1. Vietējais laiks.

Tiek saukts laiks, kas mērīts uz noteiktā ģeogrāfiskā meridiāna vietējais laiks šis meridiāns. Visām vietām uz viena meridiāna pavasara ekvinokcijas (vai Saules vai vidējās saules) stundu leņķis jebkurā brīdī ir vienāds. Tāpēc visā ģeogrāfiskajā meridiānā vietējais laiks (zvaigžņu vai saules) tajā pašā brīdī ir vienāds.

Ja starpība starp divu vietu ģeogrāfiskajiem garumiem ir D l, tad vairāk austrumu vietā jebkuras zvaigznes stundu leņķis būs uz D l lielāks par tā paša gaismekļa stundu leņķi vairāk rietumu vietā. Tāpēc jebkuru vietējo laiku starpība divos meridiānos vienā un tajā pašā fiziskajā brīdī vienmēr ir vienāda ar šo meridiānu garumu starpību, kas izteikta stundās (laika vienībās):

tie. jebkura zemes punkta vietējais vidējais laiks vienmēr ir vienāds ar pasaules laiku tajā brīdī plus šī punkta garums, kas izteikts stundās un uzskatīts par pozitīvu uz austrumiem no Griničas.

Astronomiskajos kalendāros lielāko daļu parādību momentus norāda universālais laiks. T 0 . Šo notikumu mirkļi pēc vietējā laika T t. ir viegli noteikt pēc formulas (1.28).

3. standarta laiks. AT Ikdiena izmantot gan vietējo vidējo saules laiku, gan universālais laiks neērti. Pirmais tāpēc, ka principā ir tik daudz vietējo laika skaitīšanas sistēmu, cik ir ģeogrāfisko meridiānu, t.i. neskaitāmas. Tāpēc, lai noteiktu notikumu vai parādību secību pēc vietējā laika, papildus momentiem noteikti jāzina arī to meridiānu garumu atšķirības, uz kuriem šie notikumi vai parādības notika.

Universālā laika iezīmētā notikumu secība ir viegli nosakāma, taču lielā atšķirība starp universālo laiku un vietējo meridiānu laiku, kas ir tālu no Griničas laika, rada neērtības, lietojot universālo laiku ikdienā.

1884. gadā tas tika ierosināts vidējā laika jostu skaitīšanas sistēma, kuras būtība ir šāda. Laiks tiek turēts tikai uz 24 vairākumsģeogrāfiskie meridiāni, kas atrodas viens no otra garuma tieši 15° (vai 1 h), aptuveni katra vidū laika zona. Laika zonas sauc par zemes virsmas apgabaliem, kuros tā ir nosacīti sadalīta ar līnijām, kas stiepjas no tās ziemeļpola uz dienvidiem un atrodas aptuveni 7 °,5 attālumā no galvenajiem meridiāniem. Šīs līnijas jeb laika joslu robežas precīzi seko ģeogrāfiskajiem meridiāniem tikai atklātās jūrās un okeānos un neapdzīvotās vietās uz sauszemes. Pārējā garumā tie iet pa valsts, administratīvām, ekonomiskām vai ģeogrāfiskām robežām, vienā vai otrā virzienā atkāpjoties no atbilstošā meridiāna. Laika joslas ir numurētas no 0 līdz 23. Griniča tiek ņemta par nulles zonas galveno meridiānu. Pirmās laika joslas galvenais meridiāns atrodas tieši 15° uz austrumiem no Griničas, otrā - 30°, trešā - 45° utt. līdz 23. laika joslai, kuras galvenajam meridiānam ir austrumu garums no Griničas 345°. (vai rietumu garums 15°).

Standarta laiksT lpp sauc par vietējo vidējo saules laiku, ko mēra uz noteiktās laika zonas galvenā meridiāna. Tas seko līdzi laikam visā teritorijā, kas atrodas noteiktā laika joslā.

Šīs zonas standarta laiks P ir saistīts ar universālo laiku ar acīmredzamu saistību

T n = T 0 +n h .

(1.29)

Ir arī acīmredzams, ka atšķirība starp divu punktu standarta laikiem ir vesels stundu skaits, kas vienāds ar to laika joslu skaitļu starpību.

4. Vasaras laiks. Lai racionālāk sadalītu uzņēmumu un dzīvojamo telpu apgaismošanai izmantoto elektroenerģiju un maksimāli izmantotu dienasgaisma gada vasaras mēnešos daudzās valstīs (arī mūsu republikā) pulksteņu, kas darbojas pēc standarta laika, stundu rādītāji tiek pabīdīti uz priekšu par 1 stundu vai pusstundu. Tā sauktais vasaras laiks. Rudenī pulkstenis atkal tiek iestatīts uz standarta laiku.

DST savienojums T l jebkuru punktu ar tā standarta laiku T lpp un ar universālo laiku T 0 dod šādas attiecības:

(1.30)

1. Teleskopa teorētiskā izšķirtspēja:

Kur λ - gaismas viļņa vidējais garums (5,5 10 -7 m), D ir teleskopa objektīva diametrs vai , kur D ir teleskopa objektīva diametrs milimetros.

2. Teleskopa palielinājums:

Kur F ir objektīva fokusa attālums, f ir okulāra fokusa attālums.

3. Gaismekļu augstums kulminācijā:

gaismekļu augstums augšējā kulminācijā, sasniedzot kulmināciju uz dienvidiem no zenīta ( d < j):

, kur j- novērošanas vietas platuma grādiem, d- zvaigznes deklinācija;

gaismekļu augstums augšējā kulminācijā, sasniedzot kulmināciju uz ziemeļiem no zenīta ( d > j):

, kur j- novērošanas vietas platuma grādiem, d- zvaigznes deklinācija;

gaismekļu augstums zemākajā kulminācijā:

, kur j- novērošanas vietas platuma grādiem, d- gaismekļa deklinācija.

4. Astronomiskā refrakcija:

Aptuvenā formula laušanas leņķa aprēķināšanai, izteikta loka sekundēs (+10°C temperatūrā un 760 mmHg atmosfēras spiedienā):

, kur z ir zvaigznes zenīta attālums (z<70°).

siderālais laiks:

Kur a- gaismekļa pareizā augšupeja, t ir tā stundu leņķis;

vidējais saules laiks (vidējais vietējais laiks):

T m = T  + h, kur T- patiesais saules laiks, h ir laika vienādojums;

pasaules laiks:

Kur l ir punkta garums ar vietējo vidējo laiku T m , izteikts stundās, T 0 - universālais laiks šajā brīdī;

standarta laiks:

Kur T 0 - universālais laiks; n– laika joslas numurs (Grinvičai n=0, Maskavai n=2, Krasnojarskai n=6);

maternitātes laiks:

vai

6. Formulas, kas attiecas uz planētas revolūcijas siderālo (zvaigžņu) periodu T ar tās aprites sinodisko periodu S:

augšējām planētām:

zemākajām planētām:

, kur TÅ ir Zemes apgriezienu ap Sauli siderālais periods.

7. Keplera trešais likums:

, kur T 1 un T 2- planētu rotācijas periodi, a 1 un a 2 ir to orbītas galvenās pusasis.

8. Smaguma likums:

Kur m 1 un m2 ir piesaistīto materiālo punktu masas, r- attālums starp tiem, G ir gravitācijas konstante.

9. Keplera trešais vispārinātais likums:

, kur m 1 un m2 ir divu savstarpēji piesaistītu ķermeņu masas, r ir attālums starp to centriem, T ir šo ķermeņu apgriezienu periods ap kopīgu masas centru, G ir gravitācijas konstante;

sistēmai Saule un divas planētas:

, kur T 1 un T 2- planētu revolūcijas siderālie (zvaigžņu) periodi, M ir saules masa, m 1 un m2 ir planētu masas, a 1 un a 2 - planētu orbītu galvenās pusasis;

sistēmām Saule un planēta, planēta un satelīts:

, kur M ir Saules masa; m 1 ir planētas masa; m 2 ir planētas pavadoņa masa; T 1 un a 1- planētas apgriezienu periods ap Sauli un tās orbītas pusgalveno asi; T 2 un a 2 ir satelīta orbītas periods ap planētu un tā orbītas daļēji galvenā ass;

plkst M >> m 1 un m 1 >> m 2 ,

10. Ķermeņa lineārais ātrums paraboliskā orbītā (paraboliskais ātrums):

, kur G M ir centrālā ķermeņa masa, r ir paraboliskās orbītas izvēlētā punkta rādiusa vektors.

11. Ķermeņa lineārais ātrums eliptiskā orbītā izvēlētā punktā:

, kur G ir gravitācijas konstante, M ir centrālā ķermeņa masa, r ir eliptiskās orbītas izvēlētā punkta rādiusa vektors, a ir eliptiskas orbītas daļēji galvenā ass.

12. Ķermeņa lineārais ātrums riņķveida orbītā (apļveida ātrums):

, kur G ir gravitācijas konstante, M ir centrālā ķermeņa masa, R ir orbītas rādiuss, v p ir paraboliskais ātrums.

13. Elipses orbītas ekscentriskums, kas raksturo elipses novirzes pakāpi no apļa:

, kur c ir attālums no fokusa līdz orbītas centram, a ir orbītas daļēji galvenā ass, b ir orbītas mazā pusass.

14. Periapses un apoapses attālumu saistība ar puslielo asi un eliptiskās orbītas ekscentricitāti:

Kur r P - attālumi no fokusa, kurā atrodas centrālais debess ķermenis, līdz periapsei, r A - attālumi no fokusa, kurā atrodas centrālais debess ķermenis, līdz apocentram, a ir orbītas daļēji galvenā ass, e ir orbītas ekscentriskums.

15. Attālums līdz gaismeklim (Saules sistēmā):

, kur R ρ 0 - zvaigznes horizontālā paralakse, izteikta loka sekundēs,

vai, kur D 1 un D 2 - attālumi līdz gaismekļiem, ρ 1 un ρ 2 – to horizontālās paralakses.

16. Gaismas rādiuss:

Kur ρ - leņķis, kurā gaismekļa diska rādiuss ir redzams no Zemes (leņķa rādiuss), RÅ ir Zemes ekvatoriālais rādiuss, ρ 0 — zvaigznes horizontālā paralakse. m — šķietamais lielums, R ir attālums līdz zvaigznei parsekos.

20. Stefana-Bolcmaņa likums:

ε=σT 4, kur ε ir enerģija, kas laika vienībā izstarota no virsmas vienības, T ir temperatūra (kelvinos) un σ ir Stefana-Bolcmaņa konstante.

21. Vīna likums:

Kur λ max - viļņa garums, kas veido maksimālo melnā ķermeņa starojumu (centimetros), T ir absolūtā temperatūra kelvinos.

22. Habla likums:

, kur v ir galaktikas attālināšanās radiālais ātrums, c ir gaismas ātrums, Δ λ ir līniju Doplera nobīde spektrā, λ ir starojuma avota viļņa garums, z- sarkanā nobīde, r ir attālums līdz galaktikai megaparsekos, H ir Habla konstante, kas vienāda ar 75 km/ (s × Mpc).

1.2. Daži svarīgi jēdzieni un formulas no vispārējās astronomijas

Pirms turpināt aprakstu par mainīgo zvaigžņu aptumsumu, kam ir veltīts šis darbs, mēs apsvērsim dažus pamatjēdzienus, kas mums būs nepieciešami turpmākajā tekstā.

Debesu ķermeņa zvaigžņu lielums ir tā spožuma mērs, kas pieņemts astronomijā. Mirdzums ir gaismas intensitāte, kas sasniedz novērotāju, vai apgaismojums, kas radīts pie starojuma uztvērēja (acs, fotoplāksne, fotopavairotājs utt.) Mirdzums ir apgriezti proporcionāls attāluma kvadrātam, kas atdala avotu un novērotāju.

Lielums m un spilgtums E ir saistīti ar formulu:

Šajā formulā E i ir m i -tā lieluma zvaigznes spilgtums, E k ir m k -tās magnitūdas zvaigznes spilgtums. Izmantojot šo formulu, ir viegli redzēt, ka pirmā lieluma (1 m) zvaigznes ir spožākas nekā sestās magnitūdas zvaigznes (6 m), kuras ir redzamas pie redzamības robežas ar neapbruņotu aci tieši 100 reizes. Tieši šis apstāklis ​​bija pamats zvaigžņu lielumu skalas izveidošanai.

Ņemot vērā formulas (1) logaritmu un ņemot vērā, ka lg 2,512 = 0,4, mēs iegūstam:

, (1.2)

(1.3)

Pēdējā formula parāda, ka lieluma starpība ir tieši proporcionāla lieluma attiecības logaritmam. Mīnusa zīme šajā formulā norāda, ka zvaigžņu lielums palielinās (samazinās), samazinoties (palielinoties) spilgtumam. Zvaigžņu lielumu starpību var izteikt ne tikai kā veselu skaitli, bet arī kā daļskaitli. Ar augstas precizitātes fotoelektrisko fotometru palīdzību ir iespējams noteikt zvaigžņu lielumu starpību ar precizitāti līdz 0,001 m. Pieredzējuša novērotāja vizuālo (acs) aplēšu precizitāte ir aptuveni 0,05 m.

Jāatzīmē, ka formula (3) ļauj aprēķināt nevis zvaigžņu lielumus, bet gan to atšķirības. Lai izveidotu zvaigžņu lielumu skalu, jums jāizvēlas kāds šīs skalas nulles punkts (atskaites punkts). Aptuveni var uzskatīt, ka Vega (Līra) ir tāds nulles punkts, nulles lieluma zvaigzne. Ir zvaigznes, kurām ir negatīvs lielums. Piemēram, Sirius (a Liels suns) ir spožākā zvaigzne zemes debesīs, un tās magnitūda ir -1,46 m.

Zvaigznes spožumu, ko novērtē pēc acs, sauc par vizuālo. Tas atbilst zvaigžņu lielumam, ko apzīmē ar m u . vai m vīzas. . Zvaigžņu spožumu, ko novērtē pēc to attēla diametra un nomelnošanas pakāpes uz fotoplates (fotoefekts), sauc par fotogrāfisku. Tas atbilst fotografēšanas lielumam m pg vai m foto. Atšķirību C \u003d m pg - m ph atkarībā no zvaigznes krāsas sauc par krāsu indeksu.

Ir vairākas nosacīti pieņemtas lielumu sistēmas, no kurām visplašāk tiek izmantotas lielumu sistēmas U, B un V. Burts U apzīmē ultravioleto magnitūdu, B ir zils (tuvs fotogrāfiskajam), V ir dzeltens (tuvs vizuālajam). Attiecīgi tiek noteikti divi krāsu indeksi: U - B un B - V, kas ir vienādi ar nulli tīri baltām zvaigznēm.

Teorētiskā informācija par mainīgo zvaigžņu aptumsumu

2.1. Aptumsumu mainīgo zvaigžņu atklāšanas un klasifikācijas vēsture

Pirmā aptumsuma mainīgā zvaigzne Algols (b Persejs) tika atklāta 1669. gadā. Itāļu matemātiķis un astronoms Montanari. Pirmo reizi tas tika izpētīts 18. gadsimta beigās. Angļu astronoms amatieris Džons Gudriks. Izrādījās, ka ar neapbruņotu aci redzamā viena zvaigzne b Perseus patiesībā ir daudzkārtēja sistēma, kas nav atdalīta pat ar teleskopiskiem novērojumiem. Divas no sistēmā iekļautajām zvaigznēm griežas ap kopīgu masas centru 2 dienās 20 stundās un 49 minūtēs. Noteiktos laika momentos viena no sistēmā iekļautajām zvaigznēm aizver otru no novērotāja, kas izraisa īslaicīgu sistēmas kopējā spilgtuma pavājināšanos.

Algola gaismas līkne, kas parādīta attēlā. viens

Šis grafiks ir balstīts uz precīziem fotoelektriskiem novērojumiem. Ir redzami divi spilgtuma samazinājumi: dziļš primārais minimums - galvenais aptumsums (spilgtā komponente slēpjas aiz vājākā) un neliels spilgtuma samazinājums - sekundārais minimums, kad spilgtākais komponents pārspēj vājāko.

Šīs parādības atkārtojas pēc 2,8674 dienām (vai 2 dienām 20 stundām 49 minūtēm).

No spilgtuma izmaiņu grafika (1. att.) redzams, ka uzreiz pēc galvenā minimuma (zemākās spilgtuma vērtības) sasniegšanas Algol sāk celties. Tas nozīmē, ka notiek daļējs aptumsums. Atsevišķos gadījumos var novērot arī pilnu aptumsumu, kam raksturīga mainīgā spilgtuma minimālās vērtības noturība galvenajā minimumā noteiktu laika periodu. Piemēram, aptumsuma mainīgajai zvaigznei U Cephei, kas ir pieejama novērojumiem ar spēcīgiem binokļiem un amatieru teleskopiem, kopējais fāzes ilgums ir vismaz 6 stundas.

