1. Vietos laiku.

Laikas, matuojamas tam tikrame geografiniame dienovidiniame, vadinamas vietinis laikas šis dienovidinis. Visose to paties dienovidinio vietose pavasario lygiadienio (arba Saulės, arba vidutinės saulės) valandų kampas bet kuriuo momentu yra vienodas. Todėl visame geografiniame dienovidiniame vietinis laikas (žvaigždžių ar saulės) tuo pačiu momentu yra vienodas.

Jei skirtumas tarp dviejų vietų geografinių ilgumų yra D l, tada labiau rytinėje vietoje bet kurios žvaigždės valandų kampas bus ties D l didesnis nei to paties šviestuvo valandų kampas labiau vakarinėje vietoje. Todėl bet kurio vietinio laiko skirtumas dviejuose dienovidiniuose tuo pačiu fiziniu momentu visada yra lygus šių dienovidinių ilgumų skirtumui, išreikštam valandomis (laiko vienetais):

tie. bet kurio žemės taško vietinis vidutinis laikas visada yra lygus to momento visuotiniam laikui plius to taško ilguma, išreikšta valandomis ir laikoma teigiama į rytus nuo Grinvičo.

Astronominiuose kalendoriuose daugumos reiškinių momentai nurodomi visuotiniu laiku. T 0 . Šių įvykių akimirkos vietos laiku T t. nesunkiai nustatomi pagal (1.28) formulę.

3. standartinis laikas. AT Kasdienybė naudoti tiek vietinį vidutinį saulės laiką, tiek visuotinis laikas nepatogus. Pirmoji dėl to, kad vietinių laiko skaičiavimo sistemų iš esmės yra tiek, kiek yra geografinių meridianų, t.y. nesuskaičiuojama daugybė. Todėl, norint nustatyti įvykių ar reiškinių seką, užfiksuotą vietos laiku, be momentų būtina žinoti ir dienovidinių, kuriuose šie įvykiai ar reiškiniai vyko, ilgumų skirtumą.

Įvykių seka, pažymėta pagal visuotinį laiką, nesunkiai nustatoma, tačiau didelis skirtumas tarp visuotinio laiko ir vietinio dienovidinių laiko, nutolusio nuo Grinvičo laiko, sukuria nepatogumų kasdieniame gyvenime naudojant universalųjį laiką.

1884 m. buvo pasiūlyta vidutinio laiko juostos skaičiavimo sistema, kurios esmė tokia. Laikas laikomas tik 24 d majoras geografiniai dienovidiniai, esantys vienas nuo kito tiksliai 15° ilgumos (arba 1 h), maždaug kiekvieno viduryje laiko zona. Laiko juostos vadinamos žemės paviršiaus sritimis, į kurias ji sąlyginai padalinta linijomis, einančiomis nuo jos šiaurės ašigalio į pietus ir nutolusiomis maždaug 7 °,5 atstumu nuo pagrindinių dienovidinių. Šios linijos arba laiko juostų ribos tiksliai seka geografinius dienovidinius tik atvirose jūrose ir vandenynuose bei negyvenamose sausumos vietose. Likusią savo ilgio dalį jie eina valstybinėmis, administracinėmis, ekonominėmis ar geografinėmis ribomis, viena ar kita kryptimi traukdamiesi nuo atitinkamo dienovidinio. Laiko juostos sunumeruotos nuo 0 iki 23. Grinvičas laikomas pagrindiniu nulinės zonos dienovidiniu. Pagrindinis pirmosios laiko juostos dienovidinis yra lygiai 15 ° į rytus nuo Grinvičo, antroji - 30 °, trečioji - 45 ° ir tt iki 23 laiko juostos, kurios pagrindinis dienovidinis yra rytų ilgumos nuo Grinvičo 345 °. (arba vakarų ilgumos 15°).

Standartinis laikasT p vadinamas vietiniu vidutiniu saulės laiku, išmatuotu pagrindiniame tam tikros laiko juostos dienovidiniame. Jis seka laiką visoje teritorijoje, esančioje tam tikroje laiko juostoje.

Standartinis šios zonos laikas P yra susijęs su visuotiniu laiku akivaizdžiu ryšiu

T n = T 0 +n h .

(1.29)

Taip pat visiškai akivaizdu, kad skirtumas tarp dviejų taškų standartinių laikų yra sveikasis valandų skaičius, lygus jų laiko juostų skaičių skirtumui.

4. Vasaros laikas. Siekiant racionaliau paskirstyti įmonėms ir gyvenamosioms patalpoms apšvietimui naudojamą elektros energiją ir maksimaliai išnaudoti dienos šviesa metų vasaros mėnesiais daugelyje šalių (taip pat ir mūsų respublikoje) pagal standartinį laiką einančių laikrodžių valandinės rodyklės perkeliamos 1 valanda ar pusvalandžiu į priekį. Taip vadinamas vasaros laikas. Rudenį laikrodis vėl nustatomas į standartinį laiką.

DST ryšys T l bet kurį tašką su standartiniu laiku T p ir su visuotiniu laiku T 0 gaunamas šiais santykiais:

(1.30)

1. Teorinė teleskopo skiriamoji geba:

Kur λ - vidutinis šviesos bangos ilgis (5,5 10 -7 m), D yra teleskopo objektyvo skersmuo, arba , kur D yra teleskopo objektyvo skersmuo milimetrais.

2. Teleskopo padidinimas:

Kur F yra objektyvo židinio nuotolis, f yra okuliaro židinio nuotolis.

3. Šviestuvų aukštis kulminacijos taške:

šviestuvų aukštis viršutiniame kulminaciniame taške, kurio kulminacija yra į pietus nuo zenito ( d < j):

, kur j- stebėjimo vietos platuma, d- žvaigždės deklinacija;

šviestuvų aukštis viršutiniame kulminaciniame taške, kurio kulminacija yra į šiaurę nuo zenito ( d > j):

, kur j- stebėjimo vietos platuma, d- žvaigždės deklinacija;

šviestuvų aukštis apatinėje kulminacijoje:

, kur j- stebėjimo vietos platuma, d- šviestuvo deklinacija.

4. Astronominė refrakcija:

Apytikslė lūžio kampo, išreikšto lanko sekundėmis, apskaičiavimo formulė (esant +10°C temperatūrai ir 760 mmHg atmosferos slėgiui):

, kur z yra žvaigždės zenito atstumas (z<70°).

siderinis laikas:

Kur a- teisingas šviestuvo kilimas, t yra jo valandos kampas;

vidutinis saulės laikas (vidutinis vietinis laikas):

T m = T  + h, kur T- tikras saulės laikas, h yra laiko lygtis;

pasaulio laikas:

Kur l yra taško ilguma su vietiniu vidutiniu laiku T m, išreikštas valandomis, T 0 - visuotinis laikas šiuo metu;

standartinis laikas:

Kur T 0 - visuotinis laikas; n– laiko juostos numeris (Grinvičui n=0, Maskvai n=2, Krasnojarskui n=6);

motinystės laikas:

arba

6. Formulės, siejančios planetos revoliucijos siderinį (žvaigždžių) laikotarpį T su sinodiniu jos apyvartos laikotarpiu S:

viršutinėms planetoms:

žemesnėms planetoms:

, kur TÅ yra siderinis Žemės apsisukimo aplink Saulę laikotarpis.

7. Trečiasis Keplerio dėsnis:

, kur T 1 ir T 2- planetų sukimosi periodai, a 1 ir a 2 yra pagrindinės jų orbitos pusiau ašys.

8. Gravitacijos dėsnis:

Kur m 1 ir m2 yra pritrauktų materialių taškų masės, r- atstumas tarp jų, G yra gravitacinė konstanta.

9. Trečiasis apibendrintas Keplerio dėsnis:

, kur m 1 ir m2 yra dviejų vienas kitą traukiančių kūnų masės, r yra atstumas tarp jų centrų, T yra šių kūnų apsisukimo aplink bendrą masės centrą laikotarpis, G yra gravitacinė konstanta;

Saulės ir dviejų planetų sistemai:

, kur T 1 ir T 2- planetų revoliucijos sideriniai (žvaigždžių) laikotarpiai, M yra saulės masė, m 1 ir m2 yra planetų masės, a 1 ir a 2 - planetų orbitų pagrindinės pusašys;

sistemoms Saulė ir planeta, planeta ir palydovas:

, kur M yra Saulės masė; m 1 yra planetos masė; m 2 yra planetos palydovo masė; T 1 ir a 1- planetos apsisukimo aplink Saulę ir jos orbitos pusiau pagrindinę ašį laikotarpis; T 2 ir a 2 yra palydovo orbitos laikotarpis aplink planetą ir pusiau pagrindinę jo orbitos ašį;

adresu M >> m 1 ir m 1 >> m 2 ,

10. Tiesinis kūno greitis paraboline orbita (parabolinis greitis):

, kur G M yra centrinio kūno masė, r yra parabolinės orbitos pasirinkto taško spindulio vektorius.

11. Tiesinis kūno greitis elipsės formos orbita pasirinktame taške:

, kur G yra gravitacinė konstanta, M yra centrinio kūno masė, r yra pasirinkto elipsinės orbitos taško spindulio vektorius, a yra pusiau pagrindinė elipsės orbitos ašis.

12. Tiesinis kūno greitis apskritimo orbita (apvalus greitis):

, kur G yra gravitacinė konstanta, M yra centrinio kūno masė, R yra orbitos spindulys, v p yra parabolinis greitis.

13. Elipsės orbitos ekscentriškumas, apibūdinantis elipsės nukrypimo nuo apskritimo laipsnį:

, kur c yra atstumas nuo židinio iki orbitos centro, a yra pusiau pagrindinė orbitos ašis, b yra mažoji orbitos pusašis.

14. Periapsės ir apoapsio atstumų ryšys su pusiau didžiąja ašimi ir elipsinės orbitos ekscentriškumu:

Kur r P - atstumai nuo židinio, kuriame yra centrinis dangaus kūnas, iki periapsės, r A - atstumai nuo židinio, kuriame yra centrinis dangaus kūnas, iki apocentro, a yra pusiau pagrindinė orbitos ašis, e yra orbitos ekscentriškumas.

15. Atstumas iki šviestuvo (Saulės sistemoje):

, kur R ρ 0 - horizontalus žvaigždės paralaksas, išreikštas lanko sekundėmis,

arba kur D 1 ir D 2 - atstumai iki šviestuvų, ρ 1 ir ρ 2 – jų horizontalios paralaksai.

16. Šviesos spindulys:

Kur ρ - kampas, kuriuo šviestuvo disko spindulys matomas nuo Žemės (kampinis spindulys), RÅ yra Žemės pusiaujo spindulys, ρ 0 - horizontalus žvaigždės paralaksas. m - tariamasis dydis, R yra atstumas iki žvaigždės parsekais.

20. Stefano-Boltzmanno įstatymas:

ε=σT 4, kur ε yra energija, išspinduliuojama iš paviršiaus vieneto per laiko vienetą, T yra temperatūra (kelvinais) ir σ yra Stefano-Boltzmanno konstanta.

21. Vyno dėsnis:

Kur λ max - bangos ilgis, kuris sudaro didžiausią juodo kūno spinduliuotę (centimetrais), T yra absoliuti temperatūra kelvinais.

22. Hablo dėsnis:

, kur v yra galaktikos tolimo radialinis greitis, c yra šviesos greitis, Δ λ yra Doplerio linijų poslinkis spektre, λ yra spinduliuotės šaltinio bangos ilgis, z- raudonasis poslinkis, r yra atstumas iki galaktikos megaparsekais, H yra Hablo konstanta, lygi 75 km / (s × Mpc).

1.2 Kai kurios svarbios sąvokos ir formulės iš bendrosios astronomijos

Prieš pereidami prie užtemdančių kintamų žvaigždžių aprašymo, kuriam yra skirtas šis darbas, apsvarstykite keletą pagrindinių sąvokų, kurių mums prireiks toliau.

Dangaus kūno žvaigždės dydis yra jo spindesio matas, priimtas astronomijoje. Blizgučiai – tai stebėtoją pasiekiančios šviesos intensyvumas arba spinduliuotės imtuve (akyje, fotografinėje plokštelėje, fotodaugintuve ir kt.) sukuriamas apšvietimas Blizgučiai yra atvirkščiai proporcingi atstumo, skiriančio šaltinį ir stebėtoją, kvadratui.

Didumas m ir ryškumas E yra susiję pagal formulę:

Šioje formulėje E i yra m i -ojo dydžio žvaigždės ryškumas, E k - m k -ojo dydžio žvaigždės ryškumas. Naudojant šią formulę nesunku pastebėti, kad pirmojo didumo (1 m) žvaigždės yra ryškesnės už šeštojo (6 m) žvaigždes, kurios matomos ties plika akimi matomumo riba lygiai 100 kartų. Būtent ši aplinkybė buvo pagrindas sudaryti žvaigždžių dydžių skalę.

Atsižvelgdami į (1) formulės logaritmą ir į tai, kad lg 2,512 = 0,4, gauname:

, (1.2)

(1.3)

Paskutinė formulė rodo, kad dydžių skirtumas yra tiesiogiai proporcingas dydžių santykio logaritmui. Minuso ženklas šioje formulėje rodo, kad žvaigždžių dydis didėja (mažėja) mažėjant (didėjant) ryškumui. Žvaigždžių dydžių skirtumas gali būti išreikštas ne tik sveikuoju skaičiumi, bet ir trupmeniniu skaičiumi. Didelio tikslumo fotoelektrinių fotometrų pagalba galima nustatyti žvaigždžių dydžių skirtumą 0,001 m tikslumu. Patyrusio stebėtojo vizualinių (akies) įverčių tikslumas yra apie 0,05 m.

Pažymėtina, kad (3) formulė leidžia apskaičiuoti ne žvaigždžių dydžius, o jų skirtumus. Norėdami sukurti žvaigždžių dydžių skalę, turite pasirinkti tam tikrą šios skalės nulinį tašką (atskaitos tašką). Maždaug tokiu nuliniu tašku galima laikyti Vegą (lyrą), nulinio dydžio žvaigžde. Yra žvaigždžių, kurių dydžiai yra neigiami. Pavyzdžiui, Sirius (a Didelis šuo) yra ryškiausia žvaigždė žemės danguje, jos dydis –1,46 m.

Žvaigždės spindesys, įvertinamas akimis, vadinamas vizualiniu. Tai atitinka žvaigždžių dydį, žymimą m u . arba m vizos. . Žvaigždžių spindesys, įvertinamas pagal jų vaizdo skersmenį ir pajuodimo laipsnį fotografinėje plokštelėje (fotografinis efektas), vadinamas fotografiniu. Tai atitinka fotografijos dydį m pg arba m foto. Skirtumas C \u003d m pg - m ph, priklausomai nuo žvaigždės spalvos, vadinamas spalvų indeksu.

Yra kelios sutartinai priimtos dydžių sistemos, iš kurių plačiausiai naudojamos dydžių sistemos U, B ir V. Raidė U žymi ultravioletinius dydžius, B – mėlyna (artima fotografinei), V – geltona (artima vizualinei). Atitinkamai nustatomi du spalvų indeksai: U - B ir B - V, kurie grynai baltoms žvaigždėms yra lygūs nuliui.

Teorinė informacija apie kintamų žvaigždžių užtemimą

2.1 Užtemdančių kintamų žvaigždžių atradimo ir klasifikavimo istorija

Pirmoji užtemstanti kintamoji žvaigždė Algol (b. Persėjas) buvo atrasta 1669 m. Italų matematikas ir astronomas Montanari. Pirmą kartą jis buvo ištirtas XVIII amžiaus pabaigoje. Anglų astronomas mėgėjas Johnas Goodryke'as. Paaiškėjo, kad viena žvaigždė b Perseus, matoma plika akimi, iš tikrųjų yra daugialypė sistema, kuri nėra atskirta net teleskopiniais stebėjimais. Dvi į sistemą įtrauktos žvaigždės aplink bendrą masės centrą apsisuka per 2 dienas 20 valandų ir 49 minutes. Tam tikrais laiko momentais viena iš žvaigždžių, įtrauktų į sistemą, uždaro kitą nuo stebėtojo, todėl laikinai susilpnėja bendras sistemos ryškumas.

Algolio šviesos kreivė parodyta fig. vienas

Šis grafikas pagrįstas tiksliais fotoelektriniais stebėjimais. Matomas du ryškumo blukimas: gilus pirminis minimumas - pagrindinis užtemimas (ryškus komponentas pasislėpęs už silpnesniojo) ir nedidelis ryškumo sumažėjimas - antrinis minimumas, kai ryškesnis komponentas pranoksta silpnesnįjį.

Šie reiškiniai kartojasi po 2,8674 dienų (arba 2 dienų 20 valandų 49 minučių).

Iš ryškumo pokyčių grafiko (1 pav.) matyti, kad iškart pasiekus pagrindinį minimumą (mažiausią ryškumo reikšmę), Algol pradeda kilti. Tai reiškia, kad vyksta dalinis užtemimas. Kai kuriais atvejais gali būti stebimas ir visiškas užtemimas, kuriam būdingas minimalios kintamojo ryškumo reikšmės išlikimas pagrindiniame minimume tam tikrą laikotarpį. Pavyzdžiui, užtemdančios kintamos žvaigždės U Cephei, kurią galima stebėti stipriais žiūronais ir mėgėjiškais teleskopais, bendra fazės trukmė yra mažiausiai 6 valandos.

