전자 소멸의 근원을 탐지하는 것을 가능하게 합니다. 고에너지원.

2. 별표에서 주어진 날짜의 태양의 적위를 결정하고 정오의 높이를 계산합니다.

h - 등기구의 높이

티켓 #8

우주 연구 개발의 가장 중요한 방향과 과제.

현대 천문학의 주요 문제:

우주론의 많은 특정 문제에 대한 해결책은 없습니다.

· 달이 어떻게 형성되었는지, 어떻게 거대한 행성 주위에 고리가 형성되었는지, 금성이 매우 천천히 반대 방향으로 회전하는 이유;

항성 천문학에서:

· 관측된 모든 특성(특히 핵에서 나오는 중성미자의 플럭스)을 정확하게 설명할 수 있는 태양에 대한 자세한 모델은 없습니다.

· 항성 활동의 일부 표현에 대한 자세한 물리 이론은 없습니다. 예를 들어, 초신성 폭발의 원인은 완전히 명확하지 않습니다. 좁은 가스 제트가 일부 별 근처에서 분출되는 이유는 완전히 명확하지 않습니다. 그러나 특히 수수께끼 같은 것은 하늘을 가로질러 다양한 방향에서 규칙적으로 발생하는 짧은 감마선 섬광입니다. 그것들이 별이나 다른 물체와 관련되어 있는지, 그리고 이러한 물체가 우리로부터 얼마나 떨어져 있는지조차 분명하지 않습니다.

은하계 및 은하계 외 천문학에서:

·은하와 은하단의 중력장은 관측된 물질이 제공할 수 있는 것보다 몇 배나 더 강하다는 사실로 구성된 숨겨진 질량의 문제는 해결되지 않았습니다. 아마도 우주에 있는 물질의 대부분은 여전히 ​​천문학자들에게 숨겨져 있을 것입니다.

· 은하 형성에 대한 통일된 이론은 없다.

· 우주론의 주요 문제는 해결되지 않았습니다. 우주의 탄생에 대한 완전한 물리적 이론이 없고 미래의 운명이 명확하지 않습니다.

다음은 천문학자들이 21세기에 대답하기를 희망하는 몇 가지 질문입니다.

· 가까운 별에는 지구형 행성이 있고 생물권이 있습니까(생명이 있습니까)?

어떤 과정이 별 형성에 기여합니까?

· 탄소와 산소와 같은 생물학적으로 중요한 화학 원소는 어떻게 형성되고 은하계 전체에 분포되어 있습니까?

· 블랙홀은 활동하는 은하와 퀘이사의 에너지원인가?

은하는 언제 어디서 형성되었습니까?

· 우주는 영원히 팽창할 것인가, 아니면 팽창이 붕괴로 대체될 것인가?

티켓 #9

케플러의 법칙, 그 발견, 적용의 의미 및 한계.

태양에 대한 행성 운동의 세 가지 법칙은 17세기 초 독일의 천문학자 요하네스 케플러가 경험적으로 도출한 것입니다. 이것은 덴마크 천문학자 Tycho Brahe가 수년간 관찰한 덕분에 가능했습니다.

첫 번째케플러의 법칙. 각 행성은 초점 중 하나에서 태양과 함께 타원으로 움직입니다( 이자형 = 씨 / ㅏ, 어디 ~와 함께는 타원의 중심에서 초점까지의 거리이고, ㅏ- 큰 세미 액슬, 전자 - 이심률타원. e가 클수록 타원이 원과 더 많이 다릅니다. 만약 ~와 함께= 0(초점은 중심과 일치), e = 0이고 타원은 반지름이 있는 원으로 바뀝니다. ㅏ).

두번째케플러의 법칙(등면적의 법칙). 행성의 반경 벡터는 동일한 시간 간격으로 동일한 영역을 나타냅니다. 이 법칙의 또 다른 공식: 행성의 부채꼴 속도는 일정합니다.

세 번째케플러의 법칙. 태양 주위의 행성의 공전 주기의 제곱은 타원 궤도의 반장경의 세제곱에 비례합니다.

첫 번째 법칙의 현대적인 공식은 다음과 같이 보완됩니다. 교란되지 않은 운동에서 움직이는 물체의 궤도는 타원, 포물선 또는 쌍곡선과 같은 2차 곡선입니다.

처음 두 가지와 달리 케플러의 세 번째 법칙은 타원 궤도에만 적용됩니다.

근일점에서 행성의 속도: , 여기서 V c = R = a에서의 원형 속도.

원점에서의 속도:.

케플러는 자신의 법칙을 경험적으로 발견했습니다. 뉴턴은 만유인력의 법칙에서 케플러의 법칙을 도출했습니다. 천체의 질량을 결정하기 위해 뉴턴이 케플러의 제3법칙을 순환하는 천체 시스템에 일반화하는 것은 매우 중요합니다. 일반화 된 형태에서이 법칙은 일반적으로 다음과 같이 공식화됩니다. 태양 주위의 두 물체의 회전에 대한 기간 T 1 및 T 2의 제곱에 각 물체의 질량 합계를 곱한 값(M 1 및 M 2, 각각) 및 태양(M s)은 궤도의 반장축 a 1 및 a 2의 입방체로 관련됩니다. . 이 경우 본체 M 1 과 M 2 간의 상호 작용은 고려되지 않습니다. 우리가 태양의 질량과 비교하여 이러한 천체의 질량을 무시하면 케플러 자신이 제시한 제3법칙의 공식화를 얻을 수 있습니다. 케플러의 제3법칙은 또한 태양의 궤도의 주기 T 질량이 M이고 궤도의 반장경이 a인 물체: . 케플러의 제3법칙은 쌍성계의 질량을 결정하는 데 사용할 수 있습니다.

지정된 좌표에 따라 별지도에 개체(행성, 혜성 등)를 그립니다.

티켓 #10

지구형 행성: 수성, 화성, 금성, 지구, 명왕성.그들은 크기와 질량이 작으며이 행성의 평균 밀도는 물의 밀도보다 몇 배 더 큽니다. 축을 중심으로 천천히 회전합니다. 위성이 거의 없습니다. 지구형 행성은 단단한 표면을 가지고 있습니다. 지구형 행성의 유사성은 큰 차이를 배제하지 않습니다. 예를 들어 금성은 다른 행성과 달리 태양 주위의 운동과 반대 방향으로 회전하며 지구보다 243배 느립니다. 명왕성은 행성 중 가장 작은 행성이지만(명왕성의 지름 = 2260km, 위성-카론은 2배 더 작으며 지구-달 시스템과 거의 동일하며 "이중 행성"임) 물리적 특성 측면에서 그것은 이 그룹에 가깝습니다.

수은. 무게: 3*10 23kg(0.055 지구) R 궤도: 0.387AU D 행성: 4870km 대기 특성: 태양의 대기, 헬륨 및 수소, 과열된 행성 표면에서 방출되는 나트륨이 거의 없습니다. 표면: 움푹 들어간 분화구, "칼로리스 분지"라고 불리는 직경 1300km의 함몰이 있습니다. 특징: 하루가 2년입니다.	금성. 무게: 4.78*10 24kg R 궤도: 0.723AU D 행성: 12100km 대기 조성: 주로 질소와 산소가 혼합된 이산화탄소, 황산 및 불화수소산 응축물 구름. 표면: 약간의 분화구가 있지만 돌이 많은 사막, 비교적 매끄럽다. 특징: 표면 근처의 압력은 지구의 90배, 궤도를 따라 역회전, 강한 온실 효과(T=475 0 С).
지구 . R 궤도: 1AU (150,000,000km) R 행성: 6400km 대기 구성: 질소 78%, 산소 21%, 이산화탄소. 표면: 가장 다양합니다. 특징: 많은 물, 생명의 기원과 존재에 필요한 조건. 1 개의 위성이 있습니다 - 달.	화성. 무게: 6.4*1023kg R 궤도: 1.52AU (2억 2,800만km) D 행성: 6670km 대기 조성: 불순물이 포함된 이산화탄소. 표면: 분화구, 마리너 밸리, 올림푸스 산 - 시스템에서 가장 높은 곳 특징: 극지방에 물이 많은 것으로 추정되는 기후가 탄소를 기반으로 하는 유기생명체에 적합했던 이전의 기후이며, 화성 기후의 진화는 가역적이다. 포보스와 데이모스의 2개의 위성이 있습니다. 포보스는 서서히 화성을 향해 떨어지고 있다.

명왕성/카론.

무게: 1.3*10 23kg/ 1.8*10 11kg

R 궤도: 29.65-49.28AU

D 행성: 2324/1212km

대기 조성: 메탄의 얇은 층

특징: 이중 행성, 아마도 소행성 궤도는 다른 궤도의 평면에 있지 않습니다. 명왕성과 카론은 항상 같은 면에서 서로를 향하고 있습니다.

거대 행성: 목성, 토성, 천왕성, 해왕성.

그것들은 큰 크기와 질량을 가지고 있습니다(목성의 질량 > 지구의 질량의 318배, 부피의 경우 - 1320배). 거대한 행성은 축을 중심으로 매우 빠르게 회전합니다. 그 결과 많은 압축이 발생합니다. 행성은 태양에서 멀리 떨어져 있습니다. 그들은 많은 수의 위성으로 구별됩니다 (목성은 -16, 토성은 17, 천왕성은 16, 해왕성은 8). 거대 행성의 특징은 입자와 블록으로 구성된 고리입니다. 이 행성은 단단한 표면이 없고 밀도가 낮으며 주로 수소와 헬륨으로 구성됩니다. 대기의 기체 수소는 액체로 이동한 다음 고체상으로 이동합니다. 동시에, 급속한 회전과 수소가 전기 전도체가 된다는 사실은 이 행성에 상당한 자기장을 일으켜 태양에서 날아오는 하전 입자를 가두어 복사대를 형성합니다.