Rūpīgi izpētot Algola spilgtuma izmaiņu grafiku, var konstatēt, ka starp galveno un sekundāro minimumu zvaigznes spilgtums nepaliek nemainīgs, kā varētu šķist no pirmā acu uzmetiena, bet nedaudz mainās. Šo parādību var izskaidrot šādi. Ārpus aptumsuma Zemi sasniedz gaisma no abiem binārās sistēmas komponentiem. Bet abas sastāvdaļas ir tuvu viena otrai. Tāpēc vājāks komponents (bieži vien lielāka izmēra), ko apgaismo spilgts komponents, izkliedē uz to krītošo starojumu. Acīmredzot vislielākais izkliedētā starojuma daudzums Zemes novērotāju sasniegs brīdī, kad vājā komponente atrodas aiz spožās, t.i. tuvu sekundārā minimuma brīdim (teorētiski tam vajadzētu notikt uzreiz sekundārā minimuma brīdī, bet kopējais sistēmas spilgtums strauji samazinās, jo tiek aptumšota viena no sastāvdaļām).

Šo efektu sauc par atkārtotas emisijas efektu. Grafikā tas izpaužas kā pakāpenisks sistēmas kopējā spilgtuma pieaugums, tuvojoties sekundārajam minimumam, un spilgtuma samazināšanās, kas ir simetriska tā pieaugumam attiecībā pret sekundāro minimumu.

1874. gadā Gudriks atklāja otro aptumšojošo mainīgo zvaigzni - b Lyra. Tas maina spilgtumu salīdzinoši lēni ar periodu 12 dienas 21 stunda 56 minūtes (12 914 dienas). Atšķirībā no Algol gaismas līknei ir vienmērīgāka forma. (2. att.) Tas ir saistīts ar komponentu tuvumu viens otram.

Paisuma spēki, kas rodas sistēmā, liek abām zvaigznēm izstiepties pa līniju, kas savieno to centrus. Sastāvdaļas vairs nav sfēriskas, bet elipsoidālas. Orbitālās kustības laikā komponentu diski, kuriem ir eliptiska forma, vienmērīgi maina savu laukumu, kas izraisa nepārtrauktas sistēmas spilgtuma izmaiņas pat ārpus aptumsuma.

1903. gadā tika atklāts aptumsuma mainīgais W Ursa Major, kurā apgriezienu periods ir aptuveni 8 stundas (0,3336834 dienas). Šajā laikā tiek novēroti divi vienāda vai gandrīz vienāda dziļuma minimumi (3. att.). Zvaigznes gaismas līknes izpēte parāda, ka sastāvdaļas ir gandrīz vienāda izmēra un gandrīz pieskaras virsmām.

Papildus tādām zvaigznēm kā Algol, b Lyra un W Ursa Major ir retāki objekti, kas arī tiek klasificēti kā aptumšojošas mainīgas zvaigznes. Tās ir elipsoidālas zvaigznes, kas griežas ap asi. Diska laukuma izmaiņas izraisa nelielas spilgtuma izmaiņas.

Ūdeņradis, savukārt zvaigznēm ar temperatūru aptuveni 6 tūkstoši K. ir jonizēta kalcija līnijas, kas atrodas uz spektra redzamās un ultravioletās daļas robežas. Ņemiet vērā, ka šim I tipam ir mūsu Saules spektrs. Zvaigžņu spektru secība, kas iegūta, nepārtraukti mainot to virsmas slāņu temperatūru, tiek apzīmēta ar šādiem burtiem: O, B, A, F, G, K, M, no karstākā līdz ...

Nekādas līnijas netiks novērotas (sakarā ar satelīta spektra vājumu), bet galvenās zvaigznes spektra līnijas svārstīsies tāpat kā pirmajā gadījumā. Spektroskopisko divzvaigžņu spektros notiekošo izmaiņu periodi, kas acīmredzot ir arī to rotācijas periodi, ir diezgan atšķirīgi. Īsākais no zināmajiem periodiem ir 2,4 stundas (g Ursa Minor), bet garākais - desmitiem gadu. Priekš...

No informācijas jūras, kurā mēs slīkstam, bez pašiznīcināšanās ir vēl viena izeja. Eksperti ar pietiekami plašu prātu var izveidot aktuālus kopsavilkumus vai kopsavilkumus, kas īsi apkopo galvenos faktus no konkrētās jomas. Mēs piedāvājam Sergeja Popova mēģinājumu izveidot šādu vissvarīgākās informācijas kolekciju par astrofiziku.

S. Popovs. Foto I. Jarovaja

Pretēji izplatītajam uzskatam, arī PSRS astronomijas mācīšana skolā nebija līdzvērtīga. Oficiāli priekšmets bija mācību programmā, bet reāli astronomiju nemācīja visās skolās. Bieži vien, pat ja stundas notika, skolotāji tās izmantoja papildu nodarbībās savos pamatpriekšmetos (galvenokārt fizikā). Un ļoti retos gadījumos mācības bija pietiekami kvalitatīvas, lai skolēniem būtu laiks veidot adekvātu priekšstatu par pasauli. Turklāt astrofizika pēdējo desmitgažu laikā ir bijusi viena no visstraujāk attīstošajām zinātnēm; astrofizikas zināšanas, ko pieaugušie saņēma skolā pirms 30-40 gadiem, ir ievērojami novecojušas. Piebildam, ka tagad skolās astronomijas gandrīz nemaz nav. Tā rezultātā cilvēkiem lielākoties ir diezgan neskaidrs priekšstats par to, kā pasaule darbojas mērogā, kas ir lielāks nekā Saules sistēmas planētu orbītas.

Spirālveida galaktika NGC 4414

Galaktiku kopa Coma Berenices zvaigznājā

Planēta ap zvaigzni Fomalhaut

Šādā situācijā, manuprāt, būtu prātīgi veikt "Ļoti īsu astronomijas kursu". Tas ir, lai izceltu galvenos faktus, kas veido mūsdienu astronomiskā pasaules attēla pamatus. Protams, dažādi speciālisti var izvēlēties nedaudz atšķirīgus pamatjēdzienu un parādību kopumus. Bet labi, ja ir vairākas labas versijas. Svarīgi, lai visu var pateikt vienā lekcijā vai iekļauties vienā mazā rakstā. Un tad interesenti varēs paplašināt un padziļināt zināšanas.

Es izvirzīju sev uzdevumu izveidot svarīgāko astrofizikas jēdzienu un faktu kopumu, kas ietilptu uz vienas standarta A4 lapas (apmēram 3000 rakstzīmes ar atstarpēm). Tajā pašā laikā, protams, tiek pieņemts, ka cilvēks zina, ka Zeme griežas ap Sauli, saprot, kāpēc notiek aptumsumi un gadalaiku maiņa. Tas ir, absolūti “bērnišķīgi” fakti nav iekļauti sarakstā.

Zvaigžņu veidošanās reģions NGC 3603

Planētu miglājs NGC 6543

Supernovas paliekas Kasiopeja A

Prakse rādījusi, ka visu, kas ir sarakstā, var pateikt aptuveni stundas lekcijā (vai pāris stundās skolā, ņemot vērā atbildes uz jautājumiem). Protams, pusotras stundas laikā nav iespējams izveidot stabilu priekšstatu par pasaules uzbūvi. Tomēr ir jāsper pirmais solis, un te vajadzētu palīdzēt šādam “pētījumam ar lieliem vilcieniem”, kurā tiek notverti visi galvenie punkti, kas atklāj Visuma uzbūves pamatīpašības.

Visi attēli tika uzņemti ar Habla kosmosa teleskopu un ņemti no http://heritage.stsci.edu un http://hubble.nasa.gov

1. Saule ir parasta zvaigzne (viena no aptuveni 200–400 miljardiem) mūsu Galaktikas nomalē – zvaigžņu un to atlieku, starpzvaigžņu gāzes, putekļu un tumšās vielas sistēma. Attālumi starp zvaigznēm galaktikā parasti ir daži gaismas gadi.

2. Saules sistēma sniedzas ārpus Plutona orbītas un beidzas tur, kur Saules gravitācijas ietekme ir salīdzināma ar tuvējo zvaigžņu ietekmi.

3. Zvaigznes šodien turpina veidoties no starpzvaigžņu gāzes un putekļiem. Savas dzīves laikā un tās beigās zvaigznes daļu savas matērijas, kas bagātināta ar sintezētiem elementiem, izmet starpzvaigžņu telpā. Tā mūsdienās mainās Visuma ķīmiskais sastāvs.

4. Saule attīstās. Tās vecums ir mazāks par 5 miljardiem gadu. Apmēram 5 miljardu gadu laikā tā kodolā beigsies ūdeņradis. Saule kļūs par sarkanu milzi un pēc tam par baltu punduri. Masīvas zvaigznes savas dzīves beigās eksplodē, atstājot neitronu zvaigzni vai melno caurumu.

5. Mūsu galaktika ir viena no daudzajām šādām sistēmām. Visuma redzamajā daļā ir aptuveni 100 miljardi lielu galaktiku. Tos ieskauj mazi satelīti. Galaktikas diametrs ir aptuveni 100 000 gaismas gadu. Tuvākā lielā galaktika atrodas aptuveni 2,5 miljonu gaismas gadu attālumā.

6. Planētas pastāv ne tikai ap Sauli, bet arī ap citām zvaigznēm, tās sauc par eksoplanētām. Planētu sistēmas nav līdzīgas. Tagad mēs zinām vairāk nekā 1000 eksoplanetu. Acīmredzot daudzām zvaigznēm ir planētas, bet tikai neliela daļa var būt piemērota dzīvībai.

7. Pasaulei, kādu mēs to zinām, ir ierobežots vecums, kas ir nedaudz mazāks par 14 miljardiem gadu. Sākumā matērija bija ļoti blīvā un karstā stāvoklī. Parastās vielas daļiņas (protoni, neitroni, elektroni) nepastāvēja. Visums paplašinās, attīstās. Izplešanās gaitā no blīva karstuma stāvokļa Visums atdzisa un kļuva mazāk blīvs, parādījās parastas daļiņas. Tad bija zvaigznes, galaktikas.

8. Gaismas ātruma ierobežotības un novērojamā Visuma ierobežotā vecuma dēļ novērošanai mums ir pieejams tikai ierobežots telpas apgabals, taču fiziskā pasaule pie šīs robežas nebeidzas. Lielos attālumos gaismas ātruma ierobežotības dēļ mēs redzam objektus tādus, kādi tie bija tālā pagātnē.

9. Lielākā daļa ķīmisko elementu, ar kuriem mēs sastopamies dzīvē (un no kuriem mēs esam izgatavoti), radās zvaigznēs to dzīves laikā kodoltermisku reakciju rezultātā vai masīvu zvaigžņu dzīves pēdējos posmos - supernovas sprādzienos. Pirms zvaigžņu veidošanās parastā viela galvenokārt pastāvēja ūdeņraža (visbiežāk sastopamā elementa) un hēlija formā.

10. Parastā viela veido tikai dažus procentus no kopējā Visuma blīvuma. Apmēram ceturtā daļa no Visuma blīvuma ir saistīta ar tumšo vielu. Tas sastāv no daļiņām, kas vāji mijiedarbojas savā starpā un ar parasto vielu. Pagaidām mēs tikai novērojam tumšās matērijas gravitācijas darbību. Apmēram 70 procenti no Visuma blīvuma ir saistīti ar tumšo enerģiju. Pateicoties tam, Visuma izplešanās notiek arvien ātrāk. Tumšās enerģijas būtība ir neskaidra.

ASTRONOMIJAS 11. KLASES BIĻETES

BIĻETE #1

Acīmredzamas gaismekļu kustības, kā rezultātā viņu pašu kustība telpā, Zemes rotācija un tās apgriezieni ap Sauli.

Zeme veic sarežģītas kustības: tā griežas ap savu asi (T=24 stundas), pārvietojas ap Sauli (T=1 gads), griežas kopā ar Galaktiku (T=200 tūkstoši gadu). Tas parāda, ka visi novērojumi, kas veikti no Zemes, atšķiras pēc šķietamajām trajektorijām. Planētas pārvietojas pa debesīm no austrumiem uz rietumiem (tieša kustība), tad no rietumiem uz austrumiem (apgrieztā kustība). Virziena maiņas brīžus sauc par pieturām. Ja ievietojat šo ceļu kartē, jūs iegūstat cilpu. Jo mazāks ir cilpas izmērs, jo lielāks attālums starp planētu un Zemi. Planētas iedala apakšējās un augšējās (apakšējā - zemes orbītas iekšpusē: Merkurs, Venera; augšējā: Marss, Jupiters, Saturns, Urāns, Neptūns un Plutons). Visas šīs planētas griežas tāpat kā Zeme ap Sauli, taču, pateicoties Zemes kustībai, var novērot planētu cilpveida kustību. Planētu relatīvās pozīcijas attiecībā pret Sauli un Zemi sauc par planētu konfigurācijām.

Planētu konfigurācijas, atšķir. ģeometrisks planētu novietojums attiecībā pret sauli un zemi. Atsevišķas planētu pozīcijas, kas redzamas no Zemes un mērot attiecībā pret Sauli, ir īpašas. tituli. Par slimu. V - iekšējā planēta, I- ārējā planēta, E - Zeme, S - Saule. Kad iekšējā planēta atrodas taisnā līnijā ar sauli, tā atrodas iekšā savienojums. K.p. EV 1S un ESV 2 sauca apakšējais un augšējais savienojums attiecīgi. Ārējais planēta I atrodas augstākā savienojumā, kad tā atrodas taisnā līnijā ar Sauli ( ESI 4) un iekšā konfrontācija, kad tas atrodas Saulei pretējā virzienā (I 3 ES). I 5 ES, sauc par pagarinājumu. Iekšējai lietošanai planētas max, pagarinājums notiek, kad EV 8 S ir 90°; ārējai lietošanai planētas var izstiepties no 0° ESI 4) līdz 180° (I 3 ES). Ja pagarinājums ir 90°, tiek uzskatīts, ka planēta atrodas kvadratūra(I 6 ES, I 7 ES).

Periodu, kurā planēta veic apgriezienu ap Sauli savā orbītā, sauc par siderālo (zvaigžņu) apgriezienu periodu - T, laika periodu starp divām identiskām konfigurācijām - sinodisko periodu - S.

Planētas riņķo ap sauli vienā virzienā un veic vienu apgriezienu ap sauli laika periodā = siderālais periods

iekšējām planētām

ārējām planētām

S ir siderālais periods (attiecībā pret zvaigznēm), T ir sinodiskais periods (starp fāzēm), T Å = 1 gads.

Komētas un meteorītu ķermeņi pārvietojas pa eliptiskām, paraboliskām un hiperboliskām trajektorijām.

Attāluma līdz galaktikai aprēķins, pamatojoties uz Habla likumu.

H = 50 km/s*Mpc – Habla konstante

BIĻETE #2

Ģeogrāfisko koordinātu noteikšanas principi no astronomiskajiem novērojumiem.

Ir 2 ģeogrāfiskās koordinātas: ģeogrāfiskais platums un ģeogrāfiskais garums. Astronomija kā praktiska zinātne ļauj atrast šīs koordinātas. Debess pola augstums virs horizonta ir vienāds ar novērošanas vietas ģeogrāfisko platumu. Aptuveno ģeogrāfisko platumu var noteikt, izmērot Ziemeļzvaigznes augstumu, jo. tas ir aptuveni 1 0 no ziemeļu debess pola. Novērošanas vietas platumu var noteikt pēc gaismekļa augstuma augšējā kulminācijā ( kulminācija- moments, kad gaismeklis iziet cauri meridiānam) saskaņā ar formulu:

j = d ± (90 – h), atkarībā no tā, vai uz dienvidiem vai ziemeļiem tas kulminē no zenīta. h ir gaismekļa augstums, d ir deklinācija, j ir platums.

Ģeogrāfiskais garums ir otrā koordināta, ko mēra no nulles Griničas meridiāna uz austrumiem. Zeme ir sadalīta 24 laika zonās, laika starpība ir 1 stunda. Vietējo laiku atšķirība ir vienāda ar garuma starpību:

T λ 1 - T λ 2 \u003d λ 1 - λ 2 Tādējādi, uzzinot laika starpību divos punktos, no kuriem viena garums ir zināms, var noteikt otra punkta garumu.

Vietējais laiks ir saules laiks šajā vietā uz Zemes. Katrā punktā vietējais laiks ir atšķirīgs, tāpēc cilvēki dzīvo pēc standarta laika, tas ir, pēc šīs zonas vidējā meridiāna laika. Datuma maiņas līnija iet austrumos (Beringa šaurumā).

Zvaigznes temperatūras aprēķins, pamatojoties uz datiem par tās spilgtumu un izmēru.

L — spilgtums (Lc = 1)

R — rādiuss (Rc = 1)

T — temperatūra (Tc = 6000)

BIĻETE #3

Mēness fāžu maiņas iemesli. Saules un Mēness aptumsumu rašanās un biežuma nosacījumi.

Fāze, astronomijā fāzes maiņa notiek periodiskuma dēļ. debess ķermeņu apgaismojuma apstākļu izmaiņas attiecībā pret novērotāju. Mēness fāzes maiņa ir saistīta ar Zemes, Mēness un Saules savstarpējā stāvokļa maiņu, kā arī to, ka Mēness spīd ar no tā atstaroto gaismu. Kad Mēness atrodas starp Sauli un Zemi uz taisnas līnijas, kas tos savieno, Mēness virsmas neapgaismotā daļa ir vērsta pret Zemi, tāpēc mēs to nevaram redzēt. Šis F. - jauns mēness. Pēc 1-2 dienām Mēness atkāpjas no šīs taisnās līnijas, un no Zemes ir redzams šaurs Mēness pusmēness. Jaunā mēness laikā tumšajās debesīs joprojām ir redzama tā mēness daļa, kuru neapgaismo tiešie saules stari. Šo fenomenu sauca par pelnu gaisma. Pēc nedēļas atnāk F. - pirmais ceturksnis: apgaismotā mēness daļa ir puse no diska. Tad nāk pilnmēness- Mēness atkal atrodas uz līnijas, kas savieno Sauli un Zemi, bet otrā Zemes pusē. Ir redzams izgaismots pilnais mēness disks. Tad redzamā daļa sāk samazināties un pagājušajā ceturksnī, tie. atkal var novērot apgaismotu pusi no diska. Pilnu Mēness F. maiņas periodu sauc par sinodisko mēnesi.