Atidžiai ištyrus Algolio ryškumo pokyčių grafiką, galima pastebėti, kad tarp pagrindinio ir antrinio minimumo žvaigždės šviesumas nelieka pastovus, kaip gali atrodyti iš pirmo žvilgsnio, o šiek tiek kinta. Šį reiškinį galima paaiškinti taip. Už užtemimo ribų šviesa iš abiejų dvejetainės sistemos komponentų pasiekia Žemę. Tačiau abu komponentai yra arti vienas kito. Todėl silpnesnis komponentas (dažnai didesnio dydžio), apšviestas ryškiu komponentu, išsklaido ant jo patenkančią spinduliuotę. Akivaizdu, kad didžiausias išsklaidytos spinduliuotės kiekis Žemės stebėtoją pasieks tuo metu, kai silpnoji dedamoji yra už šviesiosios, t.y. arti antrinio minimumo momento (teoriškai tai turėtų įvykti iš karto antrinio minimumo momentu, tačiau bendras sistemos ryškumas smarkiai sumažėja dėl to, kad užtemsta vienas iš komponentų).

Šis efektas vadinamas pakartotiniu emisijos efektu. Grafike jis pasireiškia kaip laipsniškas bendro sistemos ryškumo didėjimas artėjant prie antrinio minimumo ir ryškumo sumažėjimas, kuris yra simetriškas jo padidėjimui, palyginti su antriniu minimumu.

1874 metais Goodrykas atrado antrąją užtemimą kintamąją žvaigždę – b Lyrą. Ryškumas keičiasi gana lėtai, per 12 dienų 21 valandą 56 minutes (12 914 dienų). Priešingai nei Algol, šviesos kreivė yra lygesnės formos. (2 pav.) Taip yra dėl to, kad komponentai yra arti vienas kito.

Sistemoje atsirandančios potvynio jėgos priverčia abi žvaigždes ištempti išilgai linijos, jungiančios jų centrus. Komponentai jau nebe sferiniai, o elipsoidiniai. Orbitinio judėjimo metu elipsės formos komponentų diskai sklandžiai keičia savo plotą, o tai lemia nuolatinį sistemos ryškumo kitimą net už užtemimo ribų.

1903 metais buvo aptiktas užtemimo kintamasis W Ursa Major, kuriame apsisukimo laikotarpis yra apie 8 valandas (0,3336834 dienos). Per šį laiką stebimi du vienodo arba beveik vienodo gylio minimumai (3 pav.). Žvaigždės šviesos kreivės tyrimas rodo, kad komponentai yra beveik vienodo dydžio ir beveik liečia paviršius.

Be žvaigždžių, tokių kaip Algol, b Lyra ir W Ursa Major, yra retesnių objektų, kurie taip pat klasifikuojami kaip užtemdančios kintamos žvaigždės. Tai elipsoidinės žvaigždės, kurios sukasi aplink ašį. Disko srities pasikeitimas sukelia nedidelius ryškumo pokyčius.

Vandenilis, o žvaigždės, kurių temperatūra yra apie 6 tūkst. K., turi jonizuoto kalcio linijas, esančias ant matomos ir ultravioletinės spektro dalių ribos. Atkreipkite dėmesį, kad šio tipo aš turi mūsų Saulės spektrą. Žvaigždžių spektrų seka, gauta nuolat keičiant jų paviršiaus sluoksnių temperatūrą, žymima raidėmis: O, B, A, F, G, K, M, nuo karščiausio iki ...

Jokių linijų nebus pastebėta (dėl palydovo spektro silpnumo), tačiau pagrindinės žvaigždės spektro linijos svyruos taip pat, kaip ir pirmuoju atveju. Spektroskopinių dvinarių žvaigždžių spektrų pokyčių periodai, kurie akivaizdžiai yra ir jų sukimosi periodai, yra gana skirtingi. Trumpiausias iš žinomų laikotarpių yra 2,4 valandos (g Mažosios Ursa), o ilgiausias - dešimtys metų. Dėl...

Iš informacijos jūros, kurioje skęstame, be savęs naikinimo, yra ir kita išeitis. Pakankamai plataus mąstymo ekspertai gali sukurti naujausias santraukas arba santraukas, kuriose trumpai apibendrinami pagrindiniai konkrečios srities faktai. Pateikiame Sergejaus Popovo bandymą surinkti tokį svarbiausios informacijos apie astrofiziką rinkinį.

S. Popovas. I. Yarovajos nuotr

Priešingai populiariems įsitikinimams, mokyklinis astronomijos mokymas taip pat neprilygo SSRS. Oficialiai šis dalykas buvo įtrauktas į mokymo programas, tačiau realiai astronomija buvo dėstoma ne visose mokyklose. Dažnai, net jei pamokos vykdavo, mokytojai jas naudodavo papildomiems pagrindinių dalykų (daugiausia fizikos) užsiėmimams. Ir labai retais atvejais mokymas buvo pakankamai kokybiškas, kad spėtų susidaryti adekvatų pasaulio vaizdą tarp moksleivių. Be to, astrofizika per pastaruosius dešimtmečius buvo vienas sparčiausiai besivystančių mokslų; astrofizikos žinios, kurias suaugusieji gavo mokykloje prieš 30-40 metų, yra gerokai pasenusios. Priduriame, kad dabar mokyklose astronomijos beveik nėra. Dėl to dažniausiai žmonės turi gana miglotą supratimą apie tai, kaip pasaulis veikia didesniu mastu nei Saulės sistemos planetų orbitos.

Spiralinė galaktika NGC 4414

Galaktikų spiečius Coma Berenices žvaigždyne

Planeta aplink žvaigždę Fomalhaut

Esant tokiai situacijai, manau, būtų protinga atlikti „Labai trumpą astronomijos kursą“. Tai yra, pabrėžti pagrindinius faktus, kurie sudaro šiuolaikinio astronominio pasaulio paveikslo pagrindus. Žinoma, skirtingi specialistai gali pasirinkti šiek tiek skirtingus pagrindinių sąvokų ir reiškinių rinkinius. Bet gerai, jei yra keletas gerų versijų. Svarbu, kad viską būtų galima išdėstyti vienoje paskaitoje arba tilpti į vieną nedidelį straipsnį. O tuomet besidomintys galės plėsti ir gilinti žinias.

Iškėliau sau užduotį sukurti svarbiausių astrofizikos sąvokų ir faktų rinkinį, kuris tilptų viename standartiniame A4 lape (apie 3000 ženklų su tarpais). Kartu, žinoma, daroma prielaida, kad žmogus žino, kad Žemė sukasi aplink Saulę, supranta, kodėl vyksta užtemimai ir metų laikų kaita. Tai yra, absoliučiai „vaikiški“ faktai neįtraukti į sąrašą.

Žvaigždžių formavimosi sritis NGC 3603

Planetos ūkas NGC 6543

Supernovos likutis Cassiopeia A

Praktika parodė, kad viską, kas yra sąraše, galima pasakyti maždaug valandos paskaitoje (arba per porą pamokų mokykloje, atsižvelgiant į atsakymus į klausimus). Žinoma, per pusantros valandos neįmanoma susidaryti stabilaus pasaulio sandaros vaizdo. Tačiau pirmas žingsnis turi būti žengtas ir čia turėtų padėti toks „tyrimas dideliais potėpiais“, kuriame užfiksuoti visi pagrindiniai taškai, atskleidžiantys pagrindines Visatos sandaros savybes.

Visi vaizdai buvo padaryti Hablo kosminiu teleskopu ir paimti iš http://heritage.stsci.edu ir http://hubble.nasa.gov

1. Saulė yra eilinė žvaigždė (viena iš maždaug 200–400 mlrd.) mūsų Galaktikos pakraštyje – žvaigždžių ir jų liekanų, tarpžvaigždinių dujų, dulkių ir tamsiosios medžiagos sistema. Atstumai tarp žvaigždžių galaktikoje paprastai yra keli šviesmečiai.

2. Saulės sistema tęsiasi už Plutono orbitos ir baigiasi ten, kur Saulės gravitacinė įtaka lyginama su netoliese esančių žvaigždžių įtaka.

3. Žvaigždės ir šiandien formuojasi iš tarpžvaigždinių dujų ir dulkių. Žvaigždės per savo gyvenimą ir jo pabaigoje dalį savo materijos, prisodrintos sintezuotais elementais, išmeta į tarpžvaigždinę erdvę. Taip šiandien keičiasi visatos cheminė sudėtis.

4. Saulė vystosi. Jo amžius nesiekia 5 milijardų metų. Maždaug po 5 milijardų metų jo šerdyje pritrūks vandenilio. Saulė taps raudona milžine, o paskui balta nykštuke. Didžiulės žvaigždės savo gyvenimo pabaigoje sprogsta, palikdamos neutroninę žvaigždę arba juodąją skylę.

5. Mūsų galaktika yra viena iš daugelio tokių sistemų. Matomoje visatos dalyje yra apie 100 milijardų didelių galaktikų. Juos supa nedideli palydovai. Galaktikos skersmuo yra apie 100 000 šviesmečių. Artimiausia didelė galaktika yra nutolusi apie 2,5 milijono šviesmečių.

6. Planetos egzistuoja ne tik aplink Saulę, bet ir aplink kitas žvaigždes, jos vadinamos egzoplanetomis. Planetų sistemos nėra panašios. Dabar žinome daugiau nei 1000 egzoplanetų. Matyt, daugelis žvaigždžių turi planetas, tačiau tik maža dalis gali būti tinkama gyvybei.

7. Pasaulis, kaip mes jį žinome, turi ribotą amžių – kiek mažiau nei 14 milijardų metų. Pradžioje materija buvo labai tankios ir karštos būsenos. Įprastos medžiagos dalelių (protonų, neutronų, elektronų) nebuvo. Visata plečiasi, vystosi. Plečiantis iš tankios karštos būsenos, visata atvėso ir tapo mažiau tanki, atsirado įprastų dalelių. Tada buvo žvaigždės, galaktikos.

8. Dėl šviesos greičio ribotumo ir baigtinio stebimos visatos amžiaus galime stebėti tik ribotą erdvės sritį, tačiau fizinis pasaulis ties šia riba nesibaigia. Dideliais atstumais dėl šviesos greičio ribotumo matome objektus tokius, kokie jie buvo tolimoje praeityje.

9. Dauguma cheminių elementų, su kuriais susiduriame gyvenime (ir iš kurių esame pagaminti), atsirado žvaigždėse jų gyvenimo metu dėl termobranduolinių reakcijų arba paskutiniuose masyvių žvaigždžių gyvavimo etapuose – supernovų sprogimų metu. Prieš žvaigždžių susidarymą įprasta medžiaga daugiausia egzistavo vandenilio (labiausiai paplitusio elemento) ir helio pavidalu.

10. Paprastoji medžiaga sudaro tik apie kelis procentus viso visatos tankio. Maždaug ketvirtadalis visatos tankio yra susijęs su tamsiąja medžiaga. Jį sudaro dalelės, kurios silpnai sąveikauja tarpusavyje ir su įprasta medžiaga. Kol kas mes tik stebime tamsiosios materijos gravitacinį veiksmą. Apie 70 procentų visatos tankio yra susijusi su tamsiąja energija. Dėl to visatos plėtimasis vyksta vis greičiau. Tamsiosios energijos prigimtis neaiški.

ASTRONOMIJA 11 KLASĖS BILIETAI

BILIETAS Nr. 1

Matomi šviestuvų judesiai, atsirandantys dėl jų pačių judėjimo erdvėje, Žemės sukimosi ir jos apsisukimų aplink Saulę.

Žemė atlieka sudėtingus judesius: sukasi aplink savo ašį (T=24 val.), sukasi aplink Saulę (T=1 metai), sukasi kartu su Galaktika (T=200 tūkst. metų). Tai rodo, kad visi stebėjimai iš Žemės skiriasi matomomis trajektorijomis. Planetos juda dangumi iš rytų į vakarus (tiesioginis judėjimas), tada iš vakarų į rytus (atvirkštinis judėjimas). Krypties pasikeitimo akimirkos vadinamos sustojimais. Jei įtrauksite šį kelią į žemėlapį, gausite kilpą. Kuo mažesnis kilpos dydis, tuo didesnis atstumas tarp planetos ir Žemės. Planetos skirstomos į apatines ir viršutines (apatinė – žemės orbitos viduje: Merkurijus, Venera; viršutinė: Marsas, Jupiteris, Saturnas, Uranas, Neptūnas ir Plutonas). Visos šios planetos sukasi taip pat, kaip Žemė aplink Saulę, tačiau dėl Žemės judėjimo galima stebėti kilpinį planetų judėjimą. Santykinė planetų padėtis Saulės ir Žemės atžvilgiu vadinama planetų konfigūracijomis.

Planetos konfigūracijos, Skirt. geometrinis planetų padėtis saulės ir žemės atžvilgiu. Tam tikros planetų padėties, matomos iš Žemės ir išmatuotos Saulės atžvilgiu, yra ypatingos. titulai. Sergant. V - vidinė planeta, aš - išorinė planeta, E -Žemė, S - Saulė. Kai vidinis planeta yra tiesioje linijoje su saule, ji yra ryšį. K.p. EV 1S ir ESV 2 paskambino apatinė ir viršutinė jungtis atitinkamai. Išor. I planeta yra aukštesnėje konjunkcijoje, kai yra tiesioje linijoje su Saule ( ESI 4) ir in konfrontacija, kai jis guli priešinga Saulei kryptimi (I 3 ES). I 5 ES, vadinamas pailgėjimu. Vidiniam planetos max, pailgėjimas atsiranda, kai EV 8 S yra 90°; išoriniams planetos gali pailgėti nuo 0° ESI 4) iki 180° (I 3 ES). Kai pailgėjimas yra 90°, manoma, kad planeta yra kvadratūra(I 6 ES, I 7 ES).

Laikotarpis, per kurį planeta savo orbitoje apsisuka aplink Saulę, vadinamas sideriniu (žvaigždiniu) apsisukimo periodu - T, laikotarpis tarp dviejų vienodų konfigūracijų - sinodiniu periodu - S.

Planetos sukasi aplink saulę viena kryptimi ir vieną apsisukimą aplink saulę atlieka per laiko intervalą = sideralinis periodas

vidinėms planetoms

išorinėms planetoms

S yra siderinis periodas (žvaigždžių atžvilgiu), T yra sinodinis periodas (tarp fazių), T Å = 1 metai.

Kometos ir meteoritų kūnai juda elipsinėmis, parabolinėmis ir hiperbolinėmis trajektorijomis.

Atstumo iki galaktikos apskaičiavimas pagal Hablo dėsnį.

H = 50 km/sek*Mpc – Hablo konstanta

BILIETAS Nr. 2

Geografinių koordinačių nustatymo iš astronominių stebėjimų principai.

Yra 2 geografinės koordinatės: geografinė platuma ir geografinė ilguma. Astronomija kaip praktinis mokslas leidžia rasti šias koordinates. Dangaus ašigalio aukštis virš horizonto lygus stebėjimo vietos geografinei platumai. Apytikslę geografinę platumą galima nustatyti išmatavus Šiaurės žvaigždės aukštį, nes. jis yra apie 1 0 nuo šiaurinio dangaus ašigalio. Stebėjimo vietos platumą galima nustatyti pagal šviestuvo aukštį viršutinėje kulminacijoje ( kulminacija- šviestuvo praėjimo per dienovidinį momentas) pagal formulę:

j = d ± (90 – h), priklausomai nuo to, ar į pietus, ar į šiaurę jis kulminuoja nuo zenito. h – šviestuvo aukštis, d – deklinacija, j – platuma.

Geografinė ilguma yra antroji koordinatė, matuojama nuo nulinio Grinvičo dienovidinio į rytus. Žemė suskirstyta į 24 laiko juostas, laiko skirtumas yra 1 valanda. Vietos laikų skirtumas yra lygus ilgumų skirtumui:

T λ 1 - T λ 2 \u003d λ 1 - λ 2 Taigi, sužinoję laiko skirtumą dviejuose taškuose, kurių vieno ilguma žinoma, galima nustatyti kito taško ilgumą.

Vietos laiku yra saulės laikas toje Žemės vietoje. Kiekviename taške vietinis laikas yra skirtingas, todėl žmonės gyvena pagal standartinį laiką, tai yra pagal šios zonos vidurinio dienovidinio laiką. Datos keitimo linija eina rytuose (Beringo sąsiauris).

Žvaigždės temperatūros apskaičiavimas remiantis duomenimis apie jos šviesumą ir dydį.

L – šviesumas (Lc = 1)

R – spindulys (Rc = 1)

T – temperatūra (Tc = 6000)

BILIETAS Nr.3

Priežastys, dėl kurių keičiasi mėnulio fazės. Saulės ir Mėnulio užtemimų pradžios ir dažnumo sąlygos.

Fazė, astronomijoje fazių kaita vyksta dėl periodiškumo. dangaus kūnų apšvietimo sąlygų pokyčius stebėtojo atžvilgiu. Mėnulio fazės pasikeitimą lemia Žemės, Mėnulio ir Saulės santykinės padėties pasikeitimas, taip pat tai, kad Mėnulis šviečia nuo jo atsispindėjusia šviesa. Kai Mėnulis yra tarp Saulės ir Žemės juos jungiančioje tiesėje, neapšviesta Mėnulio paviršiaus dalis yra atsukta į Žemę, todėl jos nematome. Šis F. - jaunatis. Po 1-2 dienų Mėnulis nukrypsta nuo šios tiesios linijos, o iš Žemės matomas siauras mėnulio pusmėnulis. Per jaunatį tamsiame danguje vis dar matoma ta mėnulio dalis, kurios neapšviečia tiesioginiai saulės spinduliai. Šis reiškinys buvo vadinamas peleninė šviesa. Po savaitės ateina F. - pirmasis ketvirtis: apšviesta mėnulio dalis yra pusė disko. Tada ateina pilnatis– Mėnulis vėl yra ties linija, jungiančia Saulę ir Žemę, bet kitoje Žemės pusėje. Matomas apšviestas pilnas mėnulio diskas. Tada matoma dalis pradeda mažėti ir Paskutinis ketvirtis, tie. vėl galima stebėti apšviestą disko pusę. Visas Mėnulio F. kaitos laikotarpis vadinamas sinodiniu mėnesiu.

