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 vairāki 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. Lūk, kā tas mainās šajās dienās ķīmiskais sastāvs Visums.

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 laikā no blīvi karsta 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.

Tālāk ir sniegts astronomijai noderīgu vārdu saraksts. Šos terminus radīja zinātnieki, lai izskaidrotu, kas notiek kosmosā.

Ir noderīgi zināt šos vārdus, neizprotot to definīcijas, nav iespējams pētīt Visumu un izskaidrot sevi par astronomijas tēmām. Ceru, ka astronomijas pamattermini paliks jūsu atmiņā.

Absolūtā vērtība – cik spoža būtu zvaigzne, ja tā atrastos 32,6 gaismas gadu attālumā no Zemes.

Absolūtā nulle - zemākā iespējamā temperatūra, -273,16 grādi pēc Celsija

Paātrinājums - ātruma (ātruma vai virziena) maiņa.

Skyglow — nakts debesu dabiskais mirdzums ir saistīts ar reakcijām, kas notiek Zemes atmosfēras augšējos slāņos.

Albedo – objekta albedo norāda, cik daudz gaismas tas atstaro. Ideālam atstarotājam, piemēram, spogulim, albedo ir 100. Mēness albedo ir 7, Zemei ir 36.

Angstroms – mērvienība, ko izmanto gaismas un cita elektromagnētiskā starojuma viļņa garuma mērīšanai.

Gredzenveida — ar gredzena formu vai veido gredzenu.

Apoaster – kad divas zvaigznes riņķo viena ap otru, cik tālu tās var atrasties (maksimālais attālums starp ķermeņiem).

Afēlijs - objekta orbitālās kustības laikā ap Sauli, kad atrodas vistālāk no Saules.

Apogejs – objekta pozīcija Zemes orbītā, kad tas atrodas vistālāk no Zemes.

Aerolīts ir akmens meteorīts.

Asteroīds - Ciets, vai maza planēta, kas riņķo ap Sauli.

Astroloģija – uzskats, ka zvaigžņu un planētu novietojums ietekmē cilvēku likteņu notikumus. Tam nav zinātniska pamatojuma.

Astronomiskā vienība - attālums no Zemes līdz Saulei Parasti raksta kā AU.

Astrofizika - fizikas un ķīmijas izmantošana astronomijas izpētē.

Atmosfēra — gāzveida telpa, kas ieskauj planētu vai citu kosmosa objektu.

Atoms - jebkura elementa mazākā daļiņa.

Polārblāzma (ziemeļblāzma) – skaistas gaismas virs polārajiem apgabaliem, ko izraisa Saules daļiņu spriedze, mijiedarbojoties ar Zemes magnētisko lauku.

Axis — iedomāta līnija, pa kuru objekts griežas.

Fona starojums — vājš mikroviļņu starojums, kas izplūst no kosmosa visos virzienos. Tiek uzskatīts, ka tā ir palieka lielais sprādziens.

Baricentrs - Zemes un Mēness smaguma centrs.

Binārās zvaigznes — zvaigžņu duets, kas faktiski sastāv no divām zvaigznēm, kas riņķo viena ap otru.

Melnais caurums - Kosmosa apgabals ap ļoti mazu un ļoti masīvu objektu, kurā gravitācijas lauks ir tik spēcīgs, ka no tā nevar izkļūt pat gaisma.

Bolīds - izcils meteors, kas var eksplodēt, nolaižoties pa Zemes atmosfēru.

Bolometrs - detektors, kas ir jutīgs pret starojumu.

Debesu sfēra - iedomāta sfēra, kas ieskauj Zemi. Šis termins tiek izmantots, lai palīdzētu astronomiem izskaidrot, kur debesīs atrodas objekti.

Cefeīdas ir mainīgas zvaigznes, kuras zinātnieki izmanto, lai noteiktu, cik tālu atrodas galaktika vai cik tālu no mums atrodas zvaigžņu kopa.

Charge-Coupled Device (CCD) — jutīga attēlveidošanas ierīce, kas aizvieto fotogrāfiju lielākajā daļā astronomijas nozaru.

Hromosfēra - Saules atmosfēras daļa, kas redzama pilnīga saules aptumsuma laikā.

Cirkumpolārā zvaigzne – zvaigzne, kas nekad nenoriet, to var apskatīt visu gadu.

Kopas — zvaigžņu grupa vai galaktiku grupa, kuras kopā savieno gravitācijas spēki.

Krāsu indekss — zvaigznes krāsas mērs, kas zinātniekiem norāda, cik karsta ir zvaigznes virsma.

Koma — miglājs, kas ieskauj komētas kodolu.

Komēta – nelielas, sasalušas putekļu un gāzu masas, kas riņķo ap Sauli.

Konjunkcija – parādība, kurā planēta tuvojas citai planētai vai zvaigznei un pārvietojas starp otru objektu un Zemes ķermeni.

Zvaigznāji — zvaigžņu grupa, kurām nosaukumus devuši senie astronomi.

Korona – Saules atmosfēras ārējā daļa.

Koronagrāfs – teleskopu veids, kas paredzēts Korona Saules apskatei.

Kosmiskie stari - liela ātruma daļiņas, kas sasniedz Zemi no kosmosa.

Kosmoloģija - Visuma izpēte.

Diena — laiks, kas nepieciešams, lai Zeme grieztos ap savu asi.

Blīvums - matērijas kompaktums.

Tiešā kustība - objekti, kas pārvietojas ap Sauli tādā pašā virzienā kā Zeme - tie pārvietojas tiešā kustībā, atšķirībā no objektiem, kas pārvietojas pretējā virzienā - tie pārvietojas retrogrādā kustībā.

Diennakts kustība – šķietama debesu kustība no austrumiem uz rietumiem, ko izraisa Zeme pārvietojoties no rietumiem uz austrumiem.

Pelnu gaisma — vājš Mēness spīdums virs Zemes tumšās puses. Gaismu rada atstarojums no Zemes.

Aptumsums – kad mēs redzam objektu debesīs, ko bloķē cita objekta ēna vai Zemes ēna.

Ekliptika ir saules, mēness un planētu ceļš, pa kuru visi seko debesīs.

Ekosfēra - zona ap zvaigzni, kur temperatūra ļauj pastāvēt dzīvībai.

Elektrons - negatīva daļiņa, kas griežas ap atomu.

Elements – viela, ko nevar tālāk sadalīt. Ir zināmi 92 elementi.

Ekvinokcijas ir 21.marts un 22.septembris. Divas reizes gadā, kad diena un nakts ir vienādas laikā, visā pasaulē.

Otrais evakuācijas ātrums — ātrums, kas nepieciešams, lai objekts izkļūtu no cita objekta gravitācijas tvēriena.

Eksosfēra - Zemes atmosfēras ārējā daļa.