Aptumsums, astronomiska parādība, kurā viens debess ķermenis pilnībā vai daļēji pārklāj otru vai viena ķermeņa ēna krīt uz citiem Saules 3. rodas, Zemei iekrītot Mēness ēnā, un Mēness - kad Mēness iekrīt Zemes ēna. Mēness ēna Saules 3. laikā sastāv no centrālās ēnas un to apņemošās ēnas. Labvēlīgos apstākļos pilna mēness 3. var ilgt 1 stundu. 45 min. Ja Mēness pilnībā neieiet ēnā, tad novērotājs Zemes nakts pusē redzēs daļēju Mēness 3. Saules un Mēness leņķiskie diametri ir gandrīz vienādi, tāpēc kopējais Saules 3. ilgums ir tikai a. maz. minūtes. Kad Mēness atrodas apogeja punktā, tā leņķiskie izmēri ir nedaudz mazāki nekā Saules izmēri. Saules 3. var rasties, ja līnija, kas savieno Saules un Mēness centrus, šķērso zemes virsmu. Mēness ēnas diametri, krītot uz Zemi, var sasniegt vairākus. simtiem kilometru. Novērotājs redz, ka tumšais Mēness disks nav pilnībā pārklājis Sauli, atstājot tās malu atvērtu spilgta gredzena formā. Šis ir tā sauktais. gredzenveida Saule 3. Ja Mēness leņķiskie izmēri ir lielāki par Saules izmēriem, tad novērotājs to centrus ar zemes virsmu savienojošās līnijas krustpunkta tuvumā redzēs pilnu Sauli 3. Zeme griežas ap savu asi, Mēness - ap Zemi un Zeme - ap Sauli, Mēness ēna ātri slīd virs zemes virsmas no vietas, kur tā uzkrita uz tās uz citu, kur tā to atstāj, un velkas tālāk. Zeme * pilna vai gredzena sloksne 3. Privāts 3. var novērot, kad Mēness bloķē tikai daļu no Saules. Saules vai Mēness 3. laiks, ilgums un modelis ir atkarīgi no Zemes-Mēness-Saules sistēmas ģeometrijas. Mēness orbītas slīpuma dēļ attiecībā pret *ekliptiku Saules un Mēness 3. nenotiek katrā jaunā mēnesī vai pilnmēness. Prognozes 3. salīdzināšana ar novērojumiem ļauj precizēt Mēness kustības teoriju. Tā kā sistēmas ģeometrija gandrīz precīzi atkārtojas ik pēc 18 gadiem 10 dienām, 3. notiek ar šo periodu, ko sauc par saros. 3. Reģistrācijas no seniem laikiem ļauj pārbaudīt plūdmaiņu ietekmi uz Mēness orbītu.

Zvaigžņu koordinātu noteikšana zvaigžņu kartē.

BIĻETE #4

Saules ikdienas kustības īpatnības dažādos ģeogrāfiskos platuma grādos dažādos gada laikos.

Apsveriet Saules ikgadējo kustību debess sfērā. Zeme veic pilnīgu apgriezienu ap Sauli gada laikā, vienā dienā Saule pārvietojas gar ekliptiku no rietumiem uz austrumiem par aptuveni 1 °, bet 3 mēnešos - par 90 °. Tomēr tālāk šis posms ir svarīgi, lai Saules kustību gar ekliptiku pavada izmaiņas tās deklinācijā, sākot no δ = -e (ziemas saulgrieži) līdz δ = +e (vasaras saulgrieži), kur e ir slīpuma leņķis. zemes ass. Tāpēc gada laikā mainās arī Saules ikdienas paralēles atrašanās vieta. Apsveriet ziemeļu puslodes vidējos platuma grādus.

Saulei pārejot pavasara ekvinokcijai (α = 0 h), marta beigās Saules deklinācija ir 0 °, tāpēc šajā dienā Saule praktiski atrodas uz debess ekvatora, tā paceļas austrumos. , paceļas augšējā kulminācijā līdz augstumam h = 90 ° - φ un nostājas rietumos. Tā kā debess ekvators dala debess sfēru uz pusēm, Saule pusi dienas atrodas virs horizonta, bet pusi – zem tā, t.i. diena ir vienāda ar nakti, kas atspoguļojas nosaukumā "ekvinokcija". Ekliptikas pieskare ekvinokcijas brīdī ir nosliece uz ekvatoru maksimālā leņķī, kas vienāds ar e, tāpēc arī Saules deklinācijas pieauguma ātrums šajā laikā ir maksimālais.

Pēc pavasara ekvinokcijas Saules deklinācija strauji palielinās, tāpēc katru dienu viss Lielākā daļa Saules ikdienas paralēle atrodas virs horizonta. Saule lec agrāk, paceļas augstāk augšējā kulminācijā un riet vēlāk. Saullēkta un saulrieta punkti katru dienu virzās uz ziemeļiem, un diena kļūst garāka.

Taču ekliptikas pieskares slīpuma leņķis Saules atrašanās vietā ar katru dienu samazinās, un līdz ar to samazinās arī deklinācijas pieauguma temps. Visbeidzot jūnija beigās Saule sasniedz ekliptikas tālāko ziemeļu punktu (α = 6 h, δ = +e). Uz šo brīdi tas paceļas augšējā kulminācijā līdz augstumam h = 90° - φ + e, paceļas aptuveni ziemeļaustrumos, noriet ziemeļrietumos, un dienas garums sasniedz maksimālo vērtību. Tajā pašā laikā Saules augstuma ikdienas pieaugums apstājas augšējā kulminācijā, un pusdienas Saule it kā "apstājas" savā kustībā uz ziemeļiem. Līdz ar to nosaukums "vasaras saulgrieži".

Pēc tam Saules deklinācija sāk samazināties – sākumā ļoti lēni, bet pēc tam arvien straujāk. Katru dienu tas ceļas vēlāk, riet agrāk, saullēkta un saulrieta punkti virzās atpakaļ uz dienvidiem.

Līdz septembra beigām Saule sasniedz otro ekliptikas krustpunktu ar ekvatoru (α = 12 h), un atkal iestājas ekvinokcija, tagad rudens. Atkal Saules deklinācijas izmaiņu ātrums sasniedz maksimumu, un tas strauji virzās uz dienvidiem. Nakts kļūst ilgāk par dienu, un katru dienu Saules augstums augšējā kulminācijā samazinās.

Līdz decembra beigām Saule sasniedz ekliptikas tālāko dienvidu punktu (α = 18 stundas) un tās kustība uz dienvidiem apstājas, tā atkal "apstājas". Šie ir ziemas saulgrieži. Saule lec gandrīz dienvidaustrumos, riet dienvidrietumos, un pusdienlaikā paceļas dienvidos līdz augstumam h = 90° - φ - e.

Un tad viss sākas no jauna - Saules deklinācija palielinās, augstums augšējā kulminācijā palielinās, diena pagarinās, saullēkta un saulrieta punkti nobīdās uz ziemeļiem.

Gaismas izkliedes dēļ zemes atmosfērā debesis vēl kādu laiku pēc saulrieta turpina spīdēt. Šo periodu sauc par krēslu. Civilā krēsla (-8° -12°) un astronomiskā (h>-18°), pēc tam naksnīgo debesu spilgtums saglabājas aptuveni nemainīgs.

Vasarā pie d = +e Saules augstums apakšējā kulminācijā ir h = φ + e - 90°. Tāpēc uz ziemeļiem no platuma ~ 48°,5 vasaras saulgriežos Saule tās apakšējā kulminācijā noslīd zem horizonta par mazāk nekā 18°, un vasaras naktis kļūst gaišas astronomiskās krēslas ietekmē. Tāpat pie φ > 54°.5 vasaras saulgriežos Saules augstums h > -12° - navigācijas krēsla ilgst visu nakti (Šajā zonā iekrīt Maskava, kur nesatumst trīs mēnešus gadā - no plkst. maija sākums līdz augusta sākums). Tālāk uz ziemeļiem, pie φ > 58°,5, civilā krēsla vasarā vairs neapstājas (šeit ir Sanktpēterburga ar tās slavenajām "baltajām naktīm").

Visbeidzot, pie platuma φ = 90° - e Saules ikdienas paralēle pieskarsies horizontam saulgriežu laikā. Šis platuma grāds ir polārais loks. Tālāk uz ziemeļiem saule vasarā kādu laiku nenolaižas zem horizonta - iestājas polārā diena, bet ziemā - tā nelec - polārā nakts.

Tagad apsveriet vairāk dienvidu platuma grādu. Kā jau minēts, uz dienvidiem no platuma φ = 90° - e - 18° naktis vienmēr ir tumšas. Tālāk virzoties uz dienvidiem, Saule jebkurā gadalaikā paceļas arvien augstāk, un starpība starp tās ikdienas paralēles daļām virs un zem horizonta samazinās. Attiecīgi dienas un nakts garums pat saulgriežu laikā atšķiras arvien mazāk. Visbeidzot, platuma grādos j = e, dienas Saules paralēle vasaras saulgriežiem ies cauri zenītam. Šo platuma grādu sauc par ziemeļu tropu, vasaras saulgriežu laikā vienā no šī platuma punktiem Saule atrodas tieši savā zenītā. Visbeidzot, pie ekvatora Saules ikdienas paralēles vienmēr tiek dalītas ar horizontu divās vienādās daļās, tas ir, diena tur vienmēr ir vienāda ar nakti, un Saule atrodas zenītā ekvinokcijas laikā.

Uz dienvidiem no ekvatora viss būs līdzīgi iepriekšminētajam, tikai gada lielāko daļu (un uz dienvidiem no dienvidu tropu – vienmēr) Saules augšējā kulminācija notiks uz ziemeļiem no zenīta.

Mērķēšana uz noteiktu objektu un teleskopa fokusēšana .

BIĻETE #5

1. Teleskopa darbības princips un mērķis.

Teleskops, astronomisks instruments debesu ķermeņu novērošanai. Labi izstrādāts teleskops spēj savākt elektromagnētisko starojumu dažādos spektra diapazonos. Astronomijā optiskais teleskops ir paredzēts, lai palielinātu attēlu un savāktu gaismu no vājiem avotiem, īpaši tiem, kas nav redzami ar neapbruņotu aci, jo salīdzinot ar to, tas spēj savākt vairāk gaismas un nodrošināt augstu leņķisko izšķirtspēju, tāpēc palielinātajā attēlā var redzēt vairāk detaļu. Refraktora teleskops izmanto lielu lēcu, lai savāktu un fokusētu gaismu kā objektīvu, un attēls tiek skatīts caur okulāru, kas sastāv no viena vai vairākām lēcām. Galvenā problēma refrakcijas teleskopu projektēšanā ir hromatiskā aberācija (krāsu šķautne ap attēlu, ko rada vienkāršs objektīvs, jo dažāda viļņa garuma gaisma tiek fokusēta dažādos attālumos.). To var novērst, izmantojot izliektu un ieliektu lēcu kombināciju, bet lēcas, kas lielākas par noteiktu izmēra ierobežojumu (apmēram 1 metrs diametrā), nevar izgatavot. Tāpēc šobrīd priekšroka tiek dota atstarojošiem teleskopiem, kuros kā objektīvs tiek izmantots spogulis. Pirmo atstarojošo teleskopu izgudroja Ņūtons pēc savas shēmas, ko sauc Ņūtona sistēma. Tagad ir vairākas attēla novērošanas metodes: Newton, Cassegrain sistēmas (fokusa pozīcija ir ērta gaismas ierakstīšanai un analīzei, izmantojot citas ierīces, piemēram, fotometru vai spektrometru), kude (shēma ir ļoti ērta, ja nepieciešams apjomīgs aprīkojums gaismas analīze), Maksutovs (tā sauktais menisks), Schmidt (izmanto, ja nepieciešams veikt liela mēroga debess apsekojumus).

Kopā ar optiskajiem teleskopiem ir teleskopi, kas savāc elektromagnētisko starojumu citos diapazonos. Piemēram, plaši izplatīta dažādi veidi radioteleskopi (ar parabolisko spoguli: fiksēts un pilnībā rotējošs; tips RATAN-600; in-fāze; radio interferometri). Ir arī teleskopi rentgenstaru un gamma staru noteikšanai. Tā kā pēdējo absorbē Zemes atmosfēra, rentgena teleskopi parasti tiek uzstādīti uz satelītiem vai gaisa zondēm. Gamma staru astronomijā tiek izmantoti teleskopi, kas atrodas uz satelītiem.

Planētas revolūcijas perioda aprēķins, pamatojoties uz Keplera trešo likumu.

T s \u003d 1 gads

a z = 1 astronomiskā vienība

1 parsec = 3,26 gaismas gadi = 206265 AU e. = 3 * 10 11 km.

BIĻETE #6

Attālumu līdz Saules sistēmas ķermeņiem un to izmēru noteikšanas metodes.

Pirmkārt, tiek noteikts attālums līdz kādam pieejamam punktam. Šo attālumu sauc par pamatu. Tiek saukts leņķis, kurā pamatne ir redzama no nepieejamas vietas paralakse. Horizontālā paralakse ir leņķis, kurā Zemes rādiuss ir redzams no planētas perpendikulāri redzes līnijai.

p² - paralakse, r² - leņķa rādiuss, R - Zemes rādiuss, r - zvaigznes rādiuss.

radara metode. Tas sastāv no tā, ka uz debess ķermeni tiek nosūtīts spēcīgs īslaicīgs impulss, un pēc tam tiek saņemts atstarots signāls. Radioviļņu izplatīšanās ātrums ir vienāds ar gaismas ātrumu vakuumā: zināms. Tāpēc, ja jūs precīzi izmērāt laiku, kas bija nepieciešams signālam, lai sasniegtu debess ķermeni un atgrieztos atpakaļ, tad ir viegli aprēķināt vēlamo attālumu.

Radara novērojumi ļauj ar lielu precizitāti noteikt attālumus līdz Saules sistēmas debess ķermeņiem. Ar šo metodi ir precizēti attālumi līdz Mēnesim, Venērai, Merkūram, Marsam un Jupiteram.

Mēness atrašanās vieta ar lāzeru. Drīz pēc jaudīgu gaismas starojuma avotu - optisko kvantu ģeneratoru (lāzeru) - izgudrošanas sāka veikt eksperimentus ar Mēness lāzera atrašanās vietu. Lāzera atrašanās vietas noteikšanas metode ir līdzīga radaram, taču mērījumu precizitāte ir daudz augstāka. Optiskā atrašanās vieta ļauj ar centimetru precizitāti noteikt attālumu starp atlasītajiem punktiem uz Mēness un zemes virsmas.

Lai noteiktu Zemes izmēru, nosakiet attālumu starp diviem punktiem, kas atrodas vienā meridiānā, pēc tam loka garumu l , atbilstošs 1° - n .

Lai noteiktu Saules sistēmas ķermeņu izmērus, var izmērīt leņķi, kādā tie ir redzami zemes novērotājam - gaismas leņķa rādiusu r un attālumu līdz gaismeklim D.

Ņemot vērā p 0 - zvaigznes horizontālo paralaksi un to, ka leņķi p 0 un r ir mazi,

Zvaigznes spilgtuma noteikšana, pamatojoties uz datiem par tās izmēru un temperatūru.

L — spilgtums (Lc = 1)

R — rādiuss (Rc = 1)

T — temperatūra (Tc = 6000)

BIĻETE #7

1. Spektrālās analīzes un ārpusatmosfēras novērojumu iespējas debess ķermeņu dabas pētīšanai.

Sadalīšanās elektromagnētiskā radiācija Pēc viļņu garuma, lai tos izpētītu, sauc par spektroskopiju. Spektra analīze ir galvenā astronomisko objektu izpētes metode, ko izmanto astrofizikā. Spektru izpēte sniedz informāciju par temperatūru, ātrumu, spiedienu, ķīmiskais sastāvs un citas svarīgas astronomisko objektu īpašības. Pēc absorbcijas spektra (precīzāk, pēc noteiktu līniju klātbūtnes spektrā) var spriest par zvaigznes atmosfēras ķīmisko sastāvu. Spektra intensitāti var izmantot, lai noteiktu zvaigžņu un citu ķermeņu temperatūru:

l max T = b, b ir Vīna konstante. Izmantojot Doplera efektu, varat daudz uzzināt par zvaigzni. 1842. gadā viņš konstatēja, ka novērotāja pieņemtais viļņa garums λ ir saistīts ar starojuma avota viļņa garumu ar attiecību: , kur V ir avota ātruma projekcija uz redzes līniju. Likumu, ko viņš atklāja, sauca par Doplera likumu:. Līniju nobīde zvaigznes spektrā attiecībā pret salīdzināšanas spektru uz sarkano pusi norāda, ka zvaigzne attālinās no mums, nobīde uz violeto spektra pusi norāda, ka zvaigzne mums tuvojas. Ja līnijas spektrā periodiski mainās, tad zvaigznei ir pavadonis un tās riņķo ap kopīgu masas centru. Doplera efekts ļauj arī novērtēt zvaigžņu rotācijas ātrumu. Pat tad, ja izstarojošajai gāzei nav relatīvas kustības, atsevišķu atomu izstarotās spektrālās līnijas neregulāras termiskās kustības dēļ nobīdīsies attiecībā pret laboratorijas vērtību. Attiecībā uz kopējo gāzes masu tas tiks izteikts spektrālo līniju paplašināšanā. Šajā gadījumā spektrālās līnijas Doplera platuma kvadrāts ir proporcionāls temperatūrai. Tādējādi izstarojošās gāzes temperatūru var spriest pēc spektrālās līnijas platuma. 1896. gadā holandiešu fiziķis Zēmans atklāja spektra līniju sadalīšanas efektu spēcīgā magnētiskajā laukā. Ar šo efektu tagad ir iespējams "izmērīt" kosmiskos magnētiskos laukus. Līdzīgs efekts (saukts par Starka efektu) tiek novērots elektriskajā laukā. Tas izpaužas, kad zvaigznē uz īsu brīdi parādās spēcīgs elektriskais lauks.