Užtemimas, astronominis reiškinys, kai vienas dangaus kūnas visiškai ar iš dalies dengia kitą, arba vieno kūno šešėlis krenta ant kitų Saulės 3. atsiranda Žemei krentant į Mėnulio metamą šešėlį, o Mėnulio – Mėnuliui patekus į Žemės šešėlis. Mėnulio šešėlis saulės 3. metu susideda iš centrinio šešėlio ir jį supančio pusiasalio. Palankiomis sąlygomis pilnas mėnulis 3. gali trukti 1 val. 45 min. Jei Mėnulis visiškai nepatenka į šešėlį, tai stebėtojas naktinėje Žemės pusėje matys dalinį mėnulio 3. Saulės ir Mėnulio kampiniai skersmenys yra beveik vienodi, todėl bendra Saulės 3. trukmė trunka tik a. mažai. minučių. Kai Mėnulis yra apogėjuje, jo kampiniai matmenys yra šiek tiek mažesni nei Saulės. Saulės 3. gali atsirasti, jei tiesė, jungianti Saulės ir Mėnulio centrus, kerta žemės paviršių. Mėnulio šešėlio skersmenys krentant į Žemę gali siekti kelis. šimtus kilometrų. Stebėtojas mato, kad tamsus mėnulio diskas ne visiškai uždengė Saulės, palikdamas atvirą kraštą ryškaus žiedo pavidalu. Tai yra vadinamasis. žiedinė Saulė 3. Jei Mėnulio kampiniai matmenys yra didesni už Saulės, tai stebėtojas, esantis netoli tiesės, jungiančios jų centrus su žemės paviršiumi, susikirtimo taško matys visą Saulę 3. Žemė sukasi aplink savo ašį, Mėnulis - apie Žemę, o Žemė - apie Saulę, Mėnulio šešėlis greitai slenka žemės paviršiumi iš taško, kur jis krito ant jo, į kitą, kur jį palieka ir traukia toliau. Žemė * juostelė pilnos arba žiedo 3. Privatus 3. galima stebėti, kai Mėnulis užstoja tik dalį Saulės. 3. Saulės ar Mėnulio laikas, trukmė ir modelis priklauso nuo Žemės-Mėnulio-Saulės sistemos geometrijos. Dėl Mėnulio orbitos polinkio *ekliptikos atžvilgiu Saulės ir Mėnulio 3. pasitaiko ne kiekvieną jaunatį ar pilnatį. Numatymo 3. palyginimas su stebėjimais leidžia patikslinti mėnulio judėjimo teoriją. Kadangi sistemos geometrija beveik tiksliai kartojasi kas 18 metų 10 dienų, 3. pasitaiko su šiuo laikotarpiu, vadinamu saros. 3. Registracijos nuo seniausių laikų leidžia patikrinti potvynių ir atoslūgių poveikį Mėnulio orbitai.

Žvaigždžių koordinačių nustatymas žvaigždžių žemėlapyje.

BILIETAS Nr. 4

Kasdienio Saulės judėjimo skirtingose ​​geografinėse platumose ypatumai skirtingu metų laiku.

Apsvarstykite kasmetinį Saulės judėjimą dangaus sferoje. Žemė per metus padaro pilną apsisukimą aplink Saulę, per vieną dieną Saulė iš vakarų į rytus pasislenka išilgai ekliptikos apie 1°, o per 3 mėnesius – 90°. Tačiau toliau šis etapas svarbu, kad Saulės judėjimą išilgai ekliptikos lydėtų jos deklinacijos pokytis nuo δ = -e (žiemos saulėgrįža) iki δ = +e (vasaros saulėgrįža), kur e yra polinkio kampas. žemės ašis. Todėl per metus keičiasi ir kasdienės Saulės paralelės vieta. Apsvarstykite vidutines šiaurinio pusrutulio platumas.

Pavasario lygiadienį Saulei praeinant (α = 0 h), kovo pabaigoje, Saulės deklinacija yra 0 °, todėl šią dieną Saulė praktiškai yra ant dangaus pusiaujo, kyla rytuose. , pakyla viršutinėje kulminacijoje iki aukščio h = 90 ° - φ ir nusileidžia vakaruose. Kadangi dangaus pusiaujas dangaus sferą dalija pusiau, tai Saulė virš horizonto būna pusę paros, o žemiau jo – pusę, t.y. diena lygi nakčiai, tai atsispindi pavadinime „lygiadienis“. Lygiadienio momentu ekliptikos liestinė Saulės vietoje yra pasvirusi į pusiaują didžiausiu kampu, lygiu e, todėl Saulės deklinacijos didėjimo greitis šiuo metu taip pat yra didžiausias.

Po pavasario lygiadienio Saulės deklinacija sparčiai didėja, tad kasdien viskas dauguma Kasdieninė Saulės paralelė yra virš horizonto. Saulė teka anksčiau, pakyla aukščiau viršutiniame kulminaciniame taške ir leidžiasi vėliau. Saulėtekio ir saulėlydžio taškai kasdien pasislenka į šiaurę, o diena ilgėja.

Tačiau ekliptikos liestinės polinkio kampas Saulės vietoje mažėja kiekvieną dieną, o kartu mažėja ir deklinacijos didėjimo greitis. Galiausiai, birželio pabaigoje, Saulė pasiekia šiauriausią ekliptikos tašką (α = 6 h, δ = +e). Šiuo metu jis pakyla viršutinėje kulminacijoje iki aukščio h = 90° - φ + e, maždaug pakyla šiaurės rytuose, nusileidžia šiaurės vakaruose, o dienos ilgumas pasiekia didžiausią reikšmę. Tuo pačiu metu kasdienis Saulės aukščio didėjimas sustoja ties viršutine kulminacija, o vidurdienio Saulė tarsi „sustabdo“ judėjimą į šiaurę. Iš čia kilo pavadinimas „vasaros saulėgrįža“.

Po to Saulės deklinacija pradeda mažėti – iš pradžių labai lėtai, o paskui vis greičiau. Kasdien kyla vėliau, leidžiasi anksčiau, saulėtekio ir saulėlydžio taškai grįžta į pietus.

Rugsėjo pabaigoje Saulė pasiekia antrąjį ekliptikos susikirtimo tašką su pusiauju (α = 12 h), ir vėl prasideda lygiadienis, dabar rudens. Vėlgi, Saulės deklinacijos kitimo greitis pasiekia maksimumą ir jis greitai pasislenka į pietus. Naktis tampa ilgiau nei dieną, ir kiekvieną dieną Saulės aukštis viršutinėje kulminacijoje mažėja.

Iki gruodžio pabaigos Saulė pasiekia piečiausią ekliptikos tašką (α = 18 val.) ir jos judėjimas į pietus sustoja, vėl „sustoja“. Tai žiemos saulėgrįža. Saulė teka beveik pietryčiuose, leidžiasi pietvakariuose, o vidurdienį pakyla pietuose į aukštį h = 90° - φ - e.

O tada viskas prasideda iš naujo – didėja Saulės deklinacija, aukštis viršutinėje kulminacijoje, diena ilgėja, saulėtekio ir saulėlydžio taškai pasislenka į šiaurę.

Dėl žemės atmosferos sklaidos šviesos dangus kurį laiką išlieka šviesus po saulėlydžio. Šis laikotarpis vadinamas prieblanda. Civilinė prieblanda (-8° -12°) ir astronominės (h>-18°), po kurių nakties dangaus šviesumas išlieka maždaug pastovus.

Vasarą, kai d = +e, Saulės aukštis apatinėje kulminacijoje yra h = φ + e - 90°. Todėl į šiaurę nuo ~ 48°,5 platumos vasaros saulėgrįžos metu Saulė savo apatinėje kulminacijoje nusileidžia žemiau horizonto mažiau nei 18°, o vasaros naktys dėl astronominės prieblandos tampa šviesios. Panašiai, esant φ > 54°.5 vasaros saulėgrįžą, ​​Saulės aukštis h > -12° - navigacinė prieblanda trunka visą naktį (Maskva patenka į šią zoną, kur netemsta tris mėnesius per metus - nuo gegužės pradžios iki rugpjūčio pradžios). Toliau į šiaurę, ties φ > 58°,5, civilinė prieblanda vasarą jau nesiliauja (čia yra Sankt Peterburgas su garsiosiomis „baltosiomis naktimis“).

Galiausiai, platumoje φ = 90° – e, Saulės paros lygiagretė saulėgrįžos metu palies horizontą. Ši platuma yra poliarinis ratas. Toliau į šiaurę Saulė vasarą kurį laiką nenusileidžia žemiau horizonto – užklumpa poliarinė diena, o žiemą – nepakyla – poliarinė naktis.

Dabar apsvarstykite daugiau pietinių platumų. Kaip jau minėta, į pietus nuo platumos φ = 90° - e - 18° naktys visada tamsios. Toliau judant į pietus, Saulė bet kuriuo metų laiku kyla vis aukščiau ir aukščiau, o skirtumas tarp jos paros lygiagretės dalių virš ir žemiau horizonto mažėja. Atitinkamai dienos ir nakties ilgiai net ir per saulėgrįžas skiriasi vis mažiau. Galiausiai platumoje j = e per zenitą eis vasaros saulėgrįžos saulės paralelė. Ši platuma vadinama šiaurine tropiku, vasaros saulėgrįžos metu viename iš šios platumos taškų Saulė yra tiksliai savo zenite. Galiausiai ties pusiauju kasdienines Saulės paraleles horizontas visada padalija į dvi lygias dalis, tai yra, diena ten visada lygi nakčiai, o Saulė lygiadienių metu yra savo zenite.

Į pietus nuo pusiaujo viskas bus panašiai kaip aukščiau, tik didžiąją metų dalį (o į pietus nuo pietinio tropiko – visada) viršutinė Saulės kulminacija įvyks į šiaurę nuo zenito.

Nutaikymas į nurodytą objektą ir teleskopo fokusavimas .

BILIETAS Nr. 5

1. Teleskopo veikimo principas ir paskirtis.

Teleskopas, astronominis instrumentas dangaus kūnams stebėti. Gerai suprojektuotas teleskopas gali rinkti elektromagnetinę spinduliuotę įvairiuose spektro diapazonuose. Astronomijoje optinis teleskopas skirtas padidinti vaizdą ir rinkti šviesą iš silpnų šaltinių, ypač tų, kurie nematomi plika akimi, nes lyginant su juo, jis sugeba surinkti daugiau šviesos ir užtikrinti didelę kampinę skiriamąją gebą, todėl padidintame vaizde galima pamatyti daugiau detalių. Refraktorinis teleskopas naudoja didelį lęšį šviesai rinkti ir fokusuoti kaip objektyvą, o vaizdas žiūrimas per okuliarą, kurį sudaro vienas ar keli lęšiai. Pagrindinė lūžtančių teleskopų dizaino problema yra chromatinė aberacija (spalvų pakraščiai aplink vaizdą, kurį sukuria paprastas objektyvas, nes skirtingo bangos ilgio šviesa sufokusuota skirtingais atstumais). Jį galima pašalinti naudojant išgaubtų ir įgaubtų lęšių derinį, tačiau didesnių nei tam tikro dydžio ribą (apie 1 metro skersmens) lęšių pagaminti negalima. Todėl šiuo metu pirmenybė teikiama atspindintiems teleskopams, kuriuose kaip objektyvas naudojamas veidrodis. Pirmąjį atspindintį teleskopą pagal savo schemą, vadinamą, išrado Niutonas Niutono sistema. Dabar yra keli vaizdo stebėjimo būdai: Newton, Cassegrain sistemos (fokusavimo padėtis yra patogi fotografuojant ir analizuojant šviesą naudojant kitus prietaisus, tokius kaip fotometras ar spektrometras), kude (schema yra labai patogi, kai reikalinga didelė įranga šviesos analizė), Maksutov (vadinamasis meniskas), Schmidt (naudojamas, kai reikia atlikti didelio masto dangaus tyrimus).

Kartu su optiniais teleskopais yra teleskopų, kurie surenka kitų diapazonų elektromagnetinę spinduliuotę. Pavyzdžiui, plačiai paplitęs skirtingi tipai radijo teleskopai (su paraboliniu veidrodžiu: fiksuotas ir pilnai pasukamas; tipas RATAN-600; fazinis; radijo interferometrai). Taip pat yra teleskopai, skirti aptikti rentgeno ir gama spindulius. Kadangi pastarąjį sugeria Žemės atmosfera, rentgeno teleskopai dažniausiai montuojami ant palydovų arba oro zondų. Gama spindulių astronomija naudoja palydovuose esančius teleskopus.

Planetos revoliucijos laikotarpio apskaičiavimas remiantis trečiuoju Keplerio dėsniu.

T s \u003d 1 metai

a z = 1 astronominis vienetas

1 parsekas = 3,26 šviesmečiai = 206265 AU e. = 3 * 10 11 km.

BILIETAS Nr. 6

Atstumų iki Saulės sistemos kūnų ir jų dydžių nustatymo metodai.

Pirmiausia nustatomas atstumas iki pasiekiamo taško. Šis atstumas vadinamas pagrindu. Kampas, kuriuo pamatas matomas iš nepasiekiamos vietos, vadinamas paralaksas. Horizontalusis paralaksas – tai kampas, kuriuo Žemės spindulys matomas nuo planetos, statmenas regėjimo linijai.

p² - paralaksas, r² - kampinis spindulys, R - Žemės spindulys, r - žvaigždės spindulys.

radaro metodas. Tai susideda iš to, kad į dangaus kūną siunčiamas galingas trumpalaikis impulsas, o tada gaunamas atspindėtas signalas. Radijo bangų sklidimo greitis lygus šviesos greičiui vakuume: žinoma. Todėl, jei tiksliai išmatuosite laiką, per kurį signalas pasiekė dangaus kūną ir grįžo atgal, tada nesunku apskaičiuoti norimą atstumą.

Radariniai stebėjimai leidžia labai tiksliai nustatyti atstumus iki Saulės sistemos dangaus kūnų. Šiuo metodu buvo patobulinti atstumai iki Mėnulio, Veneros, Merkurijaus, Marso ir Jupiterio.

Lazerinė mėnulio vieta. Netrukus po galingų šviesos spinduliuotės šaltinių – optinių kvantinių generatorių (lazerių) išradimo, buvo pradėti eksperimentai su lazeriu nustatyti Mėnulio vietą. Lazerinis vietos nustatymo metodas yra panašus į radarą, tačiau matavimo tikslumas yra daug didesnis. Optinė vieta leidžia centimetrų tikslumu nustatyti atstumą tarp pasirinktų taškų Mėnulio ir žemės paviršiuose.

Norėdami nustatyti Žemės dydį, nustatykite atstumą tarp dviejų taškų, esančių tame pačiame dienovidiniame, tada lanko ilgį l , atitinkantis 1° - n .

Norėdami nustatyti Saulės sistemos kūnų dydį, galite išmatuoti kampą, kuriuo jie matomi žemiškajam stebėtojui - šviestuvo kampinį spindulį r ir atstumą iki šviestuvo D.

Atsižvelgiant į p 0 - horizontalų žvaigždės paralaksą ir į tai, kad kampai p 0 ir r yra maži,

Žvaigždės šviesumo nustatymas remiantis duomenimis apie jos dydį ir temperatūrą.

L – šviesumas (Lc = 1)

R – spindulys (Rc = 1)

T – temperatūra (Tc = 6000)

BILIETAS Nr.7

1. Spektrinės analizės ir neatmosferinių stebėjimų galimybės tiriant dangaus kūnų prigimtį.

Skilimas elektromagnetinė radiacija Pagal bangos ilgius, siekiant juos ištirti, vadinamas spektroskopija. Spektro analizė yra pagrindinis astronominių objektų tyrimo metodas, naudojamas astrofizikoje. Spektrų tyrimas suteikia informacijos apie temperatūrą, greitį, slėgį, cheminė sudėtis ir kitos svarbios astronominių objektų savybės. Iš sugerties spektro (tiksliau, iš tam tikrų linijų buvimo spektre) galima spręsti apie žvaigždės atmosferos cheminę sudėtį. Spektro intensyvumas gali būti naudojamas žvaigždžių ir kitų kūnų temperatūrai nustatyti:

l max T = b, b yra Wieno konstanta. Naudodami Doplerio efektą galite daug sužinoti apie žvaigždę. 1842 m. jis nustatė, kad stebėtojo priimtas bangos ilgis λ yra susijęs su spinduliuotės šaltinio bangos ilgiu santykiu: , kur V yra šaltinio greičio projekcija į regėjimo liniją. Jo atrastas dėsnis buvo vadinamas Doplerio dėsniu:. Žvaigždės spektro linijų poslinkis palyginimo spektro atžvilgiu į raudonąją pusę rodo, kad žvaigždė tolsta nuo mūsų, poslinkis į violetinę spektro pusę rodo, kad žvaigždė artėja prie mūsų. Jeigu spektro linijos periodiškai kinta, vadinasi, žvaigždė turi kompanioną ir jos sukasi aplink bendrą masės centrą. Doplerio efektas taip pat leidžia įvertinti žvaigždžių sukimosi greitį. Net kai spinduliuojančios dujos santykinio judesio neturi, atskirų atomų skleidžiamos spektrinės linijos pasislinks laboratorinės vertės atžvilgiu dėl nepastovaus šiluminio judėjimo. Bendros dujų masės atveju tai bus išreikšta spektrinių linijų išplėtimu. Šiuo atveju spektrinės linijos Doplerio pločio kvadratas yra proporcingas temperatūrai. Taigi, apie skleidžiamų dujų temperatūrą galima spręsti iš spektrinės linijos pločio. 1896 metais olandų fizikas Zeemanas atrado spektro linijų padalijimo efektą stipriame magnetiniame lauke. Su šiuo efektu dabar galima „išmatuoti“ kosminius magnetinius laukus. Panašus efektas (vadinamas Starko efektu) stebimas elektriniame lauke. Jis pasireiškia, kai žvaigždėje trumpam atsiranda stiprus elektrinis laukas.