Uzliesmojumi - saules uzliesmojumu ietekme. Skaisti izvirdumi Saules atmosfēras ārējā daļā.

Galaktika — zvaigžņu, gāzes un putekļu grupa, ko kopā satur gravitācija.

Gamma – ārkārtīgi īsa viļņa garuma enerģētiskais elektromagnētiskais starojums.

Ģeocentrisks - vienkārši nozīmē, ka Zeme atrodas centrā. Cilvēki mēdza uzskatīt, ka Visums ir ģeocentrisks; Zeme viņiem bija Visuma centrs.

Ģeofizika - Zemes izpēte, izmantojot fiziku.

HI reģions - neitrāla ūdeņraža mākonis.

NI reģions — jonizēta ūdeņraža mākonis (karstās plazmas emisijas miglāja reģions).

Hertzsprung-Russell diagramma — diagramma, kas palīdz zinātniekiem izprast dažādu veidu zvaigznes.

Habla konstante - attiecība starp attālumu no objekta un ātrumu, ar kādu tas attālinās no mums. Tālāk objekts kustas ātrāk, jo tālāk tas kļūst no mums.

Planētas, kuru orbīta ir mazāka nekā Zemei – Merkurs un Venera, kas atrodas tuvāk Saulei nekā Zeme, tiek sauktas par zemākajām planētām.

Jonosfēra - Zemes atmosfēras apgabals.

Kelvins - temperatūras mērīšanu bieži izmanto astronomijā. 0 grādi pēc Kelvina ir vienādi ar -273 grādiem pēc Celsija un -459,4 grādiem pēc Fārenheita.

Keplera likumi – 1. Planētas pārvietojas pa eliptiskām orbītām ar Sauli vienā no perēkļiem. 2.Iedomāta līnija, kas savieno planētas centru ar Saules centru. 3. Laiks, kas nepieciešams planētas riņķošanai ap Sauli.

Kērkvudas spraugas — reģioni asteroīdu joslā, kur gandrīz nav asteroīdu. Tas ir saistīts ar faktu, ka milzis Jupiters maina jebkura objekta orbītas, kas nonāk šajās zonās.

Gaismas gads ir attālums, ko gaismas stars nobrauc viena gada laikā. Tas ir aptuveni 6 000 000 000 000 (9 660 000 000 000 km) jūdžu.

Ekstremitāte - jebkura objekta mala kosmosā. Piemēram, Mēness zona.

Vietējā grupa — divu desmitu galaktiku grupa. Šī ir grupa, kurai pieder mūsu galaktika.

Lunation - periods starp jauniem mēnešiem. 29 dienas 12 stundas 44 minūtes.

Magnetosfēra — apgabals ap objektu, kur tiek ietekmēta magnētiskais lauks objektu var sajust.

Masa — tas nav tas pats, kas svars, lai gan objekta masa palīdz noteikt, cik daudz tas svērs.

Meteors - krītoša zvaigzne, tās ir putekļu daļiņas, kas nonāk Zemes atmosfērā.

Meteorīts – objekts no kosmosa, piemēram, klints, kas nokrīt uz Zemes un nolaižas uz tās virsmas.

Meteoroīdi - Jebkurš mazs objekts kosmosā, piemēram, putekļu mākoņi vai akmeņi.

Mikrometeorīts - ārkārtīgi mazs objekts. Tie ir tik mazi, ka, nonākot Zemes atmosfērā, nerada zvaigznes efektu.

Piena ceļš ir mūsu galaktika. (Vārds "Galaktika" patiesībā nozīmē Piena Ceļu grieķu valodā.)

Mazā planēta - Asteroīds

Molekula - kopā savienotu atomu grupa.

Vairākas zvaigznes — zvaigžņu grupa, kas griežas viena ap otru.

Nadir - Tas ir punkts debess sfērā, tieši zem novērotāja.

Miglājs — gāzes un putekļu mākonis.

Neitrīno – ļoti maza daļiņa, kurai nav masas vai lādiņa.

Neitronu zvaigzne - mirušas zvaigznes paliekas. Tie ir neticami kompakti un griežas ļoti ātri, daži griežas 100 reizes sekundē.

Jaunums - zvaigzne, kas pēkšņi uzplaiksnī, pirms atkal pazūd - zibspuldze daudzkārt spēcīgāka par tās sākotnējo spilgtumu.

Zemes sferoīds - planēta, kas nav perfekti apaļa, jo tā ir platāka vidū un īsāka no augšas uz leju.

Aptumsums – viena debess ķermeņa aizsegšana ar citu.

Opozīcija - kad planēta atrodas tieši pretī Saulei, tā ka Zeme atrodas starp tām.

Orbīta - viena objekta ceļš ap otru.

Ozons - Zemes atmosfēras augšējo daļu apgabals, kas absorbē daudzus nāvējošos starojumus, kas nāk no kosmosa.

Parallakse — objekta nobīde, skatoties no divām dažādām vietām. Piemēram, ja aizverat vienu aci un skatāties uz savu sīktēlu un pēc tam pārslēdzat acis, jūs redzēsiet, ka viss fonā mainās uz priekšu un atpakaļ. Zinātnieki to izmanto, lai izmērītu attālumu līdz zvaigznēm.

Parsec - 3,26 gaismas gadi

Penumbra - ēnas gaišā daļa atrodas ēnas malā.

Periastra - kad divas zvaigznes, kas riņķo viena ap otru, atrodas tuvākajā punktā.

Perigee – punkts objekta orbītā ap Zemi, kad tas atrodas vistuvāk Zemei.

Perihēlijs – kad objekts, kas griežas ap sauli, atrodas Saulei vistuvākajā punktā

Traucējumi — traucējumi debess objekta orbītā, ko izraisa cita objekta gravitācijas pievilkšanās.

Fāzes — acīmredzami mainās Mēness, Merkura un Veneras forma, jo liela daļa saules puses ir vērsta pret Zemi.

Fotosfēra - spoža Saules virsma

Planēta - objekts, kas pārvietojas ap zvaigzni.

Planētu miglājs — Gāzes miglājs, kas ieskauj zvaigzni.

Precesija — Zeme uzvedas kā virsotne. Viņas stabi, kas griežas apļos, laika gaitā liek stabiem vērsties dažādos virzienos. Ir nepieciešami 25 800 gadi, lai Zeme pabeigtu vienu precesiju.

Pareiza kustība — zvaigžņu kustība pa debesīm, skatoties no Zemes. Tuvumā esošām zvaigznēm ir lielāka pareiza kustība nekā tālāk esošām zvaigznēm, kā tas ir mūsu automašīnā - šķiet, ka tuvāki objekti, piemēram, ceļa zīmes, kas pārvietojas ātrāk nekā tālu kalni un koki.