목성 무게: 1.9*10 27kg R 궤도: 5.2AU D 행성: 적도에서 143,760km 구성: 헬륨 불순물이 포함된 수소. 위성: 유로파에는 많은 물이 있고, 가니메데에는 얼음이, 이오는 유황 화산이 있습니다. 특징: 거의 별에 가까운 대적점(Great Red Spot)은 복사의 10%가 그 자체이며 달을 우리에게서 멀어지게 합니다(연간 2미터).	토성. 무게: 5.68* 10 26 R 궤도: 9.5AU D 행성: 120,420km 구성: 수소와 헬륨. 위성: 타이탄은 수성보다 크고 대기가 있습니다. 특징: 아름다운 고리, 저밀도, 많은 위성, 극 자기장회전축과 거의 일치합니다.
천왕성 무게: 8.5*1025kg R 궤도: 19.2AU D 행성: 51,300km 성분: 메탄, 암모니아. 위성: 미란다는 매우 어려운 지형을 가지고 있습니다. 특징: 회전축은 태양을 향하고, 자체 에너지를 방출하지 않으며, 회전축에서 자기축의 편차가 가장 큽니다.	해왕성. 무게: 1*10 26kg R 궤도: 30AU D 행성: 49500km 성분: 메탄, 암모니아, 수소 분위기.. 위성: 트리톤에는 질소 분위기의 물이 있습니다. 특징: 2.7배 더 많은 흡수 에너지를 방출합니다.

주어진 위도에 대한 천구의 모델을 설정하고 수평선의 측면으로 방향을 설정합니다.

티켓 #11

달과 행성의 위성의 특징.

달지구의 유일한 자연 위성입니다. 달의 표면은 매우 불균일합니다. 바다, 산, 분화구 및 밝은 광선과 같은 주요 대규모 형성은 아마도 물질의 방출입니다. 바다, 어둡고 매끄러운 평야는 응고된 용암으로 채워진 움푹 들어간 곳입니다. 그들 중 가장 큰 것의 지름은 1000km를 초과합니다. 박사 세 가지 유형의 형성은 태양계 존재의 초기 단계에서 달 표면의 폭격의 결과 일 가능성이 큽니다. 포격은 몇 년간 지속되었다 수억 년 동안 잔해가 달과 행성의 표면에 정착했습니다. 지름이 수백 킬로미터인 소행성 파편이 가장 작은 먼지 입자까지 모여 Ch. 달과 암석의 표면층의 세부 사항. 포격의 기간은 달 내부의 방사성 가열에 의해 생성된 현무암 용암으로 바다를 채우는 일이 뒤따랐습니다. 우주 악기. Apollo 시리즈의 장치는 소위 달의 지진 활동을 기록했습니다. 엘 충격.우주비행사들이 지구로 가져온 달의 토양 샘플은 L. 43억 년, 아마도 지구와 같은 나이가 같은 화학 물질로 구성되어 있음을 보여주었습니다. 거의 동일한 비율로 지구와 같은 요소입니다. L.에는 대기가 없었고 아마도 그런 적도 없었을 것이며, 그곳에 생명체가 존재했었다고 주장할 근거도 없습니다. 최신 이론에 따르면 L.은 화성 크기의 작은 행성과 젊은 지구가 충돌하여 형성되었습니다. 달 표면의 온도는 낮에는 100°C에 달하고 밤에는 -200°C까지 떨어집니다. L.에는 침식이 없습니다. 열팽창과 수축이 교대로 발생하여 암석이 천천히 파괴되고 유성 충돌로 인한 갑작스러운 국지적 재앙이 발생합니다.

L.의 질량은 그녀의 예술, 위성의 궤도를 연구하여 정확하게 측정되며 지구의 질량과 1/81.3으로 관련됩니다. 3476km의 지름은 지구 지름의 1/3.6입니다. L.은 타원체 모양을 가지고 있지만 세 개의 서로 수직인 지름은 1km 이상 차이가 나지 않습니다. L.의 자전 주기는 지구를 도는 공전 주기와 같기 때문에 해방 효과를 제외하고는 항상 한쪽을 향하게 한다. 수 밀도는 3330kg/m3로 지각 아래에 있는 주암의 밀도에 매우 가까운 값이며, 달 표면에 작용하는 중력은 지구의 1/6이다. 달은 지구에서 가장 가까운 천체입니다. 지구와 달이 중심에서 거리에 따라 밀도가 변하는 점질량 또는 단단한 구체이고 다른 천체가 없다면 지구 주위의 달의 궤도는 변하지 않는 타원이 될 것입니다. 그러나 태양과 훨씬 더 적은 범위에서 행성은 중력을 가합니다. 궤도에 영향을 주어 궤도 요소의 섭동을 일으키기 때문에 반장경, 편심, 기울기는 평균값을 중심으로 진동하는 주기적인 섭동을 지속적으로 받습니다.

자연 위성, 행성 주위를 도는 자연체. 태양계에는 다양한 크기의 70개 이상의 위성이 알려져 있으며 새로운 위성이 끊임없이 발견되고 있습니다. 7개의 가장 큰 위성은 달, 목성, 타이탄 및 트리톤의 4개의 갈릴레이 위성입니다. 그들 모두는 직경이 2500km를 초과하고 복잡한 지질을 가진 작은 "세계"입니다. 역사; 일부는 분위기가 있습니다. 다른 모든 위성은 소행성과 비슷한 크기를 가지고 있습니다. 10~1500km. 그것들은 거의 구형에서 불규칙한 모양까지 다양한 형태의 암석이나 얼음으로 구성될 수 있으며, 표면은 수많은 분화구를 가진 고대이거나 지하 활동에 의해 변경되었습니다. 궤도의 크기는 행성의 2개 미만에서 수백 개의 반지름 범위이며, 공전 주기는 몇 시간에서 1년 이상입니다. 일부 위성은 행성의 중력에 의해 포착된 것으로 믿어집니다. 그들은 불규칙한 궤도를 가지고 있으며 때로는 태양 주위의 행성의 궤도 운동과 반대 방향으로 회전합니다 (소위 역 운동). 궤도 S.e. 행성의 궤도면에 강하게 기울어지거나 매우 길어질 수 있습니다. 확장 시스템 S.e. 네 개의 거대한 행성 주위를 규칙적으로 공전하는 이 행성은 원시태양 성운에서 행성이 형성되는 것과 유사하게 모행성을 둘러싸고 있는 가스와 먼지 구름에서 발생했을 것입니다. 시 소수보다 작습니다. 수백 킬로미터가 불규칙한 모양그리고 아마도 더 큰 물체의 파괴적인 충돌 중에 형성되었을 것입니다. 내선에서 태양계의 영역에서 그들은 종종 고리 근처에서 순환합니다. 궤도 요소 내선 SE, 특히 이심률은 태양에 의한 강한 섭동의 영향을 받습니다. 여러 개의 쌍 및 심지어는 삼중 S.e. 단순한 관계로 관련된 순환주기를 갖는다. 예를 들어, 목성의 위성 유로파는 가니메데의 주기와 거의 같은 주기를 가지고 있습니다. 이 현상을 공명이라고 합니다.

"학교 천문 달력"에 따른 수성의 가시성 조건 결정.

티켓 #12

혜성과 소행성. 태양계의 기원에 대한 현대적 아이디어의 기초.

혜성, 얼음과 먼지 입자로 구성된 태양계의 천체는 고도로 긴 궤도를 따라 태양으로부터 멀리 이동하며 희미하게 빛나는 타원형의 반점처럼 보입니다. 태양에 접근하면 이 핵 주위에 혼수 상태가 형성됩니다(혜성이 태양에 접근할 때 혜성의 머리를 둘러싸고 있는 거의 구형의 가스와 먼지 껍질입니다. 태양풍에 의해 지속적으로 날아가는 이 "대기"는 가스와 먼지로 보충됩니다. 혜성의 지름은 10만km에 달하고 가스와 먼지의 탈출 속도는 핵에 대해 초당 수km이며 부분적으로 혜성의 꼬리를 통해 행성간 공간에서 소산됩니다. 가벼운 압력의 작용과 혜성의 대기 공간에서 태양풍과의 상호 작용으로 형성된 먼지 흐름 대부분의 혜성에서 X.는 2AU X 미만의 거리에서 태양에 접근할 때 나타납니다. 태양에서. 기체 X.는 태양 복사의 영향으로 핵에서 방출 된 이온화 된 분자에 의해 형성되며, 푸른 색, 뚜렷한 경계, 일반적인 너비 100 만 km, 길이 - 수천만 킬로미터입니다. X.의 구조는 몇 년에 걸쳐 눈에 띄게 변할 수 있습니다. 시간. 개별 분자의 속도는 10에서 100km/초까지 다양합니다. 먼지 X.는 더 확산되고 구부러지며 곡률은 먼지 입자의 질량에 따라 다릅니다. 분진은 코어에서 지속적으로 방출되고 가스 흐름에 의해 운반됩니다.). K의 일부인 중심은 핵심이라고하며 얼음 몸체입니다. 태양계가 형성되는 동안 형성된 얼음 행성의 거대한 축적의 유적입니다. 이제 그들은 Oort-Epic 구름의 주변부에 집중되어 있습니다. 코어의 평균 질량 K. 1-1000억 kg, 직경 200-1200m, 밀도 200kg/m3("/5 물 밀도). 코어에 공극이 있습니다. 이들은 다음으로 구성된 깨지기 쉬운 구조물입니다. 얼음의 1/3과 먼지의 2/3. 얼음은 주로 물이지만 다른 화합물의 불순물이 있습니다. 태양으로 돌아올 때마다 얼음이 녹고 가스 분자가 코어를 떠나 먼지와 얼음 입자를 끌어옵니다. , 구형 껍질이 코어 주위에 형성되는 동안 - 혼수 상태, 긴 플라즈마 꼬리가 태양으로부터 멀어지는 방향 및 먼지 꼬리. 손실되는 에너지의 양은 코어를 덮고 있는 먼지의 양과 근일점에서 태양으로부터의 거리에 따라 다릅니다. 근거리에서 혜성은 K의 구조에 대한 많은 이론을 확인했습니다.