Žemės atmosfera atitolina dalį iš kosmoso sklindančios radiacijos. Iškraipoma ir pro jį prasiskverbianti matoma šviesa: oro judėjimas neryškina dangaus kūnų vaizdą, mirksi žvaigždės, nors iš tikrųjų jų ryškumas nekinta. Todėl nuo XX amžiaus vidurio astronomai pradėjo vykdyti stebėjimus iš kosmoso. Išoriniai teleskopai renka ir analizuoja rentgeno, ultravioletinius, infraraudonuosius ir gama spindulius. Pirmieji trys gali būti tiriami tik už atmosferos ribų, o pastaroji iš dalies pasiekia Žemės paviršių, tačiau susimaišo su pačios planetos IR. Todėl geriau infraraudonųjų spindulių teleskopus paimti į kosmosą. Rentgeno spinduliuotė atskleidžia Visatos sritis, kuriose ypač greitai išsiskiria energija (pavyzdžiui, juodosios skylės), taip pat kituose spinduliuose nematomus objektus, tokius kaip pulsarai. Infraraudonųjų spindulių teleskopai leidžia tirti nuo optikos paslėptus šilumos šaltinius plačiame temperatūrų diapazone. Gama spindulių astronomija leidžia aptikti elektronų-pozitronų anihiliacijos šaltinius, t.y. dideli energijos šaltiniai.

2. Saulės deklinacijos tam tikrą dieną nustatymas pagal žvaigždžių diagramą ir jos aukščio apskaičiavimas vidurdienį.

h - šviestuvo aukštis

BILIETAS Nr. 8

Svarbiausios kosmoso tyrimų ir plėtros kryptys ir uždaviniai.

Pagrindinės šiuolaikinės astronomijos problemos:

Daugelio konkrečių kosmogonijos problemų sprendimo nėra:

· Kaip susiformavo Mėnulis, kaip formavosi žiedai aplink milžiniškas planetas, kodėl Venera sukasi labai lėtai ir priešinga kryptimi;

Žvaigždžių astronomijoje:

· Nėra detalaus Saulės modelio, galinčio tiksliai paaiškinti visas pastebėtas jos savybes (ypač neutrinų srautą iš branduolio).

· Nėra išsamios fizinės kai kurių žvaigždžių veiklos apraiškų teorijos. Pavyzdžiui, supernovų sprogimų priežastys nėra visiškai aiškios; nėra iki galo aišku, kodėl iš kai kurių žvaigždžių apylinkių išmetamos siauros dujų srovės. Tačiau ypač glumina trumpi gama spindulių blyksniai, kurie reguliariai vyksta įvairiomis kryptimis danguje. Net neaišku, ar jie susiję su žvaigždėmis ar kitais objektais ir kokiu atstumu šie objektai yra nuo mūsų.

Galaktikos ir ekstragalaktikos astronomijoje:

· Neišspręsta paslėptos masės problema, kurią sudaro tai, kad galaktikų ir galaktikų spiečių gravitacinis laukas yra kelis kartus stipresnis, nei gali suteikti stebima medžiaga. Tikriausiai didžioji dalis visatos materijos vis dar yra paslėpta nuo astronomų;

· Nėra vieningos galaktikų susidarymo teorijos;

· Pagrindinės kosmologijos problemos neišspręstos: nėra pilnos fizinės Visatos gimimo teorijos ir neaiškus jos likimas ateityje.

Štai keletas klausimų, į kuriuos astronomai tikisi atsakyti XXI amžiuje:

· Ar netoliese esančios žvaigždės turi antžemines planetas ir ar jos turi biosferas (ar jose yra gyvybė)?

Kokie procesai prisideda prie žvaigždžių susidarymo?

· Kaip formuojasi ir pasiskirsto visoje Galaktikoje biologiškai svarbūs cheminiai elementai, tokie kaip anglis ir deguonis?

· Ar juodosios skylės yra aktyvių galaktikų ir kvazarų energijos šaltinis?

Kur ir kada susiformavo galaktikos?

· Ar Visata plėsis amžinai, ar jos plėtimąsis žlugimas?

BILIETAS Nr. 9

Keplerio dėsniai, jų atradimas, prasmė ir taikymo ribos.

Tris planetų judėjimo saulės atžvilgiu dėsnius XVII amžiaus pradžioje empiriškai išvedė vokiečių astronomas Johannesas Kepleris. Tai tapo įmanoma dėl daugelio metų danų astronomo Tycho Brahe stebėjimų.

Pirmas Keplerio dėsnis. Kiekviena planeta juda elipsėje, o Saulė yra viename iš jos židinių ( e = c / a, kur Su yra atstumas nuo elipsės centro iki jos židinio, a- didelė pusiau ašis, e - ekscentriškumas elipsė. Kuo didesnis e, tuo elipsė labiau skiriasi nuo apskritimo. Jeigu Su= 0 (židiniai sutampa su centru), tada e = 0 ir elipsė virsta apskritimu, kurio spindulys a).

Antra Keplerio dėsnis (lygių plotų dėsnis). Planetos spindulio vektorius nusako vienodus plotus vienodais laiko intervalais. Kita šio dėsnio formuluotė: planetos greitis sektoriuje yra pastovus.

Trečias Keplerio dėsnis. Planetų orbitos periodų aplink Saulę kvadratai yra proporcingi jų elipsinių orbitų pusiau pagrindinių ašių kubeliams.

Šiuolaikinė pirmojo dėsnio formuluotė papildyta taip: esant netrikdomam judėjimui, judančio kūno orbita yra antros eilės kreivė – elipsė, parabolė arba hiperbolė.

Kitaip nei pirmieji du, trečiasis Keplerio dėsnis taikomas tik elipsinėms orbitoms.

Planetos greitis perihelyje: , kur V c = apskritimo greitis, kai R = a.

Greitis afelyje:.

Kepleris savo dėsnius atrado empiriškai. Niutonas Keplerio dėsnius išvedė iš visuotinės gravitacijos dėsnio. Norint nustatyti dangaus kūnų mases, didelę reikšmę turi Niutono trečiojo Keplerio dėsnio apibendrinimas bet kuriai cirkuliuojančių kūnų sistemai. Apibendrinta forma šis dėsnis paprastai formuluojamas taip: dviejų kūnų apsisukimo aplink Saulę periodų T 1 ir T 2 kvadratai, padauginti iš kiekvieno kūno masių sumos (M 1 ir M 2, atitinkamai) ir Saulė (M s), yra susiję kaip jų orbitų pusiau pagrindinių ašių a 1 ir a 2 kubai: . Šiuo atveju neatsižvelgiama į sąveiką tarp kūnų M 1 ir M 2. Jei neatsižvelgsime į šių kūnų mases, palyginti su Saulės mase, gausime paties Keplerio pateiktą trečiojo dėsnio formuluotę: Trečiasis Keplerio dėsnis gali būti išreikštas ir kaip ryšys tarp orbitos orbitos periodo T. kūnas, kurio masė M ir pusiau pagrindinė orbitos a ašis: . Pagal trečiąjį Keplerio dėsnį galima nustatyti dvinarių žvaigždžių masę.

Objekto (planetos, kometos ir kt.) piešimas žvaigždžių žemėlapyje pagal nurodytas koordinates.

BILIETAS Nr. 10

Sausumos planetos: Merkurijus, Marsas, Venera, Žemė, Plutonas. Jie yra mažo dydžio ir masės, vidutinis šių planetų tankis kelis kartus didesnis nei vandens tankis. Jie lėtai sukasi aplink savo ašis. Jie turi nedaug palydovų. Antžeminės planetos turi kietą paviršių. Antžeminių planetų panašumas neatmeta reikšmingo skirtumo. Pavyzdžiui, Venera, skirtingai nei kitos planetos, sukasi priešinga kryptimi nei judėjimas aplink Saulę ir yra 243 kartus lėtesnis už Žemę. Plutonas yra mažiausia iš planetų (Plutono skersmuo = 2260 km, palydovas - Charonas yra 2 kartus mažesnis, maždaug toks pat kaip Žemės - Mėnulio sistema, jie yra "dviguba planeta"), tačiau pagal fizines savybes ji yra artimas šiai grupei.

Merkurijus. Svoris: 3*10 23 kg (0,055 Žemės) R orbita: 0,387 AU D planetos: 4870 km Atmosferos savybės: praktiškai nėra atmosferos, helio ir vandenilio iš Saulės, natrio, kurį išskiria perkaitintas planetos paviršius. Paviršius: duobėtas su krateriais, Yra 1300 km skersmens įduba, vadinama „kalorijų baseinu“ Savybės: Viena diena trunka dvejus metus.

Venera. Svoris: 4,78*10 24 kg R orbita: 0,723 AU D planetos: 12100 km Atmosferos sudėtis: daugiausia anglies dioksidas su azoto ir deguonies priemaišomis, sieros ir fluoro rūgšties kondensato debesys. Paviršius: Akmenuota dykuma, palyginti lygi, nors yra keletas kraterių Savybės: Slėgis prie paviršiaus 90 kartų didesnis nei žemės, atvirkštinis sukimasis išilgai orbitos, stiprus šiltnamio efektas (T=475 0 С).

Žemė . R orbitos: 1 AU (150 000 000 km) R planetos: 6400 km Atmosferos sudėtis: 78% azoto, 21% deguonies ir anglies dioksido. Paviršius: pats įvairiausias. Savybės: Daug vandens, būtinos sąlygos gyvybei atsirasti ir egzistuoti. Yra 1 palydovas – Mėnulis.

Marsas. Svoris: 6,4*1023 kg R orbitos: 1,52 AU (228 mln. km) D planetos: 6670 km Atmosferos sudėtis: Anglies dioksidas su priemaišomis. Paviršius: Krateriai, Marinerio slėnis, Olimpo kalnas – aukščiausias sistemoje Savybės: poliarinėse kepurėse daug vandens, tikriausiai anksčiau nei klimatas buvo tinkamas anglies pagrindu sukurtai organinei gyvybei, o Marso klimato raida yra grįžtama. Yra 2 palydovai – Phobos ir Deimos. Fobosas lėtai krenta Marso link.

Plutonas / Charonas.

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

R orbitos: 29,65-49,28 AU

D planetos: 2324/1212 km

Atmosferos sudėtis: plonas metano sluoksnis

Savybės: Dviguba planeta, galbūt planeteminė, orbita nėra kitų orbitų plokštumoje. Plutonas ir Charonas visada susiduria vienas su kitu toje pačioje pusėje.

Milžiniškos planetos: Jupiteris, Saturnas, Uranas, Neptūnas.

Jie turi didelius dydžius ir mases (Jupiterio masė > Žemės masė 318 kartų, pagal tūrį - 1320 kartų). Milžiniškos planetos labai greitai sukasi aplink savo ašis. To rezultatas – didelis suspaudimas. Planetos yra toli nuo Saulės. Jie išsiskiria dideliu palydovų skaičiumi (Jupiteris turi -16, Saturnas - 17, Uranas - 16, Neptūnas - 8). Milžiniškų planetų bruožas yra žiedai, susidedantys iš dalelių ir blokų. Šios planetos neturi kietų paviršių, jų tankis mažas, daugiausia susideda iš vandenilio ir helio. Atmosferos dujinis vandenilis pereina į skystą, o po to į kietąją fazę. Tuo pačiu metu spartus sukimasis ir tai, kad vandenilis tampa elektros laidininku, sukelia reikšmingus šių planetų magnetinius laukus, kurie sulaiko iš Saulės skrendančias įkrautas daleles ir suformuoja spinduliavimo juostas.

Jupiteris Svoris: 1,9*10 27 kg R orbita: 5,2 AU D planetos: 143 760 km ties pusiauju Sudėtis: vandenilis su helio priemaišomis. Palydovai: Europoje yra daug vandens, Ganimedas su ledu, Io su sieros ugnikalniu. Savybės: Didžioji Raudonoji dėmė, beveik žvaigždė, 10% spinduliuotės yra jos pačios, atitraukia Mėnulį nuo mūsų (2 metrai per metus).	Saturnas. Svoris: 5,68* 10 26 R orbitos: 9,5 AU D planetos: 120 420 km Sudėtis: vandenilis ir helis. Mėnuliai: Titanas yra didesnis už Merkurijų ir turi atmosferą. Savybės: Gražūs žiedai, mažas tankis, daug palydovų, stulpų magnetinis laukas beveik sutampa su sukimosi ašimi.
Uranas Svoris: 8,5*1025kg R orbita: 19,2 AU D planetos: 51 300 km Sudėtis: Metanas, amoniakas. Palydovai: Mirandos reljefas yra labai sudėtingas. Savybės: Sukimosi ašis nukreipta į Saulę, nespinduliuoja savo energijos, didžiausias magnetinės ašies nukrypimo nuo sukimosi ašies kampas.	Neptūnas. Svoris: 1*10 26 kg R orbita: 30 AU D planetos: 49500 km Sudėtis: Metanas, amoniakas, vandenilio atmosfera.. Mėnuliai: Tritonas turi azoto atmosferą, vandenį. Savybės: Išspinduliuoja 2,7 karto daugiau sugertos energijos.

Dangaus sferos modelio nustatymas tam tikroje platumoje ir jo orientacija į horizonto puses.

BILIETAS Nr. 11

Išskirtiniai Mėnulio ir planetų palydovų bruožai.

Mėnulis yra vienintelis natūralus Žemės palydovas. Mėnulio paviršius yra labai nevienalytis. Pagrindiniai didelio masto dariniai - jūros, kalnai, krateriai ir galbūt ryškūs spinduliai - yra medžiagos išmetimas. Jūros, tamsios, lygios lygumos, yra įdubos, užpildytos sukietėjusia lava. Didžiausių iš jų skersmenys viršija 1000 km. Dr. trijų tipų dariniai greičiausiai yra Mėnulio paviršiaus bombardavimo ankstyvosiose Saulės sistemos egzistavimo stadijose rezultatas. Bombardavimas truko keletą šimtus milijonų metų, o nuolaužos nusėdo ant mėnulio ir planetų paviršiaus. Šimtų kilometrų skersmens asteroidų fragmentai iki smulkiausių dulkių dalelių susidarė Ch. Mėnulio detalės ir paviršinis uolienų sluoksnis. Po bombardavimo laikotarpio jūros prisipildė bazaltinės lavos, susidariusios radioaktyviai kaitinant Mėnulio vidų. Kosminiai instrumentai. Apollo serijos aparatai fiksavo seisminį mėnulio aktyvumą, vadinamąjį. l šokas. Mėnulio dirvožemio pavyzdžiai, kuriuos į Žemę atnešė astronautai, parodė, kad L. 4,3 milijardo metų amžiaus, tikriausiai tiek pat, kiek Žemė, susideda iš tos pačios cheminės medžiagos. elementų, kaip ir Žemėje, su tuo pačiu apytiksliu santykiu. L. nėra ir tikriausiai niekada nebuvo atmosferos, ir nėra pagrindo teigti, kad ten kada nors egzistavo gyvybė. Remiantis naujausiomis teorijomis, L. susidarė susidūrus Marso dydžio planetamazėms ir jaunajai Žemei. Mėnulio paviršiaus temperatūra mėnulio dieną pasiekia 100°C, o naktį nukrenta iki -200°C. Ant L. nėra erozijos, už ieškinį. lėtas uolienų naikinimas dėl kintamo šiluminio plėtimosi ir susitraukimo bei atsitiktinės staigios vietinės katastrofos dėl meteoritų smūgių.

L. masė tiksliai išmatuota tiriant jos menų, palydovų orbitas ir yra susieta su Žemės mase 1/81,3; jo skersmuo 3476 km yra 1/3,6 Žemės skersmens. L. turi elipsoido formą, nors trys vienas nuo kito statmeni skersmenys skiriasi ne daugiau kaip kilometru. L. sukimosi periodas yra lygus apsisukimo aplink Žemę periodui, todėl, išskyrus libracijos poveikį, jis visada pasisuka viena puse į ją. trečia tankis yra 3330 kg/m 3, tai vertė labai artima pagrindinių po žemės pluta glūdinčių uolienų tankiui, o gravitacinė jėga Mėnulio paviršiuje yra 1/6 žemės. Mėnulis yra arčiausiai Žemės esantis dangaus kūnas. Jei Žemė ir Mėnulis būtų taškinės masės arba standžios sferos, kurių tankis kinta tik nutolus nuo centro, o kitų dangaus kūnų nebūtų, tai Mėnulio orbita aplink Žemę būtų nekintanti elipsė. Tačiau Saulė ir, kiek mažesniu mastu, planetos veikia gravitaciją. įtaka orbitai, sukeldama jos orbitos elementų perturbaciją, todėl pusiau didžioji ašis, ekscentriškumas ir polinkis nuolatos yra cikliškai trikdomi, svyruojantys apie vidutines vertes.