Protons ir elementāra daļiņa atoma centrā. Protoniem ir pozitīvs lādiņš.

Kvazārs ir ļoti tālu un ļoti spilgts objekts.

Spīdošs — apgabals debesīs meteoru lietus laikā.

Radio galaktikas - galaktikas, kas ir ārkārtīgi spēcīgas radio izstarotājas.

Sarkanā nobīde – objektam attālinoties no Zemes, šī objekta gaisma tiek izstiepta, liekot tam izskatīties sarkanākam.

Pagriezt — kad kaut kas pārvietojas pa apli ap citu objektu, piemēram, Mēnesi ap Zemi.

Rotācija — kad rotējošam objektam ir vismaz viena fiksēta plakne.

Saross (drakoniskais periods) - 223 sinodisko mēnešu laika intervāls (aptuveni 6585,3211 dienas), pēc kura Mēness un Saules aptumsumi atkārtojas ierastajā kārtībā. Sarosa cikls - 18 gadu 11,3 dienu periods, kurā aptumsumi atkārtojas.

Satelīts — mazs objekts orbītā. Ir daudz elektronisku objektu, kas riņķo ap Zemi.

Twinkling — mirgojošas zvaigznes. Pateicoties Zemes atmosfērai.

Skats — Zemes atmosfēras stāvoklis noteiktā laika brīdī. Ja debesis ir skaidras, astronomi saka, ka redzamība ir laba.

Selenogrāfija ir Mēness virsmas izpēte.

Seiferta galaktikas ir galaktikas ar maziem spilgtiem centriem. Daudzas Seiferta galaktikas ir labi radioviļņu avoti.

Shooting Star — gaisma atmosfērā meteorīta nokrišanas rezultātā.

Siderālais periods - laika periods, kas nepieciešams objektam kosmosā, lai veiktu vienu pilnīgu apgriezienu attiecībā pret zvaigznēm.

Saules sistēma - planētu un citu objektu sistēma, kas riņķo ap Sauli.

Saules vējš – vienmērīga daļiņu plūsma no Saules visos virzienos.

Saulgrieži - 22. jūnijā un 22. decembrī. Gada laiks, kad diena ir īsākā vai garākā atkarībā no jūsu atrašanās vietas.

Spicules ir galvenie elementi, kuru diametrs ir līdz 16 000 kilometru, Saules hromosfērā.

Stratosfēra - Zemes atmosfēras līmenis ir aptuveni 11-64 km virs jūras līmeņa.

Zvaigzne ir pašgaismojošs objekts, kas izstaro enerģiju, kas rodas kodolreakcijās tās kodolā.

Supernova - Super spilgts zvaigznes sprādziens. Supernova sekundē var saražot tādu pašu enerģijas daudzumu kā visa galaktika.

Saules pulkstenis – sens instruments, ko izmantoja laika noteikšanai.

Saules plankumi ir tumši plankumi uz Saules virsmas.

Ārējās planētas - planētas, kas atrodas tālāk no Saules nekā Zeme.

Sinhronais pavadonis – mākslīgais pavadonis, kas pārvietojas ap Zemi ar tādu pašu ātrumu kā Zeme griežas, lai tas vienmēr atrastos vienā un tajā pašā Zemes daļā.

Sinodiskais revolūcijas periods - laiks, kas nepieciešams, lai objekts kosmosā atkal parādās tajā pašā punktā attiecībā pret diviem citiem objektiem, piemēram, Zemi un Sauli

Syzygy - Mēness stāvoklis savā orbītā, jaunā vai pilnā fāzē.

Terminators - līnija starp dienu un nakti uz jebkura debess objekta.

Termopāris – instruments, ko izmanto ļoti mazu siltuma daudzumu mērīšanai.

Laika palēninājums – Tuvojoties gaismas ātrumam, laiks palēninās un masa palielinās (tāda teorija ir).

Trojas asteroīdi - Asteroīdi, kas riņķo ap Sauli, sekojot Jupitera orbītai.

Troposfēra - Zemes atmosfēras apakšējā daļa.

Ēna - tumša iekšējā daļa saules aizsargs.

Mainīgās zvaigznes — zvaigznes, kuru spilgtums svārstās.

Zenīts - tas atrodas tieši virs jūsu galvas naksnīgajās debesīs.

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 tīri baltām zvaigznēm ir vienādi ar nulli.

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. Ir skaidrs, ka lielākais skaits izkliedētais starojums nonāks pie zemes novērotāja 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, kura orbītas 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 bināro zvaigžņu spektros notiekošās 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...

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 relatīvā 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 krustošanās punkta 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. Reģistrācijas 3. 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 kustība gar ekliptiku tiktu papildināta ar tās deklinācijas izmaiņām, 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 pusdienlaika 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 garāka par dienu, un katru dienu Saules augstums tās 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 objektīvu, lai savāktu un fokusētu gaismu kā objektīvu, un attēls tiek skatīts caur okulāru, kas sastāv no viena vai vairākām lēcām. Galvenā problēma refrakcijas teleskopu konstrukcijā 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 nepieciešamo 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 būtības pētīšanai.

Elektromagnētiskā starojuma sadalīšanos viļņu garumos, lai tos izpētītu, sauc par spektroskopiju. Spektra analīze ir galvenā astronomisko objektu izpētes metode, ko izmanto astrofizikā. Spektru izpēte sniedz informāciju par astronomisko objektu temperatūru, ātrumu, spiedienu, ķīmisko sastāvu un citām svarīgām īpašībām. 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 spektra violeto 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 debesīs. 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.

Pirmkārt 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 ir 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 šo likumu parasti formulē 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. Īpašības: Skaisti gredzeni, zems blīvums, daudzi satelīti, magnētiskā lauka stabi 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 zem zemes garozas esošo galveno 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 neregulāras formas un, iespējams, veidojas lielāku ķermeņu destruktīvas sadursmes 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 sakarību. 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. Ledus galvenokārt ir ūdens, bet ir arī citu savienojumu piemaisījumi. Ar katru atgriešanos Saulē ledus kūst, gāzes molekulas atstāj kodolu un velk sev līdzi putekļu un ledus daļiņas , savukārt ap serdi veidojas sfērisks apvalks - koma, gara plazmas aste, kas vērsta prom no Saules un putekļu aste.Zudētās 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 savu novērojumu laikā atklāja Cereru, 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 saistīts 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 cietā viela veido Merkuru, Venēru, Zemi un Marsu.