K.는 일반적으로 마지막으로 관찰된 연도를 표시하여 발견자의 이름을 따서 명명됩니다. 단기로 세분화 그리고 장기. 짧은 기간 K. 여러 주기로 태양 주위를 공전합니다. 년, 수요일. 확인. 8 년; 가장 짧은 기간 - 3년 조금 넘음 - K. Enke가 있습니다. 이 K.는 중력에 의해 포착되었습니다. 목성의 필드와 비교적 작은 궤도에서 회전하기 시작했습니다. 전형적인 것은 1.5AU의 근일점 거리를 가지고 있습니다. 그리고 5,000번의 회전 후에 완전히 붕괴되어 유성우를 발생시킵니다. 천문학자들은 1976년 K. West와 K. * Biel의 붕괴를 관찰했습니다. 이에 반해 순환주기는 장기간이다. C.는 10,000 또는 100만 년에 달할 수 있으며, 그들의 aphelia는 가장 가까운 별까지의 거리의 1/3에 있을 수 있습니다. 현재 약 140개의 단주기 및 800개의 장주기가 알려져 있으며, 매년 약 30개의 새로운 K가 있습니다. 이러한 물체에 대한 우리의 지식은 불완전합니다. 왜냐하면 그것들은 약 2.5AU의 거리에서 태양에 접근할 때만 감지되기 ​​때문입니다. 약 1조 K가 태양 주위를 도는 것으로 가정됩니다.

소행성(소행성), 화성과 목성의 궤도 사이의 황도면 근처에 있는 거의 원형의 궤도를 가진 작은 행성. 새로 발견된 A.는 A.가 "잃어버리지 않도록" 충분히 정확한 궤도를 확인한 후 일련 번호를 할당받습니다. 1796년 프랑스. 천문학자 Joseph Gerome Lalande는 Bode의 법칙에 의해 예측된 화성과 목성 사이의 "잃어버린" 행성을 찾기 시작할 것을 제안했습니다. 1801년 섣달 그믐날, 이탈리아인. 천문학자 주세페 피아찌(Giuseppe Piazzi)는 별 목록을 편집하기 위해 관찰하는 동안 세레스를 발견했습니다. 독일 사람 과학자 Carl Gauss는 궤도를 계산했습니다. 지금까지 약 3500개의 소행성이 알려져 있습니다. Ceres, Pallas 및 Vesta의 반지름은 각각 512, 304 및 290km이고 나머지는 더 작습니다. 챕터의 추정에 따르면 벨트는 약. 1억 A.의 총 질량은 분명히 이 지역에 원래 존재했던 질량의 약 1/2200입니다. 현대의 등장 A. 아마도 다른 물체와의 충돌로 인한 행성(전통적으로는 Phaeton, 현대명은 Olbers의 행성이라고 함)의 파괴와 관련이 있을 것입니다. 관찰된 A.의 표면은 금속과 암석으로 이루어져 있다. 구성에 따라 소행성은 유형(C, S, M, U)으로 나뉩니다. U형 호송대가 확인되지 않음.

A.는 또한 소위 형성하는 궤도의 요소에 따라 그룹화됩니다. 히라야마 가족. 대부분의 A.는 대략적인 유통 기간을 가지고 있습니다. 8시 반경 120km 미만의 모든 A.는 불규칙한 모양을 가지며 궤도는 중력을받습니다. 목성의 영향. 결과적으로 Kirkwood 해치라고 불리는 궤도의 반 장축을 따라 A. 분포에 간격이 있습니다. A. 이 해치에 빠지면 목성의 공전 주기의 배수인 주기를 가질 것입니다. 이 해치의 소행성 궤도는 매우 불안정합니다. 국제 그리고 내선. A. 벨트의 가장자리는 이 비율이 1:4 및 1:2인 영역에 있습니다. A.

원시별이 수축할 때 별 주위에 물질 원반을 형성합니다. 이 원반의 물질 중 일부는 중력에 따라 별 위로 떨어집니다. 디스크에 남아있는 가스와 먼지는 서서히 냉각됩니다. 온도가 충분히 낮아지면 디스크의 재료가 작은 덩어리(응결 주머니)로 모이기 시작합니다. 이것이 행성이 생성되는 방식입니다. 태양계가 형성되는 동안 일부 유성체는 충돌의 결과로 붕괴되었고 다른 일부는 병합되어 행성을 형성했습니다. 태양계의 바깥 부분에는 1차 구름 형태로 일정량의 가스를 보유할 수 있는 큰 행성 핵이 형성되었습니다. 더 무거운 입자는 태양의 인력에 의해 붙잡혀 있었고, 조석력의 영향으로 오랫동안 행성으로 형성될 수 없었습니다. 이것은 목성, 토성, 천왕성 및 해왕성과 같은 "가스 거인" 형성의 시작이었습니다. 그들은 아마도 가스와 먼지로 된 자체 미니 디스크를 개발하여 결국 달과 고리를 형성했을 것입니다. 마지막으로 내부 태양계에서 고체 물질은 수성, 금성, 지구 및 화성을 형성합니다.

"학교 천문 달력"에 따른 금성의 가시성 조건 결정.

티켓 #13

태양은 전형적인 별과 같습니다. 주요 특징.

태양, 태양계의 중심 몸체는 뜨거운 플라즈마 볼입니다. 지구가 공전하는 별. 분광형 G2의 일반적인 주계열성으로, 71%의 수소와 26%의 헬륨으로 구성된 자체 발광 가스 덩어리입니다. 절대 등급은 +4.83이고 유효 표면 온도는 5770K입니다. 태양의 중심에서는 15*106K로 중력을 견딜 수 있는 압력을 제공합니다. 지구보다 태양(광구). 이러한 고온은 수소가 헬륨으로 전환되는 열핵 반응(양성자-양성자 반응)(광구 표면에서 에너지 출력 3.8 * 10 26 W)으로 인해 발생합니다. 태양은 균형을 이루는 구형 대칭체입니다. 물리적 조건의 변화에 ​​따라 태양은 여러 개의 동심원 층으로 나뉘며 점차 서로 바뀌게 됩니다. 거의 모든 태양 에너지는 중앙 지역에서 생성됩니다. 핵심,핵융합 반응이 일어나는 곳. 핵은 부피의 1/1000 미만을 차지하며 밀도는 160g/cm 3 입니다(광구의 밀도는 물의 밀도보다 1000만 배 작음). 태양의 거대한 질량과 물질의 불투명도로 인해 방사선은 핵에서 광구까지 매우 천천히(약 1천만 년) 이동합니다. 이 시간 동안 X선의 주파수가 감소하여 가시광선이 됩니다. 그러나 생성된 중성미자는 핵반응, 자유롭게 태양을 떠나 원칙적으로 핵심에 대한 직접적인 정보를 제공합니다. 관측된 중성미자 플럭스와 이론적으로 예측된 ​​중성미자 플럭스 사이의 불일치는 내부 구조해. 반경의 마지막 15%에 대류 지대가 있습니다. 대류 운동은 회전하는 내부 층의 전류에 의해 생성된 자기장의 전달에 역할을 하며, 이는 다음 형태로 나타납니다. 태양 활동,가장 강한 필드는 흑점에서 관찰됩니다. 광구 외부에는 온도가 최소값 4200K에 도달한 후 채층에서 아광권 대류에 의해 생성된 충격파의 소산으로 인해 다시 증가하는 태양 대기가 있으며, 여기서 2*10의 값으로 급격히 증가합니다. 6K, 코로나의 특성. 후자의 고온은 플라즈마 물질이 태양풍의 형태로 행성간 공간으로 지속적으로 유출되도록 합니다. 일부 지역에서는 자기장 강도가 빠르고 강력하게 증가할 수 있습니다. 이 과정에는 태양 활동 현상의 전체 복합체가 수반됩니다. 여기에는 태양 플레어(채층), 돌출부(태양 코로나) 및 코로나 구멍(코로나의 특정 영역)이 포함됩니다.

태양의 질량은 1.99 * 10 30 kg이고, 대략 구형 광구에 의해 결정되는 평균 반지름은 700,000km입니다. 이것은 각각 330,000질량과 110지구 반지름에 해당합니다. 지구와 같은 130만 개의 몸체가 태양에 들어갈 수 있습니다. 태양의 자전은 광구와 그 위의 층에서 흑점과 같은 표면 구조물의 움직임을 유발합니다. 평균 자전주기는 25.4일, 적도는 25일, 극지방은 41일이다. 회전은 0.005%인 태양 디스크의 압축으로 인한 것입니다.

"학교 천문 달력"에 따른 화성의 가시성 조건 결정.

티켓 #14

태양 활동의 가장 중요한 징후, 지구 물리학 현상과의 연결.

태양 활동은 별의 중간 층의 대류의 결과입니다. 이러한 현상의 원인은 핵에서 나오는 에너지의 양이 열전도에 의해 제거되는 에너지보다 훨씬 많기 때문입니다. 대류는 대류층의 전류에 의해 생성된 강한 자기장을 유발합니다. 지구에 영향을 미치는 태양 활동의 주요 징후는 흑점, 태양풍 및 융기입니다.