Natūralūs palydovai, natūralus kūnas, skriejantis aplink planetą. Saulės sistemoje žinoma daugiau nei 70 įvairaus dydžio palydovų, nuolat atrandama naujų. Septyni didžiausi palydovai yra Mėnulis, keturi Galilėjos palydovai Jupiteris, Titanas ir Tritonas. Visų jų skersmuo viršija 2500 km ir yra maži „pasaulėliai“ su sudėtinga geolotika. istorija; kai kurie turi atmosferą. Visų kitų palydovų matmenys prilygsta asteroidams, t.y. nuo 10 iki 1500 km. Jie gali būti sudaryti iš uolienų arba ledo, kurių forma skiriasi nuo beveik sferinės iki netaisyklingos formos, o paviršius yra arba senovinis su daugybe kraterių, arba pakitęs dėl požeminės veiklos. Orbitų dydžiai svyruoja nuo mažiau nei dviejų iki kelių šimtų planetos spindulių, apsisukimo laikotarpis – nuo ​​kelių valandų iki daugiau nei metų. Manoma, kad kai kuriuos palydovus užfiksavo planetos gravitacinė trauka. Jų orbitos netaisyklingos ir kartais pasisuka priešinga planetos judėjimui aplink Saulę (vadinamasis atvirkštinis judėjimas). Orbitos S.e. gali būti stipriai pasviręs į planetos orbitos plokštumą arba labai pailgas. Išplėstinės sistemos S.e. su reguliariomis orbitomis aplink keturias milžiniškas planetas, tikriausiai atsirado dėl pirminę planetą supančio dujų ir dulkių debesies, panašiai kaip planetų susidarymas protosoliariniame ūke. S.e. mažesnis nei keli. turi šimtus kilometrų netaisyklingos formos ir tikriausiai susidarė destruktyvių didesnių kūnų susidūrimų metu. Išor. Saulės sistemos srityse, jos dažnai cirkuliuoja šalia žiedų. Orbitiniai elementai išorin. SE, ypač ekscentriškumai, yra veikiami stiprių Saulės sukeltų perturbacijų. Keletas porų ir net trigubų S.e. turėti apyvartos laikotarpius, susijusius paprastu ryšiu. Pavyzdžiui, Jupiterio palydovas Europa turi beveik pusę Ganimedo periodo. Šis reiškinys vadinamas rezonansu.

Merkurijaus planetos matomumo sąlygų nustatymas pagal „Mokyklos astronominį kalendorių“.

BILIETAS Nr. 12

Kometos ir asteroidai. Šiuolaikinių idėjų apie Saulės sistemos kilmę pagrindai.

Kometa, Saulės sistemos dangaus kūnas, susidedantis iš ledo ir dulkių dalelių, judančių labai pailgomis orbitomis, atstumu nuo Saulės, jos atrodo kaip silpnai šviečiančios ovalios dėmės. Jai artėjant prie Saulės, aplink šį branduolį susidaro koma (beveik sferinis dujų ir dulkių apvalkalas, kuris supa kometos galvą jai artėjant prie Saulės. Šią „atmosferą“, nuolat pučiamą saulės vėjo, pasipildo dujos ir dulkės ištrūkusios iš branduolio.Kometos skersmuo siekia 100 tūkst.km Dujų ir dulkių pabėgimo greitis branduolio atžvilgiu yra keli kilometrai per sekundę, o tarpplanetinėje erdvėje jos išsisklaido iš dalies per kometos uodegą.) ir uodegą (Dujos ir dulkių srautas, susidaręs veikiant lengvam slėgiui ir sąveikaujant su saulės vėju iš kometos atmosferos erdvės Daugumoje kometų X. atsiranda jiems artėjant prie Saulės mažesniu nei 2 AU atstumu X. visada nukreiptas. nuo Saulės. Dujinis X. susidaro iš branduolio išstumtų jonizuotų molekulių, saulės spinduliuotės įtakoje turi melsvą spalvą, ryškias ribas, tipiškas plotis 1 mln. km, ilgis – dešimtys milijonų kilometrų. X. struktūra gali pastebimai pasikeisti per kelerius metus. valandų. Atskirų molekulių greitis svyruoja nuo 10 iki 100 km/sek. Dulkės X. yra labiau išsklaidytos ir lenktos, o jos kreivumas priklauso nuo dulkių dalelių masės. Dulkės nuolat išsiskiria iš šerdies ir jas nuneša dujų srautas.). Centras, dalis K. vadinamas šerdimi ir yra ledinis kūnas – Saulės sistemos formavimosi metu susidariusių milžiniškų ledinių planetezimalių sankaupų liekanos. Dabar jie susitelkę periferijoje – Oort-Epic debesyje. Vidutinė šerdies masė K. 1-100 milijardų kg, skersmuo 200-1200 m, tankis 200 kg / m 3 ("/5 vandens tankio). Kerdynėse yra tuštumų. Tai nestabilūs dariniai, susidedantys iš trečdalis ledo ir du trečdaliai dulkių in-va. Ledas daugiausia yra vanduo, bet yra ir kitų junginių priemaišų. Su kiekvienu grįžimu į Saulę ledas tirpsta, dujų molekulės palieka šerdį ir tempia dulkių ir ledo daleles su jais, o aplink šerdį susidaro sferinis apvalkalas - koma, ilga plazminė uodega, nukreipta nuo Saulės, ir dulkių uodega. Prarandamos energijos kiekis priklauso nuo šerdį dengiančių dulkių kiekio ir atstumo nuo Saulės perihelyje. Halio kometa iš arti patvirtino daugelį K struktūros teorijų.

K. paprastai yra pavadinti jų atradėjų vardais, nurodant metus, kada jie buvo paskutinį kartą pastebėti. Skirstoma į trumpalaikius ir ilgalaikės. trumpas laikotarpis K. sukasi aplink Saulę su kelių periodu. metų, trečiadienį. GERAI. 8 metai; trumpiausią laikotarpį – kiek daugiau nei 3 metus – turi K. Enkė. Šiuos K. pagavo gravitacija. Jupiterio lauką ir pradėjo suktis palyginti mažomis orbitomis. Įprasto perihelio atstumas yra 1,5 AU. ir visiškai subyra po 5 tūkstančių apsisukimų, sukeldamas meteorų lietų. Astronomai stebėjo K. West ir K. * Biel nykimą 1976 m. Priešingai, cirkuliacijos periodai yra ilgi periodiniai. C. gali siekti 10 tūkst. ar net 1 milijoną metų, o jų afelija gali būti per trečdalį atstumo iki artimiausių žvaigždžių. Šiuo metu žinoma apie 140 trumpojo periodo ir 800 ilgo periodo. kiekvienais metais apie 30 naujų K. Mūsų žinios apie šiuos objektus yra neišsamios, nes jie aptinkami tik jiems priartėjus prie Saulės maždaug 2,5 AU atstumu Manoma, kad aplink Saulę apsisuka apie trilijoną K.

Asteroidas(asteroidas), maža planeta, kurios beveik apskrita orbita yra netoli ekliptikos plokštumos tarp Marso ir Jupiterio orbitų. Naujai atrastiems A., nustačius jų orbitą, suteikiamas serijos numeris, pakankamai tikslus, kad A. „neprarastų“. Prancūzai 1796 m. astronomas Josephas Gerome'as Lalande'as pasiūlė pradėti ieškoti „dingusios“ planetos tarp Marso ir Jupiterio, kurią numatė Bodės taisyklė. 1801-ųjų Naujųjų metų išvakarėse italas. astronomas Giuseppe Piazzi atrado Cererą savo stebėjimų metu, kad sudarytų žvaigždžių katalogą. vokiečių kalba mokslininkas Carlas Gaussas apskaičiavo jos orbitą. Iki šiol žinoma apie 3500 asteroidų. Cereros, Pallas ir Vesta spinduliai yra atitinkamai 512, 304 ir 290 km, likusieji yra mažesni. Pagal apskaičiavimus sk. diržas yra maždaug. 100 milijonų A., jų bendra masė, matyt, yra apie 1/2200 masės, iš pradžių buvusios šioje srityje. Modernizmo atsiradimas A., ko gero, siejamas su planetos (tradiciškai vadinamos Faetonu, šiuolaikinis pavadinimas – Olberso planeta) sunaikinimu dėl susidūrimo su kitu kūnu. Stebėto A. paviršiai susideda iš metalų ir uolienų. Priklausomai nuo sudėties, asteroidai skirstomi į tipus (C, S, M, U). U tipo vilkstinė nenustatyta.

A. taip pat grupuojami pagal orbitų elementus, sudarydami vadinamuosius. Hirayama šeima. Daugumos A. cirkuliacijos laikotarpis yra maždaug. 8 valanda Visi A., kurių spindulys mažesnis nei 120 km, yra netaisyklingos formos, orbitos yra veikiamos gravitacijos. Jupiterio įtaka. Dėl to A. pasiskirstyme išilgai pusiau pagrindinių orbitų ašių yra spragų, vadinamų Kirkvudo liukais. A. patekus į šiuos liukus, periodai būtų Jupiterio orbitinio periodo kartotiniai. Asteroidų orbitos šiuose liukuose yra labai nestabilios. Tarpt. ir išorinis A. juostos kraštai yra tose srityse, kur šis santykis yra 1:4 ir 1:2. A.

Kai protožvaigždė susitraukia, aplink žvaigždę susidaro materijos diskas. Dalis šio disko medžiagos patenka atgal į žvaigždę, paklusdama gravitacijos jėgai. Dujos ir dulkės, likusios diske, palaipsniui atšaldomos. Kai temperatūra nukrenta pakankamai žemai, disko medžiaga pradeda kauptis į mažus gumulėlius – kondensato kišenes. Taip susidaro planetezimaliai. Besiformuojant Saulės sistemai, kai kurios planetezimalės dėl susidūrimų subyrėjo, o kitos susiliejo ir susidarė planetos. Išorinėje Saulės sistemos dalyje susidarė didelės planetų šerdys, kurios sugebėjo sulaikyti tam tikrą dujų kiekį pirminio debesies pavidalu. Sunkesnes daleles laikė Saulės trauka ir, veikiamos potvynio jėgų, ilgą laiką negalėjo susiformuoti į planetas. Tai buvo „dujų gigantų“ – Jupiterio, Saturno, Urano ir Neptūno – formavimosi pradžia. Tikriausiai jie sukūrė savo mini diskus iš dujų ir dulkių, kurie ilgainiui suformavo mėnulius ir žiedus. Galiausiai vidinėje saulės sistemoje kieta medžiaga sudaro Merkurijų, Venerą, Žemę ir Marsą.

Veneros planetos matomumo sąlygų nustatymas pagal „Mokyklos astronominį kalendorių“.

BILIETAS Nr. 13

Saulė yra kaip tipiška žvaigždė. Pagrindinės jo savybės.

Saulė, centrinis saulės sistemos kūnas, yra karštas plazminis rutulys. Žvaigždė, aplink kurią sukasi Žemė. Įprasta pagrindinės sekos G2 spektrinio tipo žvaigždė, savaime šviečianti dujinė masė, susidedanti iš 71% vandenilio ir 26% helio. Absoliutus dydis yra +4,83, efektyvi paviršiaus temperatūra yra 5770 K. Saulės centre ji yra 15 * 10 6 K, o tai suteikia slėgį, kuris gali atlaikyti gravitacijos jėgą, kuri yra 27 kartus didesnė ant paviršiaus. Saulė (fotosfera) nei Žemėje. Tokia aukšta temperatūra atsiranda dėl termobranduolinių vandenilio pavertimo heliu reakcijų (protonų ir protonų reakcija) (iš fotosferos paviršiaus gaunama energija 3,8 * 10 26 W). Saulė yra sferiškai simetriškas subalansuotas kūnas. Atsižvelgiant į fizinių sąlygų pasikeitimą, Saulę galima suskirstyti į kelis koncentrinius sluoksnius, palaipsniui virstančius vienas į kitą. Beveik visa Saulės energija generuojama centriniame regione – šerdis, kur vyksta branduolių sintezės reakcija. Šerdis užima mažiau nei 1/1000 jos tūrio, tankis 160 g/cm 3 (fotosferos tankis 10 mln. kartų mažesnis už vandens tankį). Dėl didžiulės Saulės masės ir jos materijos neskaidrumo spinduliuotė iš šerdies į fotosferą keliauja labai lėtai – apie 10 mln. Per tą laiką rentgeno dažnis mažėja ir tampa matoma šviesa. Tačiau neutrinai buvo pagaminti branduolinės reakcijos, laisvai palikti Saulę ir iš esmės teikti tiesioginę informaciją apie šerdį. Stebėto ir teoriškai prognozuojamo neutrinų srauto neatitikimas sukėlė rimtų ginčų dėl vidinė struktūra Saulė. Per paskutinius 15% spindulio yra konvekcinė zona. Konvekciniai judesiai taip pat vaidina svarbų vaidmenį perduodant srovių generuojamus magnetinius laukus jo besisukančiuose vidiniuose sluoksniuose, o tai pasireiškia kaip saulės aktyvumas, stipriausi laukai stebimi saulės dėmėse. Už fotosferos ribų yra saulės atmosfera, kurioje temperatūra pasiekia minimalią 4200 K vertę, o vėliau vėl pakyla dėl subfotosferinės konvekcijos sukeltų smūginių bangų išsisklaidymo chromosferoje, kur ji smarkiai pakyla iki 2 * 10. 6 K, būdinga vainikai. Aukšta pastarųjų temperatūra lemia nuolatinį plazmos medžiagos nutekėjimą į tarpplanetinę erdvę saulės vėjo pavidalu. Kai kuriose srityse magnetinio lauko stiprumas gali greitai ir stipriai padidėti. Šį procesą lydi visas saulės aktyvumo reiškinių kompleksas. Tai apima saulės pliūpsnius (chromosferoje), iškilimus (saulės vainikinėje dalyje) ir vainikines skyles (ypatingus vainiko regionus).

Saulės masė yra 1,99 * 10 30 kg, vidutinis spindulys, nustatytas pagal apytiksliai sferinę fotosferą, yra 700 000 km. Tai atitinka atitinkamai 330 000 masių ir 110 Žemės spindulių; 1,3 milijono tokių kūnų kaip Žemė gali tilpti į Saulę. Saulės sukimasis sukelia jos paviršiaus darinių, tokių kaip saulės dėmės, judėjimą fotosferoje ir virš jos esančiuose sluoksniuose. Vidutinis sukimosi periodas – 25,4 dienos, o ties pusiauju – 25 dienos, o ašigaliais – 41 diena. Sukasi dėl saulės disko suspaudimo, kuris yra 0,005%.

Planetos Marso matomumo sąlygų nustatymas pagal „Mokyklos astronominį kalendorių“.

BILIETAS Nr. 14

Svarbiausios Saulės aktyvumo apraiškos, jų ryšys su geofiziniais reiškiniais.

Saulės aktyvumas yra žvaigždės vidurinių sluoksnių konvekcijos pasekmė. Šio reiškinio priežastis yra ta, kad energijos kiekis, gaunamas iš branduolio, yra daug didesnis nei pašalinamas šilumos laidumo būdu. Konvekcija sukelia stiprius magnetinius laukus, kuriuos sukuria srovės konvekciniuose sluoksniuose. Pagrindinės saulės aktyvumo apraiškos, veikiančios žemę, yra saulės dėmės, saulės vėjas ir iškilimai.

saulės dėmės, dariniai Saulės fotosferoje, buvo stebimi nuo seno, o šiuo metu dėl stipraus magnetinio lauko jie laikomi fotosferos sritimis, kurių temperatūra 2000 K žemesnė nei aplinkinėse. (apie 2000 gausų). S.p. susideda iš santykinai tamsaus centro, dalies (šešėlio) ir šviesesnės pluoštinės pusės. Dujų srautas iš šešėlio į pusiausvyrą vadinamas Evershedo efektu (V=2km/s). S.p. skaičius. ir jų išvaizda keičiasi per 11 metų saulės aktyvumo ciklas arba saulės dėmių ciklas, kuri aprašyta Spörerio dėsniu ir grafiškai iliustruota Maunder drugelio diagrama (dėmių judėjimas platumoje). Ciuricho santykinis saulės dėmių skaičius nurodo bendrą paviršiaus plotą, padengtą S.p. Ilgalaikiai svyravimai yra ant pagrindinio 11 metų ciklo. Pavyzdžiui, S.p. pakeisti magnetą. poliškumas per 22 metų saulės aktyvumo ciklą. Tačiau naibas, ryškus ilgalaikio kitimo pavyzdys, yra minimumas. Maunderis (1645-1715), kai S.p. nebuvo. Nors visuotinai pripažįstama, kad S.p. nulemtas magnetinio lauko difuzijos iš besisukančio saulės vidaus, procesas dar nėra iki galo suprantamas. Stiprus saulės dėmių magnetinis laukas veikia Žemės lauką, sukelia radijo trukdžius ir pašvaistę. yra keli nepaneigiamas trumpalaikis poveikis, ilgalaikio egzistavimo tvirtinimas. ryšys tarp klimato ir S.p. skaičiaus, ypač 11 metų ciklo, yra labai prieštaringas, nes sunku įvykdyti sąlygas, kurios būtinos atliekant tikslią statistinę duomenų analizę.

saulėtas vėjas Saulės vainiko aukštos temperatūros plazmos (elektronų, protonų, neutronų ir hadronų) nutekėjimas, intensyvių radijo spektro bangų spinduliavimas, rentgeno spinduliai į supančią erdvę. Formuoja vadinamąjį. heliosfera tęsiasi iki 100 AU. iš saulės. Saulės vėjas yra toks intensyvus, kad gali pažeisti išorinius kometų sluoksnius, todėl susidaro „uodega“. S.V. jonizuoja viršutinius atmosferos sluoksnius, dėl to susidaro ozono sluoksnis, sukelia auroras ir radioaktyvaus fono padidėjimą bei radijo trukdžius ozono sluoksnio ardymo vietose.