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 ūdeņraža pārvēršanas hēlijā (protonu-protonu reakcija) termokodolreakciju dēļ (enerģijas izvade no fotosfēras virsmas 3,8 * 10 26 W). Saule ir sfēriski simetrisks līdzsvarots ķermenis. Atkarībā no izmaiņām fiziskajiem apstākļiem 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. Taču kodolreakcijās radušies neitrīni brīvi atstāj Sauli un principā sniedz tiešu informāciju par kodolu. Novērotās un teorētiski prognozētās neitrīno plūsmas neatbilstība ir izraisījusi nopietnus strīdus par Saules iekšējo struktūru. 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;

* summa dažāda veida dabas katastrofas (taifūni, zemestrīces, plūdi utt.);

* 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 var redzēt Zemes orbītas puslielo asi no zvaigznes, 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 zināms absolūtais un šķietamais zvaigžņu 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. Mūsdienīga 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 atrada 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.

Diapazons 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 iedalīti fizikālajos, kuru spilgtums mainās tajos vai to tuvumā notiekošo procesu ietekmē, un optiskajās PZ, 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 spožumu, spožākie objekti galaktikās. Tie ir nestabili un, iespējams, ir starojuma avoti netālu no Edingtona spilgtuma robežas, kad tiek pārsniegta , zvaigžņu čaulu "deflācija". Potenciālās supernovas.), uzliesmojoši sarkanie punduri;

Kataklizmisks - 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 ir tas, ka šī supermilzu zvaigzne izmet 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 griezties 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 noteikšanai. 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, mijiedarbības 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 beigu stadija dzīves cikls 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 stabilizējošie 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 zvaigzni vai melno caurumu, vispirms eksplodē kā supernovas, to spilgtums īsā laikā palielinās par 20 magnitūdām vai vairāk, izdalās vairāk enerģijas nekā Saule izstaro 10 miljardu gadu laikā, un eksplodēja paliekas. zvaigzne 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 tika konstatēts redzamā starojuma uzliesmojums, un tika izvirzīta melnā cauruma hipotēze. tika nomests. Centrālā sabiezējuma parametri: 20 000 gaismas gadu diametrā un 3 000 gaismas gadu biezumā.

Galaktikas diska, kurā ir jaunas I tipa populācijas 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 tas 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, rotācijas 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 matērija 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 izmēri ir 0,1 mikroni, 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 veidi specifiskas īpatnības.

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 miglājiem. 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 Venjamins 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 nozīmīgais 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 ir izklāstīta turpmāk.

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 kvantu fizikas teorijām 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, reģioni ar mazāku blīvumu kļuva arvien retāk, jo viela tos atstāja blīvākiem reģioniem. 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 matērijas 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 izrādās 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.

Jautājumi.

1. Acīmredzama gaismekļu kustība viņu pašu kustības kosmosā, Zemes rotācijas un tās apgriezienu ap Sauli rezultātā.
2. Ģeogrāfisko koordinātu noteikšanas principi no astronomiskajiem novērojumiem (P. 4 16. lpp.).
3. Mēness fāžu maiņas iemesli, Saules un Mēness aptumsumu rašanās apstākļi un biežums (6. lpp., 1.2. rindkopa).
4. Saules ikdienas kustības īpatnības dažādos platuma grādos dažādos gada laikos (P.4, 2. rindkopa, 5. lpp.).
5. Teleskopa darbības princips un mērķis (2. lpp.).
6. Attālumu līdz Saules sistēmas ķermeņiem un to izmēru noteikšanas metodes (12. lpp.).
7. Spektrālās analīzes un ārpusatmosfēras novērojumu iespējas debess ķermeņu būtības pētīšanai (14. lpp., "Fizika" 62. lpp.).
8. Kosmosa izpētes un attīstības svarīgākie virzieni un uzdevumi.
9. Keplera likums, tā atklāšana, nozīme, pielietojamības robežas (P. 11).
10. Zemes grupas planētu, milzu planētu, galvenās īpašības (P. 18, 19).
11. Mēness un planētu pavadoņu atšķirīgās iezīmes (P. 17-19).
12. Komētas un asteroīdi. Pamatidejas par Saules sistēmas izcelsmi (P. 20, 21).
13. Saule ir kā tipiska zvaigzne. Galvenie raksturlielumi (22. lpp.).
14. Saules aktivitātes svarīgākās izpausmes. To saistība ar ģeogrāfiskām parādībām (P. 22 pp 4).
15. Metodes attāluma noteikšanai līdz zvaigznēm. Attālumu mērvienības un saikne starp tām (23. lpp.).
16. Zvaigžņu galvenās fiziskās īpašības un to attiecības (P. 23, 3. punkts).
17. Stefana-Bolcmaņa likuma fiziskā nozīme un tā pielietojums zvaigžņu fizisko īpašību noteikšanai (P. 24, 2. punkts).
18. Mainīgas un nestacionāras zvaigznes. To nozīme zvaigžņu būtības izpētē (P. 25).
19. Binārās zvaigznes un to loma zvaigžņu fizisko īpašību noteikšanā.
20. Zvaigžņu evolūcija, tās stadijas un beigu stadijas (P. 26).
21. Mūsu galaktikas sastāvs, struktūra un izmērs (27. lpp. 1).
22. Zvaigžņu kopas, starpzvaigžņu vides fiziskais stāvoklis (27. lpp., 2. rindkopa, 28. lpp.).
23. Galvenie galaktiku veidi un to atšķirīgās iezīmes (29. lpp.).
24. Mūsdienu priekšstatu pamati par Visuma uzbūvi un evolūciju (30. lpp.).

Praktiski uzdevumi.

1. Zvaigžņu kartes meklējumi.
2. Ģeogrāfiskā platuma definīcija.
3. Gaismekļu deklinācijas noteikšana pēc platuma un augstuma.
4. Gaismekļa izmēra aprēķins pēc paralakses.
5. Mēness (Venēras, Marsa) redzamības nosacījumi pēc skolas astronomiskā kalendāra.
6. Planētu apgriezienu perioda aprēķins, pamatojoties uz Keplera 3. likumu.

Atbildes.

Biļetes numurs 1. 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 iedala iekšējās un ārējās (iekšējās: Merkurs, Venera; ārējās: 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 (kalendārs 36. lpp.). Sarežģītās Zemes un planētu kustības dēļ rodas dažādas planētu konfigurācijas.

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

Biļetes numurs 2. Ir 2 ģeogrāfiskās koordinātas: ģeogrāfiskais platums un ģeogrāfiskais garums. Astronomija kā praktiska zinātne ļauj atrast šīs koordinātas (attēls "zvaigznes augstums augšējā kulminācijā"). Debess pola augstums virs horizonta ir vienāds ar novērošanas vietas platuma grādiem. Novērošanas vietas platumu var noteikt pēc gaismekļa augstuma augšējā kulminācijā ( kulminācija- moments, kad gaismeklis iziet cauri meridiānam) saskaņā ar formulu:

h = 90° - j + d,

kur h ir zvaigznes 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:

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

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).