흑점, 태양 광구의 형성은 고대부터 관찰되었으며 현재는 강한 자기장의 존재로 인해 주변보다 온도가 2000K 낮은 광구 영역으로 간주됩니다 ( 약 2000가우스). S.p. 상대적으로 어두운 중심, 부분(그림자) 및 더 밝은 섬유질 반감기로 구성됩니다. 그늘에서 반암으로의 가스 흐름을 Evershed 효과(V=2km/s)라고 합니다. SP 수 11년 동안 그들의 외모 변화 태양 활동 주기 또는 흑점 주기,이것은 Spörer의 법칙으로 설명되고 Maunder 나비 다이어그램(위도에서 점의 이동)으로 그래픽으로 설명됩니다. 취리히 상대 흑점 수 S.p.가 덮는 총 표면적을 나타냅니다. 장기 변동은 주요 11년 주기에 중첩됩니다. 예를 들어, S.p. 자석을 바꿉니다. 태양 활동의 22년 주기 동안의 극성. 그러나 장기간 변동의 놀라운 예인 naib는 최소입니다. Maunder (1645-1715), S.p. 결석했다. 일반적으로 S.p. 회전하는 태양 내부에서 자기장의 확산에 의해 결정되지만 그 과정은 아직 완전히 이해되지 않았습니다. 흑점의 강한 자기장은 지구의 자기장에 영향을 주어 전파 간섭과 오로라를 유발합니다. 몇 가지가있다 반박할 수 없는 단기 효과, 장기 존재의 주장. 기후와 종수, 특히 11년 주기의 관계는 자료에 대한 정확한 통계분석을 수행할 때 필요한 조건을 충족하기 어렵기 때문에 논란이 많다.

맑은 바람태양 코로나의 고온 플라즈마(전자, 양성자, 중성자 및 강입자)의 유출, 강한 전파 스펙트럼 파의 복사, 주변 공간으로의 X선. 소위 형성합니다. 100AU까지 확장되는 태양권. 태양으로부터. 태양풍은 너무 강해서 혜성의 외층을 손상시켜 "꼬리"를 형성할 수 있습니다. S.V. 대기의 상층부를 이온화하여 오존층이 형성되어 오로라를 유발하고 오존층이 파괴되는 장소에서 방사능 배경 및 전파 간섭을 증가시킵니다.

마지막 최대 태양 활동은 2001년이었습니다. 최대 태양 활동은 가장 많은 수의 흑점, 복사 및 융기를 의미합니다. 태양의 태양 활동 변화가 다음 요인에 영향을 미친다는 것이 오랫동안 확립되었습니다.

* 지구상의 역학 상황;

* 각종 자연재해(태풍, 지진, 홍수 등) 발생 건수

* 도로 및 철도 사고 건수.

이 모든 것의 최대값은 활동하는 태양의 해에 해당합니다. 과학자 Chizhevsky가 설립했듯이 활동적인 태양은 사람의 복지에 영향을 미칩니다. 그 이후로 개인의 웰빙에 대한 주기적 예측이 수집되었습니다.

2. "학교 천문 달력"에 따른 목성의 가시성 조건 결정.

티켓 #15

별까지의 거리, 거리 단위 및 별 사이의 관계를 결정하는 방법.

태양계의 몸체까지의 거리를 측정하기 위해 시차 방법이 사용됩니다. 지구의 반지름은 별의 시차 변위와 별까지의 거리를 측정하는 기준으로 사용하기에는 너무 작은 것으로 밝혀졌습니다. 따라서 수평 대신 1년 시차가 사용됩니다.

별의 연간 시차는 별이 시선에 수직인 경우 지구 궤도의 반장경을 별에서 볼 수 있는 각도(p)입니다.

a는 지구 궤도의 반장축이고,

p는 연간 시차입니다.

파섹 단위도 사용됩니다. 파섹은 시선에 수직인 지구 궤도의 반장경이 1²의 각도에서 보이는 거리입니다.

1파섹 = 3.26광년 = 206265AU e. = 3 * 10 11km.

연간 시차를 측정함으로써 100파섹 또는 300리를 넘지 않는 별까지의 거리를 확실하게 결정할 수 있습니다. 연령.

별의 절대 등급과 겉보기 등급을 알면 별까지의 거리는 공식 lg(r)=0.2*(m-M)+1로 결정할 수 있습니다.

"학교 천문 달력"에 따른 달의 가시성 조건 결정.

티켓 #16

별의 주요 물리적 특성, 이러한 특성의 관계. 별의 평형을 위한 조건.

별의 주요 물리적 특성: 광도, 절대 등급 및 겉보기 등급, 질량, 온도, 크기, 스펙트럼.

밝기- 단위 시간당 별이나 다른 천체가 방출하는 에너지. 일반적으로 lg(L/Lc) = 0.4(Mc – M)로 표현되는 태양 광도의 단위로 주어지며, 여기서 L과 M은 광원의 광도와 절대 크기이고, Lc와 Mc는 태양(Mc)에 대한 해당 크기입니다. = +4 .83). 또한 공식 L=4πR 2 σT 4 에 의해 결정됩니다. 별은 알려져 있으며 그 광도는 태양 광도보다 몇 배나 더 큽니다. Aldebaran의 광도는 160이고 Rigel은 태양의 광도보다 80,000배 더 큽니다. 그러나 대다수의 별은 태양과 비슷하거나 더 작은 광도를 가지고 있습니다.

규모 -별의 밝기를 나타내는 척도. Z.v. 별 복사의 힘에 대한 진정한 아이디어를 제공하지 않습니다. 지구에 가까운 희미한 별은 멀리 있는 밝은 별보다 더 밝게 보일 수 있습니다. 그것으로부터받은 복사 플럭스는 거리의 제곱에 반비례하여 감소합니다. 보이는 Z.v. - 관측자가 하늘을 볼 때 보는 별의 광채. 앱솔루트 Z.v. - 진정한 밝기의 척도는 별이 10 pc의 거리에 있을 때 가질 수 있는 밝기 수준을 나타냅니다. 히파르코스는 가시적 Z.v.의 체계를 발명했습니다. 2세기에 기원전. 별은 겉보기 밝기에 따라 번호가 지정되었습니다. 가장 밝은 별은 1등급이고 가장 희미한 별은 6등급입니다. 모든 R. 19 세기 이 시스템이 수정되었습니다. 모던 스케일 Z.v. Z.v를 결정함으로써 확립되었습니다. 북쪽 부근의 대표적인 별 표본. 세계의 극 (북극 행). 그들에 따르면 Z.v. 다른 모든 별. 이것은 1등성이 6등성보다 100배 더 밝은 로그 척도입니다. 측정 정확도가 높아짐에 따라 10분의 1을 도입해야 했습니다. 가장 밝은 별은 1등급보다 밝고 일부는 음의 등급을 갖습니다.

항성 질량 -알려진 궤도와 거리(M 1 +M 2 = R 3 /T 2)를 가진 쌍성 구성 요소에 대해서만 직접 결정되는 매개변수. 저것. 수십 개의 별의 질량이 확인되었지만 훨씬 더 많은 수의 경우 질량-광도 의존성으로 질량을 결정할 수 있습니다. 40 태양 질량보다 크고 0.1 태양 질량보다 작은 질량은 매우 드뭅니다. 대부분의 별의 질량은 태양의 질량보다 작습니다. 그러한 별의 중심 온도는 핵융합 반응이 시작되는 수준에 도달할 수 없으며, 에너지의 유일한 원천은 켈빈-헬름홀츠 압축입니다. 이러한 객체를 호출합니다. 갈색 왜성.

질량 광도 비율, 에딩턴이 1924년에 발견한 광도 L과 항성 질량 M 사이의 관계. 비율은 L / Lc \u003d (M / Mc) a 형식을 가지며, 여기서 Lc와 Mc는 각각 태양의 광도와 질량입니다. , 가치 ㅏ일반적으로 3-5 범위에 있습니다. 비율은 정상 별의 관찰된 특성이 주로 질량에 의해 결정된다는 사실에서 따릅니다. 왜성 별에 대한 이러한 관계는 관측과 잘 일치합니다. 질량을 직접 측정하기는 어렵지만 초거성과 거성에게도 유효하다고 믿어집니다. 이 비율은 백색 왜성에는 적용되지 않습니다. 그들의 광도를 증가시킵니다.

온도 별별의 일부 영역의 온도입니다. 그것은 모든 물체의 가장 중요한 물리적 특성 중 하나입니다. 그러나 별의 다른 영역의 온도가 다르다는 사실과 온도가 전자기 복사의 플럭스와 다양한 원자, 이온 및 핵의 존재에 의존하는 열역학적 양이라는 사실 때문에 항성 대기의 특정 영역에서 이러한 모든 차이는 광구에 있는 별의 복사와 밀접한 관련이 있는 유효 온도로 통합됩니다. 유효 온도, 표면의 단위 면적당 별이 방출하는 총 에너지 양을 특성화하는 매개 변수. 이것은 항성 온도를 설명하는 명확한 방법입니다. 이것. 스테판-볼츠만 법칙에 따르면 단위 표면적당 별과 동일한 전력을 방출하는 완전한 흑체의 온도를 통해 결정됩니다. 별의 스펙트럼은 세부적으로는 절대 흑체의 스펙트럼과 크게 다르지만 그럼에도 불구하고 유효 온도는 항성 광구의 바깥층에 있는 가스 에너지를 특성화하고 빈 변위 법칙(λ 최대 = 0.29/T), 항성 복사의 최대값이 있는 파장과 그에 따른 별의 색을 결정합니다.

에 의해 크기별은 왜성, 준왜성, 보통별, 거성, 준거성, 초거성으로 나뉜다.

범위별은 온도, 압력, 광구의 가스 밀도, 자기장 및 화학 물질의 강도에 따라 달라집니다. 구성.