Paskutinis maksimalus saulės aktyvumas buvo 2001 m. Didžiausias saulės aktyvumas reiškia didžiausią saulės dėmių, spinduliuotės ir iškilimų skaičių. Jau seniai nustatyta, kad Saulės aktyvumo pokytis turi įtakos šiems veiksniams:

* epidemiologinė padėtis Žemėje;

* įvairių stichinių nelaimių (taifūnų, žemės drebėjimų, potvynių ir kt.) skaičius;

* apie kelių ir geležinkelių avarijų skaičių.

Viso to maksimumas tenka aktyvios Saulės metams. Kaip nustatė mokslininkas Chiževskis, aktyvi Saulė turi įtakos žmogaus savijautai. Nuo tada buvo rengiamos periodinės žmogaus savijautos prognozės.

2. Jupiterio planetos matomumo sąlygų pagal „Mokyklos astronominį kalendorių“ nustatymas.

BILIETAS Nr. 15

Atstumų iki žvaigždžių nustatymo metodai, atstumo vienetai ir ryšys tarp jų.

Norint išmatuoti atstumą iki Saulės sistemos kūnų, naudojamas paralakso metodas. Pasirodo, kad žemės spindulys yra per mažas, kad būtų galima išmatuoti paralaktinį žvaigždžių poslinkį ir atstumą iki jų. Todėl vietoj horizontalaus naudojamas vienerių metų paralaksas.

Metinis žvaigždės paralaksas yra kampas (p), kuriuo būtų galima matyti pusiau didžiąją Žemės orbitos ašį nuo žvaigždės, jei ji yra statmena regėjimo linijai.

a yra pusiau pagrindinė Žemės orbitos ašis,

p yra metinis paralaksas.

Taip pat naudojamas parseko vienetas. Parsekas yra atstumas, nuo kurio 1² kampu matoma pusiau pagrindinė Žemės orbitos ašis, statmena matymo linijai.

1 parsekas = 3,26 šviesmečiai = 206265 AU e. = 3 * 10 11 km.

Išmatavus metinį paralaksą, galima patikimai nustatyti atstumą iki žvaigždžių, kurie yra ne toliau kaip 100 parsekų arba 300 ly. metų.

Jei žinomi absoliutūs ir tariami žvaigždžių dydžiai, tai atstumą iki žvaigždės galima nustatyti pagal formulę lg(r)=0,2*(m-M)+1

Mėnulio matomumo sąlygų nustatymas pagal „Mokyklos astronominį kalendorių“.

BILIETAS Nr. 16

Pagrindinės fizinės žvaigždžių savybės, šių savybių ryšys. Žvaigždžių pusiausvyros sąlygos.

Pagrindinės fizinės žvaigždžių charakteristikos: šviesumas, absoliutus ir tariamasis dydžiai, masė, temperatūra, dydis, spektras.

Šviesumas- žvaigždės ar kito dangaus kūno skleidžiama energija per laiko vienetą. Paprastai pateikiamas saulės šviesumo vienetais, išreiškiamais lg (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), kur L ir M yra šaltinio šviesumas ir absoliutus dydis, o Lc ir Mc yra atitinkami Saulės dydžiai (Mc). = +4 .83). Taip pat nustatoma pagal formulę L=4πR 2 σT 4 . Žinomos žvaigždės, kurių šviesumas daug kartų didesnis už Saulės šviesumą. Aldebarano šviesumas yra 160, o Rigelio – 80 000 kartų didesnis nei Saulės. Tačiau daugumos žvaigždžių šviesumas yra panašus į saulę arba mažesnis už jį.

Didumas -žvaigždės ryškumo matas. Z.v. nesuteikia tikro supratimo apie žvaigždės spinduliuotės galią. Blyški žvaigždė arti Žemės gali atrodyti ryškesnė už tolimą ryškią žvaigždę, nes iš jo gaunamas spinduliuotės srautas mažėja atvirkščiai atstumo kvadratui. Matosi Z.v. - žvaigždės spindesys, kurį stebėtojas mato žiūrėdamas į dangų. Absoliutus Z.v. - tikrojo ryškumo matas, atspindi žvaigždės ryškumo lygį, kurį ji turėtų, būdama 10 vnt. atstumu. Hiparchas išrado matomų Z.v. sistemą. II amžiuje pr. Kr. Žvaigždėms buvo priskirti numeriai pagal jų regimąjį ryškumą; ryškiausios žvaigždės buvo 1-ojo dydžio, o silpniausios – 6-osios. Visi R. 19-tas amžius ši sistema buvo pakeista. Šiuolaikinio masto Z.v. buvo nustatytas nustatant Z.v. reprezentatyvus žvaigždžių pavyzdys netoli šiaurės. pasaulio ašigaliai (šiaurinė poliarinė eilė). Jų teigimu, Z.v. visos kitos žvaigždės. Tai logaritminė skalė, kurioje 1-ojo dydžio žvaigždės yra 100 kartų ryškesnės nei 6-ojo dydžio žvaigždės. Didėjant matavimo tikslumui, teko įvesti dešimtines. Ryškiausios žvaigždės yra ryškesnės nei 1-asis dydis, o kai kurios netgi turi neigiamą ryškumą.

žvaigždžių masė - parametras, tiesiogiai nustatytas tik dvinarių žvaigždžių, kurių orbitos ir atstumai žinomi, komponentams (M 1 +M 2 = R 3 /T 2). Tai. buvo nustatytos tik kelių dešimčių žvaigždžių masės, tačiau daug didesnio skaičiaus masę galima nustatyti pagal masės ir šviesumo priklausomybę. Didesnės nei 40 saulės masės ir mažesnės nei 0,1 saulės masės yra labai reti. Daugumos žvaigždžių masė yra mažesnė už Saulės masę. Temperatūra tokių žvaigždžių centre negali pasiekti tokio lygio, nuo kurio prasideda branduolių sintezės reakcijos, o vienintelis jų energijos šaltinis yra Kelvino-Helmholtzo suspaudimas. Tokie objektai vadinami rudieji nykštukai.

Masės ir šviesumo santykis, kurį 1924 m. nustatė Eddingtonas, ryšys tarp šviesumo L ir žvaigždžių masės M. Santykis yra L / Lc \u003d (M / Mc) a, kur Lc ir Mc yra atitinkamai Saulės šviesumas ir masė. , vertė a paprastai yra 3-5 diapazone. Santykis išplaukia iš to, kad stebimas normalių žvaigždžių savybes daugiausia lemia jų masė. Šis nykštukų žvaigždžių santykis puikiai sutampa su stebėjimais. Manoma, kad tai galioja ir supergigantams bei milžinams, nors jų masę tiesiogiai išmatuoti sunku. Santykis netaikomas baltiesiems nykštukams, nes padidina jų šviesumą.

žvaigždės temperatūros yra tam tikros žvaigždės srities temperatūra. Tai viena iš svarbiausių bet kurio objekto fizinių savybių. Tačiau dėl to, kad skirtingų žvaigždės regionų temperatūra yra skirtinga, taip pat dėl ​​to, kad temperatūra yra termodinaminis dydis, priklausantis nuo elektromagnetinės spinduliuotės srauto ir įvairių atomų, jonų ir branduolių buvimo Tam tikrame žvaigždžių atmosferos regione visi šie skirtumai susijungia į efektyviąją temperatūrą, kuri yra glaudžiai susijusi su žvaigždės spinduliavimu fotosferoje. Efektyvi temperatūra, parametras, apibūdinantis bendrą žvaigždės skleidžiamos energijos kiekį jos paviršiaus ploto vienetui. Tai nedviprasmiškas metodas žvaigždžių temperatūrai apibūdinti. Tai. yra nustatoma per visiškai juodo kūno temperatūrą, kuri pagal Stefano-Boltzmanno dėsnį spinduliuotų tokią pat galią paviršiaus vienetui kaip ir žvaigždė. Nors žvaigždės spektras detaliai labai skiriasi nuo absoliučiai juodo kūno spektro, vis dėlto efektyvi temperatūra apibūdina dujų energiją išoriniuose žvaigždžių fotosferos sluoksniuose ir leidžia tai padaryti naudojant Vieno poslinkio dėsnį (λ). max = 0,29/T), siekiant nustatyti, kuriuo bangos ilgiu yra didžiausias žvaigždžių spinduliavimas, taigi ir žvaigždės spalva.

Autorius dydžiaiŽvaigždės skirstomos į nykštukus, subnykštukus, įprastas žvaigždes, milžinus, submilžinus ir supermilžinus.

Spektrasžvaigždės priklauso nuo jos temperatūros, slėgio, fotosferos dujų tankio, magnetinio lauko stiprumo ir cheminės medžiagos. kompozicija.

Spektrinės klasės, žvaigždžių klasifikacija pagal jų spektrą (pirmiausia pagal spektro linijų intensyvumą), pirmą kartą įvesta italų. astronomas Secchi. Įvesti raidiniai pavadinimai, to-rugiai buvo modifikuoti, nes buvo išplėstos žinios apie vidų. žvaigždžių sandara. Žvaigždės spalva priklauso nuo jos paviršiaus temperatūros, todėl šiuolaikiškai. spektrinė klasifikacija Draper (Harvardas) S.K. išdėstyti mažėjančia temperatūros tvarka:

Hertzsprung-Russell diagrama, grafikas, leidžiantis nustatyti dvi pagrindines žvaigždžių charakteristikas, išreiškia ryšį tarp absoliutaus dydžio ir temperatūros. Pavadintas danų astronomo Hertzsprungo ir amerikiečių astronomo Resello, kurie 1914 m. paskelbė pirmąją diagramą, garbei. Karščiausios žvaigždės guli diagramos kairėje, o didžiausio ryškumo žvaigždės – viršuje. Nuo viršutinio kairiojo kampo iki apatinio dešiniojo pagrindinė seka, atspindinčių žvaigždžių evoliuciją ir baigiant nykštukinėmis žvaigždėmis. Dauguma žvaigždžių priklauso šiai sekai. Šiai sekai priklauso ir saulė. Virš šios sekos yra submilžinai, supergigantai ir milžinai tokia tvarka, žemiau yra subnykštukai ir baltieji nykštukai. Šios žvaigždžių grupės vadinamos šviesumo klasės.

Pusiausvyros sąlygos: kaip žinoma, žvaigždės yra vieninteliai gamtos objektai, kuriuose vyksta nekontroliuojamos termobranduolinės sintezės reakcijos, kurias lydi didelio energijos kiekio išsiskyrimas ir lemia žvaigždžių temperatūrą. Dauguma žvaigždžių yra nejudančios būsenos, tai yra, jos nesprogsta. Kai kurios žvaigždės sprogsta (vadinamosios naujosios ir supernovos). Kodėl žvaigždės paprastai yra subalansuotos? Stiprumas branduoliniai sprogimai nejudančiose žvaigždėse jį subalansuoja gravitacijos jėga, todėl šios žvaigždės išlaiko pusiausvyrą.

Šviestuvo linijinių matmenų apskaičiavimas pagal žinomus kampinius matmenis ir atstumą.

BILIETAS Nr. 17

1. Stefano-Boltzmanno dėsnio fizikinė reikšmė ir taikymas žvaigždžių fizinėms savybėms nustatyti.

Stefano-Boltzmanno įstatymas, visiškai juodo kūno bendros spinduliuotės galios ir jo temperatūros santykis. Bendra spinduliuotės ploto vieneto galia W 1 m 2 apskaičiuojama pagal formulę P \u003d σ T 4, kur σ \u003d 5,67 * 10 -8 W / m 2 K 4 - Stefano-Boltzmanno konstanta, T - absoliuti juodo kūno absoliuti temperatūra. Nors astronomas retai spinduliuoja kaip juodas kūnas, jų emisijos spektras dažnai yra geras realaus objekto spektro modelis. Priklausomybė nuo temperatūros iki 4 laipsnio yra labai stipri.

e yra spinduliuotės energija žvaigždės paviršiaus vienetui

L – žvaigždės šviesumas, R – žvaigždės spindulys.

Naudojant Stefano-Boltzmanno formulę ir Wieno dėsnį, nustatomas bangos ilgis, kuris sudaro didžiausią spinduliuotę:

l max T = b, b – Wien konstanta

Galite tęsti priešingai, ty naudodami šviesumą ir temperatūrą, nustatyti žvaigždžių dydį

2. Stebėjimo vietos geografinės platumos nustatymas pagal duotą šviestuvo aukštį kulminacijoje ir jo deklinaciją.

H = 90 0 - +

h - šviestuvo aukštis

BILIETAS Nr. 18

Kintamos ir nestacionarios žvaigždės. Jų reikšmė žvaigždžių prigimties tyrimams.

Kintamų žvaigždžių ryškumas keičiasi laikui bėgant. Dabar žinoma apie 3*10 4 . P.Z. skirstomi į fizikinius, kurių ryškumas kinta dėl juose ar šalia jų vykstančių procesų, ir optinius PZ, kur šis pokytis atsiranda dėl sukimosi ar orbitos judėjimo.

Svarbiausios fizinės rūšys P.Z.:

Pulsuojantis - Cefeidai, tokios žvaigždės kaip Mira Ceti, pusiau įprasti ir netaisyklingi raudonieji milžinai;

Išsiveržęs(sprogstamosios) - žvaigždės su kriauklėmis, jauni netaisyklingi kintamieji, įskaitant. T Tauri tipo žvaigždės (labai jaunos netaisyklingos žvaigždės, siejamos su difuziniais ūkais), Hablo-Seinėjos tipo supermilžinai (karštieji didelio šviesumo supermilžinai, ryškiausi galaktikos objektai. Jie yra nestabilūs ir yra tikėtini spinduliuotės šaltiniai netoli Edingtono šviesumo ribos, kai viršijama , žvaigždžių apvalkalų "defliacija". Galimos supernovos.), liepsnojančios raudonosios nykštukės;

kataklizminis - novos, supernovos, simbiotinės;

Rentgeno dvigubos žvaigždės

Nurodyta P.z. apima 98% žinomų fizinių Optiniai apima užtemdančius dvejetainius ir besisukančius, pvz., pulsarus ir magnetinius kintamuosius. Saulė priklauso besisukantiems, nes. jo dydis mažai keičiasi, kai diske atsiranda saulės dėmės.

Tarp pulsuojančių žvaigždžių labai įdomios yra cefeidai, pavadinti vieno iš pirmųjų atrastų tokio tipo kintamųjų – 6 Cephei – vardu. Cefeidai yra didelio šviesumo ir vidutinės temperatūros žvaigždės (geltoni supermilžinai). Evoliucijos eigoje jie įgavo ypatingą struktūrą: tam tikrame gylyje susidarė sluoksnis, kuris sukaupia iš žarnų ateinančią energiją, o paskui vėl ją grąžina. Žvaigždė periodiškai susitraukia kaitindama ir plečiasi vėsdama. Todėl spinduliuotės energiją arba sugeria žvaigždžių dujos, jas jonizuodami, arba vėl išleidžiama, kai dujoms atvėstant jonai sugauna elektronus, išskirdami šviesos kvantus. Dėl to cefeido ryškumas, kaip taisyklė, keičiasi kelis kartus per kelias dienas. Cefeidai vaidina ypatingą vaidmenį astronomijoje. 1908 metais amerikiečių astronomė Henrietta Leavitt, tyrusi cefeidus vienoje artimiausių galaktikų – Mažajame Magelano debesyje, atkreipė dėmesį į tai, kad šios žvaigždės pasirodė esančios ryškesnės, tuo ilgesnis buvo jų ryškumo kitimo laikotarpis. Mažojo Magelano debesies dydis yra mažas, palyginti su jo atstumu, o tai reiškia, kad matomo ryškumo skirtumas atspindi šviesumo skirtumą. Dėl Leavitt nustatytos priklausomybės nuo periodo šviesumo lengva apskaičiuoti atstumą iki kiekvienos cefeidos, išmatuojant jos vidutinį ryškumą ir kintamumo periodą. O kadangi supermilžinai yra aiškiai matomi, cefeidų pagalba galima nustatyti atstumus net iki santykinai tolimų galaktikų, kuriose jos stebimos.Yra ir antra ypatingo cefeidų vaidmens priežastis. 60-aisiais. Sovietų astronomas Jurijus Nikolajevičius Efremovas nustatė, kad kuo ilgesnis cefeidų laikotarpis, tuo ši žvaigždė jaunesnė. Kiekvienos cefeidės amžių nustatyti nesunku iš laikotarpio ir amžiaus priklausomybės. Pasirinkdami žvaigždes su maksimaliais periodais ir tyrinėdami žvaigždžių grupes, kurioms jos priklauso, astronomai tyrinėja jauniausias galaktikos struktūras. Cefeidai, labiau nei kitos pulsuojančios žvaigždės, nusipelno periodinių kintamųjų pavadinimo. Kiekvienas paskesnis ryškumo keitimo ciklas dažniausiai gana tiksliai pakartoja ankstesnįjį. Tačiau yra išimčių, žinomiausia iš jų – Šiaurinė žvaigždė. Jau seniai buvo nustatyta, kad jis priklauso cefeidams, nors keičia ryškumą gana nereikšmingame diapazone. Tačiau pastaraisiais dešimtmečiais šie svyravimai pradėjo blėsti, o 90-ųjų viduryje. Poliarinė žvaigždė praktiškai nustojo pulsuoti.