Biļetes numurs 3. Mēness pārvietojas ap Zemi tādā pašā virzienā, kā Zeme griežas ap savu asi. Šīs kustības attēlojums, kā mēs zinām, ir šķietama Mēness kustība uz zvaigžņu fona pret debesu rotāciju. Katru dienu Mēness virzās uz austrumiem attiecībā pret zvaigznēm par aptuveni 13 °, un pēc 27,3 dienām atgriežas pie tām pašām zvaigznēm, aprakstot pilnu apli debess sfērā.

Mēness šķietamo kustību pavada nepārtraukta tā izskata maiņa – fāžu maiņa. Tas notiek tāpēc, ka Mēness ieņem dažādas pozīcijas attiecībā pret Sauli un Zemi, kas to apgaismo.

Kad Mēness mums ir redzams kā šaurs pusmēness, arī pārējais tā disks nedaudz spīd. Šo parādību sauc par pelnu gaismu un izskaidro ar to, ka Zeme izgaismo Mēness nakts pusi ar atstaroto saules gaismu.

Zeme un Mēness, ko apgaismo Saule, met ēnu konusus un pusumbras konusus. Kad Mēness pilnībā vai daļēji nokrīt Zemes ēnā, notiek pilnīgs vai daļējs Mēness aptumsums. No Zemes to var redzēt vienlaikus visur, kur Mēness atrodas virs horizonta. Pilnīga Mēness aptumsuma fāze turpinās, līdz Mēness sāk izkļūt no zemes ēnas, un var ilgt līdz 1 stundai 40 minūtēm. Saules stari, lauzti Zemes atmosfērā, iekrīt zemes ēnas konusā. Tajā pašā laikā atmosfēra spēcīgi absorbē zilos un blakus esošos starus un pārraida galvenokārt sarkanos starus konusā. Tāpēc Mēness lielā aptumsuma fāzē ir iekrāsojies sarkanīgā gaismā un nepazūd pavisam. Mēness aptumsumi notiek līdz trīs reizēm gadā un, protams, tikai pilnmēness laikā.

Saules aptumsums kopumā ir redzams tikai tur, kur uz Zemes krīt Mēness ēnas plankums, plankuma diametrs nepārsniedz 250 km. Kad Mēness pārvietojas savā orbītā, tā ēna virzās pāri Zemei no rietumiem uz austrumiem, secīgi zīmējot šauru pilna aptumsuma joslu. Vietā, kur uz Zemi nokrīt Mēness pustums, tiek novērots daļējs Saules aptumsums.

Nelielu izmaiņu dēļ Zemes attālumos no Mēness un Saules šķietamais leņķiskais diametrs ir vai nu nedaudz lielāks, vai nedaudz mazāks par Saules diametru, vai arī vienāds ar to. Pirmajā gadījumā pilns Saules aptumsums ilgst līdz 7 minūtēm 40 s, otrajā Mēness Sauli pilnībā neaizsedz, bet trešajā tikai vienu momentu.

Saules aptumsumi gadā var būt no 2 līdz 5, pēdējā gadījumā noteikti privāti.

Biļetes numurs 4. Gada laikā Saule pārvietojas pa ekliptiku. Ekliptika iet cauri 12 zodiaka zvaigznāji. Dienas laikā Saule, tāpat kā parasta zvaigzne, virzās paralēli debess ekvatoram.
(-23°27¢ £ d £ +23°27 ¢). Šīs deklinācijas izmaiņas izraisa Zemes ass slīpums pret orbītas plakni.

Vēža (dienvidos) un Mežāža (ziemeļu) tropu platuma grādos Saule atrodas zenītā vasaras un ziemas saulgriežu dienās.

Ziemeļpolā saule un zvaigznes nenoriet laikā no 21. marta līdz 22. septembrim. 22. septembrī sākas polārā nakts.

Biļetes numurs 5. Ir divu veidu teleskopi: atstarojošais teleskops un refraktora teleskops (attēli).

Papildus optiskajiem teleskopiem ir arī radioteleskopi, kas ir ierīces, kas nosaka kosmisko starojumu. Radioteleskops ir paraboliska antena, kuras diametrs ir aptuveni 100 m. Par antenas gultni tiek izmantoti dabiski veidojumi, piemēram, krāteri vai kalnu nogāzes. Radio emisija ļauj izpētīt planētas un zvaigžņu sistēmas.

Biļetes numurs 6. Horizontālā paralakse sauc par leņķi, kurā Zemes rādiuss ir redzams no planētas, perpendikulāri redzes līnijai.

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

Tagad, lai noteiktu attālumu līdz gaismekļiem, tiek izmantotas radara metodes: tie sūta radio signālu uz planētu, signālu atspoguļo un reģistrē uztverošā antena. Zinot signāla izplatīšanās laiku, nosakiet attālumu.

Biļetes numurs 7. Spektrālā analīze ir vissvarīgākais rīks Visuma izpētei. Spektrālā analīze ir metode, ar kuras palīdzību nosaka debess ķermeņu ķīmisko sastāvu, temperatūru, izmēru, uzbūvi, attālumu līdz tiem un kustības ātrumu. Spektrālo analīzi veic, izmantojot spektrogrāfu un spektroskopa instrumentus. Ar spektrālās analīzes palīdzību tika noteikts Saules sistēmas zvaigžņu, komētu, galaktiku un ķermeņu ķīmiskais sastāvs, jo spektrā katra līnija vai to kombinācija ir raksturīga kādam elementam. Spektra intensitāti var izmantot, lai noteiktu zvaigžņu un citu ķermeņu temperatūru.

Pēc spektra zvaigznes tiek iedalītas vienā vai citā spektrālajā klasē. No spektrālās diagrammas varat noteikt zvaigznes redzamo lielumu un pēc tam izmantot formulas:

M = m + 5 + 5lg p

lg L = 0,4 (5 - M)

atrodiet zvaigznes absolūto lielumu, spilgtumu un līdz ar to arī izmēru.

Izmantojot Doplera formulu

Mūsdienu kosmosa staciju, atkārtoti lietojamu kosmosa kuģu izveide, kā arī kosmosa kuģu palaišana uz planētām (Vega, Marss, Luna, Voyager, Hermes) ļāva uz tām uzstādīt teleskopus, caur kuriem šos gaismekļus var novērot tuvu bez atmosfēras. iejaukšanās.

Biļetes numurs 8. Kosmosa laikmeta sākumu noteica krievu zinātnieka K. E. Ciolkovska darbi. Viņš ieteica kosmosa izpētei izmantot reaktīvos dzinējus. Viņš vispirms ierosināja ideju izmantot daudzpakāpju raķetes, lai palaistu kosmosa kuģi. Krievija bija šīs idejas pionieris. Pirmais mākslīgais Zemes pavadonis tika palaists 1957. gada 4. oktobrī, pirmais lidojums ap Mēnesi ar fotografēšanu - 1959. gadā, pirmais pilotētais lidojums kosmosā - 1961. gada 12. aprīlī. Pirmais amerikāņu lidojums uz Mēnesi - 1964. kosmosa kuģu un kosmosa staciju palaišana.