스펙트럼 클래스, 스펙트럼에 따른 별의 분류(우선, 스펙트럼 선의 강도에 따른), 이탈리아에 의해 처음 도입되었습니다. 천문학자 세키. 문자 지정을 도입하고 내부 지식이 확장됨에 따라 토례가 수정되었습니다. 별의 구조. 별의 색은 표면의 온도에 따라 달라지므로 현대에서는 별색입니다. 스펙트럼 분류 Draper(Harvard) S.K. 온도 내림차순으로 정렬:

헤르츠스프룽-러셀 다이어그램, 별의 두 가지 주요 특성을 결정할 수 있는 그래프는 절대 등급과 온도 간의 관계를 나타냅니다. 덴마크 천문학자 헤르츠스프룽(Hertzsprung)과 1914년에 첫 번째 도표를 발표한 미국 천문학자 레셀(Ressell)의 이름을 따서 명명되었습니다. 가장 뜨거운 별은 도표의 왼쪽에 있고 가장 광도가 높은 별은 상단에 있습니다. 왼쪽 상단 모서리에서 오른쪽 하단으로 메인 시퀀스,별의 진화를 반영하고 왜성으로 끝납니다. 대부분의 별은 이 순서에 속합니다. 태양도 이 순서에 속합니다. 이 배열 위에는 아거성, 초거성, 거성이 순서대로 있고, 아래에는 아왜성과 백색 왜성이 있습니다. 이 별들의 그룹을 광도 수업.

평형 조건: 알려진 바와 같이 별은 통제되지 않은 열핵 핵융합 반응이 일어나는 유일한 자연 대상이며, 이는 많은 양의 에너지 방출을 동반하고 별의 온도를 결정합니다. 대부분의 별은 정지 상태, 즉 폭발하지 않습니다. 일부 별은 폭발합니다(소위 신규 및 초신성). 별들이 일반적으로 균형을 이루는 이유는 무엇입니까? 힘 핵폭발정지한 별에서는 중력에 의해 균형이 잡혀서 이 별들이 균형을 유지합니다.

알려진 각도 치수 및 거리에서 등기구의 선형 치수 계산.

티켓 #17

1. 스테판-볼츠만 법칙의 물리적 의미와 별의 물리적 특성을 결정하기 위한 적용.

스테판-볼츠만 법칙, 완전한 흑체의 총 복사 전력과 온도 사이의 비율. 1m 2 당 W 단위의 단위 복사 면적의 총 전력은 다음 공식으로 주어집니다. P \u003d σ T 4,어디 σ \u003d 5.67 * 10 -8 W / m 2 K 4 - 스테판-볼츠만 상수, T - 절대 흑체의 절대 온도. 천문학자가 흑체처럼 방사하는 경우는 거의 없지만 방출 스펙트럼은 종종 실제 물체의 스펙트럼에 대한 좋은 모델입니다. 4승에 대한 온도 의존도가 매우 강합니다.

e는 별의 단위 표면당 복사 에너지입니다.

L은 별의 광도, R은 별의 반지름입니다.

Stefan-Boltzmann 공식과 Wien의 법칙을 사용하여 최대 복사를 설명하는 파장이 결정됩니다.

내가 최대 T = b, b – 빈 상수

반대 방향으로 진행할 수 있습니다. 즉, 광도와 온도를 사용하여 별의 크기를 결정할 수 있습니다.

2. 정점에서 등기구의 주어진 높이와 그 편각에 따른 관측 장소의 지리적 위도의 결정.

H = 90 0 - +

h - 등기구의 높이

티켓 #18

가변 및 비 고정 별. 별의 본질 연구에 대한 그들의 중요성.

변광성의 밝기는 시간에 따라 변합니다. 지금은 대략적으로 알려져 있습니다. 3*10 4 . P.Z. 빛은 내부 또는 주변에서 일어나는 과정으로 인해 밝기가 변화하는 물리적 빛과 회전이나 궤도 운동으로 인해 이러한 변화가 일어나는 광학 광학으로 세분화됩니다.

가장 중요한 물리적 유형 P.Z.:

맥동 - Cepheids, Mira Ceti와 같은 별, 준 규칙 및 불규칙 적색 거성;

폭발적인(폭발) - 껍질이 있는 별, 어린 불규칙 변수, 포함. T 황소자리형 별(확산성운과 관련된 아주 젊고 불규칙한 별), 허블-세네자형 초거성(고광도의 뜨거운 초거성, 은하계에서 가장 밝은 물체. 이들은 불안정하며 초과될 경우 에딩턴 광도 한계 근처의 복사원일 가능성이 있음) , 항성 껍질의 "디플레이션" 잠재적 초신성), 타오르는 적색 왜성;

대격변 -신성, 초신성, 공생;

X선 쌍성

지정된 P.z. 알려진 물리적 요소의 98%를 포함합니다. 광학적인 것들은 펄서 및 자기 변수와 같은 일식 바이너리와 회전하는 바이너리를 포함합니다. 태양은 회전에 속하기 때문입니다. 흑점이 디스크에 나타날 때 그 크기는 거의 변하지 않습니다.

맥동하는 별 중에서 세페이드는 매우 흥미롭습니다. 이 유형의 처음 발견된 변수 중 하나인 6 세페이의 이름을 따서 명명되었습니다. 세페이드는 광도가 높고 온도가 적당한 별(노란색 초거성)입니다. 진화 과정에서 그들은 특별한 구조를 얻었습니다. 특정 깊이에서 장에서 나오는 에너지를 축적하고 다시 되돌려주는 층이 생겼습니다. 별은 가열되면 주기적으로 수축하고 냉각되면 팽창합니다. 따라서 복사 에너지는 항성 가스에 흡수되어 이온화되거나 가스가 냉각될 때 이온이 전자를 포획하고 광양자를 방출할 때 다시 방출됩니다. 결과적으로 Cepheid의 밝기는 일반적으로 며칠 동안 여러 번 변경됩니다. 세페이드는 천문학에서 특별한 역할을 합니다. 1908년, 가장 가까운 은하 중 하나인 소마젤란 성운에서 세페이드를 연구한 미국 천문학자 헨리에타 리빗(Henrietta Leavitt)은 이 별들이 더 밝아질수록 밝기의 변화 기간이 길어진다는 사실에 주목했습니다. 소마젤란 성운의 크기는 거리에 비해 작아서 겉보기 밝기의 차이가 밝기의 차이를 반영합니다. Leavitt가 발견한 주기-광도 의존성 덕분에 평균 밝기와 변동 주기를 측정하여 각 세페이드까지의 거리를 쉽게 계산할 수 있습니다. 그리고 초거성은 분명히 보이기 때문에 세페이드 은하가 관측되는 상대적으로 먼 은하까지의 거리를 측정하는 데 사용할 수 있습니다. 세페이드가 특별한 역할을 하는 두 번째 이유가 있습니다. 60년대. 소련의 천문학자 유리 니콜라예비치 에프레모프(Yuri Nikolaevich Efremov)는 세페이드 기간이 길수록 이 별이 젊다는 것을 발견했습니다. 각 세페이드의 나이는 시대에 따른 의존도에서 결정하는 것은 어렵지 않습니다. 최대 주기를 가진 별을 선택하고 그들이 속한 항성군을 연구함으로써 천문학자들은 은하계에서 가장 어린 구조를 탐색합니다. 세페이드는 맥동하는 다른 별보다 주기 변수라는 이름을 가질 자격이 있습니다. 밝기 변경의 각 후속 주기는 일반적으로 이전 주기를 매우 정확하게 반복합니다. 그러나 예외가 있으며 그 중 가장 유명한 것은 북극성입니다. 비록 그것이 다소 미미한 범위에서 밝기를 변화시키기는 하지만 그것이 세페이드에 속한다는 것이 오랫동안 발견되었습니다. 그러나 최근 수십 년 동안 이러한 변동은 사라지기 시작했으며 90년대 중반에 이르게 되었습니다. 북극성은 거의 맥동을 멈췄습니다.

조개를 가진 별, 연속적으로 또는 불규칙한 간격으로 적도 또는 구형 껍질에서 가스 고리를 방출하는 별. 3. 약. - 빠르게 회전하고 파괴 한계에 가까운 스펙트럼 클래스 B의 거인 또는 왜성. 쉘 방출은 일반적으로 밝기의 감소 또는 증가를 동반합니다.

공생 별, 스펙트럼에 방출선이 포함되어 있고 적색 거성과 뜨거운 물체, 즉 백색 왜성 또는 그러한 별 주위의 강착 원반의 특징을 결합한 별.

RR Lyrae 별은 박동하는 별의 또 다른 중요한 그룹을 나타냅니다. 이들은 태양과 같은 질량에 대한 오래된 별입니다. 그들 중 많은 것들이 구상 성단에 있습니다. 일반적으로 약 하루 만에 밝기가 1 배 변경됩니다. 세페이드와 같은 속성은 천문학적 거리를 계산하는 데 사용됩니다.

R 노스 크라운그녀와 같은 스타들은 완전히 예측할 수 없는 방식으로 행동합니다. 이 별은 보통 육안으로 볼 수 있습니다. 몇 년마다 밝기는 약 8등급으로 떨어졌다가 점차 증가하여 이전 수준으로 돌아갑니다. 분명히 여기에 있는 이유는 이 초거성 별이 탄소 구름을 뿜어내고 이 탄소 구름이 입자로 응축되어 그을음과 같은 것을 형성하기 때문입니다. 이 두꺼운 검은 구름 중 하나가 우리와 별 사이를 지나가면 구름이 우주로 사라질 때까지 별의 빛을 가립니다. 이러한 유형의 별은 조밀한 먼지를 생성하는데, 이는 별이 생성되는 지역에서 그다지 중요하지 않습니다.