Zemes atmosfēra aizkavē daļu no kosmosa nākošā starojuma. Arī redzamā gaisma, kas iet cauri tai, ir izkropļota: gaisa kustība izjauc debess ķermeņu attēlu, un zvaigznes mirgo, lai gan patiesībā to spilgtums nemainās. Tāpēc kopš 20. gadsimta vidus astronomi sāka veikt novērojumus no kosmosa. Ārpus atmosfēras teleskopi savāc un analizē rentgena, ultravioleto, infrasarkano un gamma staru. Pirmos trīs var pētīt tikai ārpus atmosfēras, savukārt pēdējais daļēji sasniedz Zemes virsmu, bet sajaucas ar pašas planētas IR. Tāpēc labāk ir ņemt infrasarkanos teleskopus kosmosā. Rentgena starojums atklāj Visuma reģionus, kuros īpaši strauji izdalās enerģija (piemēram, melnie caurumi), kā arī citos staros neredzamus objektus, piemēram, pulsārus. Infrasarkanie teleskopi ļauj pētīt siltuma avotus, kas ir paslēpti no optikas plašā temperatūru diapazonā. Gamma staru astronomija dod iespēju atklāt elektronu-pozitronu anihilācijas avotus, t.i. augsti enerģijas avoti.

2. Saules deklinācijas noteikšana noteiktā dienā pēc zvaigžņu kartes un tās augstuma aprēķināšana pusdienlaikā.

h - gaismekļa augstums

BIĻETE #8

Kosmosa izpētes un attīstības svarīgākie virzieni un uzdevumi.

Galvenās mūsdienu astronomijas problēmas:

Daudzām īpašām kosmogonijas problēmām nav risinājuma:

· Kā veidojās Mēness, kā veidojās gredzeni ap milzu planētām, kāpēc Venera griežas ļoti lēni un pretējā virzienā;

Zvaigžņu astronomijā:

· Nav neviena detalizēta Saules modeļa, kas spētu precīzi izskaidrot visas tās novērotās īpašības (jo īpaši neitrīno plūsmu no kodola).

· Nav detalizētas fiziskās teorijas par dažām zvaigžņu aktivitātes izpausmēm. Piemēram, supernovas sprādzienu cēloņi nav pilnībā skaidri; nav līdz galam skaidrs, kāpēc no dažu zvaigžņu apkārtnes tiek izmestas šauras gāzes strūklas. Tomēr īpaši mulsinoši ir īsi gamma staru uzplaiksnījumi, kas regulāri notiek dažādos virzienos pāri debesīm. Nav pat skaidrs, vai tie ir saistīti ar zvaigznēm vai citiem objektiem, un kādā attālumā šie objekti atrodas no mums.

Galaktiskajā un ekstragalaktiskajā astronomijā:

· Nav atrisināta slēptās masas problēma, kas sastāv no tā, ka galaktiku un galaktiku kopu gravitācijas lauks ir vairākas reizes spēcīgāks, nekā to spēj nodrošināt novērotā matērija. Droši vien lielākā daļa Visuma matērijas joprojām ir slēpta no astronomiem;

· Nav vienotas galaktiku veidošanās teorijas;

· Nav atrisinātas galvenās kosmoloģijas problēmas: nav pilnīgas fiziskās teorijas par Visuma dzimšanu un tā liktenis nākotnē nav skaidrs.

Šeit ir daži no jautājumiem, uz kuriem astronomi cer atbildēt 21. gadsimtā:

· Vai tuvējām zvaigznēm ir zemes planētas un vai tām ir biosfēras (vai tām ir dzīvība)?

Kādi procesi veicina zvaigžņu veidošanos?

· Kā veidojas un izplatās visā Galaktikā bioloģiski svarīgi ķīmiskie elementi, piemēram, ogleklis un skābeklis?

· Vai melnie caurumi ir enerģijas avots aktīvajām galaktikām un kvazāriem?

Kur un kad radās galaktikas?

· Vai Visums paplašināsies uz visiem laikiem, vai tā paplašināšanos nomainīs sabrukums?

BIĻETE #9

Keplera likumi, to atklāšana, nozīme un pielietojamības robežas.

Trīs planētu kustības likumus attiecībā pret sauli empīriski atvasināja vācu astronoms Johanness Keplers 17. gadsimta sākumā. Tas kļuva iespējams, pateicoties dāņu astronoma Tiho Brahe daudzu gadu novērojumiem.

Pirmais Keplera likums. Katra planēta pārvietojas elipsē ar Sauli vienā no tās perēkļiem ( e = c / a, kur Ar ir attālums no elipses centra līdz tās fokusam, a- liela pusass, e - ekscentriskums elipse. Jo lielāks e, jo vairāk elipse atšķiras no apļa. Ja Ar= 0 (foci sakrīt ar centru), tad e = 0 un elipse pārvēršas aplī ar rādiusu a).

Otrkārt Keplera likums (vienādu laukumu likums). Planētas rādiusa vektors apraksta vienādus laukumus vienādos laika intervālos. Vēl viens šī likuma formulējums: planētas sektorālais ātrums ir nemainīgs.

Trešais Keplera likums. Planētu ap Sauli orbitālo periodu kvadrāti ir proporcionāli to elipsveida orbītu puslielo asu kubiem.

Pirmā likuma mūsdienu formulējums tiek papildināts šādi: netraucētā kustībā kustīga ķermeņa orbīta ir otrās kārtas līkne - elipse, parabola vai hiperbola.

Atšķirībā no pirmajiem diviem, Keplera trešais likums attiecas tikai uz eliptiskām orbītām.

Planētas ātrums perihēlijā: , kur V c = apļveida ātrums pie R = a.

Ātrums afēlijā:.

Keplers savus likumus atklāja empīriski. Ņūtons Keplera likumus atvasināja no universālās gravitācijas likuma. Lai noteiktu debess ķermeņu masas, liela nozīme ir Ņūtona Keplera trešā likuma vispārinājumam uz jebkuru cirkulējošo ķermeņu sistēmu. Vispārinātā formā šis likums parasti tiek formulēts šādi: divu ķermeņu ap Sauli apgriezienu periodu T 1 un T 2 kvadrāti, kas reizināti ar katra ķermeņa masu summu (M 1 un M 2, attiecīgi) un Saule (M s), ir saistīti kā to orbītu puslielo asu a 1 un a 2 kubi: . Šajā gadījumā mijiedarbība starp ķermeņiem M 1 un M 2 netiek ņemta vērā. Ja neņemam vērā šo ķermeņu masas salīdzinājumā ar Saules masu, tad iegūstam paša Keplera doto trešā likuma formulējumu: Keplera trešo likumu var izteikt arī kā attiecību starp orbītas periodu T. ķermenis ar masu M un orbītas a daļēji galveno asi: . Keplera trešo likumu var izmantot, lai noteiktu bināro zvaigžņu masu.

Objekta (planētas, komētas utt.) zīmēšana zvaigžņu kartē pēc norādītajām koordinātām.

BIĻETE #10

Zemes planētas: Merkurs, Marss, Venera, Zeme, Plutons. Tās ir mazas pēc izmēra un masas, šo planētu vidējais blīvums ir vairākas reizes lielāks par ūdens blīvumu. Viņi lēnām griežas ap savām asīm. Viņiem ir maz satelītu. Zemes planētām ir cietas virsmas. Zemes planētu līdzība neizslēdz būtisku atšķirību. Piemēram, Venera, atšķirībā no citām planētām, griežas pretējā virzienā savai kustībai ap Sauli un ir 243 reizes lēnāka nekā Zeme. Plutons ir mazākā no planētām (Plutona diametrs = 2260 km, satelīts - Charon ir 2 reizes mazāks, aptuveni tāds pats kā Zeme - Mēness sistēma, tās ir "dubultplanēta"), bet pēc fiziskām īpašībām tā ir tuvu šai grupai.

Merkurs. Svars: 3*10 23 kg (0,055 Zeme) R orbīta: 0,387 AU D planētas: 4870 km Atmosfēras īpašības: No Saules praktiski nav atmosfēras, hēlija un ūdeņraža, nātrija, ko izdala pārkarsētā planētas virsma. Virsma: bedri ar krāteriem, ir ieplaka 1300 km diametrā, ko sauc par "kaloriju baseinu" Funkcijas: Diena ilgst divus gadus.

Venera. Svars: 4,78*10 24 kg R orbīta: 0,723 AU D planētas: 12100 km Atmosfēras sastāvs: galvenokārt oglekļa dioksīds ar slāpekļa un skābekļa piemaisījumiem, sērskābes un fluorūdeņražskābes kondensāta mākoņi. Virsma: akmeņains tuksnesis, salīdzinoši gluds, lai gan ir daži krāteri Pazīmes: Spiediens virsmas tuvumā ir 90 reizes lielāks nekā zemes, apgrieztā rotācija pa orbītu, spēcīgs siltumnīcas efekts (T=475 0 С).

Zeme . R orbītas: 1 AU (150 000 000 km) R planētas: 6400 km Atmosfēras sastāvs: 78% slāpekļa, 21% skābekļa un oglekļa dioksīda. Virsma: visdažādākā. Pazīmes: Daudz ūdens, dzīvības izcelsmei un pastāvēšanai nepieciešamie apstākļi. Ir 1 satelīts - Mēness.

Marss. Svars: 6,4*1023 kg R orbītas: 1,52 AU (228 miljoni km) D planētas: 6670 km Atmosfēras sastāvs: Oglekļa dioksīds ar piemaisījumiem. Virsma: krāteri, Mariner Valley, Olimpa kalns – augstākais sistēmā Īpašības: daudz ūdens polārajos vāciņos, iespējams, pirms klimats bija piemērots organiskai dzīvei, kuras pamatā ir ogleklis, un Marsa klimata evolūcija ir atgriezeniska. Ir 2 satelīti - Phobos un Deimos. Foboss lēnām krīt uz Marsa pusi.

Plutons/Šarons.

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

R orbītas: 29,65-49,28 AU

D planētas: 2324/1212 km

Atmosfēras sastāvs: Plāns metāna slānis

Pazīmes: dubultā planēta, iespējams, planēta, orbīta neatrodas citu orbītu plaknē. Plutons un Šarons vienmēr ir vērsti viens pret otru vienā pusē.

Milzu planētas: Jupiters, Saturns, Urāns, Neptūns.

Tiem ir lieli izmēri un masa (Jupitera masa > Zemes masa 318 reizes, pēc tilpuma - 1320 reizes). Milzu planētas ļoti ātri griežas ap savām asīm. Rezultāts ir liela saspiešana. Planētas atrodas tālu no Saules. Tie izceļas ar lielu satelītu skaitu (Jupiteram ir -16, Saturnam - 17, Urānam - 16, Neptūnam - 8). Milzu planētu iezīme ir gredzeni, kas sastāv no daļiņām un blokiem. Šīm planētām nav cietu virsmu, to blīvums ir mazs, tās sastāv galvenokārt no ūdeņraža un hēlija. Atmosfēras gāzveida ūdeņradis nonāk šķidrumā un pēc tam cietā fāzē. Vienlaikus straujā rotācija un tas, ka ūdeņradis kļūst par elektrības vadītāju, rada ievērojamus šo planētu magnētiskos laukus, kas notver no Saules lidojošās lādētās daļiņas un veido radiācijas jostas.

Jupiters Svars: 1,9*10 27 kg R orbīta: 5,2 AU D planētas: 143 760 km pie ekvatora Sastāvs: Ūdeņradis ar hēlija piemaisījumiem. Satelīti: Eiropā ir daudz ūdens, Ganimēds ar ledu, Io ar sēra vulkānu. Īpašības: Lielais sarkanais plankums, gandrīz zvaigzne, 10% no starojuma ir pašam, velk Mēnesi prom no mums (2 metri gadā).	Saturns. Svars: 5,68* 10 26 R orbītas: 9,5 AU D planētas: 120 420 km Sastāvs: Ūdeņradis un hēlijs. Mēness: Titāns ir lielāks par Merkuru, un tam ir atmosfēra. Funkcijas: Skaisti gredzeni, mazs blīvums, daudzi satelīti, stabi magnētiskais lauks gandrīz sakrīt ar rotācijas asi.
Urāns Svars: 8,5*1025kg R orbīta: 19,2 AU D planētas: 51 300 km Sastāvdaļas: metāns, amonjaks. Satelīti: Mirandai ir ļoti sarežģīts reljefs. Pazīmes: Rotācijas ass ir vērsta uz Sauli, neizstaro savu enerģiju, lielākais magnētiskās ass novirzes leņķis no rotācijas ass.	Neptūns. Svars: 1*10 26 kg R orbīta: 30 AU D planētas: 49500 km Sastāvdaļas: Metāns, amonjaks, ūdeņraža atmosfēra.. Mēness: Tritonā ir slāpekļa atmosfēra, ūdens. Īpašības: Izstaro 2,7 reizes vairāk absorbētās enerģijas.

Debess sfēras modeļa iestatīšana noteiktam platumam un tās orientācija uz horizonta malām.

BIĻETE #11

Mēness un planētu satelītu atšķirīgās iezīmes.

Mēness ir vienīgais dabiskais Zemes pavadonis. Mēness virsma ir ļoti neviendabīga. Galvenie liela mēroga veidojumi - jūras, kalni, krāteri un, iespējams, spilgti stari - ir matērijas emisijas. Jūras, tumši, gludi līdzenumi, ir ieplakas, kas piepildītas ar sacietējušu lavu. Lielāko no tiem diametri pārsniedz 1000 km. Dr. trīs veidojumu veidi, visticamāk, ir Mēness virsmas bombardēšanas rezultāts Saules sistēmas pastāvēšanas sākumposmā. Bombardēšana ilga vairākus simtiem miljonu gadu, un atlūzas nosēdās uz Mēness un planētu virsmas. Asteroīdu fragmenti ar diametru simtiem kilometru līdz mazākajām putekļu daļiņām veidoja Ch. Mēness detaļas un iežu virsmas slānis. Bombardēšanas periodam sekoja jūru piepildīšanās ar bazalta lavu, ko radīja Mēness iekšpuses radioaktīvā karsēšana. Kosmosa instrumenti. Apollo sērijas aparāti fiksēja Mēness seismisko aktivitāti, t.s. l šoks. Mēness augsnes paraugi, ko uz Zemi atnesa astronauti, parādīja, ka L. 4,3 miljardu gadu vecums, iespējams, ir tāds pats kā Zeme, sastāv no vienas un tās pašas ķīmiskās vielas. elementi kā Zeme, ar tādu pašu aptuveno attiecību. Uz L. nav un, iespējams, nekad nav bijusi atmosfēra, un nav pamata apgalvot, ka dzīvība tur kādreiz pastāvējusi. Saskaņā ar jaunākajām teorijām L. radās Marsa izmēra planētu un jaunās Zemes sadursmes rezultātā. Mēness virsmas temperatūra sasniedz 100°C Mēness dienā un nokrītas līdz -200°C Mēness naktī. Uz L. nav erozijas, par prasību. lēna iežu iznīcināšana mainīgas termiskās izplešanās un saraušanās dēļ un nejaušas pēkšņas lokālas katastrofas meteoru triecienu dēļ.

L. masu precīzi mēra, pētot viņas mākslas orbītas, satelītus, un tā ir saistīta ar Zemes masu kā 1/81,3; tā diametrs 3476 km ir 1/3,6 no Zemes diametra. L. ir elipsoīda forma, lai gan trīs savstarpēji perpendikulārie diametri atšķiras ne vairāk kā par kilometru. L. rotācijas periods ir vienāds ar apgriezienu periodu ap Zemi, tā ka, izņemot librācijas efektus, tas vienmēr pagriežas ar vienu pusi pret to. Tr blīvums ir 3330 kg/m 3, kas ir ļoti tuvu galveno zem zemes garozas esošo iežu blīvumam, un gravitācijas spēks uz Mēness virsmu ir 1/6 no zemes. Mēness ir Zemei tuvākais debess ķermenis. Ja Zeme un Mēness būtu punktveida masas jeb stingras sfēras, kuru blīvums mainās tikai ar attālumu no centra, un nebūtu citu debess ķermeņu, tad Mēness orbīta ap Zemi būtu nemainīga elipse. Tomēr Saule un daudz mazākā mērā planētas iedarbojas uz gravitāciju. ietekme uz orbītu, izraisot tās orbītas elementu perturbāciju, tāpēc puslielā ass, ekscentricitāte un slīpums nepārtraukti tiek pakļauti cikliskiem traucējumiem, svārstoties ap vidējām vērtībām.

