1. Ora locală.

Se numește timpul măsurat pe un meridian geografic dat ora locala acest meridian. Pentru toate locurile de pe același meridian, unghiul orar al echinocțiului de primăvară (sau al Soarelui sau al soarelui mediu) la un moment dat este același. Prin urmare, pe întreg meridianul geografic, ora locală (stelară sau solară) este aceeași în același moment.

Dacă diferența dintre longitudinile geografice a două locuri este D l, apoi într-un loc mai estic unghiul orar al oricărei stele va fi pe D l mai mare decât unghiul orar al aceluiași luminator într-o locație mai vestică. Prin urmare, diferența oricăror timpi locali pe două meridiane în același moment fizic este întotdeauna egală cu diferența de longitudini ale acestor meridiane, exprimată în ore (în unități de timp):

acestea. ora medie locală a oricărui punct de pe pământ este întotdeauna egală cu timpul universal din acel moment plus longitudinea punctului respectiv exprimată în ore și considerată pozitivă la est de Greenwich.

În calendarele astronomice, momentele majorității fenomenelor sunt indicate de timpul universal. T 0 . Momentele acestor evenimente în ora locală T t. sunt ușor de determinat prin formula (1.28).

3. timp standard. ÎN Viata de zi cu zi utilizați atât ora solară medie locală cât și timp universal incomod. Prima pentru că există, în principiu, atâtea sisteme de numărare a timpului local câte meridiane geografice, adică. nenumărat. Așadar, pentru a stabili succesiunea evenimentelor sau fenomenelor sesizate în timp local, este absolut necesar să se cunoască, pe lângă momente, și diferența de longitudini a meridianelor pe care au avut loc aceste evenimente sau fenomene.

Secvența evenimentelor marcate în funcție de timpul universal este ușor de stabilit, dar diferența mare dintre timpul universal și ora locală a meridianelor, care sunt departe de Greenwich Mean Time, creează inconveniente atunci când se folosește timpul universal în viața de zi cu zi.

În 1884, a fost propus sistem de numărare a centurii a timpului mediu, a cărui esență este următoarea. Ora este păstrată doar pe 24 major meridiane geografice situate unul față de celălalt în longitudine exact 15° (sau 1 h), aproximativ la mijlocul fiecăruia fus orar. Fusuri orare numite zonele suprafeței terestre în care este împărțit condiționat prin linii care merg de la polul său nord spre sud și distanță aproximativ 7 °.5 de meridianele principale. Aceste linii, sau limitele fusurilor orare, urmăresc exact meridianele geografice doar în mări și oceane deschise și în locuri nelocuite de pe uscat. În restul lungimii lor, ei parcurg granițe de stat, administrative, economice sau geografice, retrăgându-se de la meridianul corespunzător într-o direcție sau alta. Fusele orare sunt numerotate de la 0 la 23. Greenwich este considerat meridianul principal al zonei zero. Meridianul principal al primului fus orar este situat exact la 15 ° est de Greenwich, al doilea - 30 °, al treilea - 45 ° etc. până la fusul orar 23, al cărui meridian principal are o longitudine estică de la Greenwich 345 ° (sau longitudine vestică 15°).

Timp standardT p se numește ora solară medie locală, măsurată pe meridianul principal al unui fus orar dat. Acesta ține evidența timpului pe întreg teritoriul aflat într-un anumit fus orar.

Ora standard a acestei zone P este legat de timpul universal prin relația evidentă

T n = T 0 +n h .

(1.29)

De asemenea, este destul de evident că diferența dintre timpii standard a două puncte este un număr întreg de ore egal cu diferența dintre numerele fusurilor orare ale acestora.

4. Ora de vară. Pentru a distribui mai rațional energia electrică utilizată pentru întreprinderile de iluminat și spațiile rezidențiale și pentru a profita la maximum de lumina zileiîn lunile de vară ale anului în multe țări (inclusiv în republica noastră) acționările orelor ale ceasurilor care funcționează conform orei standard sunt deplasate înainte cu 1 oră sau jumătate de oră. Asa numitul ora de vara. În toamnă, ceasul este din nou setat la ora standard.

Conexiune DST T l orice punct cu ora sa standard T pși cu timpul universal T 0 este dat de următoarele relații:

(1.30)

1. Rezoluția teoretică a telescopului:

Unde λ - lungimea medie a undei luminoase (5,5 10 -7 m), D este diametrul obiectivului telescopului sau , unde D este diametrul obiectivului telescopului în milimetri.

2. Mărirea telescopului:

Unde F este distanța focală a lentilei, f este distanța focală a ocularului.

3. Înălțimea luminilor la punctul culminant:

înălțimea luminilor la punctul culminant superior, culminând la sud de zenit ( d < j):

, Unde j- latitudinea locului de observare, d- declinarea stelei;

înălțimea luminilor la punctul culminant superior, culminând la nord de zenit ( d > j):

, Unde j- latitudinea locului de observare, d- declinarea stelei;

înălțimea corpurilor de iluminat la punctul culminant inferior:

, Unde j- latitudinea locului de observare, d- declinarea luminii.

4. Refracția astronomică:

Formula aproximativă pentru calcularea unghiului de refracție, exprimată în secunde de arc (la o temperatură de +10°C și o presiune atmosferică de 760 mmHg):

, Unde z este distanța zenitală a stelei (pentru z<70°).

timp sideral:

Unde A- ascensiunea dreaptă a unui luminator, t este unghiul orar al acesteia;

ora medie solară (ora medie locală):

T m = T  + h, Unde T- timpul solar adevărat, h este ecuația timpului;

ora mondiala:

Unde l este longitudinea punctului cu ora medie locală T m , exprimat în ore, T 0 - timpul universal în acest moment;

timp standard:

Unde T 0 - timp universal; n– numărul de fus orar (pentru Greenwich n=0, pentru Moscova n=2, pentru Krasnoyarsk n=6);

timpul de maternitate:

sau

6. Formule care raportează perioada siderale (stelară) a revoluției planetei T cu perioada sinodica a circulatiei sale S:

pentru planetele superioare:

pentru planetele inferioare:

, Unde TÅ este perioada siderale a revoluției Pământului în jurul Soarelui.

7. A treia lege a lui Kepler:

, Unde T 1Și T 2- perioadele de rotație ale planetelor, A 1 și A 2 sunt semiaxele majore ale orbitei lor.

8. Legea gravitației:

Unde m 1Și m2 sunt masele de puncte materiale atrase, r- distanta dintre ele, G este constanta gravitațională.

9. A treia lege generalizată a lui Kepler:

, Unde m 1Și m2 sunt masele a două corpuri atrase reciproc, r este distanța dintre centrele lor, T este perioada de revoluție a acestor corpuri în jurul unui centru de masă comun, G este constanta gravitațională;

pentru sistemul Soare și două planete:

, Unde T 1Și T 2- perioade siderale (stelare) ale revoluției planetare, M este masa soarelui, m 1Și m2 sunt masele planetelor, A 1 și A 2 - semiaxele majore ale orbitelor planetelor;

pentru sistemele Soare și planetă, planetă și satelit:

, Unde M este masa Soarelui; m 1 este masa planetei; m 2 este masa satelitului planetei; T 1 și a 1- perioada de revoluție a planetei în jurul Soarelui și semiaxa mare a orbitei sale; T 2 și a 2 este perioada orbitală a satelitului în jurul planetei și semi-axa majoră a orbitei sale;

la M >> m 1, și m 1 >> m 2 ,

10. Viteza liniară a corpului pe o orbită parabolică (viteza parabolică):

, Unde G M este masa corpului central, r este vectorul rază al punctului ales al orbitei parabolice.

11. Viteza liniară a corpului pe o orbită eliptică într-un punct ales:

, Unde G este constanta gravitațională, M este masa corpului central, r este vectorul rază a punctului ales al orbitei eliptice, A este semiaxa majoră a unei orbite eliptice.

12. Viteza liniară a corpului pe o orbită circulară (viteza circulară):

, Unde G este constanta gravitațională, M este masa corpului central, R este raza orbitei, v p este viteza parabolica.

13. Excentricitatea orbitei eliptice, care caracterizează gradul de abatere a elipsei de la cerc:

, Unde c este distanța de la focar până la centrul orbitei, A este semi-axa majoră a orbitei, b este semiaxa minoră a orbitei.

14. Relația distanțelor periapsisului și apoapsisului cu semiaxa majoră și excentricitatea orbitei eliptice:

Unde r P - distanțe de la focar, în care se află corpul ceresc central, până la periapsis, r A - distante de la focar, in care se afla corpul ceresc central, pana la apocentru, A este semi-axa majoră a orbitei, e este excentricitatea orbitei.

15. Distanța până la lumina (în cadrul sistemului solar):

, Unde R ρ 0 - paralaxa orizontală a stelei, exprimată în secunde de arc,

sau unde D 1 și D 2 - distanțe până la corpuri de iluminat, ρ 1 și ρ 2 – paralaxele lor orizontale.

16. Raza luminii:

Unde ρ - unghiul la care raza discului luminii este vizibilă de pe Pământ (raza unghiulară), RÅ este raza ecuatorială a Pământului, ρ 0 - paralaxa orizontală a stelei. m - magnitudinea aparentă, R este distanța până la stea în parsecs.

20. Legea Stefan-Boltzmann:

ε=σT 4, unde ε este energia radiată pe unitatea de timp de la o unitate de suprafață, T este temperatura (în kelvins) și σ este constanta Stefan-Boltzmann.

21. Legea vinului:

Unde λ max - lungimea de undă, care reprezintă radiația maximă a unui corp negru (în centimetri), T este temperatura absolută în kelvins.

22. Legea lui Hubble:

, Unde v este viteza radială a retragerii galaxiei, c este viteza luminii, Δ λ este deplasarea Doppler a liniilor din spectru, λ este lungimea de undă a sursei de radiație, z- tura roșie, r este distanța până la galaxie în megaparsecs, H este constanta Hubble egală cu 75 km / (s × Mpc).