번쩍이는 별. 태양의 자기 현상은 흑점과 태양 플레어를 유발하지만 태양의 밝기에 큰 영향을 미치지는 않습니다. 일부 별(적색 왜성)의 경우 그렇지 않습니다. 그러한 섬광은 엄청난 비율에 도달하므로 결과적으로 전체 항성 크기 이상으로 발광이 증가할 수 있습니다. 태양에 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리는 그러한 플레어 별 중 하나입니다. 이러한 빛의 폭발은 미리 예측할 수 없으며 몇 분 동안만 지속됩니다.

특정 지리적 위도에서 정점의 높이에 따른 등기구의 적위 계산.

H = 90 0 - +

h - 등기구의 높이

티켓 #19

쌍성 및 별의 물리적 특성을 결정하는 역할.

쌍성(binary star)은 중력에 의해 하나의 시스템으로 연결된 한 쌍의 별이며 공통 무게 중심을 중심으로 회전합니다. 쌍성을 구성하는 별을 구성 요소라고 합니다. 이진성은 매우 일반적이며 여러 유형으로 나뉩니다.

시각적 이중 별의 각 구성 요소는 망원경을 통해 명확하게 볼 수 있습니다. 그들과 상호 방향 사이의 거리는 시간이 지남에 따라 천천히 변합니다.

일식 쌍성의 요소는 교대로 서로를 가리므로 시스템의 밝기가 일시적으로 약해지며 두 밝기 변화 사이의 기간은 궤도 주기의 절반과 같습니다. 구성 요소 사이의 각도 거리는 매우 작아서 개별적으로 관찰할 수 없습니다.

스펙트럼 쌍성 별은 스펙트럼의 변화로 감지됩니다. 상호 순환으로 별은 주기적으로 지구를 향하거나 지구에서 멀어집니다. 스펙트럼의 도플러 효과는 움직임의 변화를 결정하는 데 사용할 수 있습니다.

편광 바이너리는 빛의 편광이 주기적으로 변화하는 것이 특징입니다. 이러한 시스템에서 궤도 운동의 별은 그 사이 공간의 가스와 먼지를 비추고이 물질에 대한 빛의 입사각은 주기적으로 변하는 반면 산란 된 빛은 편광됩니다. 이러한 효과를 정확하게 측정하면 다음을 계산할 수 있습니다. 궤도, 항성 질량 비율, 크기, 속도 및 구성 요소 간의 거리. 예를 들어, 별이 일식이면서 분광학적으로 쌍성일 경우 다음을 결정할 수 있습니다. 각 별의 질량과 궤도의 기울기. 일식 순간의 밝기 변화의 특성에 따라 다음을 결정할 수 있습니다. 별의 상대적 크기와 대기 구조 연구. X선 범위에서 방사선의 소스 역할을 하는 쌍성 별을 X선 쌍성이라고 합니다. 많은 경우 이진법의 질량 중심을 중심으로 회전하는 세 번째 구성 요소가 관찰됩니다. 때때로 쌍성계의 구성요소 중 하나(또는 둘 다)가 차례로 쌍성으로 판명될 수 있습니다. 삼중계에서 쌍성계의 가까운 구성 요소는 며칠의 주기를 가질 수 있는 반면, 세 번째 요소는 수백 또는 수천 년의 주기로 가까운 쌍의 공통 질량 중심을 중심으로 회전할 수 있습니다.

쌍성계에서 별의 속도를 측정하고 만유인력의 법칙을 적용하는 것은 중요한 방법별의 질량을 결정합니다. 쌍성 연구는 항성 질량을 계산하는 유일한 직접적인 방법입니다.

밀접하게 배치된 쌍성계에서 상호 중력은 각각의 별을 늘려서 배 모양을 만드는 경향이 있습니다. 중력이 충분히 강하면 물질이 한 별에서 멀어져 다른 별으로 떨어지기 시작하는 결정적인 순간이 옵니다. 이 두 별 주위에는 3차원 8자 형태의 특정 영역이 있으며 그 표면이 임계 경계입니다. 각각의 별 주위에 있는 이 두 개의 배 모양을 로슈 로브라고 합니다. 별 중 하나가 너무 많이 자라서 로슈 엽을 채우면 별에서 나온 물질이 구멍이 닿는 지점에서 다른 별으로 돌진합니다. 종종 항성 물질은 별에 직접 떨어지지 않고 먼저 뒤틀려 강착 원반을 형성합니다. 두 별이 모두 팽창하여 로슈 엽을 채웠다면 접촉 쌍성(contact 쌍성)이 형성됩니다. 두 별의 물질은 혼합되어 두 개의 항성 코어 주위에서 공으로 합쳐집니다. 결국 모든 별이 팽창하여 거성이 되고 많은 별이 쌍성이므로 쌍성계의 상호 작용은 드문 일이 아닙니다.

주어진 지리적 위도에 대해 알려진 적위로부터 정점에 있는 등기구의 높이를 계산합니다.

H = 90 0 - +

h - 등기구의 높이

티켓 #20

별의 진화, 그 단계와 마지막 단계.

별은 성간 가스와 먼지 구름과 성운에서 형성됩니다. 별을 "모양"하는 주된 힘은 중력입니다. 특정 조건에서 매우 희박한 대기(성간 가스)는 중력의 영향으로 수축하기 시작합니다. 압축하는 동안 방출된 열이 유지되는 중앙에 가스 구름이 응축됩니다. 적외선 범위에서 방출하는 원시성이 나타납니다. 원시성은 그 위에 떨어지는 물질의 영향으로 가열되고 핵융합 반응은 에너지 방출과 함께 시작됩니다. 이 상태에서 그것은 이미 T 황소자리 변광성입니다. 나머지 구름은 소멸됩니다. 그러면 중력이 수소 원자를 중심으로 끌어당겨 융합하여 헬륨을 형성하고 에너지를 방출합니다. 중앙의 압력이 증가하면 더 이상의 수축이 방지됩니다. 이것은 진화의 안정적인 단계입니다. 이 별은 주계열성입니다. 별의 광도는 중심핵이 압축되고 가열됨에 따라 증가합니다. 별이 주계열에 머무는 시간은 질량에 따라 다릅니다. 태양의 경우 이것은 약 100억 년이지만 태양보다 훨씬 무거운 별은 정지 상태에서 수백만 년 동안만 존재합니다. 별이 중심 부분에 포함된 수소를 모두 사용한 후에는 별 내부에서 주요 변화가 발생합니다. 수소는 중앙이 아니라 크기가 커지는 껍질에서 연소되기 시작합니다. 결과적으로 별 자체의 크기가 급격히 증가하고 표면 온도가 떨어집니다. 적색 거성과 초거성을 발생시키는 것은 이 과정입니다. 별의 진화의 마지막 단계는 또한 별의 질량에 의해 결정됩니다. 이 질량이 태양 질량을 1.4배 이상 초과하지 않으면 별은 안정되어 백색 왜성이 됩니다. 전자의 기본적 성질 때문에 파국적 수축이 일어나지 않는다. 더 이상 열 에너지원이 없지만 압축이 시작되는 정도가 있습니다. 이것은 전자와 원자핵이 엄청나게 단단히 압축되어 극도로 조밀한 물질을 형성할 때만 발생합니다. 태양 질량을 가진 백색왜성은 부피가 지구와 거의 같습니다. 백색 왜성은 점차 냉각되어 결국 방사성 재의 검은 공으로 변합니다. 천문학자들은 은하계에 있는 모든 별의 적어도 10분의 1이 백색 왜성이라고 추정합니다.

수축하는 별의 질량이 태양의 질량을 1.4 배 이상 초과하면 백색 왜성의 단계에 도달 한 그러한 별은 거기서 멈추지 않을 것입니다. 이 경우 중력은 너무 커서 전자가 원자핵으로 눌려집니다. 그 결과 양성자는 중성자로 변해 틈 없이 서로 붙을 수 있다. 중성자별의 밀도는 백색 왜성의 밀도를 능가합니다. 그러나 물질의 질량이 3 태양 질량을 초과하지 않으면 전자와 같은 중성자가 자체적으로 추가 압축을 방지할 수 있습니다. 일반적인 중성자별은 지름이 10~15km에 불과하고 1세제곱센티미터의 물질은 약 10억 톤의 무게가 나간다. 엄청난 밀도 외에도 중성자별은 작은 크기에도 불구하고 감지할 수 있는 두 가지 다른 특별한 특성이 있습니다. 바로 빠른 회전과 강한 자기장입니다.

별의 질량이 3 태양 질량을 초과하면 수명 주기의 마지막 단계는 아마도 블랙홀일 것입니다. 별의 질량과 결과적으로 중력이 너무 크면 별은 어떤 안정화력도 저항할 수 없는 치명적인 중력 수축을 받게 됩니다. 이 과정에서 물질의 밀도는 무한대가 되고 물체의 반경은 0이 되는 경향이 있습니다. 아인슈타인의 상대성 이론에 따르면 시공간의 특이점은 블랙홀의 중심에서 발생합니다. 수축하는 별 표면의 중력장이 커지므로 복사와 입자가 별을 떠나는 것이 점점 더 어려워집니다. 결국, 그러한 별은 사건 지평선 아래로 끝이 납니다. 사건 지평선은 물질과 방사선이 안쪽으로만 통과하고 밖으로는 아무것도 통과하지 못하게 하는 일방적인 막으로 시각화될 수 있습니다. 붕괴하는 별은 블랙홀로 변하고 주변의 시공간 속성의 급격한 변화를 통해서만 감지 할 수 있습니다. 사건의 지평선의 반지름을 슈바르츠실트 반지름이라고 합니다.

태양의 1.4배 미만의 질량을 가진 별은 수명 주기가 끝날 때 천천히 위쪽 껍질을 벗겨내는데, 이것을 행성상 성운이라고 합니다. 중성자별이나 블랙홀로 변하는 더 무거운 별은 먼저 초신성으로 폭발합니다. 짧은 시간 20등급 이상 증가하면 태양이 100억년 동안 방출하는 것보다 더 많은 에너지가 방출되고 폭발한 별의 잔해는 초당 20,000km의 속도로 날아갑니다.