Dabiskie pavadoņi, dabisks ķermenis, kas riņķo ap planētu. Saules sistēmā ir zināmi vairāk nekā 70 dažāda izmēra pavadoņi, un visu laiku tiek atklāti jauni. Septiņi lielākie satelīti ir Mēness, četri Galilejas pavadoņi Jupiters, Titāns un Tritons. Visu to diametrs pārsniedz 2500 km, un tās ir mazas "pasaules" ar sarežģītu ģeolu. vēsture; dažiem ir atmosfēra. Visu pārējo pavadoņu izmēri ir salīdzināmi ar asteroīdiem, t.i. no 10 līdz 1500 km. Tie var sastāvēt no akmeņiem vai ledus, kuru forma var būt no gandrīz sfēriskas līdz neregulārai, un virsma ir vai nu sena ar daudziem krāteriem, vai arī to ir mainījusi pazemes aktivitāte. Orbītu izmēri svārstās no mazāk nekā diviem līdz vairākiem simtiem planētas rādiusu, apgriezienu periods ir no vairākām stundām līdz vairāk nekā gadam. Tiek uzskatīts, ka dažus satelītus notvēra planētas gravitācijas spēks. Tiem ir neregulāras orbītas, un tie dažkārt griežas virzienā, kas ir pretējs planētas orbitālajai kustībai ap Sauli (tā sauktā apgrieztā kustība). Orbītas S.e. var būt stipri slīpi pret planētas orbītas plakni vai ļoti iegarena. Paplašinātās sistēmas S.e. ar regulārām orbītām ap četrām milzu planētām, iespējams, radās no gāzu un putekļu mākoņa, kas ieskauj sākotnējo planētu, līdzīgi kā planētas veidojās protosolārajā miglājā. S.e. mazāks par dažiem. simtiem kilometru ir neregulāra forma un, iespējams, veidojās lielāku ķermeņu destruktīvo sadursmju laikā. Izv. Saules sistēmas apgabalos, tie bieži cirkulē pie gredzeniem. Orbitālie elementi ār. DA, īpaši ekscentricitātes, ir pakļautas spēcīgiem Saules radītiem traucējumiem. Vairākas pāri un pat trīskārši S.e. ir aprites periodi, kas saistīti ar vienkāršu attiecību. Piemēram, Jupitera pavadoņa Eiropa periods ir gandrīz vienāds ar Ganimēda periodu. Šo parādību sauc par rezonansi.

Planētas Merkurs redzamības apstākļu noteikšana pēc "Skolas astronomiskā kalendāra".

BIĻETE #12

Komētas un asteroīdi. Mūsdienu priekšstatu pamati par Saules sistēmas izcelsmi.

Komēta, Saules sistēmas debess ķermenis, kas sastāv no ledus un putekļu daļiņām, kas pārvietojas pa ļoti iegarenām orbītām, attālumā no Saules, tie izskatās kā vāji mirdzoši ovālas formas plankumi. Tuvojoties Saulei, ap šo kodolu (gandrīz sfērisks gāzes un putekļu apvalks, kas ieskauj komētas galvu, tuvojoties Saulei. Šī "atmosfēra", ko nepārtraukti izpūš Saules vējš, tiek papildināta ar gāzēm un putekļiem, tai tuvojoties Saulei. izkļūstot no kodola.Komētas diametrs sasniedz 100 tūkstošus km Gāzes un putekļu izplūdes ātrums attiecībā pret kodolu ir vairāki kilometri sekundē, un tie izkliedējas starpplanētu telpā daļēji caur komētas asti.) un asti (Gāze un putekļi putekļu plūsma, kas veidojas viegla spiediena iedarbībā un mijiedarbībā ar saules vēju no komētas atmosfēras telpas.Lielākajā daļā komētu X. parādās, kad tās tuvojas Saulei attālumā, kas mazāks par 2 AU X. vienmēr ir vērsts. no Saules Gāzveida X. veido jonizētas molekulas, kas izstumtas no kodola, saules starojuma ietekmē ir zilgana krāsa, izteiktas robežas, tipisks platums 1 miljons km, garums - desmitiem miljonu kilometru. X. struktūra var manāmi mainīties vairāku gadu laikā. stundas. Atsevišķu molekulu ātrums svārstās no 10 līdz 100 km/sek. Putekļi X. ir izkliedētāki un izliektāki, un to izliekums ir atkarīgs no putekļu daļiņu masas. Putekļi nepārtraukti izdalās no kodola un tiek aizvadīti ar gāzes plūsmu.). Centru, daļu no K. sauc par kodolu, un tas ir ledains ķermenis - Saules sistēmas veidošanās laikā radušās milzīgu ledainu planetezimālu uzkrājumu atliekas. Tagad tie ir koncentrēti perifērijā - Oort-Epic mākonī. Serdes vidējā masa K. 1-100 miljardi kg, diametrs 200-1200 m, blīvums 200 kg / m 3 ("/5 ūdens blīvums). Serdenēs ir tukšumi. Tie ir nestabili veidojumi, kas sastāv no viena trešdaļa ledus un divas trešdaļas putekļu iekšā. Ledus galvenokārt ir ūdens, bet ir arī citu savienojumu piemaisījumi. Ar katru atgriešanos Saulē ledus kūst, gāzes molekulas atstāj kodolu un velk putekļu un ledus daļiņas ar tiem, savukārt ap kodolu veidojas sfērisks apvalks - koma, gara plazmas aste, kas vērsta prom no Saules, un putekļu aste. Zaudētās enerģijas daudzums ir atkarīgs no putekļu daudzuma, kas pārklāj kodolu, un attāluma no Saules perihēlijā. Halija komēta no tuva attāluma apstiprināja daudzas K struktūras teorijas.

K. parasti tiek nosaukti to atklājēju vārdā, norādot gadu, kad tie pēdējo reizi novēroti. Sadalīts īstermiņā un ilgtermiņa. īss periods K. riņķo ap Sauli ar vairāku periodu. gadi, trešdien LABI. 8 gadi; īsākais periods - nedaudz vairāk par 3 gadiem - ir K. Enke. Šos K. notvēra gravitācija. Jupitera laukā un sāka griezties pa salīdzinoši mazām orbītām. Tipiskā perihēlija attālums ir 1,5 AU. un pilnībā sabrūk pēc 5 tūkstošiem apgriezienu, radot meteoru lietu. Astronomi novēroja K. Vesta sabrukšanu 1976. gadā un K. * Bīlu. Gluži pretēji, cirkulācijas periodi ir ilgstoši. C. var sasniegt 10 tūkstošus vai pat 1 miljonu gadu, un to afēlija var atrasties vienā trešdaļā no attāluma līdz tuvākajām zvaigznēm. Šobrīd ir zināmas ap 140 īstermiņa un 800 garā perioda zvaigznes. katru gadu ap 30 jaunu K. Mūsu zināšanas par šiem objektiem ir nepilnīgas, jo tie tiek atklāti tikai tad, kad tie tuvojas Saulei aptuveni 2,5 AU attālumā. Tiek pieņemts, ka ap Sauli apgriežas aptuveni triljons K.

Asteroīds(asteroīds), maza planēta, kurai ir gandrīz apļveida orbīta, kas atrodas netālu no ekliptikas plaknes starp Marsa un Jupitera orbītām. Jaunatklātajiem A. pēc orbītas noteikšanas tiek piešķirts sērijas numurs, kas ir pietiekami precīzs, lai A. "nepazustu". 1796. gadā francūži. astronoms Džozefs Džeroms Lalands ierosināja sākt meklēt "pazudušo" planētu starp Marsu un Jupiteru, ko paredzēja Bodes likums. 1801. gada Jaungada vakarā itālis. astronoms Džuzepe Pjaci atklāja Cereru novērojumu laikā, lai sastādītu zvaigžņu katalogu. vāciski zinātnieks Karls Gauss aprēķināja tās orbītu. Līdz šim ir zināmi aptuveni 3500 asteroīdu. Ceres, Pallas un Vesta rādiusi ir attiecīgi 512, 304 un 290 km, pārējie ir mazāki. Saskaņā ar aplēsēm Čap. josta ir apm. 100 miljoni A., to kopējā masa, acīmredzot, ir aptuveni 1/2200 no masas, kas sākotnēji bija šajā apgabalā. Mūsdienu rašanās A., iespējams, ir saistīta ar planētas (tradicionāli saukta par Faetonu, mūsdienu nosaukums - Olbersa planēta) iznīcināšanu sadursmes ar citu ķermeni rezultātā. Novērotā A. virsmas sastāv no metāliem un akmeņiem. Atkarībā no sastāva asteroīdus iedala tipos (C, S, M, U). U tipa karavāna nav identificēta.

A. tiek grupēti arī pēc orbītu elementiem, veidojot t.s. Hirayama ģimene. Lielākajai daļai A. cirkulācijas periods ir apm. 8:00 Visām A., kuru rādiuss ir mazāks par 120 km, ir neregulāra forma, orbītas ir pakļautas gravitācijai. Jupitera ietekme. Rezultātā A. sadalījumā pa orbītu daļēji galvenajām asīm ir nepilnības, ko sauc par Kērkvudas lūkām. A. iekrītot šajās lūkās, būs periodi, kas ir Jupitera orbitālā perioda daudzkārtēji. Asteroīdu orbītas šajās lūkās ir ļoti nestabilas. Int. un ār. A. jostas malas atrodas apgabalos, kur šī attiecība ir 1:4 un 1:2. A.

Kad protozvaigzne saraujas, tā ap zvaigzni veido matērijas disku. Daļa no šī diska materiāla nokrīt atpakaļ uz zvaigzni, pakļaujoties gravitācijas spēkam. Gāze un putekļi, kas paliek diskā, tiek pakāpeniski atdzesēti. Kad temperatūra nokrītas pietiekami zemu, diska materiāls sāk savākties mazos gabaliņos - kondensāta kabatās. Tādā veidā tiek radīti planetezimāli. Saules sistēmas veidošanās laikā daļa planētu sadursmju rezultātā sabruka, bet citi saplūda, veidojot planētas. Saules sistēmas ārējā daļā izveidojās lieli planētu serdeņi, kas spēja noturēt kādu gāzes daudzumu primārā mākoņa veidā. Smagākās daļiņas noturēja Saules pievilkšanās un plūdmaiņu spēku ietekmē ilgu laiku nevarēja veidoties par planētām. Tas bija "gāzes milžu" - Jupitera, Saturna, Urāna un Neptūna - veidošanās sākums. Viņi, iespējams, izstrādāja savus gāzes un putekļu mini diskus, kas galu galā veidoja pavadoņus un gredzenus. Visbeidzot, iekšējā Saules sistēmā Merkurs, Venera, Zeme un Marss veidojas no cietas vielas.

Planētas Venēras redzamības apstākļu noteikšana pēc "Skolas astronomiskā kalendāra".

BIĻETE #13

Saule ir kā tipiska zvaigzne. Tās galvenās īpašības.

Saule, Saules sistēmas centrālais korpuss, ir karsta plazmas bumba. Zvaigzne, ap kuru griežas Zeme. Parasta G2 spektrālā tipa galvenās secības zvaigzne, pašgaismojoša gāzveida masa, kas sastāv no 71% ūdeņraža un 26% hēlija. Absolūtais lielums ir +4,83, efektīvā virsmas temperatūra ir 5770 K. Saules centrā tā ir 15 * 10 6 K, kas nodrošina spiedienu, kas spēj izturēt gravitācijas spēku, kas uz virsmas ir 27 reizes lielāks. Saule (fotosfēra) nekā uz Zemes. Tik augsta temperatūra rodas kodoltermiskās reakcijas dēļ, ūdeņradi pārvēršot hēlijā (protonu-protonu reakcija) (enerģijas izvade no fotosfēras virsmas 3,8 * 10 26 W). Saule ir sfēriski simetrisks līdzsvarots ķermenis. Atkarībā no fizisko apstākļu izmaiņām Sauli var sadalīt vairākos koncentriskos slāņos, kas pamazām pārvēršas viens otrā. Gandrīz visa Saules enerģija tiek ģenerēta centrālajā reģionā - kodols, kur notiek kodolsintēzes reakcija. Kodols aizņem mazāk nekā 1/1000 no tā tilpuma, blīvums ir 160 g/cm 3 (fotosfēras blīvums ir 10 miljonus reižu mazāks par ūdens blīvumu). Pateicoties Saules milzīgajai masai un tās matērijas necaurredzamībai, starojums no kodola uz fotosfēru virzās ļoti lēni – aptuveni 10 miljonus gadu. Šajā laikā rentgenstaru biežums samazinās, un tas kļūst par redzamu gaismu. Tomēr neitrīni ražoti gadā kodolreakcijas, brīvi atstāt Sauli un principā sniegt tiešu informāciju par kodolu. Neatbilstība starp novēroto un teorētiski prognozēto neitrīno plūsmu ir izraisījusi nopietnas domstarpības par iekšējā struktūra Saule. Pēdējos 15% no rādiusa ir konvekcijas zona. Konvektīvām kustībām ir nozīme arī magnētisko lauku transportēšanā, ko rada strāvu rotējošajos iekšējos slāņos, kas izpaužas formā saules aktivitāte, spēcīgākie lauki ir novērojami saules plankumos. Ārpus fotosfēras atrodas Saules atmosfēra, kurā temperatūra sasniedz minimālo vērtību 4200 K un pēc tam atkal paaugstinās, jo tiek izkliedēti triecienviļņi, ko rada subfotosfēras konvekcija hromosfērā, kur tā strauji palielinās līdz vērtībai 2 * 10. 6 K, raksturīgs vainagam. Pēdējā augstā temperatūra noved pie nepārtrauktas plazmas vielas aizplūšanas starpplanētu telpā saules vēja veidā. Dažās vietās magnētiskā lauka stiprums var ātri un spēcīgi palielināties. Šo procesu pavada viss Saules aktivitātes parādību komplekss. Tie ietver saules uzliesmojumus (hromosfērā), izvirzījumus (saules koronā) un koronālos caurumus (īpašus koronas reģionus).

Saules masa ir 1,99 * 10 30 kg, vidējais rādiuss, ko nosaka aptuveni sfēriskā fotosfēra, ir 700 000 km. Tas atbilst attiecīgi 330 000 masām un 110 Zemes rādiusiem; Saulē var ietilpt 1,3 miljoni tādu ķermeņu kā Zeme. Saules rotācija izraisa tās virsmas veidojumu, piemēram, saules plankumu, kustību fotosfērā un slāņos virs tās. Vidējais rotācijas periods ir 25,4 dienas, un pie ekvatora tas ir 25 dienas, bet polos - 41 diena. Rotācija ir saistīta ar saules diska saspiešanu, kas ir 0,005%.

Planētas Marsa redzamības apstākļu noteikšana pēc "Skolas astronomiskā kalendāra".

BIĻETE #14

Saules aktivitātes svarīgākās izpausmes, to saistība ar ģeofizikālajām parādībām.

Saules aktivitāte ir zvaigznes vidējo slāņu konvekcijas sekas. Šīs parādības iemesls ir fakts, ka enerģijas daudzums, kas nāk no kodola, ir daudz lielāks nekā tas, kas tiek noņemts ar siltuma vadīšanu. Konvekcija izraisa spēcīgus magnētiskos laukus, ko rada strāvas konvekcijas slāņos. Galvenās Saules aktivitātes izpausmes, kas ietekmē Zemi, ir saules plankumi, saules vējš un izvirzījumi.

saules plankumi, veidojumi Saules fotosfērā, ir novēroti kopš seniem laikiem, un šobrīd tie tiek uzskatīti par fotosfēras apgabaliem, kuru temperatūra ir par 2000 K zemāka nekā apkārtējos, pateicoties spēcīga magnētiskā lauka klātbūtnei. (apmēram 2000 gausu). S.p. sastāv no salīdzinoši tumša centra, daļas (ēnas) un gaišākas šķiedru pusumbras. Gāzes plūsmu no ēnas uz pusi sauc par Evershed efektu (V=2km/s). S.p. un to izskats mainās 11 gadu laikā saules aktivitātes cikls vai saules plankumu cikls, kuru apraksta Spērera likums un grafiski ilustrē Maundera tauriņa diagramma (plankumu kustība platuma grādos). Cīrihes relatīvais saules plankumu skaits norāda kopējo virsmas laukumu, ko aptver S.p. Ilgtermiņa svārstības tiek uzliktas galvenajam 11 gadu ciklam. Piemēram, S.p. mainīt magnētu. polaritāte 22 gadu saules aktivitātes cikla laikā. Bet naibs, spilgts ilgtermiņa variāciju piemērs, ir minimums. Maunders (1645-1715), kad S.p. nebija klāt. Lai gan ir vispārpieņemts, ka S.p. skaita variācijas. ko nosaka magnētiskā lauka difūzija no rotējošās saules iekšpuses, process vēl nav pilnībā izprasts. Saules plankumu spēcīgais magnētiskais lauks ietekmē Zemes lauku, radot radio traucējumus un polārblāzmas. ir vairāki neapgāžama īstermiņa ietekme, apgalvojums par ilgtermiņa pastāvēšanu. attiecības starp klimatu un S.p. skaitu, īpaši 11 gadu ciklu, ir ļoti pretrunīgas, jo ir grūti izpildīt nosacījumus, kas nepieciešami, veicot precīzu datu statistisko analīzi.

saulains vējš Saules vainaga augstas temperatūras plazmas (elektronu, protonu, neitronu un hadronu) aizplūšana, intensīva radiofrekvenču spektra viļņu izstarošana, rentgena stari apkārtējā telpā. Veido tā saukto. heliosfēra stiepjas līdz 100 AU. no saules. Saules vējš ir tik intensīvs, ka var sabojāt komētu ārējos slāņus, izraisot "astes" veidošanos. S.V. jonizē atmosfēras augšējos slāņus, kā rezultātā veidojas ozona slānis, izraisa polārblāzmas un radioaktīvā fona palielināšanos un radiotraucējumus vietās, kur tiek iznīcināts ozona slānis.