1.2 Câteva concepte și formule importante din astronomia generală

Înainte de a trece la descrierea stelelor variabile eclipsante, cărora le este dedicată această lucrare, luăm în considerare câteva concepte de bază de care vom avea nevoie în cele ce urmează.

Mărimea stelei unui corp ceresc este o măsură a strălucirii sale acceptată în astronomie. Sclipiciul este intensitatea luminii care ajunge la observator sau iluminarea creată la receptorul de radiație (ochi, placă fotografică, fotomultiplicator etc.) Sclipiciul este invers proporțional cu pătratul distanței care separă sursa de observator.

Mărimea m și luminozitatea E sunt legate prin formula:

În această formulă, E i este luminozitatea unei stele de m i -a magnitudine, E k este luminozitatea unei stele de m k -a magnitudine. Folosind această formulă, este ușor de observat că stelele de prima magnitudine (1 m) sunt mai strălucitoare decât stelele de a șasea magnitudine (6 m), care sunt vizibile la limita vizibilității cu ochiul liber de exact 100 de ori. . Această împrejurare a stat la baza construirii unei scări de magnitudini stelare.

Luând logaritmul formulei (1) și ținând cont că lg 2,512 = 0,4, obținem:

, (1.2)

(1.3)

Ultima formulă arată că diferența de mărime este direct proporțională cu logaritmul raportului de mărime. Semnul minus din această formulă indică faptul că mărimea stelelor crește (descrește) cu o scădere (creștere) a luminozității. Diferența de mărimi stelare poate fi exprimată nu numai ca număr întreg, ci și ca număr fracționar. Cu ajutorul fotometrelor fotoelectrice de înaltă precizie, este posibil să se determine diferența de magnitudini stelare cu o precizie de până la 0,001 m. Precizia estimărilor vizuale (ochilor) ale unui observator experimentat este de aproximativ 0,05 m.

Trebuie remarcat faptul că formula (3) permite să se calculeze nu mărimile stelare, ci diferențele lor. Pentru a construi o scară de magnitudini stelare, trebuie să alegeți un punct zero (punct de referință) al acestei scale. Aproximativ se poate considera Vega (o Lyrae) – o stea cu magnitudine stelar zero – ca fiind un astfel de punct zero. Există stele care au magnitudini negative. De exemplu, Sirius (a Caine mare) este cea mai strălucitoare stea de pe cerul pământului și are o magnitudine de -1,46 m.

Strălucirea unei stele, estimată de ochi, se numește vizuală. Ea corespunde unei mărimi stelare, notată cu m u . sau m vize. . Strălucirea stelelor, estimată după diametrul lor imaginii și gradul de înnegrire pe o placă fotografică (efect fotografic), se numește fotografică. Ea corespunde mărimii fotografice m pg sau m phot. Diferența C \u003d m pg - m ph, în funcție de culoarea stelei, se numește indice de culoare.

Există mai multe sisteme de mărimi acceptate convențional, dintre care cele mai utilizate sunt sistemele de mărimi U, B și V. Litera U denotă magnitudini ultraviolete, B este albastru (aproape de fotografic), V este galben (aproape de vizual). În consecință, se determină doi indici de culoare: U - B și B - V, care sunt egali cu zero pentru stelele albe pure.

Informații teoretice despre eclipsarea stelelor variabile

2.1 Istoria descoperirii și clasificării stelelor variabile care se eclipsează

Prima stea variabilă care eclipsează Algol (b Perseus) a fost descoperită în 1669. Matematician și astronom italian Montanari. A fost explorat pentru prima dată la sfârșitul secolului al XVIII-lea. astronomul amator englez John Goodryke. S-a dovedit că steaua unică b Perseus, vizibilă cu ochiul liber, este de fapt un sistem multiplu care nu este separat nici măcar cu observații telescopice. Două dintre stele incluse în sistem se învârt în jurul unui centru de masă comun în 2 zile, 20 de ore și 49 de minute. În anumite momente de timp, una dintre stele incluse în sistem o închide pe cealaltă de la observator, ceea ce determină o slăbire temporară a luminozității totale a sistemului.

Curba luminii Algol prezentată în Fig. unu

Acest grafic se bazează pe observații fotoelectrice precise. Sunt vizibile două scăderi de luminozitate: un minim primar profund - eclipsa principală (componenta luminoasă este ascunsă în spatele celei mai slabe) și o scădere ușoară a luminozității - minimul secundar, când componenta mai strălucitoare o eclipsează pe cea mai slabă.

Aceste fenomene se repetă după 2,8674 zile (sau 2 zile 20 ore 49 minute).

Din graficul modificărilor de luminozitate (Fig. 1) se poate observa că imediat după atingerea minimului principal (cea mai scăzută valoare a luminozității), Algol începe să crească. Aceasta înseamnă că are loc o eclipsă parțială. În unele cazuri, poate fi observată și o eclipsă totală, care se caracterizează prin persistența valorii minime a luminozității variabilei în minimul principal pentru o anumită perioadă de timp. De exemplu, steaua variabilă care eclipsează U Cephei, care este accesibilă observațiilor cu binoclu puternic și telescoape de amatori, are o durată totală de fază de aproximativ 6 ore la minim principal.

Examinând cu atenție graficul modificărilor luminozității lui Algol, puteți constata că între minimele principale și secundare, luminozitatea stelei nu rămâne constantă, așa cum ar putea părea la prima vedere, ci se modifică ușor. Acest fenomen poate fi explicat după cum urmează. În afara eclipsei, lumina din ambele componente ale sistemului binar ajunge pe Pământ. Dar ambele componente sunt aproape una de alta. Prin urmare, o componentă mai slabă (adesea mai mare ca dimensiune), iluminată de o componentă strălucitoare, împrăștie radiația incidentă pe ea. Evident, cea mai mare cantitate de radiație împrăștiată va ajunge la observatorul Pământului în momentul în care componenta slabă se află în spatele celei luminoase, adică. aproape de momentul minimului secundar (teoretic, acest lucru ar trebui să apară imediat în momentul minimului secundar, dar luminozitatea totală a sistemului scade brusc datorită faptului că una dintre componente este eclipsată).

Acest efect se numește efect de reemisie. Pe grafic, se manifestă ca o creștere treptată a luminozității generale a sistemului pe măsură ce se apropie de minimul secundar și o scădere a luminozității, care este simetrică cu creșterea sa față de minimul secundar.

În 1874 Goodryk a descoperit a doua stea variabilă care eclipsează - b Lyra. Schimbă luminozitatea relativ lent cu o perioadă de 12 zile 21 ore 56 minute (12.914 zile). Spre deosebire de Algol, curba luminii are o formă mai netedă. (Fig.2) Acest lucru se datorează proximității componentelor între ele.

Forțele de maree care apar în sistem fac ca ambele stele să se întindă de-a lungul unei linii care leagă centrele lor. Componentele nu mai sunt sferice, ci elipsoidale. În timpul mișcării orbitale, discurile componentelor, care au o formă eliptică, își schimbă ușor aria, ceea ce duce la o schimbare continuă a luminozității sistemului chiar și în afara eclipsei.

În 1903 a fost descoperită variabila de eclipsare W Ursa Major, în care perioada de revoluție este de aproximativ 8 ore (0,3336834 zile). În acest timp se observă două minime de adâncime egală sau aproape egală (Fig. 3). Un studiu al curbei de lumină a stelei arată că componentele sunt aproape egale ca mărime și aproape ating suprafețele.

Pe lângă stele precum Algol, b Lyra și W Ursa Major, există obiecte mai rare care sunt, de asemenea, clasificate ca stele variabile care eclipsează. Acestea sunt stele elipsoidale care se rotesc în jurul unei axe. O modificare a zonei discului provoacă mici modificări ale luminozității.

Hidrogenul, în timp ce stelele cu o temperatură de aproximativ 6 mii K. au linii de calciu ionizat situate la granița părților vizibile și ultraviolete ale spectrului. Rețineți că acest tip de eu are spectrul Soarelui nostru. Secvența de spectre de stele obținute prin modificarea continuă a temperaturii straturilor lor de suprafață este notă cu următoarele litere: O, B, A, F, G, K, M, de la cea mai fierbinte la...

Nu vor fi observate linii (datorită slăbiciunii spectrului satelitului), dar liniile spectrului stelei principale vor fluctua în același mod ca în primul caz. Perioadele de schimbări care apar în spectrele stelelor binare spectroscopice, care sunt, evident, și perioadele de rotație a acestora, sunt destul de diferite. Cea mai scurtă dintre perioadele cunoscute este de 2,4 ore (g de Ursa Mică), iar cea mai lungă - zeci de ani. Pentru...

Din marea de informații în care ne înecăm, în afară de autodistrugere, există o altă cale de ieșire. Experții cu o minte suficient de largă pot crea rezumate sau rezumate actualizate care rezumă pe scurt fapte cheie dintr-o anumită zonă. Vă prezentăm o încercare a lui Serghei Popov de a realiza o astfel de colecție a celor mai importante informații despre astrofizică.

S. Popov. Fotografie de I. Yarovaya

Contrar credinței populare, predarea școlară a astronomiei nu a fost la egalitate nici în URSS. Oficial, materia era în curriculum, dar în realitate, astronomia nu se preda în toate școlile. Adesea, chiar dacă lecțiile se țineau, profesorii le foloseau pentru ore suplimentare la disciplinele lor de bază (în principal fizică). Și în foarte puține cazuri, predarea a fost de o calitate suficientă pentru a avea timp să-și formeze o imagine adecvată a lumii în rândul școlarilor. În plus, astrofizica a fost una dintre știința cu cea mai rapidă dezvoltare în ultimele decenii; cunoștințele de astrofizică pe care adulții le-au primit la școală acum 30-40 de ani sunt semnificativ depășite. Adăugăm că acum nu există aproape deloc astronomie în școli. Drept urmare, în cea mai mare parte, oamenii au o idee destul de vagă despre cum funcționează lumea la o scară mai mare decât orbitele planetelor din sistemul solar.