망원경으로 흑점의 위치를 ​​관찰하고 스케치(화면에서).

티켓 #21

우리 은하의 구성, 구조 및 치수.

은하, 태양이 속한 항성계. 은하계에는 최소 1000억 개의 별이 있습니다. 세 가지 주요 구성 요소: 중심 농축, 원반 및 은하 후광.

중앙 팽대부는 매우 조밀하게 위치한 오래된 인구 유형 II 별(적색 거성)으로 구성되어 있으며 중심(핵심)에는 강력한 방사선원이 있습니다. 코어에 블랙홀이 있다고 가정했는데, 이 블랙홀은 전파 스펙트럼의 복사와 함께 관찰된 강력한 에너지 과정을 시작합니다. (가스 고리는 블랙홀 주위를 돌고 있으며, 내부 가장자리에서 빠져나온 뜨거운 가스는 블랙홀 속으로 떨어져 에너지를 방출하며 우리는 이를 관찰합니다.) 그러나 최근에 코어에서 가시광선의 폭발이 감지되고 블랙홀 가설이 떨어졌다. 중심 농축의 매개변수: 가로 20,000광년, 두께 3,000광년.

젊은 유형 I 인구 별(젊은 청색 초거성), 성간 물질, 산개 성단 및 4개의 나선 팔을 포함하는 은하의 원반은 지름이 100,000광년이고 두께가 3,000광년에 불과합니다. 은하는 회전하고 내부 부분은 외부 부분보다 훨씬 빠르게 궤도를 통과합니다. 태양은 2억 년 동안 핵 주위를 완전히 공전합니다. 나선팔에는 별이 생성되는 연속적인 과정이 있다.

은하의 후광은 원반과 중심 팽대부와 동심원이며 주로 구상 성단의 구성원이며 II형 개체군에 속하는 별들로 구성됩니다. 그러나 후광에 있는 물질의 대부분은 보이지 않고 일반 별에 포함될 수 없으며 가스나 먼지가 아닙니다. 따라서 후광은 다음을 포함합니다. 어두운 보이지 않는 물질.우리은하의 위성인 대마젤란운과 소마젤란운의 회전속도를 계산하면 헤일로에 포함된 질량이 우리가 관찰하는 원반과 두꺼워지는 질량보다 10배 더 크다는 것을 알 수 있다.

태양은 오리온 팔의 원반 중심에서 2/3 거리에 ​​있습니다. 원반면(은하 적도)에 위치하므로 지구에서 원반형 별을 좁은 띠 형태로 볼 수 있습니다. 은하수,천구 전체를 덮고 천구의 적도에 대해 63 °의 각도로 기울어져 있습니다. 은하의 중심은 궁수자리에 있지만 별빛을 흡수하는 가스와 먼지의 어두운 성운으로 인해 가시광선에서는 보이지 않습니다.

광도와 온도에 대한 데이터에서 별의 반지름을 계산합니다.

L - 광도(Lc = 1)

R - 반경(Rc = 1)

T - 온도(Tc = 6000)

티켓 #22

성단. 성간 매질의 물리적 상태.

성단은 상대적으로 서로 가까이 위치하며 우주의 일반적인 움직임으로 연결된 별의 그룹입니다. 분명히 거의 모든 별은 개별이 아닌 그룹으로 태어납니다. 따라서 성단은 매우 흔한 일입니다. 천문학자들은 성단을 연구하는 것을 좋아합니다. 성단의 모든 별이 우리로부터 거의 같은 시간에 거의 같은 거리에 형성되기 때문입니다. 그러한 별들 사이의 눈에 띄는 밝기 차이는 진정한 차이입니다. 질량에 대한 속성의 의존성의 관점에서 성단을 연구하는 것이 특히 유용합니다. 결국, 이러한 별의 나이와 지구로부터의 거리는 거의 동일하므로 서로 다릅니다. 그들의 질량. 성단에는 개방형과 구상의 두 가지 유형이 있습니다. 열린 성단에서 각 별은 별도로 볼 수 있으며 하늘의 일부에 다소 고르게 분포되어 있습니다. 반대로 구상성단은 중심에 있는 개별 별을 구별할 수 없을 정도로 빽빽하게 별들로 채워진 구체와 같습니다.

산개 성단은 10에서 1000개의 별을 포함하고 있으며 나이보다 훨씬 더 많고 가장 오래된 별은 1억 년이 채 되지 않습니다. 사실은 오래된 성단에서는 별들이 주요 별 세트와 섞일 때까지 점차적으로 서로 멀어집니다. 중력이 산개 성단을 어느 정도 함께 유지하긴 하지만 여전히 약하고 다른 물체의 중력이 산개 성단을 찢을 수 있습니다.

별이 형성되는 구름은 우리 은하의 원반에 집중되어 있으며 거기에서 열린 성단이 발견됩니다.

열린 성단과 달리 구상 성단은 별(100,000에서 100만)로 조밀하게 채워진 구체입니다. 전형적인 구상성단은 지름이 20~400광년이다.

이 성단의 조밀하게 밀집된 중심에서 별들은 서로 매우 근접하여 상호 중력이 그들을 서로 묶어 조밀한 쌍성을 형성합니다. 때로는 별이 완전히 합쳐지는 경우도 있습니다. 가까이 접근하면 별의 바깥 층이 붕괴되어 중심핵이 직접 볼 수 있도록 노출됩니다. 구상 성단에서 이중성은 다른 곳보다 100배 더 흔합니다.

우리은하 주변에는 약 200개의 구상성단이 있으며, 이 성단은 은하를 포함하는 후광 전체에 분포되어 있습니다. 이 모든 성단은 매우 오래되었으며 은하계 자체와 거의 동시에 나타났습니다. 은하단은 은하가 생성된 구름의 일부가 더 작은 조각으로 쪼개질 때 형성된 것으로 보입니다. 구상 성단은 발산하지 않습니다. 그 안에 있는 별들이 매우 가까이에 있고 이들의 강력한 상호 중력이 성단을 조밀한 단일 전체로 묶기 때문입니다.

별 사이의 공간에 있는 물질(가스와 먼지)을 성간 매질이라고 합니다. 대부분은 은하수의 나선팔에 집중되어 있으며 질량의 10%를 차지합니다. 일부 지역에서는 물질이 상대적으로 차갑고(100K) 적외선으로 감지됩니다. 이러한 구름에는 중성 수소, 분자 수소 및 전파 망원경으로 탐지할 수 있는 기타 라디칼이 포함되어 있습니다. 고광도 별 근처 지역에서 가스 온도는 1000-10000K에 도달할 수 있으며 수소는 이온화됩니다.

성간 매질은 매우 희박합니다(cm3당 약 1개의 원자). 그러나 짙은 구름에서 물질의 농도는 평균보다 1000배 더 높을 수 있습니다. 그러나 빽빽한 구름에서도 입방센티미터당 원자는 수백 개에 불과합니다. 우리가 여전히 성간 물질을 관찰할 수 있는 이유는 우리가 그것을 두꺼운 공간에서 볼 수 있기 때문입니다. 입자 크기는 0.1 미크론이며 탄소와 규소를 포함하고 초신성 폭발의 결과로 차가운 별의 대기에서 성간 매체로 들어갑니다. 결과 혼합물은 새로운 별을 형성합니다. 성간 매질은 약한 자기장을 가지며 우주선 플럭스가 침투합니다.

우리 태양계는 성간 물질의 밀도가 비정상적으로 낮은 은하계 지역에 위치하고 있습니다. 이 영역을 로컬 "거품"이라고 합니다. 그것은 약 300 광년 동안 모든 방향으로 뻗어 있습니다.

다른 행성에 있는 관찰자에 대한 태양의 각도 치수 계산.

티켓 #23

은하의 주요 유형과 그 특징.

은하계, 총 질량이 100만에서 10조에 달하는 별, 먼지 및 가스 시스템. 태양의 덩어리. 은하의 진정한 본성은 1920년대에야 비로소 설명되었습니다. 열띤 토론 끝에 그때까지 망원경으로 관찰하면 성운을 닮은 흩어진 빛의 반점처럼 보였으나 1920년대에 처음 사용된 윌슨산 천문대의 2.5m 반사 망원경의 도움으로만 이미지를 얻을 수 있었다. 성운의. 안드로메다 성운에 있는 별들이 은하임을 증명합니다. 같은 망원경을 허블이 안드로메다 성운의 세페이드 주기를 측정하는 데 사용했습니다. 이 변광성은 거리를 정확하게 결정할 수 있을 만큼 충분히 연구되었습니다. 안드로메다 성운은 약입니다. 700kpc, 즉. 그것은 우리 은하계 너머에 있습니다.