Žvaigždės su kriauklėmis, žvaigždės, kurios nuolat arba nereguliariais intervalais išleidžia dujų žiedą iš pusiaujo arba sferinio apvalkalo. 3. su maždaug. - B spektrinės klasės milžinai arba nykštukinės žvaigždės, greitai besisukančios ir arti sunaikinimo ribos. Korpuso išmetimas paprastai lydimas ryškumo sumažėjimo arba padidėjimo.

Simbiotinės žvaigždės, žvaigždės, kurių spektruose yra emisijos linijos ir jungiasi būdingi raudonojo milžino ir karšto objekto bruožai – baltoji nykštukė arba akrecinis diskas aplink tokią žvaigždę.

RR Lyrae žvaigždės yra kita svarbi pulsuojančių žvaigždžių grupė. Tai senos žvaigždės, maždaug tokios pat masės kaip Saulė. Daugelis jų yra rutulinėse žvaigždžių spiečių. Paprastai jie pakeičia savo ryškumą vienu dydžiu maždaug per dieną. Jų, kaip ir cefeidų, savybės naudojamos astronominiams atstumams apskaičiuoti.

R Šiaurės karūna o tokios žvaigždės kaip ji elgiasi visiškai nenuspėjamai. Šią žvaigždę dažniausiai galima pamatyti plika akimi. Kas kelerius metus jo ryškumas sumažėja iki maždaug aštunto dydžio, o vėliau palaipsniui didėja ir grįžta į ankstesnį lygį. Matyt, priežastis ta, kad ši supermilžinė žvaigždė išmeta anglies debesis, kurie kondensuojasi į grūdelius, sudarydami kažką panašaus į suodžius. Jei vienas iš šių storų juodų debesų prasiskverbia tarp mūsų ir žvaigždės, jis užstoja žvaigždės šviesą, kol debesis išsisklaido į erdvę. Šio tipo žvaigždės gamina tankias dulkes, kurios yra nemažos reikšmės regionuose, kur susidaro žvaigždės.

mirgančios žvaigždės. Magnetiniai reiškiniai Saulėje sukelia saulės dėmes ir saulės blyksnius, tačiau jie negali reikšmingai paveikti Saulės ryškumo. Kai kurioms žvaigždėms – raudonosioms nykštukėms – taip nėra: ant jų tokie blyksniai įgauna milžiniškus dydžius, ir dėl to šviesos spinduliavimas gali padidėti visu žvaigždžių dydžiu ar net daugiau. Arčiausiai Saulės esanti žvaigždė Proxima Centauri yra viena iš tokių blyksnių žvaigždžių. Šių šviesos pliūpsnių negalima numatyti iš anksto ir jie trunka tik kelias minutes.

Šviestuvo deklinacijos apskaičiavimas pagal jo aukštį kulminacijos metu tam tikroje geografinėje platumoje.

H = 90 0 - +

h - šviestuvo aukštis

BILIETAS Nr. 19

Dvejetainės žvaigždės ir jų vaidmuo nustatant fizines žvaigždžių savybes.

Dvejetainė žvaigždė yra žvaigždžių pora, sujungta į vieną sistemą gravitacijos jėgomis ir besisukanti aplink bendrą svorio centrą. Žvaigždės, sudarančios dvinarę žvaigždę, vadinamos jos komponentais. Dvejetainės žvaigždės yra labai paplitusios ir skirstomos į keletą tipų.

Kiekvienas vaizdinės dvigubos žvaigždės komponentas yra aiškiai matomas per teleskopą. Atstumas tarp jų ir abipusė orientacija pamažu keičiasi laikui bėgant.

Užtemdančio dvejetainio elementai pakaitomis blokuoja vienas kitą, todėl sistemos ryškumas laikinai susilpnėja, laikotarpis tarp dviejų ryškumo pasikeitimų lygus pusei orbitos periodo. Kampinis atstumas tarp komponentų yra labai mažas, ir mes negalime jų stebėti atskirai.

Spektrinės dvinarės žvaigždės aptinkamos pasikeitus jų spektrams. Abipusės cirkuliacijos metu žvaigždės periodiškai juda arba link Žemės, arba toliau nuo Žemės. Doplerio efektas spektre gali būti naudojamas judesio pokyčiams nustatyti.

Poliarizacijos dvejetainiams failams būdingi periodiniai šviesos poliarizacijos pokyčiai. Tokiose sistemose žvaigždės savo orbitiniu judėjimu apšviečia tarp jų esančias dujas ir dulkes, šviesos kritimo kampas į šią medžiagą periodiškai keičiasi, o išsklaidyta šviesa yra poliarizuota. Tikslūs šių efektų matavimai leidžia apskaičiuoti orbitos, žvaigždžių masės santykiai, dydžiai, greičiai ir atstumai tarp komponentų. Pavyzdžiui, jei žvaigždė yra ir užtemstanti, ir spektroskopiškai dvejetainė, tada galima nustatyti kiekvienos žvaigždės masė ir orbitos polinkis. Pagal ryškumo kitimo pobūdį užtemimų momentais galima nustatyti santykinius žvaigždžių dydžius ir ištirti jų atmosferų struktūrą. Dvejetainės žvaigždės, kurios yra spinduliuotės šaltinis rentgeno spindulių diapazone, vadinamos dvinarės rentgeno spinduliais. Daugeliu atvejų pastebimas trečiasis komponentas, kuris sukasi aplink dvejetainės sistemos masės centrą. Kartais vienas iš dvejetainės sistemos komponentų (arba abu) savo ruožtu gali pasirodyti dvinarės žvaigždės. Artimi dvinarės žvaigždės komponentai triguboje sistemoje gali turėti kelių dienų periodą, o trečiasis elementas gali suktis apie bendrą artimos poros masės centrą šimtų ar net tūkstančių metų periodu.

Matuoti žvaigždžių greitį dvejetainėje sistemoje ir taikyti universaliosios gravitacijos dėsnį svarbus metodas nustatantis žvaigždžių mases. Dvejetainių žvaigždžių tyrimas yra vienintelis tiesioginis būdas apskaičiuoti žvaigždžių masę.

Artimai išsidėsčiusių dvinarių žvaigždžių sistemoje abipusės gravitacinės jėgos linkusios ištempti kiekvieną iš jų, suteikdamos jai kriaušės formą. Jei gravitacija pakankamai stipri, ateina kritinis momentas, kai medžiaga pradeda tekėti nuo vienos žvaigždės ir kristi ant kitos. Aplink šias dvi žvaigždes yra tam tikras plotas trimatės aštuntuko pavidalu, kurio paviršius yra kritinė riba. Šios dvi kriaušės formos figūrėlės, kiekviena aplink savo žvaigždę, vadinamos Roche skiltelėmis. Jei viena iš žvaigždžių užauga tiek, kad užpildo savo Roche skiltį, tada materija iš jos patenka į kitą žvaigždę toje vietoje, kur susiliečia ertmės. Dažnai žvaigždžių medžiaga nenukrenta tiesiai ant žvaigždės, o pirmiausia apsisuka, sudarydama vadinamąjį akrecijos diską. Jei abi žvaigždės išsiplėtė tiek, kad užpildė savo Roche skilteles, tada susidaro kontaktinė dvinarė žvaigždė. Abiejų žvaigždžių medžiaga susimaišo ir susilieja į rutulį aplink dvi žvaigždžių šerdis. Kadangi galiausiai visos žvaigždės išsipučia, virsdamos milžinais, o daugelis žvaigždžių yra dvinarės, sąveikaujančios dvinarės sistemos nėra neįprasta.

Šviestuvo aukščio kulminacijoje apskaičiavimas pagal žinomą tam tikros geografinės platumos deklinaciją.

H = 90 0 - +

h - šviestuvo aukštis

BILIETAS Nr. 20

Žvaigždžių evoliucija, jos etapai ir galutiniai etapai.

Žvaigždės susidaro tarpžvaigždiniuose dujų ir dulkių debesyse bei ūkuose. Pagrindinė jėga, kuri „formuoja“ žvaigždes, yra gravitacija. Tam tikromis sąlygomis labai išretėjusi atmosfera (tarpžvaigždinės dujos), veikiama gravitacinių jėgų, pradeda trauktis. Centre kondensuojasi dujų debesis, kuriame sulaikoma suspaudimo metu išsiskirianti šiluma – atsiranda protožvaigždė, spinduliuojanti infraraudonųjų spindulių diapazone. Protožvaigždė įkaista veikiama ant jos krintančios medžiagos, o branduolių sintezės reakcijos prasideda nuo energijos išsiskyrimo. Šioje būsenoje tai jau yra T Tauri kintamoji žvaigždė. Likusi debesies dalis išsisklaido. Tada gravitacinės jėgos traukia vandenilio atomus link centro, kur jie susilieja, sudarydami helią ir išlaisvindami energiją. Didėjantis slėgis centre neleidžia tolesniam susitraukimui. Tai stabili evoliucijos fazė. Ši žvaigždė yra pagrindinės sekos žvaigždė. Žvaigždės šviesumas didėja, kai jos šerdis tankėja ir įkaista. Laikas, kurį žvaigždė būna pagrindinėje sekoje, priklauso nuo jos masės. Saulei tai yra maždaug 10 milijardų metų, tačiau daug masyvesnės už Saulę žvaigždės stacionariame režime egzistuoja tik kelis milijonus metų. Žvaigždei išnaudojus centrinėje dalyje esantį vandenilį, žvaigždės viduje vyksta dideli pokyčiai. Vandenilis pradeda degti ne centre, o apvalkale, kuris didėja, išsipučia. Dėl to pačios žvaigždės dydis smarkiai padidėja, o jos paviršiaus temperatūra nukrenta. Būtent dėl ​​šio proceso atsiranda raudonieji milžinai ir supergigantai. Paskutinius žvaigždės evoliucijos etapus taip pat lemia žvaigždės masė. Jei ši masė Saulės masės neviršija daugiau nei 1,4 karto, žvaigždė stabilizuojasi ir tampa balta nykštuke. Katastrofiškas susitraukimas neįvyksta dėl pagrindinės elektronų savybės. Yra toks suspaudimo laipsnis, kai jie pradeda atstumti, nors nebėra jokio šiluminės energijos šaltinio. Taip nutinka tik tada, kai elektronai ir atomo branduoliai yra neįtikėtinai stipriai suspausti ir susidaro itin tanki medžiaga. Baltoji nykštukė, kurios masė yra Saulė, yra maždaug lygi Žemės tūriui. Baltoji nykštukė palaipsniui vėsta, galiausiai virsdama tamsiu radioaktyviųjų pelenų kamuoliu. Astronomai apskaičiavo, kad bent dešimtadalis visų Galaktikos žvaigždžių yra baltosios nykštukės.

Jeigu besitraukiančios žvaigždės masė Saulės masę viršija daugiau nei 1,4 karto, tai tokia žvaigždė, pasiekusi baltosios nykštukės stadiją, tuo nesustos. Gravitacinės jėgos šiuo atveju yra tokios didelės, kad elektronai įspaudžiami į atomo branduolius. Dėl to protonai virsta neutronais, galinčiais prilipti vienas prie kito be jokių tarpų. Neutroninių žvaigždžių tankis lenkia net baltųjų nykštukų tankį; bet jei medžiagos masė neviršija 3 saulės masių, neutronai, kaip ir elektronai, patys sugeba užkirsti kelią tolesniam susispaudimui. Tipiškos neutroninės žvaigždės skersmuo yra tik 10–15 km, o vienas kubinis centimetras jos medžiagos sveria apie milijardą tonų. Be milžiniško tankio, neutroninės žvaigždės turi dar dvi ypatingas savybes, dėl kurių jas galima aptikti, nepaisant mažo dydžio: greitą sukimąsi ir stiprų magnetinį lauką.

Jei žvaigždės masė viršija 3 Saulės mases, tai galutinis jos gyvavimo ciklo etapas tikriausiai yra juodoji skylė. Jei žvaigždės masė ir, atitinkamai, gravitacinė jėga yra tokia didelė, tada žvaigždė patiria katastrofišką gravitacinį susitraukimą, kuriam negali atsispirti jokios stabilizuojančios jėgos. Medžiagos tankis šio proceso metu linkęs į begalybę, o objekto spindulys – iki nulio. Remiantis Einšteino reliatyvumo teorija, juodosios skylės centre atsiranda erdvės laiko savitumas. Gravitacinis laukas mažėjančios žvaigždės paviršiuje auga, todėl spinduliuotei ir dalelėms iš jo pasitraukti darosi vis sunkiau. Galų gale tokia žvaigždė atsiduria žemiau įvykių horizonto, kurį galima įsivaizduoti kaip vienpusę membraną, leidžiančią medžiagai ir spinduliuotei pereiti tik į vidų ir nieko išorėje. Griūvanti žvaigždė virsta juodąja skyle, o ją aptikti galima tik smarkiai pasikeitus ją supančios erdvės ir laiko savybėms. Įvykio horizonto spindulys vadinamas Schwarzschild spinduliu.

Žvaigždės, kurių masė mažesnė nei 1,4 Saulės savo gyvavimo ciklo pabaigoje, lėtai nusileidžia viršutinį apvalkalą, kuris vadinamas planetiniu ūku. Masyvesnės žvaigždės, kurios virsta neutroninėmis žvaigždėmis arba juodosiomis skylėmis, pirmiausia sprogsta kaip supernovos, o jų spindesys pranoksta trumpam laikui padidėja 20 ar daugiau, energijos išsiskiria daugiau nei Saulė išskiria per 10 milijardų metų, o sprogusios žvaigždės likučiai skrenda 20 000 km per sekundę greičiu.

Saulės dėmių padėties stebėjimas ir braižymas teleskopu (ekrane).

BILIETAS Nr. 21

Mūsų galaktikos sudėtis, struktūra ir matmenys.

galaktika, žvaigždžių sistema, kuriai priklauso Saulė. Galaktikoje yra mažiausiai 100 milijardų žvaigždžių. Trys pagrindiniai komponentai: centrinis sustorėjimas, diskas ir galaktikos aureolė.

Centrinį iškilimą sudaro senos populiacijos II tipo žvaigždės (raudonieji milžinai), išsidėstę labai tankiai, o jo centre (šerdyje) yra galingas radiacijos šaltinis. Daryta prielaida, kad šerdyje yra juodoji skylė, kuri inicijuoja stebimus galingus energijos procesus, lydimus radiacijos radijo spektre. (Dujų žiedas sukasi aplink juodąją skylę; karštos dujos, išbėgusios iš jos vidinio krašto, patenka į juodąją skylę, išskirdamos energiją, kurią mes stebime.) Tačiau neseniai šerdyje buvo aptiktas matomos spinduliuotės pliūpsnis, ir juodosios skylės hipotezė. buvo numestas. Centrinio sustorėjimo parametrai: 20 000 šviesmečių skersmens ir 3 000 šviesmečių storio.

Galaktikos disko, kuriame yra jaunų I tipo populiacijos žvaigždžių (jaunų mėlynųjų supergigantų), tarpžvaigždinės medžiagos, atvirų žvaigždžių spiečių ir 4 spiralių atšakų, skersmuo yra 100 000 šviesmečių, o storis – tik 3 000 šviesmečių. Galaktika sukasi, jos vidinės dalys skrieja savo orbitomis daug greičiau nei išorinės. Saulė padaro visišką revoliuciją aplink šerdį per 200 milijonų metų. Spiralinėse rankose vyksta nenutrūkstamas žvaigždžių formavimosi procesas.

Galaktikos aureolė yra koncentriška su disku ir centriniu išsipūtimu ir susideda iš žvaigždžių, kurios daugiausia yra rutulinių spiečių nariai ir priklauso II tipo populiacijai. Tačiau didžioji dalis halo medžiagos yra nematoma ir negali būti įprastose žvaigždėse, tai nėra dujos ar dulkės. Taigi aureole yra tamsi nematoma medžiaga. Didžiųjų ir mažųjų Magelano debesų, kurie yra Paukščių Tako palydovai, sukimosi greičio skaičiavimai rodo, kad halo masė yra 10 kartų didesnė už masę, kurią stebime diske ir sutirštėja.

Saulė yra 2/3 atstumu nuo disko centro Oriono rankoje. Jo lokalizacija disko plokštumoje (galaktikos pusiaujo) leidžia pamatyti disko žvaigždes iš Žemės siauros juostelės pavidalu. paukščių takas, apimantis visą dangaus sferą ir 63° kampu pasviręs į dangaus pusiaują. Galaktikos centras yra Šaulio ženkle, tačiau jis nėra matomas matomoje šviesoje dėl tamsių dujų ir dulkių ūkų, kurie sugeria žvaigždžių šviesą.

Žvaigždės spindulio apskaičiavimas pagal duomenis apie jos šviesumą ir temperatūrą.

L – šviesumas (Lc = 1)

R – spindulys (Rc = 1)

T – temperatūra (Tc = 6000)

BILIETAS Nr. 22

žvaigždžių spiečius. Tarpžvaigždinės terpės fizinė būsena.