Pēdējā maksimālā saules aktivitāte bija 2001. gadā. Maksimālā saules aktivitāte nozīmē vislielāko saules plankumu, starojuma un izciļņu skaitu. Jau sen ir noskaidrots, ka Saules aktivitātes izmaiņas ietekmē šādus faktorus:

* epidemioloģiskā situācija uz Zemes;

* dažāda veida dabas katastrofu skaits (taifūni, zemestrīces, plūdi u.c.);

* par ceļu un dzelzceļa negadījumu skaitu.

Maksimums no tā visa iekrīt aktīvās Saules gados. Kā konstatēja zinātnieks Čiževskis, aktīvā Saule ietekmē cilvēka labsajūtu. Kopš tā laika tiek sastādītas periodiskas prognozes par cilvēka labklājību.

2. Planētas Jupiters redzamības apstākļu noteikšana pēc "Skolas astronomiskā kalendāra".

BIĻETE #15

Attālumu līdz zvaigznēm noteikšanas metodes, attāluma mērvienības un attiecības starp tām.

Lai izmērītu attālumu līdz Saules sistēmas ķermeņiem, tiek izmantota paralakses metode. Zemes rādiuss izrādās pārāk mazs, lai kalpotu par pamatu zvaigžņu paralaktiskā pārvietojuma un attāluma līdz tām mērīšanai. Tāpēc horizontālā vietā tiek izmantota viena gada paralaksi.

Zvaigznes ikgadējā paralakse ir leņķis (p), kurā no zvaigznes var redzēt Zemes orbītas puslielo asi, ja tā ir perpendikulāra redzes līnijai.

a ir Zemes orbītas daļēji galvenā ass,

p ir gada paralakss.

Tiek izmantota arī parseka vienība. Parseks ir attālums, no kura 1² leņķī ir redzama Zemes orbītas daļēji galvenā ass, kas ir perpendikulāra redzes līnijai.

1 parsec = 3,26 gaismas gadi = 206265 AU e. = 3 * 10 11 km.

Izmērot gada paralaksi, var droši noteikt attālumu līdz zvaigznēm, kas nav tālāk par 100 parsekiem vai 300 ly. gadiem.

Ja ir zināmi absolūtais un šķietamais lielums, tad attālumu līdz zvaigznei var noteikt pēc formulas lg(r)=0,2*(m-M)+1

Mēness redzamības apstākļu noteikšana pēc "Skolas astronomiskā kalendāra".

BIĻETE #16

Zvaigžņu galvenās fiziskās īpašības, šo īpašību attiecības. Zvaigžņu līdzsvara nosacījumi.

Zvaigžņu galvenās fizikālās īpašības: spožums, absolūtais un šķietamais lielums, masa, temperatūra, izmērs, spektrs.

Spilgtums- zvaigznes vai cita debess ķermeņa izstarotā enerģija laika vienībā. Parasti tiek dota saules spožuma vienībās, kas izteikta kā lg (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), kur L un M ir avota spilgtums un absolūtais lielums, Lc un Mc ir attiecīgie Saules lielumi (Mc). = +4 ,83). Noteikts arī pēc formulas L=4πR 2 σT 4 . Ir zināmas zvaigznes, kuru spožums ir daudzkārt lielāks par Saules spožumu. Aldebarana spožums ir 160, un Rigela spilgtums ir 80 000 reižu lielāks nekā Saulei. Bet lielākajai daļai zvaigžņu ir spožums, kas ir salīdzināms ar sauli vai mazāks par to.

Lielums - zvaigznes spilgtuma mērs. Z.v. nesniedz patiesu priekšstatu par zvaigznes starojuma jaudu. Blāva zvaigzne tuvu Zemei var izskatīties spožāka nekā tālu spoža zvaigzne, jo no tā saņemtā starojuma plūsma samazinās apgriezti ar attāluma kvadrātu. Redzams Z.v. - zvaigznes spožums, ko vērotājs redz, skatoties debesīs. Absolūtais Z.v. - patiesā spilgtuma mērs, atspoguļo zvaigznes spilgtuma līmeni, kāds tai būtu, atrodoties 10 gab. attālumā. Hiparhs izgudroja sistēmu redzamu Z.v. 2. gadsimtā BC. Zvaigznēm tika piešķirti numuri atbilstoši to redzamajam spilgtumam; spožākās zvaigznes bija 1. magnitūdā, bet vājākās - 6. Visi R. 19. gadsimts šī sistēma ir pārveidota. Mūsdienu mēroga Z.v. tika konstatēta, nosakot Z.v. reprezentatīvs zvaigžņu paraugs netālu no ziemeļiem. pasaules poli (ziemeļu polārā rinda). Viņuprāt, Z.v. visas pārējās zvaigznes. Šī ir logaritmiska skala, kurā 1. lieluma zvaigznes ir 100 reizes spožākas nekā 6. lieluma zvaigznes. Palielinoties mērījumu precizitātei, nācās ieviest desmitdaļas. Spožākās zvaigznes ir spožākas par 1. magnitūdu, un dažām pat ir negatīvs lielums.

zvaigžņu masa - parametrs, kas tieši noteikts tikai bināro zvaigžņu komponentiem ar zināmām orbītām un attālumiem (M 1 +M 2 = R 3 /T 2). Tas. ir noteiktas tikai dažu desmitu zvaigžņu masas, bet daudz lielākam skaitam masu var noteikt pēc masas un spilgtuma atkarības. Masas, kas lielākas par 40 Saules masām un mazākas par 0,1 Saules masām, ir ļoti reti sastopamas. Lielākajai daļai zvaigžņu masas ir mazākas par saules masu. Temperatūra šādu zvaigžņu centrā nevar sasniegt līmeni, kurā sākas kodolsintēzes reakcijas, un vienīgais to enerģijas avots ir Kelvina-Helmholca kompresija. Tādus objektus sauc brūnie punduri.

Masas un spilgtuma attiecība, ko 1924. gadā atklāja Edingtons, sakarība starp spilgtumu L un zvaigžņu masu M. Attiecībai ir forma L / Lc \u003d (M / Mc) a, kur Lc un Mc ir attiecīgi Saules spožums un masa. , vērtība a parasti ir diapazonā no 3-5. Attiecība izriet no tā, ka parasto zvaigžņu novērotās īpašības galvenokārt nosaka to masa. Šīs pundurzvaigžņu attiecības labi saskan ar novērojumiem. Tiek uzskatīts, ka tas attiecas arī uz supergigantiem un milžiem, lai gan to masu ir grūti tieši izmērīt. Attiecība nav attiecināma uz baltajiem punduriem, jo palielina to spilgtumu.

zvaigžņu temperatūra ir kāda zvaigznes reģiona temperatūra. Tā ir viena no svarīgākajām jebkura objekta fiziskajām īpašībām. Tomēr tāpēc, ka temperatūra dažādos zvaigznes apgabalos ir atšķirīga, kā arī tāpēc, ka temperatūra ir termodinamisks lielums, kas ir atkarīgs no elektromagnētiskā starojuma plūsmas un dažādu atomu, jonu un kodolu klātbūtnes noteiktā zvaigžņu atmosfēras reģionā visas šīs atšķirības ir apvienotas efektīvā temperatūrā, kas ir cieši saistīta ar zvaigznes starojumu fotosfērā. Efektīva temperatūra, parametrs, kas raksturo kopējo zvaigznes izstarotās enerģijas daudzumu uz tās virsmas laukuma vienību. Šī ir nepārprotama metode zvaigžņu temperatūras aprakstīšanai. Šis. tiek noteikts caur pilnīgi melna ķermeņa temperatūru, kas saskaņā ar Stefana-Bolcmaņa likumu izstaro tādu pašu jaudu uz virsmas laukuma vienību kā zvaigzne. Lai arī zvaigznes spektrs detaļās būtiski atšķiras no absolūti melna ķermeņa spektra, tomēr efektīvā temperatūra raksturo gāzes enerģiju zvaigžņu fotosfēras ārējos slāņos un padara to iespējamu, izmantojot Vīnes pārvietošanās likumu (λ max = 0,29/T), lai noteiktu, pēc kura viļņa garuma ir maksimālais zvaigžņu starojums un līdz ar to arī zvaigznes krāsa.

Autors izmēriem Zvaigznes iedala punduros, apakšpunduros, parastajās zvaigznēs, milžus, subgigantos un supergigantos.

Spektrs zvaigznes ir atkarīgas no tās temperatūras, spiediena, fotosfēras gāzes blīvuma, magnētiskā lauka stipruma un ķīmiskās vielas. sastāvu.

Spektrālās klases, zvaigžņu klasifikācija pēc to spektriem (pirmkārt, pēc spektra līniju intensitātēm), ko pirmo reizi ieviesa itālis. astronoms Secchi. Ieviests burtu apzīmējumi, to-rudzi tika pārveidoti, jo zināšanas par iekšējo tika paplašinātas. zvaigžņu uzbūve. Zvaigznes krāsa ir atkarīga no tās virsmas temperatūras, tāpēc mūsdienu. spektrālā klasifikācija Draper (Hārvarda) S.K. sakārtoti dilstošā temperatūras secībā:

Hercprunga-Rasela diagramma, grafiks, kas ļauj noteikt divus galvenos zvaigžņu raksturlielumus, izsaka attiecības starp absolūto lielumu un temperatūru. Nosaukts pēc dāņu astronoma Hertzsprunga un amerikāņu astronoma Resela, kurš 1914. gadā publicēja pirmo diagrammu. Karstākās zvaigznes atrodas diagrammas kreisajā pusē, bet zvaigznes ar vislielāko spožumu - augšpusē. No augšējā kreisā stūra uz apakšējo labo galvenā secība, atspoguļo zvaigžņu evolūciju un beidzas ar pundurzvaigznēm. Lielākā daļa zvaigžņu pieder šai secībai. Šai secībai pieder arī saule. Virs šīs secības ir apakšmilži, supergiganti un milži šādā secībā, zemāk ir apakšpunduri un baltie punduri. Šīs zvaigžņu grupas sauc spilgtuma klases.

Līdzsvara apstākļi: kā zināms, zvaigznes ir vienīgie dabas objekti, kuru ietvaros notiek nekontrolētas kodolsintēzes reakcijas, kuras pavada liela enerģijas daudzuma izdalīšanās un nosaka zvaigžņu temperatūru. Lielākā daļa zvaigžņu atrodas stacionārā stāvoklī, tas ir, tās neeksplodē. Dažas zvaigznes eksplodē (tā sauktās jaunās un supernovas). Kāpēc zvaigznes parasti ir līdzsvarā? Spēks kodolsprādzieni stacionārajās zvaigznēs to līdzsvaro gravitācijas spēks, tāpēc šīs zvaigznes saglabā līdzsvaru.

Gaismekļu lineāro izmēru aprēķins no zināmiem leņķiskajiem izmēriem un attāluma.

BIĻETE #17

1. Stefana-Bolcmaņa likuma fiziskā nozīme un pielietojums zvaigžņu fizisko īpašību noteikšanai.

Stefana-Bolcmaņa likums, attiecība starp pilnīgi melna ķermeņa kopējo starojuma jaudu un tā temperatūru. Vienības starojuma laukuma kopējo jaudu W uz 1 m 2 aprēķina pēc formulas P \u003d σ T 4, kur σ \u003d 5,67 * 10 -8 W / m 2 K 4 - Stefana-Bolcmaņa konstante, T - absolūtā melnā ķermeņa absolūtā temperatūra. Lai gan astronoms reti izstaro kā melns ķermenis, viņu emisijas spektrs bieži vien ir labs reāla objekta spektra modelis. Atkarība no temperatūras līdz 4. pakāpei ir ļoti spēcīga.

e ir starojuma enerģija uz zvaigznes virsmas vienību

L ir zvaigznes spožums, R ir zvaigznes rādiuss.

Izmantojot Stefana-Bolcmaņa formulu un Vīna likumu, tiek noteikts viļņa garums, kas veido maksimālo starojumu:

l max T = b, b – Wien konstante

Varat rīkoties pretēji, t.i., izmantojot spilgtumu un temperatūru, noteikt zvaigžņu izmēru

2. Novērošanas vietas ģeogrāfiskā platuma noteikšana pēc dotā gaismekļa augstuma kulminācijā un tā deklinācijas.

H = 90 0 - +

h - gaismekļa augstums

BIĻETE #18

Mainīgas un nestacionāras zvaigznes. To nozīme zvaigžņu rakstura izpētē.

Mainīgo zvaigžņu spilgtums laika gaitā mainās. Tagad zināms apm. 3*10 4 . P.Z. tiek iedalītas fizikālajos, kuru spilgtums mainās tajos vai to tuvumā notiekošo procesu ietekmē, un optiskajos optiskajos, kur šīs izmaiņas rodas rotācijas vai orbitālās kustības dēļ.

Svarīgākie fiziskās P.Z.:

Pulsējošs - Cefeīdi, tādas zvaigznes kā Mira Ceti, daļēji regulāri un neregulāri sarkanie milži;

Izsitošs(sprādzienbīstams) - zvaigznes ar čaulām, jauni neregulāri mainīgie, t.sk. T Tauri tipa zvaigznes (ļoti jaunas neregulāras zvaigznes, kas saistītas ar izkliedētiem miglājiem), Habla-Seinejas tipa supergianti (karsti supergianti ar augstu spilgtumu, spožākie objekti galaktikās. Tie ir nestabili un, iespējams, ir starojuma avoti netālu no Edingtona spilgtuma robežas, ja tiek pārsniegta , zvaigžņu čaulu "deflācija". Potenciālās supernovas.), uzliesmojoši sarkanie punduri;

Kataklizma - novas, supernovas, simbiotiskas;

Rentgena dubultzvaigznes

Norādīts P.z. ietver 98% zināmo fizisko Optiskie ir aptumšojošie binārie un rotējošie, piemēram, pulsāri un magnētiskie mainīgie. Saule pieder pie rotācijas, jo. tā lielums nedaudz mainās, kad uz diska parādās saules plankumi.

No pulsējošajām zvaigznēm ļoti interesantas ir cefeīdas, kas nosauktas pēc viena no pirmajiem atklātajiem šāda veida mainīgajiem - 6 Cephei. Cefeīdas ir zvaigznes ar augstu spilgtumu un mērenu temperatūru (dzelteni supergianti). Evolūcijas gaitā tie ieguva īpašu struktūru: noteiktā dziļumā radās slānis, kas uzkrāj enerģiju, kas nāk no zarnām, un pēc tam to atkal atdod. Zvaigzne periodiski saraujas, uzkarstot, un izplešas, kad tā atdziest. Tāpēc starojuma enerģiju vai nu absorbē zvaigžņu gāze, to jonizējot, vai arī atbrīvo vēlreiz, kad, gāzei atdziest, joni uztver elektronus, vienlaikus izstarojot gaismas kvantus. Tā rezultātā cefeīdas spilgtums parasti mainās vairākas reizes ar vairāku dienu periodu. Cefeīdiem ir īpaša loma astronomijā. 1908. gadā amerikāņu astronome Henrieta Levita, kas pētīja cefeīdus vienā no tuvākajām galaktikām - Mazajā Magelāna mākonī, vērsa uzmanību uz to, ka šīs zvaigznes izrādījās spožākas, jo ilgāks bija to spilgtuma maiņas periods. Mazā Magelāna mākoņa izmērs ir mazs, salīdzinot ar tā attālumu, kas nozīmē, ka šķietamā spilgtuma atšķirība atspoguļo spilgtuma atšķirību. Pateicoties Leavitt konstatētajai perioda spilgtuma atkarībai, ir viegli aprēķināt attālumu līdz katrai cefeīdai, izmērot tās vidējo spilgtumu un mainīguma periodu. Un tā kā supergianti ir skaidri redzami, cefeīdus var izmantot, lai noteiktu attālumus pat līdz salīdzinoši tālām galaktikām, kurās tie tiek novēroti.Cefeīdu īpašajai lomai ir arī otrs iemesls. 60. gados. Padomju astronoms Jurijs Nikolajevičs Efremovs atklāja, ka jo ilgāks ir cefeīda periods, jo jaunāka ir šī zvaigzne. No perioda vecuma atkarības nav grūti noteikt katras cefeīdas vecumu. Izvēloties zvaigznes ar maksimālo periodu un pētot zvaigžņu grupas, kurām tās pieder, astronomi pēta jaunākās galaktikas struktūras. Cefeīdas vairāk nekā citas pulsējošas zvaigznes ir pelnījušas periodisko mainīgo nosaukumu. Katrs nākamais spilgtuma maiņas cikls parasti diezgan precīzi atkārto iepriekšējo. Tomēr ir izņēmumi, slavenākais no tiem ir Ziemeļzvaigzne. Jau sen ir atklāts, ka tas pieder cefeidām, lai gan tas maina spilgtumu diezgan nenozīmīgā diapazonā. Taču pēdējās desmitgadēs šīs svārstības sāka izbalināt, un līdz 90. gadu vidum. Polārā zvaigzne praktiski ir pārstājusi pulsēt.