여러 유형의 은하가 있으며 주요 유형은 나선 및 타원입니다. 허블 분류와 같은 알파벳 및 숫자 체계를 사용하여 분류하려는 시도가 있었지만 일부 은하는 이러한 체계에 적합하지 않은 경우 처음으로 은하를 식별한 천문학자의 이름을 따서 명명되었습니다(예: Seyfert 및 Markarian 은하) 또는 분류 체계의 알파벳 지정을 제공합니다(예: N형 및 cD형 은하). 뚜렷한 모양이 없는 은하는 불규칙한 것으로 분류됩니다. 은하의 기원과 진화는 아직 완전히 이해되지 않았습니다. 나선 은하는 가장 잘 연구된다. 여기에는 가스, 먼지 및 별의 나선형 팔이 나오는 밝은 코어가 있는 물체가 포함됩니다. 대부분의 나선은하는 중심핵의 반대쪽에서 방사되는 2개의 팔을 가지고 있습니다. 일반적으로 별은 젊습니다. 이들은 일반 코일입니다. 또한 두 팔의 안쪽 끝을 연결하는 중심 다리가 있는 교차 나선이 있습니다. 우리의 G.는 또한 나선에 속합니다. 거의 모든 나선 G.의 질량은 10억에서 3000억 태양 질량 범위에 있습니다. 우주에 있는 모든 은하의 약 4분의 3은 타원형. 그들은 식별 가능한 나선형 구조가없는 타원형 모양을 가지고 있습니다. 모양은 거의 구형에서 시가 모양까지 다양합니다. 그것들은 크기가 수백만 태양 질량을 가진 왜성에서부터 10조 태양 질량을 가진 거대한 것들에 이르기까지 다양합니다. 가장 큰 알려진 CD형 은하. 그것들에는 큰 코어가 있거나 서로에 대해 빠르게 움직이는 여러 코어가 있습니다. 종종 이들은 매우 강력한 라디오 소스입니다. Markarian 은하는 1967년 소련의 천문학자 Veniamin Markarian에 의해 확인되었습니다. 그들은 자외선 범위의 강력한 복사원입니다. 은하계 N형별과 비슷한 희미하게 빛나는 핵을 가지고 있습니다. 그들은 또한 강력한 전파원이며 퀘이사로 진화할 것으로 예상됩니다. 사진에서 세이퍼트 은하는 정상적인 나선처럼 보이지만 매우 밝은 중심핵과 넓고 밝은 방출선을 가진 스펙트럼을 갖고 있어 중심핵에서 빠르게 회전하는 뜨거운 가스의 양이 많다는 것을 나타냅니다. 이러한 유형의 은하는 1943년 미국 천문학자 칼 자이퍼트에 의해 발견되었습니다. 광학적으로 관찰되는 동시에 강력한 전파원인 은하는 전파 은하라고 합니다. 여기에는 세이퍼트 은하, CD형 및 N형 G, 일부 퀘이사가 포함됩니다. 전파은하의 에너지 생성 메커니즘은 아직 이해되지 않았습니다.

"학교 천문 달력"에 따른 행성 토성의 가시성 조건 결정.

티켓 #24

우주의 구조와 진화에 대한 현대 사상의 기초.

20세기에 하나의 전체로서의 우주에 대한 이해가 달성되었습니다. 첫 번째 중요한 단계는 1920년대에 과학자들이 우리 은하(은하수)가 수백만 개의 은하 중 하나이고 태양이 우리 은하에 있는 수백만 개의 별 중 하나라는 결론에 도달했을 때 취해졌습니다. 은하에 대한 후속 연구는 은하들이 우리 은하에서 멀어지고 있다는 것을 보여주었고, 멀어질수록 이 속도는 더 커졌습니다(스펙트럼의 적색편이로 측정). 따라서 우리는 팽창하는 우주.은하의 후퇴는 은하의 적색편이가 은하까지의 거리에 비례한다는 허블 법칙에 반영되어 있다. 은하의 초은하단 수준에서 우주는 세포 구조를 가지고 있습니다. 현대 우주론(우주의 진화론)은 두 가지 가정을 기반으로 합니다. 우주는 균질하고 등방성입니다.

우주에는 여러 모델이 있습니다.

Einstein-de Sitter 모델에서는 우주의 팽창이 무한정 계속되고, 정적 모델에서는 우주가 팽창하지 않고 진화하지 않으며, 맥동하는 우주에서는 팽창과 수축의 주기가 반복됩니다. 그러나 정적 모델은 가능성이 가장 낮습니다. 허블 법칙이 반대할 뿐만 아니라 1965년에 발견된 배경 유물 복사(즉, 기본 팽창하는 뜨거운 4차원 구의 복사)도 마찬가지입니다.

일부 우주론적 모델은 아래에 설명된 "뜨거운 우주" 이론을 기반으로 합니다.

아인슈타인 방정식에 대한 프리드먼의 해에 따르면, 100-130억 년 전, 최초의 순간에 우주의 반지름은 영. 우주의 모든 에너지, 모든 질량은 0의 부피에 집중되어 있습니다. 에너지의 밀도는 무한하고 물질의 밀도도 무한합니다. 그러한 상태를 단수라고 합니다.

1946년 Georgy Gamov와 그의 동료들은 우주 팽창의 초기 단계에 대한 물리 이론을 개발하여 매우 높은 온도와 압력에서 합성에 의해 그 안에 화학 원소의 존재를 설명했습니다. 따라서 Gamow의 이론에 따른 팽창의 시작을 "빅뱅"이라고 불렀습니다. Gamow의 공동 저자는 R. Alfer와 G. Bethe였으므로 때때로 이 이론을 "α, β, γ 이론"이라고 합니다.

우주는 무한한 밀도의 상태에서 팽창하고 있습니다. 단일 상태에서는 일반적인 물리 법칙이 적용되지 않습니다. 분명히, 그러한 고에너지에서의 모든 기본적인 상호작용은 서로 구별할 수 없습니다. 그리고 우주의 어느 반경에서 물리 법칙의 적용 가능성에 대해 이야기하는 것이 합리적입니까? 답은 플랑크 길이에 있습니다.

시간 t p = R p /c = 5*10 -44 s(c는 빛의 속도, h는 플랑크 상수)의 순간부터 시작합니다. 아마도 중력 상호 작용이 나머지와 분리 된 것은 t P를 통해서였을 것입니다. 이론적인 계산에 따르면 처음 10~36초 동안 우주의 온도가 10 28 K 이상일 때 단위 부피당 에너지는 일정하게 유지되었고 우주는 빛의 속도보다 훨씬 빠른 속도로 팽창했습니다. 이 사실은 상대성 이론과 모순되지 않습니다. 왜냐하면 그러한 속도로 팽창하는 것은 물질이 아니라 공간 그 자체이기 때문입니다. 이 진화 단계를 인플레이션. 현대 이론에서 양자 물리학이때 강한 핵력은 전자기력과 약력에서 분리된다는 결론이 나온다. 그 결과 방출된 에너지는 10~33초의 짧은 시간 간격으로 원자 크기에서 태양계 크기로 증가하는 우주의 파국적 팽창의 원인이었습니다. 동시에 우리에게 친숙한 소립자와 약간 적은 수의 반 입자가 나타났습니다. 물질과 복사는 여전히 열역학적 평형 상태에 있었습니다. 이 시대를 일컬어 방사능진화의 단계. 5∙10 12 K의 온도에서 스테이지 재조합: 거의 모든 양성자와 중성자가 소멸되어 광자로 변합니다. 충분한 안티 입자가없는 것들 만 남았습니다. 반입자에 대한 입자의 초기 초과량은 그 수의 10억분의 1입니다. 관측 가능한 우주의 물질이 주로 구성되는 것은 이 "과도한" 물질에서 비롯됩니다. 빅뱅 몇 초 후 무대가 시작됐다 1차 핵합성, 중수소와 헬륨 핵이 형성될 때 약 3분 동안 지속됨; 그런 다음 우주의 고요한 팽창과 냉각이 시작되었습니다.

폭발 후 약 100만 년 후에 물질과 방사선 사이의 균형이 깨지고 자유 양성자와 전자로부터 원자가 형성되기 시작했으며 방사선은 마치 투명한 매질을 통과하는 것처럼 물질을 통과하기 시작했습니다. 유물이라고 불리는이 방사선이었고 온도는 약 3000K였습니다. 현재 2.7K의 온도를 가진 배경이 기록되어 있습니다. 유물 배경 방사선은 1965 년에 발견되었습니다. 에 등장했다 높은 온도등방성이며 뜨거운 팽창 우주의 모델의 존재로 확인합니다. 후에 1차 핵합성물질은 독립적으로 진화하기 시작했고, 인플레이션 단계에서 하이젠베르크의 불확정성 원리에 따라 형성된 물질 밀도의 변화로 인해 원시은하가 나타났습니다. 밀도가 평균보다 약간 높은 곳에 인력의 중심이 형성되고 물질이 밀도가 높은 지역으로 남겨짐에 따라 밀도가 낮은 지역은 점점 더 희박해졌습니다. 이것은 실질적으로 균질한 매질을 분리된 원시은하와 그 성단으로 분할한 방법이며, 수억 년 후에 첫 번째 별이 나타났습니다.

우주론적 모델은 우주의 운명이 그것을 채우고 있는 물질의 평균 밀도에만 의존한다는 결론에 이르게 합니다. 임계 밀도 미만이면 우주의 팽창은 영원히 계속됩니다. 이 옵션을 "오픈 유니버스"라고 합니다. 밀도가 중요할 때 유사한 개발 시나리오가 평평한 우주를 기다리고 있습니다. 구골(googol)의 세월이 지나면 별의 모든 물질이 타버리고 은하계는 암흑 속으로 들어갈 것이다. 백색왜성과 갈색왜성만이 남게 되며 이들 간의 충돌은 극히 드물다.

그러나 이 경우에도 메타은하가 영원하지 않다. 상호작용의 대통합 이론이 옳다면 10 40년 안에 이전 별들을 구성하는 양성자와 중성자가 붕괴할 것입니다. 약 10,100년 후에 거대한 블랙홀이 증발할 것입니다. 우리 세계에는 전자, 중성미자, 광자만이 남게 될 것이며, 먼 거리에 떨어져 있을 것입니다. 어떤 의미에서 이것은 시간의 끝이 될 것입니다.

우주의 밀도가 너무 높으면 우리 세계가 닫히고 조만간 팽창이 치명적인 수축으로 대체됩니다. 우주는 어떤 의미에서는 중력 붕괴로 수명을 마감할 것이며, 이는 더욱 심각합니다.

알려진 시차에서 별까지의 거리를 계산합니다.