Žvaigždžių spiečiai yra žvaigždžių grupės, esančios gana arti viena kitos ir sujungtos bendru judėjimu erdvėje. Matyt, beveik visos žvaigždės gimsta grupėmis, o ne pavieniui. Todėl žvaigždžių spiečiai yra labai dažnas dalykas. Astronomai mėgsta tyrinėti žvaigždžių spiečius, nes visos spiečių žvaigždės susiformavo maždaug tuo pačiu metu ir maždaug tokiu pačiu atstumu nuo mūsų. Bet kokie pastebimi ryškumo skirtumai tarp tokių žvaigždžių yra tikri skirtumai. Žvaigždžių spiečius ypač pravartu tirti jų savybių priklausomybės nuo masės požiūriu – juk šių žvaigždžių amžius ir atstumas nuo Žemės yra maždaug vienodi, todėl viena nuo kitos skiriasi tik tuo. jų masė. Yra dviejų tipų žvaigždžių spiečiai: atviri ir rutuliniai. Atvirame spiečiuje kiekviena žvaigždė matoma atskirai, jos daugiau ar mažiau tolygiai pasiskirsto kažkurioje dangaus vietoje. O rutuliniai spiečiai, priešingai, yra tarsi sfera, taip tankiai užpildyta žvaigždžių, kad jos centre atskiros žvaigždės nesiskiria.

Atvirose klasteriuose yra nuo 10 iki 1000 žvaigždžių, daug daugiau jaunų nei senų, o seniausioms vargu ar yra daugiau nei 100 milijonų metų. Faktas yra tas, kad senesnėse grupėse žvaigždės palaipsniui tolsta viena nuo kitos, kol susimaišo su pagrindiniu žvaigždžių rinkiniu. Nors gravitacija tam tikru mastu laiko atviras spiečius, jie vis tiek yra gana trapūs, o kito objekto gravitacija gali juos suplėšyti.

Debesys, kuriuose formuojasi žvaigždės, susitelkę mūsų Galaktikos diske, ir būtent ten randamos atviros žvaigždžių spiečiai.

Priešingai nei atviros, rutuliniai spiečiai yra sferos, tankiai užpildytos žvaigždžių (nuo 100 tūkst. iki 1 mln.). Įprastas rutulinis spiečius yra nuo 20 iki 400 šviesmečių.

Tankiai sukrautuose šių spiečių centruose žvaigždės yra taip arti viena kitos, kad abipusė gravitacija jas suriša viena su kita, sudarydamos kompaktiškas dvinares žvaigždes. Kartais būna net visiškas žvaigždžių susiliejimas; Artėjant arti, išoriniai žvaigždės sluoksniai gali sugriūti, todėl centrinė šerdis gali būti tiesiogiai matoma. Rutuliniuose spiečiuose dvigubos žvaigždės yra 100 kartų dažniau nei bet kur kitur.

Aplink mūsų galaktiką žinome apie 200 rutulinių žvaigždžių spiečių, išsidėsčiusių visame aureole, kurioje yra galaktika. Visi šie klasteriai yra labai seni ir atsirado daugiau ar mažiau tuo pačiu metu kaip ir pati galaktika. Panašu, kad spiečiai susidarė, kai debesies, iš kurio buvo sukurta galaktika, dalys suskilo į mažesnius fragmentus. Rutuliniai spiečiai nesiskiria, nes juose esančios žvaigždės sėdi labai arti, o jų galingos abipusės gravitacinės jėgos sujungia spiečių į tankią vientisą visumą.

Medžiaga (dujos ir dulkės), esanti erdvėje tarp žvaigždžių, vadinama tarpžvaigždine terpe. Didžioji jo dalis yra sutelkta spiralinėse Paukščių Tako atšakose ir sudaro 10% jo masės. Kai kuriose vietose medžiaga yra gana šalta (100 K) ir ją aptinka infraraudonoji spinduliuotė. Tokiuose debesyse yra neutralaus vandenilio, molekulinio vandenilio ir kitų radikalų, kuriuos galima aptikti radijo teleskopais. Regionuose šalia didelio šviesumo žvaigždžių dujų temperatūra gali siekti 1000-10000 K, o vandenilis jonizuojasi.

Tarpžvaigždinė terpė yra labai reta (apie 1 atomas cm3). Tačiau tankiuose debesyse medžiagos koncentracija gali būti 1000 kartų didesnė už vidutinę. Tačiau net ir tankiame debesyje kubiniame centimetre yra tik keli šimtai atomų. Priežastis, kodėl mums vis dar pavyksta stebėti tarpžvaigždinę materiją, yra ta, kad matome ją dideliame erdvės storyje. Dalelių dydis yra 0,1 mikrono, jose yra anglies ir silicio, jos į tarpžvaigždinę terpę patenka iš šaltų žvaigždžių atmosferos dėl supernovos sprogimų. Gautas mišinys suformuoja naujas žvaigždes. Tarpžvaigždinė terpė turi silpną magnetinį lauką ir yra persmelkta kosminių spindulių srautų.

Mūsų saulės sistema yra tame galaktikos regione, kur tarpžvaigždinės medžiagos tankis yra neįprastai mažas. Ši sritis vadinama Vietiniu „burbulu“; jis tęsiasi visomis kryptimis apie 300 šviesmečių.

Saulės kampinių matmenų apskaičiavimas stebėtojui, esančiam kitoje planetoje.

BILIETAS Nr. 23

Pagrindiniai galaktikų tipai ir jų skiriamieji bruožai.

galaktikos, žvaigždžių, dulkių ir dujų sistemos, kurių bendra masė nuo 1 mln. iki 10 trilijonų. saulės masės. Tikroji galaktikų prigimtis galutinai buvo paaiškinta tik praėjusio amžiaus 2 dešimtmetyje. po karštų diskusijų. Iki tol, stebint teleskopu, jie atrodė kaip išsklaidytos šviesos dėmės, primenančios ūkus, tačiau tik naudojant 2,5 metro atspindintį Vilsono kalno observatorijos teleskopą, pirmą kartą panaudotą XX a. XX a. praėjusio amžiaus dešimtmetyje, buvo galima gauti vaizdus. ūko. žvaigždžių Andromedos ūke ir įrodyti, kad tai galaktika. Tuo pačiu teleskopu Hablas matavo cefeidų periodus Andromedos ūke. Šios kintamos žvaigždės buvo pakankamai gerai ištirtos, kad būtų galima tiksliai nustatyti jų atstumus. Andromedos ūkas yra maždaug. 700 kpc, t.y. ji yra toli už mūsų galaktikos.

Yra keletas galaktikų tipų, pagrindinės yra spiralinės ir elipsinės. Buvo bandoma jas klasifikuoti naudojant abėcėlės ir skaitmenines schemas, tokias kaip Hablo klasifikacija, tačiau kai kurios galaktikos netelpa į šias schemas, tokiu atveju jos pavadintos astronomų, kurie jas pirmą kartą identifikavo, vardu (pavyzdžiui, Seyfert ir Markarian galaktikos) arba klasifikavimo schemų pavadinimus abėcėlės tvarka (pavyzdžiui, N tipo ir cD tipo galaktikos). Galaktikos, kurios neturi aiškios formos, yra klasifikuojamos kaip netaisyklingos. Galaktikų kilmė ir evoliucija dar nėra visiškai suprantama. Spiralinės galaktikos yra geriausiai ištirtos. Tai apima objektus, turinčius ryškią šerdį, iš kurios sklinda dujų, dulkių ir žvaigždžių spiralės. Dauguma spiralinių galaktikų turi 2 atšakas, spinduliuojančias iš priešingų šerdies pusių. Paprastai žvaigždės juose yra jaunos. Tai yra įprastos ritės. Taip pat yra sukryžiuotų spiralių, turinčių centrinį žvaigždžių tiltelį, jungiantį vidinius abiejų rankų galus. Mūsų G. irgi priklauso spiralei. Beveik visų spiralinių G. masės svyruoja nuo 1 iki 300 milijardų saulės masių. Maždaug trys ketvirtadaliai visų galaktikų visatoje yra elipsės formos. Jie yra elipsės formos, neturinčios pastebimos spiralinės struktūros. Jų forma gali skirtis nuo beveik sferinės iki cigaro formos. Jų dydis yra įvairus – nuo ​​nykštukų, kurių masė siekia kelis milijonus saulės masių, iki milžiniškų, kurių masė siekia 10 trilijonų saulės. Didžiausias žinomas CD tipo galaktikos. Jie turi didelę šerdį arba, galbūt, keletą branduolių, greitai judančių viena kitos atžvilgiu. Dažnai tai yra gana stiprūs radijo šaltiniai. Markario galaktikas 1967 m. nustatė sovietų astronomas Veniaminas Markarianas. Jos yra stiprūs ultravioletinės spinduliuotės šaltiniai. galaktikos N tipo turi silpnai šviečiančią šerdį, panašią į žvaigždę. Jie taip pat yra stiprūs radijo šaltiniai ir tikimasi, kad jie išsivystys į kvazarus. Nuotraukoje Seiferto galaktikos atrodo kaip įprastos spiralės, tačiau turi labai ryškią šerdį ir spektrus su plačiomis ir ryškiomis emisijos linijomis, kurios rodo, kad jų šerdyje yra daug greitai besisukančių karštų dujų. Tokio tipo galaktikas 1943 m. atrado amerikiečių astronomas Karlas Seifertas. Galaktikos, kurios stebimos optiškai ir kartu yra stiprūs radijo šaltiniai, vadinamos radijo galaktikomis. Tai Seiferto galaktikos, CD ir N tipo G. ir kai kurie kvazarai. Radijo galaktikų energijos generavimo mechanizmas dar nėra suprantamas.

Saturno planetos matomumo sąlygų nustatymas pagal „Mokyklinį astronominį kalendorių“.

BILIETAS Nr. 24

Šiuolaikinių idėjų apie Visatos sandarą ir evoliuciją pagrindai.

XX amžiuje buvo pasiektas Visatos kaip vientisos visumos supratimas. Pirmasis svarbus žingsnis buvo žengtas praėjusio amžiaus 2 dešimtmetyje, kai mokslininkai padarė išvadą, kad mūsų galaktika – Paukščių Takas – yra viena iš milijonų galaktikų, o Saulė – viena iš milijonų Paukščių Tako žvaigždžių. Tolesnis galaktikų tyrimas parodė, kad jos tolsta nuo Paukščių Tako, ir kuo toliau, tuo šis greitis didesnis (matuojamas pagal raudonąjį poslinkį jo spektre). Taigi mes gyvename besiplečianti visata. Galaktikų recesija atsispindi Hablo dėsnyje, pagal kurį galaktikos raudonasis poslinkis proporcingas atstumui iki jos Be to, didžiausiu masteliu, t.y. galaktikų superspiečių lygyje Visata turi ląstelinę struktūrą. Šiuolaikinė kosmologija (Visatos evoliucijos doktrina) remiasi dviem postulatais: Visata yra vienalytė ir izotropinė.

Yra keletas visatos modelių.

Einstein-de Sitter modelyje Visatos plėtimasis tęsiasi neribotą laiką, statiniame modelyje Visata nesiplečia ir nesivysto, pulsuojančioje Visatoje kartojasi plėtimosi ir susitraukimo ciklai. Tačiau statinis modelis yra mažiausiai tikėtinas; prieš jį kalba ne tik Hablo dėsnis, bet ir 1965 m. atrasta foninė reliktinė spinduliuotė (t. y. pirminės besiplečiančios karštos keturių dimensijų sferos spinduliuotė).

Kai kurie kosmologiniai modeliai yra pagrįsti toliau aprašyta „karštos visatos“ teorija.

Remiantis Friedmano Einšteino lygčių sprendiniais, prieš 10–13 milijardų metų, pirmuoju laiko momentu, Visatos spindulys buvo nulis. Visa Visatos energija, visa jos masė buvo sutelkta nuliniame tūryje. Energijos tankis yra begalinis, o materijos tankis taip pat yra begalinis. Tokia būsena vadinama vienaskaita.

1946 metais Georgijus Gamovas ir jo kolegos sukūrė fizinę teoriją apie pradinį Visatos plėtimosi etapą, paaiškindami cheminių elementų buvimą joje sintezės būdu esant labai aukštai temperatūrai ir slėgiui. Todėl plėtimosi pradžia pagal Gamovo teoriją buvo pavadinta „Didžiuoju sprogimu“. Gamow bendraautoriai buvo R. Alferis ir G. Bethe, todėl kartais ši teorija vadinama „α, β, γ teorija“.

Visata plečiasi iš begalinio tankio būsenos. Vienaskaitos būsenoje įprasti fizikos dėsniai negalioja. Matyt, visos pagrindinės sąveikos esant tokioms didelėms energijoms yra neatskiriamos viena nuo kitos. O iš kokio Visatos spindulio prasminga kalbėti apie fizikos dėsnių pritaikomumą? Atsakymas yra iš Plancko ilgio:

Pradedant nuo laiko momento t p = R p /c = 5*10 -44 s (c – šviesos greitis, h – Planko konstanta). Greičiausiai gravitacinė sąveika atsiskyrė nuo kitų per t P. Remiantis teoriniais skaičiavimais, per pirmąsias 10 -36 s, kai Visatos temperatūra buvo didesnė nei 10 28 K, energija tūrio vienetui išliko pastovi, o Visata plėtėsi daug didesniu nei šviesos greitis greičiu. Šis faktas neprieštarauja reliatyvumo teorijai, nes tokiu greičiu plėtėsi ne materija, o pati erdvė. Šis evoliucijos etapas vadinamas infliacinis. Iš šiuolaikinių teorijų Kvantinė fizika iš to seka, kad šiuo metu stipri branduolinė jėga atsiskyrė nuo elektromagnetinių ir silpnųjų jėgų. Dėl to išsiskyrusi energija buvo katastrofiško Visatos plėtimosi priežastis, kuri per mažą 10–33 s laiko intervalą iš atomo dydžio išaugo iki Saulės sistemos dydžio. Tuo pat metu atsirado mums pažįstamos elementarios dalelės ir kiek mažesnis skaičius antidalelių. Medžiaga ir spinduliuotė vis dar buvo termodinaminėje pusiausvyroje. Ši era vadinama radiacija evoliucijos stadija. Esant 5∙10 12 K temperatūrai, stadija rekombinacija: beveik visi protonai ir neutronai sunaikinami, virsta fotonais; liko tik tie, kuriems neužteko antidalelių. Pradinis dalelių perteklius, palyginti su antidalelėmis, yra viena milijardoji jų skaičiaus dalis. Būtent iš šios „perteklinės“ medžiagos daugiausia susideda stebimos Visatos substancija. Praėjus kelioms sekundėms po Didžiojo sprogimo, prasidėjo etapas pirminė nukleosintezė, kai susiformavo deuterio ir helio branduoliai, trunkantys apie tris minutes; tada prasidėjo ramus Visatos plėtimasis ir vėsimas.

Praėjus maždaug milijonui metų po sprogimo, materijos ir spinduliuotės pusiausvyra buvo sutrikdyta, iš laisvųjų protonų ir elektronų pradėjo formuotis atomai, pro materiją, kaip per skaidrią terpę, prasiskverbė spinduliuotė. Būtent ši spinduliuotė buvo vadinama relikvija, jos temperatūra buvo apie 3000 K. Šiuo metu fiksuojamas fonas, kurio temperatūra yra 2,7 K. Reliktinė foninė spinduliuotė buvo atrasta 1965 m. Tai pasirodė aukštas laipsnis izotropinis ir savo egzistavimu patvirtina karštai besiplečiančios Visatos modelį. Po to pirminė nukleosintezė medžiaga pradėjo vystytis savarankiškai, dėl materijos tankio kitimo, susiformavusio pagal Heizenbergo neapibrėžtumo principą infliacijos stadijoje, atsirado protogalaktikos. Ten, kur tankis buvo šiek tiek didesnis nei vidutinis, susiformavo traukos centrai, mažesnio tankio plotai vis retėjo, nes medžiaga paliko jas tankesnėms vietovėms. Taip praktiškai vienalytė terpė buvo padalinta į atskiras protogalaktikas bei jų spiečius ir po šimtų milijonų metų pasirodė pirmosios žvaigždės.

Kosmologiniai modeliai leidžia daryti išvadą, kad visatos likimas priklauso tik nuo vidutinio ją užpildančios materijos tankio. Jei jis bus mažesnis už tam tikrą kritinį tankį, visatos plėtimasis tęsis amžinai. Ši parinktis vadinama „atvira visata“. Panašus vystymosi scenarijus laukia plokščios Visatos, kai tankis yra kritinis. Per daugelį metų visa žvaigždžių medžiaga išdegs, o galaktikos pasiners į tamsą. Liks tik planetos, baltosios ir rudosios nykštukės, o susidūrimai tarp jų bus itin reti.

Tačiau net ir šiuo atveju metagalaktika nėra amžina. Jei didžiojo sąveikų susivienijimo teorija yra teisinga, po 10 40 metų protonai ir neutronai, sudarantys buvusias žvaigždes, suirs. Maždaug po 10 100 metų milžiniškos juodosios skylės išgaruos. Mūsų pasaulyje liks tik elektronai, neutrinai ir fotonai, atskirti dideliais atstumais. Tam tikra prasme tai bus laiko pabaiga.

Jeigu Visatos tankis pasirodys per didelis, vadinasi, mūsų pasaulis užsidarys, o plėtimąsi anksčiau ar vėliau pakeis katastrofiškas susitraukimas. Visata savo gyvenimą baigs gravitaciniu kolapsu tam tikra prasme, o tai dar blogiau.

Atstumo iki žvaigždės apskaičiavimas nuo žinomo paralakso.