1. Zinātniskie mērķi:

• cilvēka uzturēšanās kosmosā;
• kosmosa izpēte;
• kosmosa lidojumu tehnoloģiju attīstība;

1. Militāri mērķi (aizsardzība pret kodoluzbrukumiem);
2. Telekomunikācijas (satelītu sakari, kas tiek veikti ar sakaru satelītu palīdzību);
3. Laika prognozes, dabas katastrofu prognozēšana (meteo-satelīti);
4. Ražošanas mērķi:

• minerālu meklēšana;
• vides monitorings.

Biļetes numurs 9. Planētu kustības likumu atklāšanas nopelni pieder izcilajam zinātniekam Johannesam Kepleram.

Pirmais likums. Katra planēta griežas elipsē ar Sauli vienā no tās perēkļiem.

Otrais likums. (platību likums). Planētas rādiusa vektors tiem pašiem laika intervāliem apraksta vienādus laukumus. No šī likuma izriet, ka planētas ātrums, kad tā pārvietojas orbītā, ir jo lielāks, jo tuvāk tā atrodas Saulei.

Trešais likums. Planētu siderālo periodu kvadrāti ir saistīti kā to orbītu puslielo asu kubi.

Šis likums ļāva noteikt planētu relatīvos attālumus no Saules (zemes orbītas puslielās ass vienībās), jo planētu siderālie periodi jau bija aprēķināti. Zemes orbītas puslielā ass tiek uzskatīta par attālumu astronomisko vienību (AU).

Biļetes numurs 10. Plāns:

1. Uzskaitiet visas planētas;
2. Dalījums (zemes planētas: Merkurs, Marss, Venera, Zeme, Plutons; un milzu planētas: Jupiters, Saturns, Urāns, Neptūns);
3. Pastāstiet par šo planētu iezīmēm, pamatojoties uz tabulu. 5 (144. lpp.);
4. Norādiet šo planētu galvenās iezīmes.

Biļetes numurs 11 . Plāns:

1. Fiziskie apstākļi uz Mēness (izmērs, masa, blīvums, temperatūra);

Mēness pēc masas ir 81 reizi mazāks par Zemi, tā vidējais blīvums ir 3300 kg/m 3, t.i., mazāks nekā Zemei. Uz Mēness nav atmosfēras, ir tikai retināts putekļu apvalks. Milzīgās temperatūras atšķirības uz Mēness virsmas no dienas uz nakti ir izskaidrojamas ne tikai ar atmosfēras neesamību, bet arī ar Mēness dienas un Mēness nakts ilgumu, kas atbilst mūsu divām nedēļām. Mēness subsolārajā punktā temperatūra sasniedz + 120°C, bet pretējā nakts puslodes punktā - 170°C.

1. Reljefs, jūras, krāteri;
2. Virsmas ķīmiskās īpašības;
3. Tektoniskās aktivitātes klātbūtne.

Planētas satelīti:

1. Marss (2 mazi pavadoņi: Foboss un Deimoss);
2. Jupiters (16 satelīti, slavenākie 4 Galileas pavadoņi: Eiropa, Kalisto, Io, Ganimēds; uz Eiropas tika atklāts ūdens okeāns);
3. Saturns (17 satelīti, Titāns ir īpaši slavens: tajā ir atmosfēra);
4. Urāns (16 satelīti);
5. Neptūns (8 satelīti);
6. Plutons (1 satelīts).

Biļetes numurs 12. Plāns:

1. Komētas (fiziskā daba, struktūra, orbītas, veidi), slavenākās komētas:

• Halija komēta (T = 76 gadi; 1910 - 1986 - 2062);
• komēta Enck;
• komēta Hyakutaka;

1. Asteroīdi (mazās planētas). Slavenākie ir Ceres, Vesta, Pallas, Juno, Icarus, Hermes, Apollo (kopā vairāk nekā 1500).

Komētu, asteroīdu, meteoru lietus izpēte parādīja, ka tiem visiem ir vienāda fiziskā būtība un vienāds ķīmiskais sastāvs. Saules sistēmas vecuma noteikšana liecina, ka saule un planētas ir aptuveni vienāda vecuma (apmēram 5,5 miljardi gadu). Saskaņā ar akadēmiķa O. Ju. Šmita Saules sistēmas rašanās teoriju Zeme un planētas radās no gāzes-putekļu mākoņa, kuru, pateicoties universālās gravitācijas likumam, satvēra Saule un pagrieza tajā. tādā pašā virzienā kā Saulei. Pamazām šajā mākonī izveidojās kondensācija, kas radīja planētas. Pierādījums, ka planētas veidojās no šādām kopām, ir meteorītu nokrišņi uz Zemes un uz citām planētām. Tātad 1975. gadā tika atzīmēta Vahmana-Strasmana komētas krišana uz Jupitera.

Biļetes numurs 13. Saule ir mums tuvākā zvaigzne, kurā, atšķirībā no visām citām zvaigznēm, varam novērot disku un ar teleskopu pētīt tajā sīkas detaļas. Saule ir tipiska zvaigzne, un tāpēc tās izpēte palīdz izprast zvaigžņu būtību kopumā.

Saules masa ir 333 tūkstošus reižu lielāka par Zemes masu, Saules kopējā starojuma jauda ir 4 * 10 23 kW, efektīvā temperatūra ir 6000 K.

Tāpat kā visas zvaigznes, Saule ir karsta gāzes bumba. Tas galvenokārt sastāv no ūdeņraža ar 10% (pēc atomu skaita) hēlija piejaukumu, 1-2% no Saules masas nokrīt uz citiem smagākiem elementiem.

Uz Saules viela ir ļoti jonizēta, tas ir, atomi ir zaudējuši ārējos elektronus un kopā ar tiem kļuvuši par brīvām jonizētas gāzes - plazmas daļiņām.

Saules vielas vidējais blīvums ir 1400 kg/m 3 . Tomēr tas ir vidējs skaitlis, un blīvums ārējos slāņos ir nesalīdzināmi mazāks, bet centrā tas ir 100 reizes lielāks.

Gravitācijas pievilkšanas spēku iedarbībā, kas vērsti uz Saules centru, tās zarnās tiek radīts milzīgs spiediens, kas centrā sasniedz 2 * 10 8 Pa, aptuveni 15 miljonu K temperatūrā.

Šādos apstākļos ūdeņraža atomu kodoliem ir ļoti liels ātrums un tie var sadurties viens ar otru, neskatoties uz elektrostatiskā atgrūdošā spēka darbību. Dažas sadursmes beidzas kodolreakcijas, kurā no ūdeņraža veidojas hēlijs un izdalās liels daudzums siltuma.