Zvaigznes ar gliemežvākiem, zvaigznes, kas nepārtraukti vai neregulāros intervālos izdala gāzes gredzenu no ekvatora vai sfērisku apvalku. 3. ar apmēram. - B spektrālās klases milži vai pundurzvaigznes, kas strauji rotē un ir tuvu iznīcināšanas robežai. Korpusa izmešana parasti tiek pavadīta ar spilgtuma samazināšanos vai palielināšanos.

Simbiotiskas zvaigznes, zvaigznes, kuru spektri satur emisijas līnijas un apvieno sarkanam milzim un karstam objektam raksturīgās iezīmes - baltajam pundurim vai akrecijas diskam ap šādu zvaigzni.

RR Lyrae zvaigznes ir vēl viena svarīga pulsējošo zvaigžņu grupa. Tās ir vecas zvaigznes, kuru masa ir aptuveni tāda pati kā Saulei. Daudzi no tiem atrodas lodveida zvaigžņu kopās. Parasti tie maina savu spilgtumu par vienu magnitūdu apmēram dienas laikā. To īpašības, tāpat kā cefeīdu īpašības, tiek izmantotas astronomisko attālumu aprēķināšanai.

R Ziemeļu kronis un tādas zvaigznes kā viņa uzvedas pilnīgi neparedzami. Šo zvaigzni parasti var redzēt ar neapbruņotu aci. Ik pēc dažiem gadiem tā spilgtums samazinās līdz aptuveni astotajam magnitūdam un pēc tam pakāpeniski palielinās, atgriežoties iepriekšējā līmenī. Acīmredzot iemesls tam ir tas, ka šī supermilzu zvaigzne izlej oglekļa mākoņus, kas kondensējas graudos, veidojot kaut ko līdzīgu sodrējiem. Ja kāds no šiem biezajiem melnajiem mākoņiem iet starp mums un zvaigzni, tas aizsedz zvaigznes gaismu, līdz mākonis izkliedējas kosmosā. Šāda veida zvaigznes rada blīvus putekļus, kam nav maza nozīme zvaigžņu veidošanās reģionos.

mirgojošas zvaigznes. Magnētiskās parādības uz Saules rada saules plankumus un saules uzliesmojumus, taču tās nevar būtiski ietekmēt Saules spožumu. Dažām zvaigznēm - sarkanajiem punduriem - tas tā nav: uz tām šādi uzplaiksnījumi sasniedz milzīgus apmērus, un rezultātā gaismas emisija var palielināties par veselu zvaigžņu lielumu vai pat vairāk. Saulei tuvākā zvaigzne Proksima Kentauri ir viena no šādām uzliesmojuma zvaigznēm. Šos gaismas uzliesmojumus nevar paredzēt iepriekš, un tie ilgst tikai dažas minūtes.

Gaismekļu deklinācijas aprēķins pēc tā augstuma kulminācijā noteiktā ģeogrāfiskā platuma grādos.

H = 90 0 - +

h - gaismekļa augstums

BIĻETE #19

Binārās zvaigznes un to loma zvaigžņu fizisko īpašību noteikšanā.

Binārā zvaigzne ir zvaigžņu pāris, kas ar gravitācijas spēku palīdzību savienoti vienā sistēmā un griežas ap kopīgu smaguma centru. Zvaigznes, kas veido bināro zvaigzni, sauc par tās sastāvdaļām. Binārās zvaigznes ir ļoti izplatītas un ir sadalītas vairākos veidos.

Katrs vizuālās dubultzvaigznes komponents ir skaidri redzams caur teleskopu. Attālums starp tiem un savstarpējā orientācija laika gaitā lēnām mainās.

Aptumsuma bināra elementi pārmaiņus aizsedz viens otru, tāpēc sistēmas spilgtums īslaicīgi vājinās, periods starp divām spilgtuma izmaiņām ir vienāds ar pusi no orbitālā perioda. Leņķiskais attālums starp komponentiem ir ļoti mazs, un mēs tos nevaram novērot atsevišķi.

Spektrālās binārās zvaigznes tiek noteiktas pēc izmaiņām to spektros. Ar savstarpēju cirkulāciju zvaigznes periodiski virzās vai nu uz Zemi, vai prom no Zemes. Doplera efektu spektrā var izmantot, lai noteiktu kustības izmaiņas.

Polarizācijas bināros failus raksturo periodiskas gaismas polarizācijas izmaiņas. Šādās sistēmās zvaigznes savā orbitālajā kustībā izgaismo gāzi un putekļus telpā starp tām, gaismas krišanas leņķis uz šo vielu periodiski mainās, savukārt izkliedētā gaisma ir polarizēta. Precīzi šo efektu mērījumi ļauj aprēķināt orbītas, zvaigžņu masas attiecības, izmēri, ātrumi un attālumi starp komponentiem. Piemēram, ja zvaigzne ir gan aptumsuma, gan spektroskopiski bināra, tad var noteikt katras zvaigznes masa un orbītas slīpums. Pēc spilgtuma izmaiņu rakstura aptumsumu brīžos var noteikt zvaigžņu relatīvos izmērus un izpētīt to atmosfēras struktūru. Binārās zvaigznes, kas kalpo kā starojuma avots rentgenstaru diapazonā, sauc par rentgenstaru binārajām zvaigznēm. Vairākos gadījumos tiek novērots trešais komponents, kas griežas ap binārās sistēmas masas centru. Dažreiz viena no binārās sistēmas sastāvdaļām (vai abas) savukārt var izrādīties bināras zvaigznes. Divkāršās zvaigznes tuvajām sastāvdaļām trīskāršā sistēmā var būt vairāku dienu periods, savukārt trešais elements var riņķot ap tuva pāra kopējo masas centru ar simtiem vai pat tūkstošiem gadu.

Zvaigžņu ātruma mērīšana binārā sistēmā un universālās gravitācijas likuma piemērošana ir svarīga metode zvaigžņu masas noteikšana. Divkāršo zvaigžņu izpēte ir vienīgais tiešais veids, kā aprēķināt zvaigžņu masu.

Cieši izvietotu bināro zvaigžņu sistēmā savstarpējiem gravitācijas spēkiem ir tendence izstiept katru no tām, piešķirot tai bumbiera formu. Ja gravitācija ir pietiekami spēcīga, pienāk kritisks brīdis, kad matērija sāk plūst prom no vienas zvaigznes un nokrist uz citas. Ap šīm divām zvaigznēm ir noteikts laukums trīsdimensiju astoņnieka formā, kura virsma ir kritiska robeža. Šīs divas bumbierveida figūras, katra ap savu zvaigzni, tiek sauktas par Ročes daivu. Ja viena no zvaigznēm izaug tik daudz, ka piepilda savu Roša daivu, tad matērija no tās steidzas uz otru zvaigzni vietā, kur saskaras dobumi. Bieži vien zvaigžņu materiāls nenokrīt tieši uz zvaigzni, bet vispirms griežas apkārt, veidojot tā saukto akrecijas disku. Ja abas zvaigznes ir izpletušās tik daudz, ka ir piepildījušas savas Roša daivas, tad veidojas kontakta binārā zvaigzne. Materiāls no abām zvaigznēm sajaucas un saplūst bumbiņā ap diviem zvaigžņu kodoliem. Tā kā galu galā visas zvaigznes uzbriest, pārvēršoties par milžiem, un daudzas zvaigznes ir bināras, mijiedarbīgas binārās sistēmas nav nekas neparasts.

Gaismekļu augstuma aprēķins kulminācijā no zināmās deklinācijas konkrētajam ģeogrāfiskajam platumam.

H = 90 0 - +

h - gaismekļa augstums

BIĻETE #20

Zvaigžņu evolūcija, tās stadijas un beigu stadijas.

Zvaigznes veidojas starpzvaigžņu gāzes un putekļu mākoņos un miglājos. Galvenais spēks, kas "veido" zvaigznes, ir gravitācija. Noteiktos apstākļos ļoti reta atmosfēra (starpzvaigžņu gāze) gravitācijas spēku ietekmē sāk sarukt. Gāzes mākonis kondensējas centrā, kur tiek saglabāts saspiešanas laikā izdalītais siltums - parādās protozvaigzne, kas izstaro infrasarkanajā diapazonā. Protozvaigzne uzkarst uz tās krītošās matērijas ietekmē, un kodolsintēzes reakcijas sākas ar enerģijas izdalīšanos. Šajā stāvoklī tā jau ir T Tauri mainīgā zvaigzne. Pārējais mākonis izklīst. Gravitācijas spēki velk ūdeņraža atomus uz centru, kur tie saplūst, veidojot hēliju un atbrīvojot enerģiju. Palielināts spiediens centrā novērš turpmāku kontrakciju. Šī ir stabila evolūcijas fāze. Šī zvaigzne ir galvenās sērijas zvaigzne. Zvaigznes spožums palielinās, tās kodolam sablīvējot un uzkarstot. Laiks, kurā zvaigzne paliek galvenajā secībā, ir atkarīgs no tās masas. Saulei tas ir aptuveni 10 miljardi gadu, bet zvaigznes, kas ir daudz masīvākas par Sauli, pastāv stacionārā režīmā tikai dažus miljonus gadu. Pēc tam, kad zvaigzne ir iztērējusi tās centrālajā daļā esošo ūdeņradi, zvaigznes iekšienē notiek lielas izmaiņas. Ūdeņradis sāk izdegt nevis centrā, bet gan čaulā, kas palielinās izmērā, uzbriest. Tā rezultātā pašas zvaigznes izmērs krasi palielinās, un tās virsmas temperatūra pazeminās. Tieši šis process rada sarkanos milžus un supergigantus. Zvaigznes evolūcijas pēdējos posmus nosaka arī zvaigznes masa. Ja šī masa nepārsniedz Saules masu vairāk kā 1,4 reizes, zvaigzne stabilizējas, kļūstot par balto punduri. Katastrofāla kontrakcija nenotiek elektronu pamatīpašības dēļ. Ir tāda kompresijas pakāpe, pie kuras tie sāk atgrūst, lai gan vairs nav siltuma enerģijas avota. Tas notiek tikai tad, ja elektroni un atomu kodoli tiek saspiesti neticami cieši, veidojot ārkārtīgi blīvu vielu. Baltais punduris ar Saules masu pēc tilpuma ir aptuveni vienāds ar Zemi. Baltais punduris pakāpeniski atdziest, galu galā pārvēršoties tumšā radioaktīvo pelnu bumbiņā. Astronomi lēš, ka vismaz desmitā daļa no visām Galaktikas zvaigznēm ir baltie punduri.

Ja sarūkošas zvaigznes masa pārsniedz Saules masu vairāk nekā 1,4 reizes, tad šāda zvaigzne, sasniegusi baltā pundura stadiju, ar to neapstāsies. Gravitācijas spēki šajā gadījumā ir tik lieli, ka elektroni tiek nospiesti atomu kodolos. Rezultātā protoni pārvēršas neitronos, kas spēj pieķerties viens otram bez spraugām. Neitronu zvaigžņu blīvums pārspēj pat balto punduru blīvumu; bet, ja materiāla masa nepārsniedz 3 Saules masas, neitroni, tāpat kā elektroni, paši spēj novērst turpmāku saspiešanu. Tipiskas neitronu zvaigznes diametrs ir tikai 10–15 km, un viens kubikcentimetrs no tās materiāla sver aptuveni miljardu tonnu. Papildus milzīgajam blīvumam neitronu zvaigznēm ir vēl divas īpašas īpašības, kas padara tās nosakāmas, neskatoties uz to nelielo izmēru: ātra rotācija un spēcīgs magnētiskais lauks.

Ja zvaigznes masa pārsniedz 3 Saules masas, tad tās dzīves cikla pēdējais posms, iespējams, ir melnais caurums. Ja zvaigznes masa un līdz ar to arī gravitācijas spēks ir tik liels, tad zvaigzne tiek pakļauta katastrofālai gravitācijas kontrakcijai, kurai nevar pretoties nekādi stabilizējoši spēki. Vielas blīvums šī procesa laikā tiecas līdz bezgalībai, bet objekta rādiuss - līdz nullei. Saskaņā ar Einšteina relativitātes teoriju, melnā cauruma centrā rodas telpas-laika singularitāte. Gravitācijas lauks uz sarūkošas zvaigznes virsmas aug, tāpēc starojumam un daļiņām kļūst arvien grūtāk to atstāt. Galu galā šāda zvaigzne nonāk zem notikumu horizonta, ko var vizualizēt kā vienpusēju membrānu, kas ļauj matērijai un starojumam iet tikai uz iekšu un neko ārā. Sabrūkošā zvaigzne pārvēršas melnajā caurumā, un to var noteikt tikai pēc krasām telpas un laika īpašību izmaiņām ap to. Notikuma horizonta rādiusu sauc par Švarcšilda rādiusu.

Zvaigznes, kuru masa dzīves cikla beigās ir mazāka par 1,4 Saules, lēnām nomet augšējo apvalku, ko sauc par planētu miglāju. Masīvākas zvaigznes, kas pārvēršas par neitronu zvaigznēm vai melnajiem caurumiem, vispirms eksplodē kā supernovas, un to spožums pārsniedz īsu laiku palielinās par 20 vai vairāk magnitūdām, izdalās vairāk enerģijas, nekā Saule izstaro 10 miljardu gadu laikā, un uzsprāgušas zvaigznes paliekas izlido ar ātrumu 20 000 km sekundē.

Saules plankumu novietojumu novērošana un skicēšana ar teleskopu (ekrānā).

BIĻETE #21

Mūsu galaktikas sastāvs, struktūra un izmēri.

Galaktika, zvaigžņu sistēma, kurai pieder Saule. Galaktikā ir vismaz 100 miljardi zvaigžņu. Trīs galvenās sastāvdaļas: centrālais sabiezējums, disks un galaktikas halo.

Centrālo izciļņu veido vecās populācijas II tipa zvaigznes (sarkanie milži), kas atrodas ļoti blīvi, un tās centrā (kodolā) atrodas spēcīgs starojuma avots. Tika pieņemts, ka kodolā ir melnais caurums, kas ierosina novērotos jaudīgos enerģijas procesus, ko pavada starojums radio spektrā. (Gāzes gredzens griežas ap melno caurumu; karstā gāze, kas izplūst no tā iekšējās malas, iekrīt melnajā caurumā, atbrīvojot enerģiju, ko mēs novērojam.) Taču nesen kodolā un melnajā caurumā tika konstatēts redzama starojuma uzplaiksnījums. hipotēze tika atmesta. Centrālā sabiezējuma parametri: 20 000 gaismas gadu diametrā un 3 000 gaismas gadu biezumā.

Galaktikas diskam, kurā ir jaunas I tipa zvaigznes (jauni zilie supergianti), starpzvaigžņu viela, atklātas zvaigžņu kopas un 4 spirālveida zari, diametrs ir 100 000 gaismas gadu un biezums tikai 3000 gaismas gadu. Galaktika griežas, tās iekšējās daļas iziet cauri savām orbītām daudz ātrāk nekā ārējās. Saule veic pilnīgu apgriezienu ap kodolu 200 miljonu gadu laikā. Spirālveida zaros notiek nepārtraukts zvaigžņu veidošanās process.

Galaktiskais oreols ir koncentrisks ar disku un centrālo izliekumu un sastāv no zvaigznēm, kas pārsvarā ir lodveida kopu dalībnieki un pieder pie II tipa populācijas. Tomēr lielākā daļa matērijas oreolā ir neredzama un parastās zvaigznēs to nevar saturēt, tā nav gāze vai putekļi. Tādējādi halo satur tumša neredzama viela. Lielo un mazo Magelāna mākoņu, kas ir Piena Ceļa pavadoņi, griešanās ātruma aprēķini liecina, ka oreolā esošā masa ir 10 reizes lielāka par masu, ko mēs novērojam diskā un sabiezējumos.

Saule atrodas 2/3 attālumā no diska centra Oriona rokā. Tā lokalizācija diska plaknē (galaktiskais ekvators) ļauj redzēt diska zvaigznes no Zemes šauras joslas formā. piena ceļš, kas aptver visu debess sfēru un ir 63 ° leņķī slīpi pret debess ekvatoru. Galaktikas centrs atrodas Strēlnieka zīmē, bet tas nav redzams redzamā gaismā tumšo gāzes un putekļu miglāju dēļ, kas absorbē zvaigžņu gaismu.

Zvaigznes rādiusa aprēķins no datiem par tās spilgtumu un temperatūru.

L — spilgtums (Lc = 1)

R — rādiuss (Rc = 1)

T — temperatūra (Tc = 6000)

BIĻETE #22

zvaigžņu kopas. Starpzvaigžņu vides fiziskais stāvoklis.