Galaxia spirală NGC 4414

Cluster de galaxii din constelația Coma Berenices

Planetă în jurul stelei Fomalhaut

Într-o astfel de situație, cred că ar fi înțelept să facem un „Curs foarte scurt de astronomie”. Adică să evidențiem faptele cheie care formează bazele tabloului astronomic modern al lumii. Desigur, diferiți specialiști pot alege seturi ușor diferite de concepte și fenomene de bază. Dar este bine dacă există mai multe versiuni bune. Este important ca totul să poată fi afirmat într-o singură prelegere sau să se încadreze într-un articol mic. Și atunci cei care sunt interesați își vor putea extinde și aprofunda cunoștințele.

Mi-am propus sarcina de a realiza un set cu cele mai importante concepte și fapte despre astrofizică care să încapă pe o pagină standard A4 (aproximativ 3000 de caractere cu spații). În același timp, desigur, se presupune că o persoană știe că Pământul se învârte în jurul Soarelui, înțelege de ce apar eclipsele și schimbarea anotimpurilor. Adică faptele absolut „copilărești” nu sunt incluse în listă.

Regiunea de formare a stelelor NGC 3603

Nebuloasa planetara NGC 6543

Rămășița supernovei Cassiopeia A

Practica a arătat că tot ceea ce este pe listă poate fi declarat într-o prelegere de aproximativ o oră (sau în câteva lecții la școală, ținând cont de răspunsurile la întrebări). Desigur, într-o oră și jumătate este imposibil să-ți faci o imagine stabilă a structurii lumii. Cu toate acestea, trebuie făcut primul pas și aici ar trebui să ajute un astfel de „studiu cu lovituri mari”, în care sunt surprinse toate punctele principale care dezvăluie proprietățile de bază ale structurii Universului.

Toate imaginile au fost luate de Telescopul Spațial Hubble și preluate de pe http://heritage.stsci.edu și http://hubble.nasa.gov

1. Soarele este o stea obișnuită (una de aproximativ 200-400 de miliarde) de la marginea galaxiei noastre - un sistem de stele și rămășițele lor, gaz interstelar, praf și materie întunecată. Distanțele dintre stelele din galaxie sunt de obicei de câțiva ani lumină.

2. Sistemul solar se extinde dincolo de orbita lui Pluto și se termină acolo unde influența gravitațională a Soarelui se compară cu cea a stelelor din apropiere.

3. Stelele continuă să se formeze astăzi din gaze și praf interstelare. În timpul vieții și la sfârșitul acesteia, stelele aruncă o parte din materia lor, îmbogățită cu elemente sintetizate, în spațiul interstelar. Așa se schimbă astăzi compoziția chimică a universului.

4. Soarele evoluează. Vârsta sa este mai mică de 5 miliarde de ani. În aproximativ 5 miliarde de ani, va rămâne fără hidrogen în miezul său. Soarele va deveni o gigantă roșie și apoi o pitică albă. Stele masive explodează la sfârșitul vieții lor, lăsând o stea neutronică sau o gaură neagră.

5. Galaxy nostru este unul dintre multele astfel de sisteme. Există aproximativ 100 de miliarde de galaxii mari în partea vizibilă a universului. Sunt înconjurați de mici sateliți. Galaxia are o lungime de aproximativ 100.000 de ani lumină. Cea mai apropiată galaxie mare se află la aproximativ 2,5 milioane de ani lumină distanță.

6. Planetele există nu numai în jurul Soarelui, ci și în jurul altor stele, ele sunt numite exoplanete. Sistemele planetare nu sunt la fel. Acum cunoaștem peste 1.000 de exoplanete. Aparent, multe stele au planete, dar doar o mică parte poate fi potrivită pentru viață.

7. Lumea așa cum o știm are o vârstă finită de puțin sub 14 miliarde de ani. La început, materia era într-o stare foarte densă și fierbinte. Particulele de materie obișnuită (protoni, neutroni, electroni) nu au existat. Universul se extinde, evoluează. În cursul expansiunii dintr-o stare densă fierbinte, universul s-a răcit și a devenit mai puțin dens, au apărut particule obișnuite. Apoi au fost stele, galaxii.

8. Datorită caracterului finit al vitezei luminii și vârstei finite a universului observabil, doar o regiune finită a spațiului ne este disponibilă pentru observare, dar lumea fizică nu se termină la această graniță. La distanțe mari, datorită caracterului finit al vitezei luminii, vedem obiectele așa cum erau în trecutul îndepărtat.

9. Majoritatea elementelor chimice pe care le întâlnim în viață (și din care suntem alcătuiți) și-au luat naștere în stele în timpul vieții lor ca urmare a reacțiilor termonucleare sau în ultimele etape ale vieții stelelor masive - în exploziile de supernove. Înainte de formarea stelelor, materia obișnuită exista în principal sub formă de hidrogen (cel mai comun element) și heliu.

10. Materia obișnuită contribuie doar cu aproximativ câteva procente la densitatea totală a universului. Aproximativ un sfert din densitatea universului este asociată cu materia întunecată. Este format din particule care interacționează slab între ele și cu materia obișnuită. Până acum, observăm doar acțiunea gravitațională a materiei întunecate. Aproximativ 70% din densitatea universului este asociată cu energia întunecată. Din cauza ei, expansiunea universului merge din ce în ce mai repede. Natura energiei întunecate este neclară.

BILETE CLASA ASTRONOMIE 11

BILETUL #1

Mișcările vizibile ale luminilor, ca urmare a propriei mișcări în spațiu, a rotației Pământului și a revoluției sale în jurul Soarelui.

Pământul face mișcări complexe: se rotește în jurul axei sale (T=24 ore), se mișcă în jurul Soarelui (T=1 an), se rotește împreună cu Galaxia (T=200 mii ani). Acest lucru arată că toate observațiile făcute de pe Pământ diferă în traiectorii aparente. Planetele se deplasează pe cer de la est la vest (mișcare directă), apoi de la vest la est (mișcare inversă). Momentele de schimbare a direcției se numesc opriri. Dacă puneți această cale pe hartă, obțineți o buclă. Dimensiunea buclei este mai mică, cu atât distanța dintre planetă și Pământ este mai mare. Planetele sunt împărțite în inferioare și superioare (inferioare - în interiorul orbitei pământului: Mercur, Venus; superioare: Marte, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun și Pluto). Toate aceste planete se învârt în același mod ca Pământul în jurul Soarelui, dar, datorită mișcării Pământului, se poate observa mișcarea în formă de buclă a planetelor. Pozițiile relative ale planetelor față de Soare și Pământ se numesc configurații planetare.

Configurații de planetă, dif. geometric pozițiile planetelor în raport cu soarele și pământul. Anumite poziții ale planetelor, vizibile de pe Pământ și măsurate în raport cu Soarele, sunt speciale. titluri. Pe bolnav. V - planetă interioară, eu - planetă exterioară, E - Pământ, S - Soarele. Când cel intern planeta se află în linie dreaptă cu soarele, este în conexiune. K.p. EV 1S și ESV 2 numit conexiune de jos și de sus respectiv. Ext. planeta I se află în conjuncție superioară atunci când se află în linie dreaptă cu Soarele ( ESI 4) și în confruntare, când se află în direcția opusă Soarelui (I 3 ES). I 5 ES, se numește alungire. Pentru intern planete max, alungirea are loc când EV 8 S este de 90°; pentru extern planetele se pot alungi de la 0° ESI 4) la 180° (I 3 ES). Când alungirea este de 90°, se spune că planeta este în cuadratura(I 6 ES, I 7 ES).

Perioada în care planeta face o revoluție în jurul Soarelui pe orbita sa se numește perioada siderale (stelară) de revoluție - T, perioada de timp dintre două configurații identice - perioada sinodică - S.

Planetele se învârt în jurul soarelui într-o direcție și completează o revoluție în jurul soarelui într-o perioadă de timp = perioadă sideral

pentru planetele interioare

pentru planetele exterioare

S este perioada siderale (față de stele), T este perioada sinodică (între faze), T Å = 1 an.

Cometele și corpurile meteoritice se mișcă de-a lungul traiectoriilor eliptice, parabolice și hiperbolice.

Calculul distanței până la galaxie pe baza legii lui Hubble.

H = 50 km/sec*Mpc – constanta Hubble

BILETUL #2

Principii de determinare a coordonatelor geografice din observații astronomice.

Există 2 coordonate geografice: latitudine geografică și longitudine geografică. Astronomia ca știință practică vă permite să găsiți aceste coordonate. Înălțimea polului ceresc deasupra orizontului este egală cu latitudinea geografică a locului de observație. Latitudinea geografică aproximativă poate fi determinată prin măsurarea înălțimii Stelei Polare, deoarece. este la aproximativ 1 0 de polul nord ceresc. Este posibil să se determine latitudinea locului de observație prin înălțimea luminii la punctul culminant superior ( punct culminant- momentul trecerii luminii prin meridian) conform formulei:

j = d ± (90 – h), în funcție de faptul că la sud sau la nord culminează de la zenit. h este înălțimea luminii, d este declinația, j este latitudinea.

Longitudinea geografică este a doua coordonată, măsurată de la meridianul Greenwich zero la est. Pământul este împărțit în 24 de fusuri orare, diferența de timp este de 1 oră. Diferența de timp local este egală cu diferența de longitudini:

T λ 1 - T λ 2 \u003d λ 1 - λ 2 Astfel, după ce a învățat diferența de timp în două puncte, dintre care longitudinea unuia este cunoscută, se poate determina longitudinea celuilalt punct.

Ora locală este ora solară în acea locație de pe Pământ. În fiecare punct, ora locală este diferită, așa că oamenii trăiesc în funcție de ora standard, adică în funcție de ora meridianului de mijloc al acestei zone. Linia de schimbare a datei trece în est (strâmtoarea Bering).

Calculul temperaturii unei stele pe baza datelor privind luminozitatea și dimensiunea acesteia.

L - luminozitate (Lc = 1)

R - raza (Rc = 1)

T - Temperatura (Tc = 6000)

BILETUL #3

Motive pentru schimbarea fazelor lunii. Condiții pentru apariția și frecvența eclipselor de soare și de lună.