Saules virsmai (fotosfērai) ir granulēta struktūra, tas ir, tā sastāv no vidēji aptuveni 1000 km lieliem "graudiem". Granulēšana ir gāzu kustības sekas zonā, kas atrodas gar fotosfēru. Reizēm dažos fotosfēras reģionos palielinās tumšas atstarpes starp plankumiem un ir lielas tumši plankumi. Vērojot saules plankumus caur teleskopu, Galileo pamanīja, ka tie pārvietojas pa redzamo Saules disku. Pamatojoties uz to, viņš secināja, ka Saule griežas ap savu asi ar periodu 25 dienas. pie ekvatora un 30 dienas. pie stabiem.

Plankumi ir nepastāvīgi veidojumi, visbiežāk parādās grupās. Ap plankumiem dažkārt redzami gandrīz nemanāmi gaismas veidojumi, kurus sauc par lāpām. Plankumu un lāpu galvenā iezīme ir magnētisko lauku klātbūtne ar indukciju, kas sasniedz 0,4–0,5 T.

Biļetes numurs 14. Saules aktivitātes izpausme uz Zemes:

1. Saules plankumi ir aktīvs elektromagnētiskā starojuma avots, kas izraisa tā sauktās "magnētiskās vētras". Šīs "magnētiskās vētras" ietekmē televīzijas un radio sakarus, izraisot spēcīgas polārblāzmas.
2. Saule izstaro šādus starojuma veidus: ultravioleto, rentgenstaru, infrasarkano un kosmisko staru (elektronus, protonus, neitronus un hadronus). Šos starojumus gandrīz pilnībā aizkavē Zemes atmosfēra. Tāpēc Zemes atmosfēra ir jāuztur normālā stāvoklī. Periodiski parādās ozona caurumi, kas ielaiž Saules starojumu, kas sasniedz Zemes virsmu un negatīvi ietekmē organisko dzīvi uz Zemes.
3. Saules aktivitāte notiek ik pēc 11 gadiem. Pēdējā maksimālā Saules aktivitāte bija 1991. gadā. Paredzamais maksimums ir 2002. gads. 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 utt.);
• 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.

Biļetes numurs 15. 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, kurā no zvaigznes var redzēt Zemes orbītas puslielo asi, ja tā ir perpendikulāra redzes līnijai.

a - Zemes orbītas daļēji galvenā ass,

p - gada paralakse.

Tiek izmantota arī parseka vienība. Parsec - 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.

Biļetes numurs 16. Zvaigznes tiek klasificētas pēc šādiem parametriem: izmērs, krāsa, spilgtums, spektrālais tips.

Pēc izmēra zvaigznes tiek sadalītas pundurzvaigznēs, vidējās zvaigznēs, parastajās zvaigznēs, milzu zvaigznēs un supermilzu zvaigznēs. Pundurzvaigznes ir Sīriusa zvaigznes pavadonis; vidējs - Saule, Kapella (Auriga); normāls (t \u003d 10 tūkstoši K) - ir izmēri starp Sauli un Capella; milzu zvaigznes - Antares, Arcturus; supergianti - Betelgeuse, Aldebaran.

Pēc krāsas zvaigznes iedala sarkanās (Antares, Betelgeuse - 3000 K), dzeltenās (Sun, Capella - 6000 K), baltās (Sirius, Deneb, Vega - 10000 K), zilās (Spica - 30000 K).

Pēc spilgtuma zvaigznes tiek klasificētas šādi. Ja ņemam Saules spožumu kā 1, tad balto un zilo zvaigžņu spožums ir 100 un 10 tūkstošus reižu lielāks par Saules spožumu, bet sarkanajiem punduriem – 10 reizes mazāks par Saules spožumu.

Pēc spektra zvaigznes iedala spektra klasēs (skat. tabulu).

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? Kodolsprādzienu spēku stacionārajās zvaigznēs līdzsvaro gravitācijas spēks, tāpēc šīs zvaigznes saglabā līdzsvaru.

Biļetes numurs 17. Stefana-Bolcmaņa likums nosaka saistību starp zvaigžņu starojumu un temperatūru.

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

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 - Vīnes konstante

Var rīkoties pretēji, t.i., izmantojot spilgtumu un temperatūru, lai noteiktu zvaigžņu izmēru.

Biļetes numurs 18. Plāns:

1. cefeīda
2. jaunas zvaigznes
3. supernovas

Biļetes numurs 19. Plāns:

1. Vizuāli dubultā, daudzkārtējā
2. Spektrālie binārie faili
3. aptumšo mainīgās zvaigznes

Biļetes numurs 20. Ir dažāda veida zvaigznes: vienas, dubultzvaigznes un daudzkārtējas, stacionāras un mainīgas, milzu un pundurzvaigznes, novas un supernovas. Vai šajā zvaigžņu daudzveidībā, to šķietamajā haosā, ir modeļi? Šādi modeļi pastāv, neskatoties uz atšķirīgo zvaigžņu spilgtumu, temperatūru un izmēru.

1. Konstatēts, ka, pieaugot masai, zvaigžņu spožums palielinās, un šo atkarību nosaka pēc formulas L = m 3,9, turklāt daudzām zvaigznēm ir patiesa likumsakarība L » R 5,2.
2. L atkarība no t° un krāsas (diagramma "krāsa - spožums").

Jo masīvāka zvaigzne, jo ātrāk izdeg galvenā degviela, ūdeņradis, pārvēršoties hēlijā ( ). Masīvi zili baltie milži izdeg 10 7 gadu laikā. Dzeltenās zvaigznes, piemēram, Kapella un Saule, izdeg 10 10 gadu laikā (t Saule = 5 * 10 9 gadi). Baltās un zilās zvaigznes, izdegot, pārvēršas par sarkaniem milžiem. Tie sintezē 2C + He ® C 2 He. Hēlijam izdegot, zvaigzne saraujas un pārvēršas par baltu punduri. Baltais punduris galu galā pārvēršas par ļoti blīvu zvaigzni, kas sastāv tikai no neitroniem. Zvaigznes izmēra samazināšana noved pie tās ļoti straujas rotācijas. Šķiet, ka šī zvaigzne pulsē, izstaro radioviļņus. Tos sauc par pulsāriem - milzu zvaigžņu pēdējo posmu. Dažas zvaigznes, kuru masa ir daudz lielāka par Saules masu, saraujas tik ļoti, ka pārvēršas par tā sauktajiem "melnajiem caurumiem", kas gravitācijas dēļ neizdala redzamu starojumu.