Zvaigžņu kopas ir zvaigžņu grupas, kas atrodas salīdzinoši tuvu viena otrai un ir savienotas ar kopēju kustību telpā. Acīmredzot gandrīz visas zvaigznes dzimst grupās, nevis atsevišķi. Tāpēc zvaigžņu kopas ir ļoti izplatīta lieta. Astronomi mīl pētīt zvaigžņu kopas, jo visas kopas zvaigznes veidojās aptuveni vienā laikā un aptuveni vienādā attālumā no mums. Jebkuras ievērojamas spilgtuma atšķirības starp šādām zvaigznēm ir patiesas atšķirības. Īpaši lietderīgi ir pētīt zvaigžņu kopas no to īpašību atkarības no masas viedokļa - galu galā šo zvaigžņu vecums un attālums no Zemes ir aptuveni vienāds, tāpēc tie atšķiras viens no otra tikai to masa. Ir divu veidu zvaigžņu kopas: atvērtas un lodveida kopas. Atvērtā klasterī katra zvaigzne ir redzama atsevišķi, tās ir vairāk vai mazāk vienmērīgi sadalītas pa kādu debess daļu. Un lodveida kopas, gluži pretēji, ir kā sfēra, kas tik blīvi piepildīta ar zvaigznēm, ka tās centrā atsevišķas zvaigznes nav atšķiramas.

Atvērtajos klasteros ir no 10 līdz 1000 zvaigžņu, daudz vairāk jaunu nekā vecu, un vecākajām kopām ir gandrīz 100 miljoni gadu. Fakts ir tāds, ka vecākās kopās zvaigznes pakāpeniski attālinās viena no otras, līdz tās sajaucas ar galveno zvaigžņu kopu. Lai gan gravitācija zināmā mērā satur kopā atvērtās kopas, tās joprojām ir diezgan trauslas, un cita objekta gravitācija var tās saplēst.

Mākoņi, kuros veidojas zvaigznes, ir koncentrēti mūsu Galaktikas diskā, un tieši tur tiek atrastas atklātas zvaigžņu kopas.

Atšķirībā no atvērtajām, lodveida kopas ir sfēras, kas blīvi piepildītas ar zvaigznēm (no 100 tūkstošiem līdz 1 miljonam). Tipiska lodveida kopa ir no 20 līdz 400 gaismas gadiem.

Šo kopu blīvi noblīvētajos centros zvaigznes atrodas tik tuvu viena otrai, ka savstarpējā gravitācija tās saista viena ar otru, veidojot kompaktas binārās zvaigznes. Dažkārt notiek pat pilnīga zvaigžņu saplūšana; ciešā pieejā zvaigznes ārējie slāņi var sabrukt, pakļaujot centrālo kodolu tiešai apskatei. Lodveida kopās dubultzvaigznes ir 100 reizes biežāk sastopamas nekā jebkur citur.

Ap mūsu galaktiku mēs zinām aptuveni 200 lodveida zvaigžņu kopas, kas ir izplatītas visā oreolā, kurā atrodas galaktika. Visas šīs kopas ir ļoti vecas, un tās parādījās vairāk vai mazāk vienlaikus ar pašu galaktiku. Šķiet, ka kopas ir izveidojušās, kad mākoņa daļas, no kurām tika izveidota galaktika, sadalījās mazākos fragmentos. Lodveida klasteri neatšķiras, jo zvaigznes tajās atrodas ļoti cieši, un to spēcīgie savstarpējie gravitācijas spēki saista kopu blīvā vienotā veselumā.

Vielu (gāzi un putekļus), kas atrodas telpā starp zvaigznēm, sauc par starpzvaigžņu vidi. Lielākā daļa no tā ir koncentrēta Piena Ceļa spirālveida atzaros un veido 10% no tā masas. Dažos apgabalos viela ir salīdzinoši auksta (100 K), un to nosaka infrasarkanais starojums. Šādos mākoņos ir neitrāls ūdeņradis, molekulārais ūdeņradis un citi radikāļi, kurus var noteikt ar radioteleskopiem. Reģionos, kas atrodas tuvu zvaigznēm ar augstu spilgtumu, gāzes temperatūra var sasniegt 1000-10000 K, un ūdeņradis ir jonizēts.

Starpzvaigžņu vide ir ļoti reta (apmēram 1 atoms uz cm3). Taču blīvos mākoņos vielas koncentrācija var būt 1000 reižu lielāka par vidējo. Bet pat blīvā mākonī uz kubikcentimetru ir tikai daži simti atomu. Iemesls, kāpēc mums joprojām izdodas novērot starpzvaigžņu matēriju, ir tas, ka mēs to redzam lielā telpas biezumā. Daļiņu izmērs ir 0,1 mikrons, tās satur oglekli un silīciju, un starpzvaigžņu vidē nonāk no auksto zvaigžņu atmosfēras supernovas sprādzienu rezultātā. Iegūtais maisījums veido jaunas zvaigznes. Starpzvaigžņu videi ir vājš magnētiskais lauks, un to caurstrāvo kosmisko staru plūsmas.

Mūsu Saules sistēma atrodas tajā galaktikas reģionā, kur starpzvaigžņu vielas blīvums ir neparasti zems. Šo apgabalu sauc par Vietējo "burbuli"; tas stiepjas visos virzienos apmēram 300 gaismas gadus.

Saules leņķisko izmēru aprēķins novērotājam, kas atrodas uz citas planētas.

BIĻETE #23

Galvenie galaktiku veidi un to atšķirīgās iezīmes.

galaktikas, zvaigžņu, putekļu un gāzu sistēmas ar kopējo masu no 1 miljona līdz 10 triljoniem. saules masas. Galaktiku patiesā būtība beidzot tika izskaidrota tikai 20. gadsimta 20. gados. pēc karstām diskusijām. Līdz tam, novērojot ar teleskopu, tie izskatījās kā izkliedēti gaismas plankumi, kas atgādināja miglājus, taču tikai ar Vilsona kalna observatorijas 2,5 metrus atstarojošā teleskopa palīdzību, kas pirmo reizi tika izmantots 20. gadsimta 20. gados, bija iespējams iegūt attēlus. no miglāja. zvaigznes Andromedas miglājā un pierādīt, ka tā ir galaktika. To pašu teleskopu Habls izmantoja, lai izmērītu cefeīdu periodus Andromedas miglājā. Šīs mainīgās zvaigznes ir pietiekami labi pētītas, lai varētu precīzi noteikt to attālumus. Andromedas miglājs ir apm. 700 kpc, t.i. tas atrodas tālu aiz mūsu galaktikas.

Ir vairāki galaktiku veidi, no kuriem galvenie ir spirālveida un elipsveida. Ir veikti mēģinājumi tās klasificēt, izmantojot alfabētiskās un ciparu shēmas, piemēram, Habla klasifikāciju, taču dažas galaktikas šajās shēmās neiekļaujas, un tādā gadījumā tās tiek nosauktas to astronomu vārdā, kuri tās pirmo reizi identificēja (piemēram, Seiferts un Markarians galaktikas) vai dot klasifikācijas shēmu alfabētiskus apzīmējumus (piemēram, N tipa un cD tipa galaktikas). Galaktikas, kurām nav noteiktas formas, tiek klasificētas kā neregulāras. Galaktiku izcelsme un evolūcija vēl nav pilnībā izprasta. Spirālveida galaktikas ir vislabāk pētītas. Tie ietver objektus, kuriem ir spilgts kodols, no kura izplūst gāzes, putekļu un zvaigžņu spirālveida zari. Lielākajai daļai spirālveida galaktiku ir 2 rokas, kas izstaro no kodola pretējām pusēm. Parasti zvaigznes tajās ir jaunas. Tās ir normālas spoles. Ir arī šķērsotas spirāles, kurām ir centrālais zvaigžņu tilts, kas savieno abu roku iekšējos galus. Mūsu G. arī pieder pie spirāles. Gandrīz visas spirāles G. masas ir robežās no 1 līdz 300 miljardiem saules masu. Apmēram trīs ceturtdaļas no visām Visuma galaktikām ir eliptisks. Tiem ir eliptiska forma, bez saskatāmas spirālveida struktūras. To forma var atšķirties no gandrīz sfēriskas līdz cigāra formai. To izmēri ir dažādi, sākot no punduriem, kuru masa ir vairāki miljoni saules masu, līdz milzīgiem, kuru masa ir 10 triljoni saules. Lielākais zināmais CD tipa galaktikas. Viņiem ir liels kodols vai, iespējams, vairāki serdeņi, kas ātri pārvietojas viens pret otru. Bieži vien tie ir diezgan spēcīgi radio avoti. Markara galaktikas identificēja padomju astronoms Veniamins Markarians 1967. gadā. Tās ir spēcīgi starojuma avoti ultravioletajā diapazonā. galaktikas N-veida ir vāji mirdzošs kodols, kas līdzīgs zvaigznei. Tie ir arī spēcīgi radio avoti, un ir paredzams, ka tie kļūs par kvazāriem. Fotoattēlā Seiferta galaktikas izskatās kā parastas spirāles, taču ar ļoti spilgtu kodolu un spektriem ar platām un spilgtām emisijas līnijām, kas liecina par liela daudzuma strauji rotējošas karstas gāzes klātbūtni to serdeņos. Šāda veida galaktikas atklāja amerikāņu astronoms Karls Seiferts 1943. gadā. Galaktikas, kas tiek novērotas optiski un vienlaikus ir spēcīgi radio avoti, sauc par radio galaktikām. Tajos ietilpst Seiferta galaktikas, CD un N tipa G. un daži kvazāri. Radio galaktiku enerģijas ģenerēšanas mehānisms vēl nav izprasts.

Planētas Saturna redzamības apstākļu noteikšana pēc "Skolas astronomiskā kalendāra".

BIĻETE #24

Mūsdienu priekšstatu pamati par Visuma uzbūvi un evolūciju.

20. gadsimtā tika panākta izpratne par Visumu kā vienotu veselumu. Pirmais svarīgais solis tika sperts 20. gadsimta 20. gados, kad zinātnieki nonāca pie secinājuma, ka mūsu galaktika – Piena Ceļš – ir viena no miljoniem galaktiku, bet Saule ir viena no miljoniem zvaigžņu Piena Ceļā. Turpmākā galaktiku izpēte parādīja, ka tās attālinās no Piena ceļa, un jo tālāk tās atrodas, jo lielāks ir šis ātrums (ko mēra pēc sarkanās nobīdes tā spektrā). Tādējādi mēs dzīvojam paplašinās Visums. Galaktiku lejupslīde atspoguļojas Habla likumā, saskaņā ar kuru galaktikas sarkanā nobīde ir proporcionāla attālumam līdz tai.Turklāt vislielākajā mērogā, t.i. galaktiku superkopu līmenī Visumam ir šūnu struktūra. Mūsdienu kosmoloģija (Visuma evolūcijas doktrīna) balstās uz diviem postulātiem: Visums ir viendabīgs un izotropisks.

Ir vairāki Visuma modeļi.

Einšteina-de Sitera modelī Visuma izplešanās turpinās bezgalīgi, statiskajā modelī Visums neizplešas un neattīstās, pulsējošajā Visumā atkārtojas izplešanās un saraušanās cikli. Tomēr statiskais modelis ir vismazāk ticams, tam runā ne tikai Habla likums, bet arī 1965. gadā atklātais fona reliktais starojums (t.i., primārās izplešas karstās četrdimensiju sfēras starojums).

Daži kosmoloģiskie modeļi ir balstīti uz "karstā Visuma" teoriju, kas izklāstīta tālāk.

Saskaņā ar Frīdmena Einšteina vienādojumu risinājumiem, pirms 10–13 miljardiem gadu, sākotnējā laika momentā, Visuma rādiuss bija nulle. Visa Visuma enerģija, visa tā masa bija koncentrēta nulles tilpumā. Enerģijas blīvums ir bezgalīgs, un arī matērijas blīvums ir bezgalīgs. Šādu stāvokli sauc par vienskaitli.

1946. gadā Georgijs Gamovs un viņa kolēģi izstrādāja Fizikālo teoriju par Visuma izplešanās sākuma stadiju, skaidrojot ķīmisko elementu klātbūtni tajā ar sintēzi ļoti augstā temperatūrā un spiedienā. Tāpēc paplašināšanās sākums saskaņā ar Gamova teoriju tika saukts par "Lielo sprādzienu". Gamova līdzautori bija R. Alfers un G. Betē, tāpēc dažreiz šo teoriju sauc par "α, β, γ-teoriju".

Visums izplešas no bezgalīga blīvuma stāvokļa. Vienskaitlī parastie fizikas likumi nav spēkā. Acīmredzot visas fundamentālās mijiedarbības pie tik augstām enerģijām nav atšķiramas viena no otras. Un no kāda Visuma rādiusa ir jēga runāt par fizikas likumu piemērojamību? Atbilde ir no Planka garuma:

Sākot no laika momenta t p = R p /c = 5*10 -44 s (c ir gaismas ātrums, h ir Planka konstante). Visticamāk, tieši caur t P gravitācijas mijiedarbība atdalījās no pārējās. Saskaņā ar teorētiskajiem aprēķiniem pirmajās 10 -36 sekundēs, kad Visuma temperatūra bija lielāka par 10 28 K, enerģija uz tilpuma vienību palika nemainīga, un Visums izpletās ar ātrumu, kas daudz lielāks par gaismas ātrumu. Šis fakts nav pretrunā ar relativitātes teoriju, jo tādā ātrumā izplesās nevis matērija, bet gan pati telpa. Šo evolūcijas posmu sauc inflācijas. No mūsdienu teorijām kvantu fizika no tā izriet, ka šajā laikā spēcīgais kodolspēks atdalījās no elektromagnētiskajiem un vājajiem spēkiem. Rezultātā izdalītā enerģija izraisīja katastrofālu Visuma izplešanos, kas niecīgā laika intervālā 10-33 s pieauga no atoma izmēra līdz Saules sistēmas izmēram. Tajā pašā laikā parādījās mums pazīstamās elementārdaļiņas un nedaudz mazāks skaits antidaļiņu. Matērija un starojums joprojām atradās termodinamiskā līdzsvarā. Šo laikmetu sauc starojums evolūcijas posms. 5∙10 12 K temperatūrā posms rekombinācija: gandrīz visi protoni un neitroni anihilēti, pārvēršoties fotonos; palika tikai tie, kuriem nepietika antidaļiņu. Sākotnējais daļiņu pārpalikums pār antidaļiņām ir viena miljardā daļa no to skaita. Tieši no šīs "pārmērīgās" matērijas galvenokārt sastāv novērojamā Visuma viela. Dažas sekundes pēc Lielā sprādziena sākās posms primārā nukleosintēze, kad veidojās deitērija un hēlija kodoli, kas ilgst apmēram trīs minūtes; tad sākās Visuma mierīgā paplašināšanās un atdzišana.

Apmēram miljonu gadu pēc sprādziena tika izjaukts līdzsvars starp vielu un starojumu, no brīvajiem protoniem un elektroniem sāka veidoties atomi, un starojums sāka iet cauri matērijai, it kā caur caurspīdīgu vidi. Tieši šo starojumu sauca par relikviju, tā temperatūra bija aptuveni 3000 K. Šobrīd tiek fiksēts fons ar temperatūru 2,7 K. Relikvijas fona starojums tika atklāts 1965. gadā. Tas parādījās augsta pakāpe izotrops un ar savu eksistenci apstiprina karsti izplešas Visuma modeli. Pēc primārā nukleosintēze matērija sāka attīstīties neatkarīgi, matērijas blīvuma izmaiņu dēļ, kas veidojās saskaņā ar Heizenberga nenoteiktības principu inflācijas stadijā, parādījās protogalaktikas. Vietās, kur blīvums bija nedaudz virs vidējā, veidojās pievilkšanās centri, apgabali ar mazāku blīvumu kļuva arvien retāk, jo viela tos atstāja uz blīvākām vietām. Tā praktiski viendabīgā barotne tika sadalīta atsevišķās protogalaktikās un to kopās, un pēc simtiem miljonu gadu parādījās pirmās zvaigznes.

Kosmoloģiskie modeļi liek secināt, ka Visuma liktenis ir atkarīgs tikai no to aizpildošās vielas vidējā blīvuma. Ja tas ir zem kāda kritiskā blīvuma, Visuma izplešanās turpināsies mūžīgi. Šo iespēju sauc par "atvērto Visumu". Līdzīgs attīstības scenārijs gaida plakanu Visumu, kad blīvums ir kritisks. Gadu googolā visa zvaigznēs esošā matērija izdegs, un galaktikas iegrims tumsā. Paliks tikai planētas, baltie un brūnie punduri, un sadursmes starp tām būs ārkārtīgi reti.

Tomēr pat šajā gadījumā metagalaktika nav mūžīga. Ja teorija par lielo mijiedarbību apvienošanos ir pareiza, pēc 10 40 gadiem protoni un neitroni, kas veido bijušās zvaigznes, sadalīsies. Pēc aptuveni 10 100 gadiem milzu melnie caurumi iztvaiko. Mūsu pasaulē paliks tikai elektroni, neitrīni un fotoni, kurus atdala milzīgi attālumi. Savā ziņā šīs būs laika beigas.

Ja Visuma blīvums izrādīsies pārāk liels, tad mūsu pasaule ir slēgta, un agri vai vēlu izplešanos nomainīs katastrofāla saraušanās. Visums savu dzīvi beigs savā ziņā gravitācijas sabrukumā, kas ir vēl sliktāk.

Attāluma līdz zvaigznei aprēķināšana no zināmas paralakses.