Fază, în astronomie, schimbarea de fază are loc datorită periodicului. modificări ale condiţiilor de iluminare a corpurilor cereşti în raport cu observatorul. Schimbarea fazei Lunii se datorează unei schimbări a poziției reciproce a Pământului, Lunii și Soarelui, precum și faptului că Luna strălucește cu lumina reflectată de ea. Când Luna se află între Soare și Pământ pe o linie dreaptă care le conectează, partea neluminată a suprafeței lunare este îndreptată spre Pământ, așa că nu o putem vedea. Acest F. - lună nouă. După 1-2 zile, Luna se îndepărtează de această linie dreaptă, iar de pe Pământ este vizibilă o semilună îngustă. În timpul lunii noi, acea parte a lunii, care nu este iluminată de lumina directă a soarelui, este încă vizibilă pe cerul întunecat. Acest fenomen a fost numit lumină cenușie. O săptămână mai târziu vine F. - primul sfert: partea iluminată a lunii este jumătate din disc. Apoi vine lună plină- Luna se află din nou pe linia care leagă Soarele și Pământul, dar de cealaltă parte a Pământului. Discul plin iluminat al lunii este vizibil. Apoi partea vizibilă începe să scadă și ultimul sfert, acestea. din nou se poate observa jumătate iluminată a discului. Perioada completă a schimbării F. a Lunii se numește lună sinodică.

Eclipsă, un fenomen astronomic, în care un corp ceresc acoperă complet sau parțial altul, sau umbra unui corp cade asupra altora.Solar 3. apar atunci când Pământul cade în umbra aruncată de Lună, iar lunar - când Luna cade în umbra Pământului. Umbra Lunii în timpul solar 3. este formată din umbra centrală și penumbra care o înconjoară. În condiții favorabile, luna plină 3. poate dura 1 oră. 45 min. Dacă Luna nu intră complet în umbră, atunci un observator de pe partea de noapte a Pământului va vedea un 3. lunar parțial. Diametrele unghiulare ale Soarelui și ale Lunii sunt aproape aceleași, deci totalul solar 3. durează doar o perioadă. putini. minute. Când Luna este la apogeu, dimensiunile sale unghiulare sunt puțin mai mici decât cele ale Soarelui. Solar 3. poate apărea dacă linia care leagă centrii Soarelui și Lunii traversează suprafața pământului. Diametrele umbrei lunare la cădere pe Pământ pot ajunge la câteva. sute de kilometri. Observatorul vede că discul lunar întunecat nu a acoperit complet Soarele, lăsând marginea sa deschisă sub forma unui inel strălucitor. Acesta este așa-numitul. solar inelar 3. Dacă dimensiunile unghiulare ale Lunii sunt mai mari decât cele ale Soarelui, atunci observatorul din vecinătatea punctului de intersecție al liniei care leagă centrii lor cu suprafața pământului va vedea întregul solar 3. Pământul se rotește în jurul axei sale, Luna - în jurul Pământului și Pământul - în jurul Soarelui, umbra lunii alunecă rapid peste suprafața pământului din punctul în care a căzut pe ea în altul, unde o părăsește și trage pe Pământul * o fâșie de plin sau inel 3. Privat 3. poate fi observat atunci când Luna blochează doar o parte din Soare. Timpul, durata și modelul solar sau lunar 3. depind de geometria sistemului Pământ-Lună-Soare. Datorită înclinării orbitei lunare față de *ecliptică, solar și lunar 3. nu apar pe fiecare lună nouă sau lună plină. Compararea predicţiei 3. cu observaţii face posibilă rafinarea teoriei mişcării lunii. Deoarece geometria sistemului se repetă aproape exact la fiecare 18 ani 10 zile, 3. apar cu această perioadă, numită saros. 3. Înregistrările din cele mai vechi timpuri fac posibilă testarea efectului mareelor ​​asupra orbita lunară.

Determinarea coordonatelor stelelor pe o hartă a stelelor.

BILETUL #4

Caracteristici ale mișcării zilnice a Soarelui la diferite latitudini geografice în diferite momente ale anului.

Luați în considerare mișcarea anuală a Soarelui în sfera cerească. Pământul face o revoluție completă în jurul Soarelui într-un an, într-o zi Soarele se mișcă de-a lungul eclipticii de la vest la est cu aproximativ 1 °, iar în 3 luni - cu 90 °. Cu toate acestea, pe această etapă este important ca mișcarea Soarelui de-a lungul eclipticii să fie însoțită de o modificare a declinației sale variind de la δ = -e (solstitiul de iarnă) la δ = +e (solstițiul de vară), unde e este unghiul de înclinare. axa pământului. Prin urmare, pe parcursul anului, se schimbă și locația paralelei zilnice a Soarelui. Luați în considerare latitudinile medii ale emisferei nordice.

În timpul trecerii echinocțiului de primăvară de către Soare (α = 0 h), la sfârșitul lunii martie, declinarea Soarelui este de 0 °, prin urmare în această zi Soarele se află practic pe ecuatorul ceresc, răsare în est , se ridică la culmea superioară la o înălțime h = 90 ° - φ și apune în vest. Deoarece ecuatorul ceresc împarte sfera cerească în jumătate, Soarele se află deasupra orizontului timp de o jumătate de zi, iar sub acesta jumătate, adică. ziua este egală cu noaptea, ceea ce se reflectă în denumirea de „echinocțiu”. În momentul echinocțiului, tangenta la ecliptică la locul Soarelui este înclinată față de ecuator la un unghi maxim egal cu e, prin urmare, rata de creștere a declinării Soarelui în acest moment este de asemenea maximă.

După echinocțiul de primăvară, declinarea Soarelui crește rapid, deci în fiecare zi totul majoritatea Paralela zilnică a Soarelui este deasupra orizontului. Soarele răsare mai devreme, răsare mai sus în punctul culminant superior și apune mai târziu. Punctele răsăritului și apusului se deplasează spre nord în fiecare zi, iar ziua se prelungește.

Cu toate acestea, unghiul de înclinare al tangentei la ecliptică la locul Soarelui scade în fiecare zi și, odată cu acesta, scade și rata de creștere a declinației. În cele din urmă, la sfârșitul lunii iunie, Soarele ajunge în punctul cel mai nordic al eclipticii (α = 6 h, δ = +e). În acest moment, se ridică în punctul culminant superior la o înălțime h = 90° - φ + e, se ridică aproximativ în nord-est, apune în nord-vest, iar lungimea zilei atinge valoarea maximă. În același timp, creșterea zilnică a înălțimii Soarelui se oprește la punctul culminant superior, iar Soarele de la amiază, așa cum spune, „se oprește” în mișcarea sa spre nord. De aici și numele de „solstițiu de vară”.

După aceea, declinarea Soarelui începe să scadă - la început foarte încet, apoi din ce în ce mai repede. Răsărit mai târziu în fiecare zi, apune mai devreme, punctele de răsărit și apus se deplasează înapoi spre sud.

Până la sfârșitul lunii septembrie, Soarele ajunge în al doilea punct de intersecție al eclipticii cu ecuatorul (α = 12 h), iar echinocțiul apune din nou, acum cel de toamnă. Din nou, rata de schimbare a declinației Soarelui atinge maximul și se deplasează rapid spre sud. Noaptea devine mai mult de o zi, iar în fiecare zi înălțimea Soarelui în punctul culminant superior scade.

Până la sfârșitul lunii decembrie, Soarele ajunge în punctul cel mai sudic al eclipticii (α = 18 ore) și mișcarea sa spre sud se oprește, se „oprește” din nou. Acesta este solstițiul de iarnă. Soarele răsare aproape în sud-est, apune în sud-vest, iar la amiază răsare în sud la o înălțime h = 90° - φ - e.

Și apoi totul începe din nou - declinația Soarelui crește, înălțimea la culminarea superioară crește, ziua se prelungește, punctele de răsărit și apus se deplasează spre nord.

Datorită împrăștierii luminii de către atmosfera pământului, cerul continuă să fie luminos pentru ceva timp după apus. Această perioadă se numește amurg. Amurgul civil (-8° -12°) și astronomice (h>-18°), după care luminozitatea cerului nopții rămâne aproximativ constantă.

Vara, la d = +e, înălțimea Soarelui la punctul culminant inferior este h = φ + e - 90°. Prin urmare, la nord de latitudine ~ 48°,5 la solstițiul de vară, Soarele la punctul culminant inferior se scufundă sub orizont cu mai puțin de 18°, iar nopțile de vară devin strălucitoare din cauza crepusculului astronomic. În mod similar, la φ > 54°,5 la solstițiul de vară, înălțimea Soarelui h > -12° - amurgul navigațional durează toată noaptea (Moscova cade în această zonă, unde nu se întunecă trei luni pe an - de la începutul lunii mai până la începutul lunii august). Mai la nord, la φ > 58°.5, amurgul civil nu se mai oprește vara (aici este Sankt Petersburg cu faimoasele sale „nopți albe”).

În cele din urmă, la latitudinea φ = 90° - e, paralela zilnică a Soarelui va atinge orizontul în timpul solstițiilor. Această latitudine este Cercul Arctic. Mai la nord, Soarele nu apune sub orizont o perioadă de timp vara - ziua polară se apune, iar iarna - nu răsare - noaptea polară.

Acum luați în considerare mai multe latitudini sudice. După cum am menționat deja, la sud de latitudinea φ = 90° - e - 18° nopțile sunt întotdeauna întunecate. Odată cu deplasarea în continuare spre sud, Soarele răsare din ce în ce mai sus în orice moment al anului, iar diferența dintre părțile paralelei sale zilnice deasupra și dedesubtul orizontului scade. În consecință, durata zilei și a nopții, chiar și în timpul solstițiilor, diferă din ce în ce mai puțin. În cele din urmă, la latitudinea j = e, paralela zilnică a Soarelui pentru solstițiul de vară va trece prin zenit. Această latitudine se numește tropicul nordic, la momentul solstițiului de vară într-unul din punctele de la această latitudine, Soarele se află exact la zenit. În cele din urmă, la ecuator, paralelele zilnice ale Soarelui sunt întotdeauna împărțite de orizont în două părți egale, adică ziua de acolo este întotdeauna egală cu noaptea, iar Soarele se află la zenit în timpul echinocțiului.