Biļetes numurs 21. Mūsu zvaigžņu sistēma - Galaktika ir viena no eliptiskajām galaktikām. Piena ceļš, ko mēs redzam, ir tikai daļa no mūsu galaktikas. Ar mūsdienu teleskopiem var redzēt zvaigznes līdz 21 magnitūdai. Šo zvaigžņu skaits ir 2 * 10 9, taču tā ir tikai neliela daļa no mūsu Galaktikas populācijas. Galaktikas diametrs ir aptuveni 100 tūkstoši gaismas gadu. Vērojot Galaktiku, var pamanīt “bifurkāciju”, ko izraisa starpzvaigžņu putekļi, kas no mums pārklāj Galaktikas zvaigznes.

galaktikas populācija.

Galaktikas kodolā ir daudz sarkano milžu un īslaicīgu cefeīdu. Tālāk no centra esošajos zaros ir daudz supergigantu un klasisko cefeīdu. Spirālveida sviras satur karstos supergigantus un klasiskās cefeīdas. Mūsu galaktika griežas ap Galaktikas centru, kas atrodas Herkulesa zvaigznājā. Saules sistēma 200 miljonu gadu laikā veic pilnīgu revolūciju ap Galaktikas centru. Saules sistēmas rotāciju var izmantot, lai noteiktu aptuveno Galaktikas masu - 2 * 10 11 m no Zemes. Zvaigznes tiek uzskatītas par nekustīgām, bet patiesībā zvaigznes kustas. Bet, tā kā mēs esam tālu no tiem, šo kustību var novērot tikai tūkstošiem gadu.

Biļetes numurs 22. Mūsu galaktikā papildus atsevišķām zvaigznēm ir zvaigznes, kas apvienojas kopās. Ir 2 veidu zvaigžņu kopas:

1. Atvērtas zvaigžņu kopas, piemēram, Plejādu zvaigžņu kopa Vērša un Hiādes zvaigznājos. Ar vienkāršu aci Plejādēs var redzēt 6 zvaigznes, bet, skatoties caur teleskopu, var redzēt zvaigžņu izkliedi. Atvērtās kopas ir vairāku parseku lielumā. Atklātās zvaigžņu kopas sastāv no simtiem galvenās secības zvaigžņu un supergigantu.
2. Lodveida zvaigžņu kopas ir līdz 100 parsekām lielas. Šiem kopām ir raksturīgas īslaicīgas cefeīdas un savdabīgs lielums (no -5 līdz +5 vienībām).

Krievu astronoms V. Ja Struve atklāja, ka pastāv starpzvaigžņu gaismas absorbcija. Tā ir starpzvaigžņu gaismas absorbcija, kas vājina zvaigžņu spilgtumu. Starpzvaigžņu vidi piepilda kosmiskie putekļi, kas veido tā sauktos miglājus, piemēram, Lielo Magelāna mākoņu tumšos miglājus, Zirga galvu. Oriona zvaigznājā atrodas gāzu un putekļu miglājs, kas spīd kopā ar tuvējo zvaigžņu atstaroto gaismu. Ūdensvīra zvaigznājā atrodas Lielais planētas miglājs, kas izveidojies tuvējo zvaigžņu gāzes emisijas rezultātā. Voroncovs-Veļiminovs pierādīja, ka milzu zvaigžņu gāzu emisija ir pietiekama jaunu zvaigžņu veidošanai. Gāzveida miglāji galaktikā veido slāni, kura biezums ir 200 parseku. Tie sastāv no H, He, OH, CO, CO 2, NH 3 . Neitrālais ūdeņradis izstaro viļņa garumu 0,21 m. Šīs radio emisijas sadalījums nosaka ūdeņraža izplatību Galaktikā. Turklāt galaktikā ir bremsstrahlung (rentgenstaru) radio emisijas avoti (kvazāri).

Biļetes numurs 23. Viljams Heršels 17. gadsimtā zvaigžņu kartē ievietoja daudz miglāju. Pēc tam izrādījās, ka tās ir milzīgas galaktikas, kas atrodas ārpus mūsu galaktikas. Ar cefeīdu palīdzību amerikāņu astronoms Habls pierādīja, ka mums tuvākā galaktika M-31 atrodas 2 miljonu gaismas gadu attālumā. Apmēram tūkstotis šādu galaktiku ir atklātas Veronikas zvaigznājā, miljoniem gaismas gadu attālumā no mums. Habls pierādīja, ka galaktiku spektros pastāv sarkanā nobīde. Šī nobīde ir lielāka, jo tālāk no mums atrodas galaktika. Citiem vārdiem sakot, jo tālāk atrodas galaktika, jo lielāks ir tās aizvākšanas ātrums no mums.

V noņemšana = D * H H - Habla konstante, D - nobīde spektrā.

Izplešanās Visuma modeli, kas balstīts uz Einšteina teoriju, apstiprināja krievu zinātnieks Frīdmens.

Galaktikas ir neregulāras, eliptiskas un spirālveida. Eliptiskas galaktikas - Vērša zvaigznājā, spirālveida galaktika - mūsu, Andromedas miglājs, neregulāra galaktika - Magelāna mākoņos. Papildus redzamajām galaktikām zvaigžņu sistēmas satur tā sauktās radio galaktikas, tas ir, jaudīgus radio emisijas avotus. Šo radio galaktiku vietā tika atrasti nelieli gaismas objekti, kuru sarkanā nobīde ir tik liela, ka tie acīmredzami atrodas miljardu gaismas gadu attālumā no mums. Tos sauc par kvazāriem, jo ​​to starojums dažkārt ir spēcīgāks nekā visas galaktikas. Iespējams, ka kvazāri ir ļoti spēcīgu zvaigžņu sistēmu kodoli.

Biļetes numurs 24. Jaunākajā zvaigžņu katalogā ir vairāk nekā 30 000 galaktiku, kas ir spožākas par 15 magnitūdām, un simtiem miljonu galaktiku var nofotografēt ar jaudīgu teleskopu. Tas viss kopā ar mūsu Galaktiku veido tā saukto metagalaktiku. Objektu lieluma un skaita ziņā metagalaktika ir bezgalīga, tai nav ne sākuma, ne beigu. Saskaņā ar mūsdienu koncepcijām katrā galaktikā notiek zvaigžņu un veselu galaktiku izzušana, kā arī jaunu zvaigžņu un galaktiku rašanās. Zinātni, kas pēta mūsu Visumu kopumā, sauc par kosmoloģiju. Saskaņā ar Habla un Frīdmena teoriju mūsu Visums, ņemot vērā vispārējo Einšteina teoriju, šāds Visums izplešas pirms aptuveni 15 miljardiem gadu, tuvākās galaktikas bija mums tuvāk nekā tagad. Kādā kosmosa vietā rodas jaunas zvaigžņu sistēmas, un, ņemot vērā formulu E = mc 2, mēs varam teikt, ka, tā kā masas un enerģijas ir līdzvērtīgas, to savstarpējā pārveide viena otrā ir materiālās pasaules pamatā.