La sud de ecuator, totul va fi similar cu cel de mai sus, doar că cea mai mare parte a anului (și la sud de tropicul sudic - întotdeauna) punctul culminant superior al Soarelui va avea loc la nord de zenit.

Îndreptarea către un obiect dat și focalizarea telescopului .

BILETUL #5

1. Principiul de funcționare și scopul telescopului.

Telescop, un instrument astronomic pentru observarea corpurilor cerești. Un telescop bine proiectat este capabil să colecteze radiații electromagnetice în diferite domenii ale spectrului. În astronomie, un telescop optic este conceput pentru a mări o imagine și a colecta lumina din surse slabe, în special din cele invizibile cu ochiul liber, deoarece în comparație cu acesta, este capabil să colecteze mai multă lumină și să ofere rezoluție unghiulară mare, astfel încât mai multe detalii pot fi văzute în imaginea mărită. Un telescop refractor folosește o lentilă mare pentru a colecta și focaliza lumina ca obiectiv, iar imaginea este vizualizată printr-un ocular format din una sau mai multe lentile. Principala problemă în proiectarea telescoapelor cu refracție este aberația cromatică (franjuri de culoare în jurul imaginii create de o lentilă simplă datorită faptului că lumina de lungimi de undă diferite este focalizată la distanțe diferite.). Poate fi eliminat folosind o combinație de lentile convexe și concave, dar nu se pot realiza lentile mai mari decât o anumită limită de dimensiune (aproximativ 1 metru în diametru). Prin urmare, în prezent, se preferă telescoapele reflectorizante, în care o oglindă este folosită ca obiectiv. Primul telescop reflectorizant a fost inventat de Newton după schema sa, numită sistemul lui Newton. Acum există mai multe metode de observare a unei imagini: sisteme Newton, Cassegrain (poziția de focalizare este convenabilă pentru înregistrarea și analiza luminii folosind alte dispozitive, cum ar fi un fotometru sau spectrometru), kude (schema este foarte convenabilă atunci când este nevoie de echipamente voluminoase pentru analiza luminii), Maksutov (așa-numitul menisc), Schmidt (utilizat atunci când este necesar să se efectueze sondaje la scară largă ale cerului).

Alături de telescoape optice, există telescoape care colectează radiații electromagnetice în alte domenii. De exemplu, pe scară largă tipuri diferite radiotelescoape (cu oglindă parabolică: fixă ​​și rotativă completă; tip RATAN-600; în fază; interferometre radio). Există și telescoape pentru detectarea razelor X și razelor gamma. Deoarece acesta din urmă este absorbit de atmosfera Pământului, telescoapele cu raze X sunt de obicei montate pe sateliți sau sonde aeropurtate. Astronomia cu raze gamma folosește telescoape situate pe sateliți.

Calculul perioadei de revoluție a planetei pe baza celei de-a treia legi a lui Kepler.

T s \u003d 1 an

a z = 1 unitate astronomică

1 parsec = 3,26 ani lumină = 206265 AU e. = 3 * 10 11 km.

BILETUL #6

Metode de determinare a distanțelor până la corpurile sistemului solar și a dimensiunilor acestora.

În primul rând, se determină distanța până la un punct accesibil. Această distanță se numește bază. Se numește unghiul la care baza este vizibilă dintr-un loc inaccesibil paralaxă. Paralaxa orizontală este unghiul la care raza Pământului este vizibilă de pe planetă, perpendicular pe linia de vedere.

p² - paralaxa, r² - raza unghiulară, R - raza Pământului, r - raza stelei.

metoda radar. Constă în faptul că un impuls puternic pe termen scurt este trimis către un corp ceresc, iar apoi este recepționat semnalul reflectat. Viteza de propagare a undelor radio este egală cu viteza luminii în vid: cunoscută. Prin urmare, dacă măsurați cu precizie timpul necesar semnalului pentru a ajunge la corpul ceresc și a reveni înapoi, atunci este ușor să calculați distanța necesară.

Observațiile radar fac posibilă determinarea cu mare precizie a distanțelor până la corpurile cerești ale sistemului solar. Prin această metodă, distanțele până la Lună, Venus, Mercur, Marte și Jupiter au fost rafinate.

Localizarea cu laser a lunii. La scurt timp după inventarea surselor puternice de radiație luminoasă - generatoare cuantice optice (lasere) - au început să fie efectuate experimente pe locația laser a Lunii. Metoda de localizare cu laser este similară cu radarul, dar precizia măsurării este mult mai mare. Locația optică face posibilă determinarea distanței dintre punctele selectate de pe suprafețele lunare și terestre cu o precizie de centimetri.

Pentru a determina dimensiunea Pământului, determinați distanța dintre două puncte situate pe același meridian, apoi lungimea arcului l , 1° corespunzător - n .

Pentru a determina dimensiunea corpurilor sistemului solar, puteți măsura unghiul la care sunt vizibile pentru un observator pământesc - raza unghiulară a luminatorului r și distanța până la luminarul D.

Luând în considerare p 0 - paralaxa orizontală a stelei și că unghiurile p 0 și r sunt mici,

Determinarea luminozității unei stele pe baza datelor despre dimensiunea și temperatura acesteia.

L - luminozitate (Lc = 1)

R - raza (Rc = 1)

T - Temperatura (Tc = 6000)

BILETUL #7

1. Posibilități de analiză spectrală și observații extraatmosferice pentru studierea naturii corpurilor cerești.

Descompunere radiatie electromagnetica prin lungimi de undă pentru a le studia se numește spectroscopie. Analiza spectrului este principala metodă de studiere a obiectelor astronomice utilizate în astrofizică. Studiul spectrelor oferă informații despre temperatură, viteză, presiune, compoziție chimicăși alte proprietăți importante ale obiectelor astronomice. Din spectrul de absorbție (mai precis, din prezența anumitor linii în spectru), se poate judeca compoziția chimică a atmosferei stelei. Intensitatea spectrului poate fi utilizată pentru a determina temperatura stelelor și a altor corpuri:

l max T = b, b este constanta lui Wien. Puteți învăța multe despre o stea folosind efectul Doppler. În 1842, el a stabilit că lungimea de undă λ, acceptată de observator, este legată de lungimea de undă a sursei de radiație prin relația: , unde V este proiecția vitezei sursei pe linia de vedere. Legea pe care a descoperit-o se numea legea lui Doppler:. Deplasarea liniilor din spectrul stelei în raport cu spectrul de comparație către partea roșie indică faptul că steaua se îndepărtează de noi, deplasarea către partea violetă a spectrului indică faptul că steaua se apropie de noi. Dacă liniile din spectru se schimbă periodic, atunci steaua are un însoțitor și se învârt în jurul unui centru de masă comun. Efectul Doppler face posibilă și estimarea vitezei de rotație a stelelor. Chiar și atunci când gazul radiant nu are mișcare relativă, liniile spectrale emise de atomii individuali se vor deplasa în raport cu valoarea de laborator din cauza mișcării termice neregulate. Pentru masa totală a gazului, aceasta va fi exprimată prin lărgirea liniilor spectrale. În acest caz, pătratul lățimii Doppler a liniei spectrale este proporțional cu temperatura. Astfel, temperatura gazului radiant poate fi judecată din lățimea liniei spectrale. În 1896, fizicianul olandez Zeeman a descoperit efectul divizării liniilor spectrului într-un câmp magnetic puternic. Cu acest efect, acum este posibil să „măsurăm” câmpurile magnetice cosmice. Un efect similar (numit efect Stark) este observat într-un câmp electric. Se manifestă atunci când într-o stea apare pentru scurt timp un câmp electric puternic.

Atmosfera terestră întârzie o parte din radiația care vine din spațiu. Lumina vizibilă care trece prin el este de asemenea distorsionată: mișcarea aerului estompează imaginea corpurilor cerești, iar stelele sclipesc, deși de fapt luminozitatea lor este neschimbată. Prin urmare, de la mijlocul secolului al XX-lea, astronomii au început să efectueze observații din spațiu. Telescoapele din afara atmosferei colectează și analizează razele X, ultraviolete, infraroșii și gama. Primele trei pot fi studiate doar în afara atmosferei, în timp ce cea din urmă ajunge parțial la suprafața Pământului, dar se amestecă cu IR-ul planetei în sine. Prin urmare, este de preferat să luați telescoape cu infraroșu în spațiu. Radiația cu raze X dezvăluie regiuni din Univers în care energia este eliberată foarte rapid (de exemplu, găurile negre), precum și obiecte invizibile în alte raze, cum ar fi pulsarii. Telescoapele cu infraroșu fac posibilă studierea surselor termice ascunse de optică pe o gamă largă de temperaturi. Astronomia cu raze gamma face posibilă detectarea surselor de anihilare electroni-pozitroni, de ex. surse mari de energie.

2. Determinarea declinației Soarelui într-o anumită zi din diagrama stelară și calcularea înălțimii acestuia la amiază.

h - înălțimea luminii

BILETUL #8

Cele mai importante direcții și sarcini de cercetare și dezvoltare a spațiului cosmic.

Principalele probleme ale astronomiei moderne:

Nu există o soluție la multe probleme speciale ale cosmogoniei:

· Cum s-a format Luna, cum s-au format inelele în jurul planetelor gigantice, de ce Venus se rotește foarte încet și în direcția opusă;

În astronomia stelară:

· Nu există un model detaliat al Soarelui capabil să explice cu exactitate toate proprietățile sale observate (în special, fluxul de neutrini din nucleu).

· Nu există o teorie fizică detaliată a unor manifestări ale activității stelare. De exemplu, cauzele exploziilor supernovei nu sunt complet clare; nu este pe deplin clar de ce sunt aruncate jeturi înguste de gaz din vecinătatea unor stele. Deosebit de nedumerite, totuși, sunt fulgerările scurte de raze gamma care apar în mod regulat în diferite direcții pe cer. Nici măcar nu este clar dacă sunt asociate cu stele sau cu alte obiecte și la ce distanță se află aceste obiecte de noi.

În astronomia galactică și extragalactică:

· Problema masei ascunse nu a fost rezolvată, care constă în faptul că câmpul gravitațional al galaxiilor și al clusterelor de galaxii este de câteva ori mai puternic decât poate oferi materia observată. Probabil că cea mai mare parte a materiei din univers este încă ascunsă de astronomi;

· Nu există o teorie unificată a formării galaxiilor;

· Principalele probleme ale cosmologiei nu au fost rezolvate: nu există o teorie fizică completă a nașterii Universului și soarta acestuia în viitor nu este clară.

Iată câteva dintre întrebările la care astronomii speră să le fi răspuns în secolul XXI:

· Stelele din apropiere au planete terestre și au biosfere (au viață)?

Ce procese contribuie la formarea stelelor?

· Cum se formează și se distribuie elementele chimice importante din punct de vedere biologic, cum ar fi carbonul și oxigenul, în întreaga galaxie?

· Sunt găurile negre o sursă de energie pentru galaxiile și quasarii active?

Unde și când s-au format galaxiile?

· Universul se va extinde pentru totdeauna sau expansiunea lui va fi înlocuită de un colaps?

BILETUL #9

Legile lui Kepler, descoperirea lor, sensul și limitele de aplicabilitate.

Cele trei legi ale mișcării planetare în raport cu Soarele au fost derivate empiric de astronomul german Johannes Kepler la începutul secolului al XVII-lea. Acest lucru a devenit posibil datorită multor ani de observații ale astronomului danez Tycho Brahe.

Primul legea lui Kepler. Fiecare planetă se mișcă într-o elipsă cu Soarele la unul dintre focarele sale ( e = c / A, Unde din este distanța de la centrul elipsei până la focalizarea acesteia, dar- semiax mare, e - excentricitate elipsă. Cu cât e mai mare, cu atât elipsa diferă de cerc. Dacă din= 0 (focurile coincid cu centrul), apoi e = 0 și elipsa se transformă într-un cerc cu rază dar).

Al doilea Legea lui Kepler (legea zonelor egale). Vectorul rază al planetei descrie zone egale în intervale de timp egale. O altă formulare a acestei legi: viteza sectorială a planetei este constantă.

Al treilea legea lui Kepler. Pătratele perioadelor orbitale ale planetelor din jurul Soarelui sunt proporționale cu cuburile semi-axelor majore ale orbitelor lor eliptice.

Formularea modernă a primei legi este completată după cum urmează: în mișcarea neperturbată, orbita unui corp în mișcare este o curbă de ordinul doi - o elipsă, parabolă sau hiperbolă.

Spre deosebire de primele două, a treia lege a lui Kepler se aplică doar orbitelor eliptice.

Viteza planetei în periheliu: , unde V c = viteza circulară la R = a.

Viteza la afeliu:.

Kepler și-a descoperit legile în mod empiric. Newton a derivat legile lui Kepler din legea gravitației universale. Pentru a determina masele corpurilor cerești, generalizarea lui Newton a celei de-a treia legi a lui Kepler la orice sistem de corpuri circulante este de mare importanță. Într-o formă generalizată, această lege este de obicei formulată astfel: pătratele perioadelor T 1 și T 2 ale revoluției a două corpuri în jurul Soarelui, înmulțite cu suma maselor fiecărui corp (M 1 și M 2, respectiv) și Soarele (M s), sunt legate ca cuburi ale semi-axelor majore a 1 și a 2 ale orbitelor lor: . În acest caz, interacțiunea dintre corpurile M 1 și M 2 nu este luată în considerare. Dacă neglijăm masele acestor corpuri în comparație cu masa Soarelui, atunci obținem formularea celei de-a treia legi dată de însuși Kepler: a treia lege a lui Kepler poate fi exprimată și ca relația dintre perioada T a orbitei unui corp cu masa M și semiaxa majoră a orbitei a: . A treia lege a lui Kepler poate fi folosită pentru a determina masa stelelor binare.

Desenarea unui obiect (planetă, cometă etc.) pe o hartă stelară conform coordonatelor specificate.

BILETUL #10

Planete terestre: Mercur, Marte, Venus, Pământ, Pluto. Sunt mici ca dimensiune și masă, densitatea medie a acestor planete este de câteva ori mai mare decât densitatea apei. Se rotesc încet în jurul axelor lor. Au puțini sateliți. Planetele terestre au suprafețe solide. Asemănarea planetelor terestre nu exclude o diferență semnificativă. De exemplu, Venus, spre deosebire de alte planete, se rotește în direcția opusă mișcării sale în jurul Soarelui și este de 243 de ori mai lentă decât Pământul. Pluto este cea mai mică dintre planete (diametrul lui Pluto = 2260 km, satelitul - Charon este de 2 ori mai mic, aproximativ la fel cu sistemul Pământ - Lună, sunt o „plană dublă”), dar din punct de vedere fizic este apropiat de acest grup.

Mercur. Greutate: 3*10 23 kg (0,055 Pământ) Orbită R: 0,387 UA Planete D: 4870 km Proprietăți atmosferice: Practic nu există atmosferă, heliu și hidrogen de la Soare, sodiu eliberat de suprafața supraîncălzită a planetei. Suprafata: plina de cratere, exista o depresiune de 1300 km in diametru, numita „Bazinul Caloris” Caracteristici: O zi durează doi ani.

Venus. Greutate: 4,78*10 24 kg Orbită R: 0,723 UA Planete D: 12100 km Compoziția atmosferică: în principal dioxid de carbon cu amestecuri de azot și oxigen, nori de condensat de acid sulfuric și fluorhidric. Suprafață: Deșert pietros, relativ neted, deși există câteva cratere Caracteristici: Presiunea în apropierea suprafeței este de 90 de ori mai mare decât cea a pământului, rotație inversă de-a lungul orbitei, efect de seră puternic (T=475 0 С).

Pământ . Orbite R: 1 UA (150.000.000 km) Planete R: 6400 km Compoziția atmosferei: 78% azot, 21% oxigen și dioxid de carbon. Suprafata: Cea mai variata. Caracteristici: Multa apa, conditiile necesare pentru originea si existenta vietii. Există 1 satelit - Luna.

Marte. Greutate: 6,4*1023 kg Orbite R: 1,52 UA (228 milioane km) Planete D: 6670 km Compoziția atmosferică: Dioxid de carbon cu impurități. Suprafață: Cratere, Mariner Valley, Muntele Olimp - cel mai înalt din sistem Caracteristici: Multă apă în calotele polare, probabil înainte ca clima să fie potrivită pentru viața organică pe bază de carbon, iar evoluția climatului marțian este reversibilă. Există 2 sateliți - Phobos și Deimos. Phobos cade încet spre Marte.

Pluto/Charon.

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

Orbite R: 29,65-49,28 AU

Planete D: 2324/1212 km

Compoziția atmosferică: Strat subțire de metan

Caracteristici: Planetă dublă, eventual un planetesemal, orbita nu se află în planul altor orbite. Pluto și Charon se înfruntă întotdeauna de aceeași parte.

Planete gigantice: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun.

Au dimensiuni și mase mari (masa lui Jupiter > masa Pământului de 318 ori, în volum - de 1320 de ori). Planetele gigantice se rotesc foarte repede în jurul axelor lor. Rezultatul este multă compresie. Planetele sunt situate departe de Soare. Se disting printr-un număr mare de sateliți (Jupiter are -16, Saturn are 17, Uranus are 16, Neptun are 8). O caracteristică a planetelor gigantice sunt inelele formate din particule și blocuri. Aceste planete nu au suprafețe solide, densitatea lor este scăzută, sunt formate în principal din hidrogen și heliu. Hidrogenul gazos din atmosferă trece în lichid și apoi în faza solidă. În același timp, rotația rapidă și faptul că hidrogenul devine conductor de electricitate determină câmpuri magnetice semnificative ale acestor planete, care captează particulele încărcate care zboară de la Soare și formează centuri de radiații.

Jupiter Greutate: 1,9*10 27 kg Orbită R: 5,2 UA Planetele D: 143.760 km la ecuator Compozitie: Hidrogen cu impuritati de heliu. Sateliți: E multă apă pe Europa, Ganimede cu gheață, Io cu un vulcan cu sulf. Caracteristici: Marea Pată Roșie, aproape o stea, 10% din radiație este proprie, trage Luna departe de noi (2 metri pe an).	Saturn. Greutate: 5,68* 10 26 Orbite R: 9,5 UA Planete D: 120.420 km Compozitie: Hidrogen si heliu. Luni: Titan este mai mare decât Mercur și are o atmosferă. Caracteristici: Inele frumoase, densitate redusă, mulți sateliți, stâlpi camp magnetic aproape coincid cu axa de rotație.
Uranus Greutate: 8,5*1025 kg Orbită R: 19,2 UA Planete D: 51.300 km Ingrediente: metan, amoniac. Sateliți: Miranda are un teren foarte dificil. Caracteristici: Axa de rotație este îndreptată către Soare, nu radiază energie proprie, cel mai mare unghi de abatere al axei magnetice față de axa de rotație.	Neptun. Greutate: 1*10 26 kg Orbită R: 30 UA Planete D: 49500 km Ingrediente: metan, amoniac, atmosfera de hidrogen.. Luni: Triton are o atmosferă de azot, apă. Caracteristici: Radiază de 2,7 ori mai multă energie absorbită.

Stabilirea modelului sferei cerești pentru o anumită latitudine și orientarea acesteia față de părțile laterale ale orizontului.

BILETUL #11

Caracteristici distinctive ale Lunii și sateliții planetelor.

lună este singurul satelit natural al Pământului. Suprafața Lunii este foarte neomogenă. Principalele formațiuni la scară mare - mări, munți, cratere și raze strălucitoare, probabil - sunt emisii de materie. Mările, câmpii întunecate, netede, sunt depresiuni pline cu lavă solidificată. Diametrele celor mai mari dintre ele depășesc 1000 km. Dr. trei tipuri de formațiuni sunt cel mai probabil rezultatul bombardării suprafeței lunare în stadiile incipiente ale existenței sistemului solar. Bombardamentul a durat mai multe sute de milioane de ani, iar resturile s-au așezat pe suprafața Lunii și a planetelor. Fragmente de asteroizi cu un diametru de sute de kilometri până la cele mai mici particule de praf au format Ch. detalii ale lunii și ale stratului de suprafață al rocilor. Perioada de bombardament a fost urmată de umplerea mărilor cu lavă bazaltică generată de încălzirea radioactivă a interiorului lunar. Instrumente spațiale. aparatele din seria Apollo au înregistrat activitatea seismică a lunii, așa-numita. l şoc. Probele de sol lunar aduse pe Pământ de astronauți au arătat că vârsta de L. 4,3 miliarde de ani, probabil la fel ca Pământul, constă din aceeași substanță chimică. elemente ca Pământul, cu același raport aproximativ. Nu există și probabil nu a existat niciodată o atmosferă pe L. și nu există motive pentru a afirma că viața a existat vreodată acolo. Conform celor mai recente teorii, L. s-a format ca urmare a ciocnirilor dintre planetezimale de mărimea lui Marte și Pământul tânăr. Temperatura suprafeței lunare atinge 100°C într-o zi lunară și scade la -200°C într-o noapte lunară. Pe L. nu există eroziune, pentru revendicare. distrugerea lentă a rocilor din cauza expansiunii și contracției termice alternative și catastrofelor locale bruște aleatorii din cauza impactului meteoriților.

Masa lui L. este măsurată cu precizie prin studierea orbitelor artelor ei, a sateliților și este legată de masa Pământului ca 1/81,3; diametrul său de 3476 km este 1/3,6 din diametrul Pământului. L. are forma unui elipsoid, deși cele trei diametre reciproc perpendiculare diferă cu cel mult un kilometru. Perioada de rotație a lui L. este egală cu perioada de revoluție în jurul Pământului, astfel încât, cu excepția efectelor librarii, acesta se întoarce întotdeauna cu o parte spre acesta. mier densitatea este de 3330 kg/m 3 , valoare foarte apropiată de densitatea principalelor roci aflate sub scoarța terestră, iar forța gravitațională de pe suprafața Lunii este de 1/6 din cea a pământului. Luna este cel mai apropiat corp ceresc de Pământ. Dacă Pământul și Luna ar fi mase punctiforme sau sfere rigide, a căror densitate se modifică numai cu distanța de la centru și nu ar exista alte corpuri cerești, atunci orbita Lunii în jurul Pământului ar fi o elipsă neschimbată. Cu toate acestea, Soarele și, într-o măsură mult mai mică, planetele exercită gravitație. influența asupra orbitei, determinând o perturbare a elementelor sale orbitale; prin urmare, semiaxa majoră, excentricitatea și înclinarea sunt supuse continuu unor perturbații ciclice, oscilând în jurul valorii medii.

Sateliți naturali, un corp natural care orbitează în jurul unei planete. În sistemul solar sunt cunoscute peste 70 de luni de diferite dimensiuni, iar altele noi sunt descoperite tot timpul. Cei mai mari șapte sateliți sunt Luna, cei patru sateliți galileeni ai lui Jupiter, Titan și Triton. Toate au diametre ce depasesc 2500 km si sunt mici „lumi” cu geol complex. istorie; unii au o atmosferă. Toți ceilalți sateliți au dimensiuni comparabile cu asteroizii, adică. de la 10 la 1500 km. Ele pot fi compuse din rocă sau gheață, cu formă variind de la aproape sferică la neregulată, iar suprafața este fie veche, cu numeroase cratere, fie alterată de activitatea subterană. Dimensiunile orbitelor variază de la mai puțin de două până la câteva sute de raze ale planetei, perioada de revoluție este de la câteva ore la mai mult de un an. Se crede că unii sateliți au fost capturați de atracția gravitațională a planetei. Au orbite neregulate și uneori se rotesc în direcția opusă mișcării orbitale a planetei în jurul Soarelui (așa-numita mișcare inversă). Orbitele S.e. poate fi puternic înclinat față de planul orbitei planetei sau foarte alungit. Sisteme extinse S.e. cu orbite regulate în jurul celor patru planete gigantice, a apărut probabil din norul de gaz și praf din jurul planetei părinte, similar cu formarea planetelor din nebuloasa protosolară. S.e. mai mici decât câteva. sute de kilometri au formă neregulatăși s-au format probabil în timpul ciocnirilor distructive ale corpurilor mai mari. În ext. zone ale sistemului solar, acestea circulă adesea în apropierea inelelor. Elemente orbitale ext. SE, în special excentricitățile, sunt supuse unor perturbații puternice cauzate de Soare. Mai multe perechi și chiar triple S.e. au perioade de circulație legate printr-o relație simplă. De exemplu, luna Europa a lui Jupiter are o perioadă aproape egală cu jumătate din cea a lui Ganymede. Acest fenomen se numește rezonanță.

Determinarea condiţiilor de vizibilitate a planetei Mercur conform „Calendarului Astronomic Şcolar”.

BILETUL #12

Comete și asteroizi. Fundamentele ideilor moderne despre originea sistemului solar.

Cometă, corpul ceresc al sistemului solar, format din particule de gheață și praf, care se deplasează de-a lungul orbitelor foarte alungite, la distanță de Soare, arată ca niște pete de formă ovală ușor luminoase. Pe măsură ce se apropie de Soare, în jurul acestui nucleu se formează o comă (un înveliș de gaz și praf aproape sferic care înconjoară capul cometei pe măsură ce se apropie de Soare. Această „atmosferă”, în mod continuu suflată de vântul solar, este completată cu gaz și praf. evadând din nucleu.Diametrul cometei atinge 100 mii km Viteza de evacuare a gazului și a prafului este de câțiva kilometri pe secundă în raport cu nucleul și se risipesc în spațiul interplanetar parțial prin coada cometei.) și coada (gazul și fluxul de praf format sub actiunea presiunii usoare si interactiunii cu vantul solar din spatiul atmosferei unei comete.In majoritatea cometelor, X. apare atunci cand se apropie de Soare la o distanta mai mica de 2 AU X. este intotdeauna directionat. de la Soare. X. gazos este format din molecule ionizate ejectate din nucleu, sub influența radiației solare are o culoare albăstruie, limite distincte, lățime tipică 1 milion km, lungime - zeci de milioane de kilometri. Structura lui X. se poate schimba considerabil pe parcursul mai multor ani. ore. Viteza moleculelor individuale variază de la 10 la 100 km/sec. Praful X. este mai difuz și mai curbat, iar curbura sa depinde de masa particulelor de praf. Praful este eliberat continuu din miez și este transportat de fluxul de gaz.). Centrul, o parte din K. se numește miez și este un corp înghețat - rămășițele unor acumulări uriașe de planetezimale înghețate formate în timpul formării sistemului solar. Acum sunt concentrați la periferie - în norul Oort-Epic. Masa medie a miezului K. 1-100 miliarde kg, diametrul 200-1200 m, densitatea 200 kg / m 3 ("/5 densitatea apei). Există goluri în miezuri. Acestea sunt formațiuni instabile, formate din o treime din gheață și două treimi din praf in-va.Gheața este în principal apă, dar există impurități ale altor compuși.La fiecare întoarcere la Soare, gheața se topește, moleculele de gaz părăsesc miezul și trage particule de praf și gheață cu ele, în timp ce în jurul nucleului se formează o coajă sferică - comă, o coadă lungă de plasmă îndreptată departe de Soare și o coadă de praf. Cantitatea de energie pierdută depinde de cantitatea de praf care acoperă nucleul și de distanța de la Soare la periheliu. Cometa Halley la distanță apropiată a confirmat multe teorii ale structurii lui K.

K. sunt de obicei numite după descoperitorii lor cu indicarea anului în care au fost observați ultima dată. Subdivizat pe termen scurt și pe termen lung. perioadă scurtă K. se învârt în jurul Soarelui cu o perioadă de mai multe. ani, miercuri. BINE. 8 ani; cea mai scurtă perioadă – ceva mai mult de 3 ani – o are K. Enke. Acești K. au fost capturați de gravitație. Câmpul lui Jupiter și a început să se rotească pe orbite relativ mici. Unul tipic are o distanță perihelială de 1,5 UA. și se prăbușește complet după 5 mii de rotații, dând naștere unei ploaie de meteoriți. Astronomii au observat decăderea lui K. West în 1976 și a lui K. * Biel. Dimpotrivă, perioadele de circulație sunt periodice lungi. C. poate ajunge la 10 mii, sau chiar 1 milion de ani, iar afelia lor poate fi la o treime din distanța față de cele mai apropiate stele.În prezent se cunosc aproximativ 140 de perioade scurte și 800 de perioade lungi și în fiecare an aproximativ 30 K noi. Cunoștințele noastre despre aceste obiecte sunt incomplete, deoarece ele sunt detectate doar atunci când se apropie de Soare la o distanță de aproximativ 2,5 UA Se presupune că aproximativ un trilion de K se rotește în jurul Soarelui.

Asteroid(asteroid), o planetă mică, care are o orbită aproape circulară situată în apropierea planului eclipticii dintre orbitele lui Marte și Jupiter. A. recent descoperite li se atribuie un număr de serie după determinarea orbitei lor, suficient de precis pentru ca A. „să nu se piardă”. În 1796, francezii. astronomul Joseph Gerome Lalande a propus să înceapă căutarea planetei „lipsă” dintre Marte și Jupiter, prezisă de regula lui Bode. În ajunul Anului Nou 1801, italianul. astronomul Giuseppe Piazzi l-a descoperit pe Ceres în timpul observațiilor sale pentru a întocmi un catalog de stele. limba germana omul de știință Carl Gauss și-a calculat orbita. Până acum, sunt cunoscuți aproximativ 3500 de asteroizi. Razele lui Ceres, Pallas și Vesta sunt de 512, 304 și, respectiv, 290 km, restul sunt mai mici. Conform estimărilor din cap. centura este de aprox. 100 milioane A., masa lor totală, aparent, este de aproximativ 1/2200 din masa prezentă inițial în această zonă. Apariția modernului A., probabil, este asociat cu distrugerea planetei (numită în mod tradițional Phaeton, nume modern - planeta lui Olbers) ca urmare a unei coliziuni cu un alt corp. Suprafețele A. observate sunt formate din metale și roci. În funcție de compoziție, asteroizii sunt împărțiți în tipuri (C, S, M, U). Convoiul de tip U nu este identificat.

A. sunt grupate şi după elementele orbitelor, formând aşa-numitele. familia Hirayama. Majoritatea A. are o perioadă de circulație de cca. ora 8 Toate A. cu o rază mai mică de 120 km au o formă neregulată, orbitele sunt supuse gravitației. influența lui Jupiter. Ca urmare, există lacune în distribuția lui A. de-a lungul semi-axelor majore ale orbitelor, numite trape Kirkwood. A. căzând în aceste trape ar avea perioade care sunt multiple ale perioadei orbitale a lui Jupiter. Orbitele asteroizilor din aceste trape sunt extrem de instabile. Int. și ext. marginile centurii A. se află în zonele în care acest raport este de 1: 4 și 1: 2. A.

Când o protostea se contractă, formează un disc de materie în jurul stelei. O parte din materia acestui disc cade înapoi pe stea, supunând forței gravitației. Gazul și praful care rămân în disc se răcesc treptat. Când temperatura scade suficient de scăzută, materialul discului începe să se adune în bucăți mici - buzunare de condens. Așa sunt create planetezimale. În timpul formării sistemului solar, unele planetezimale s-au prăbușit ca urmare a coliziunilor, în timp ce altele s-au fuzionat pentru a forma planete. În partea exterioară a sistemului solar, s-au format nuclee planetare mari, care au putut să rețină o anumită cantitate de gaz sub forma unui nor primar. Particulele mai grele au fost reținute de atracția Soarelui și, sub influența forțelor mareelor, nu s-au putut forma în planete pentru o lungă perioadă de timp. Acesta a fost începutul formării „giganților gazosi” - Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun. Probabil că și-au dezvoltat propriile mini-discuri de gaz și praf, care au format în cele din urmă luni și inele. În cele din urmă, în sistemul solar interior, materia solidă formează Mercur, Venus, Pământ și Marte.

Determinarea condiţiilor de vizibilitate a planetei Venus conform „Calendarului Astronomic Şcolar”.

BILETUL #13

Soarele este ca o stea tipică. Principalele sale caracteristici.

Soarele, corpul central al sistemului solar, este o minge de plasmă fierbinte. Steaua în jurul căreia se învârte Pământul. O stea obișnuită din secvența principală de tip spectral G2, o masă gazoasă autoluminoasă constând din 71% hidrogen și 26% heliu. Mărimea absolută este de +4,83, temperatura efectivă a suprafeței este de 5770 K. În centrul Soarelui, este de 15 * 10 6 K, ceea ce asigură o presiune care poate rezista forței gravitaționale, care este de 27 de ori mai mare pe suprafața Soarele (fotosfera) decât pe Pământ. O astfel de temperatură ridicată apare din cauza reacțiilor termonucleare de conversie a hidrogenului în heliu (reacție proton-proton) (ieșire de energie de la suprafața fotosferei 3,8 * 10 26 W). Soarele este un corp sferic simetric în echilibru. În funcție de schimbarea condițiilor fizice, Soarele poate fi împărțit în mai multe straturi concentrice, transformându-se treptat unul în celălalt. Aproape toată energia Soarelui este generată în regiunea centrală - miez, unde are loc reacția de fuziune nucleară. Miezul ocupă mai puțin de 1/1000 din volumul său, densitatea este de 160 g/cm 3 (densitatea fotosferei este de 10 milioane de ori mai mică decât densitatea apei). Datorită masei uriașe a Soarelui și a opacității materiei sale, radiația se deplasează de la nucleu la fotosferă foarte lent - aproximativ 10 milioane de ani. În acest timp, frecvența razelor X scade și devine lumină vizibilă. Cu toate acestea, neutrinii produși în reactii nucleare, părăsesc liber Soarele și, în principiu, oferă informații directe despre nucleu. Discrepanța dintre fluxul de neutrini observat și cel prezis teoretic a dat naștere la controverse serioase cu privire la structura interna Soare. Pe ultimele 15% din rază, există o zonă convectivă. Mișcările convective joacă, de asemenea, un rol în transportul câmpurilor magnetice generate de curenți în straturile sale interioare rotative, care se manifestă ca activitatea solară, cele mai puternice câmpuri se observă în petele solare. În afara fotosferei se află atmosfera solară, în care temperatura atinge o valoare minimă de 4200 K, iar apoi crește din nou datorită disipării undelor de șoc generate de convecția subfotosferică în cromosferă, unde crește brusc până la o valoare de 2 * 10. 6 K, caracteristică coroanei. Temperatura ridicată a acestuia din urmă duce la o ieșire continuă a materiei plasmatice în spațiul interplanetar sub forma vântului solar. În unele zone, puterea câmpului magnetic poate crește rapid și puternic. Acest proces este însoțit de un întreg complex de fenomene de activitate solară. Acestea includ erupții solare (în cromosferă), proeminențe (în coroana solară) și găuri coronale (regiuni speciale ale coroanei).

Masa Soarelui este de 1,99 * 10 30 kg, raza medie, determinată de fotosfera aproximativ sferică, este de 700.000 km. Aceasta este echivalentă cu 330.000 de mase și, respectiv, 110 razele Pământului; 1,3 milioane de astfel de corpuri precum Pământul pot încăpea în Soare. Rotația Soarelui provoacă mișcarea formațiunilor sale de suprafață, cum ar fi petele solare, în fotosferă și în straturile de deasupra acesteia. Perioada medie de rotație este de 25,4 zile, iar la ecuator este de 25 de zile, iar la poli - 41 de zile. Rotația se datorează comprimării discului solar, care este de 0,005%.

Determinarea condiţiilor de vizibilitate a planetei Marte conform „Calendarului Astronomic Şcolar”.

BILETUL #14

Cele mai importante manifestări ale activității solare, legătura lor cu fenomenele geofizice.

Activitatea solară este o consecință a convecției straturilor mijlocii ale stelei. Motivul acestui fenomen constă în faptul că cantitatea de energie care vine din nucleu este mult mai mare decât cea îndepărtată prin conducție termică. Convecția provoacă câmpuri magnetice puternice generate de curenții din straturile de convecție. Principalele manifestări ale activității solare care afectează pământul sunt petele solare, vântul solar și proeminențele.

pete solare, formațiuni din fotosfera Soarelui, au fost observate din cele mai vechi timpuri, iar în prezent sunt considerate zone ale fotosferei cu o temperatură cu 2000 K mai mică decât în ​​cele din jur, datorită prezenței unui câmp magnetic puternic. (aprox. 2000 gauss). S.p. constau dintr-un centru relativ întunecat, o parte (umbră) și penumbră fibroasă mai deschisă. Fluxul de gaz de la umbră la penumbră se numește efectul Evershed (V=2km/s). Numărul de S.p. iar aspectul lor se schimbă pe parcursul a 11 ani ciclul de activitate solară sau ciclul petelor solare, care este descrisă de legea lui Spörer și ilustrată grafic de diagrama fluturelui Maunder (mișcarea petelor în latitudine). Numărul relativ al petelor solare din Zurich indică suprafața totală acoperită de S.p. Variațiile pe termen lung sunt suprapuse pe ciclul principal de 11 ani. De exemplu, S.p. schimba magnetul. polaritatea în timpul ciclului de 22 de ani al activității solare. Dar naib, un exemplu izbitor de variație pe termen lung, este minimul. Maunder (1645-1715), când S.p. au lipsit. Deși este general acceptat că variațiile numărului de S.p. determinat de difuzia câmpului magnetic din interiorul solar rotativ, procesul nu este încă pe deplin înțeles. Câmpul magnetic puternic al petelor solare afectează câmpul Pământului, provocând interferențe radio și aurore. sunt câteva efecte irefutabile pe termen scurt, afirmarea existenței pe termen lung. relația dintre climă și numărul de S.p., în special ciclul de 11 ani, este foarte controversată, din cauza dificultăților în îndeplinirea condițiilor care sunt necesare la efectuarea unei analize statistice precise a datelor.

vânt însorit Fluxul de plasmă la temperatură înaltă (electroni, protoni, neutroni și hadroni) din coroana solară, radiația undelor intense ale spectrului radio, raze X în spațiul înconjurător. Formează așa-numitul. heliosfera extinzându-se până la 100 UA. de la soare. Vântul solar este atât de intens încât poate deteriora straturile exterioare ale cometelor, determinând formarea unei „cozi”. S.V. ionizează straturile superioare ale atmosferei, datorită cărora se formează stratul de ozon, provoacă aurore și creșterea fondului radioactiv și interferențe radio în locurile în care stratul de ozon este distrus.

Ultima activitate solară maximă a fost în 2001. Activitatea solară maximă înseamnă cel mai mare număr de pete solare, radiații și proeminențe. S-a stabilit de mult timp că modificarea activității solare a Soarelui afectează următorii factori:

* situația epidemiologică de pe Pământ;

* numărul diferitelor tipuri de dezastre naturale (taifunuri, cutremure, inundații etc.);

* cu privire la numărul de accidente rutiere și feroviare.

Maximul din toate acestea cade pe anii Soarelui activ. După cum a stabilit omul de știință Chizhevsky, Soarele activ afectează bunăstarea unei persoane. De atunci, au fost întocmite previziuni periodice ale bunăstării unei persoane.

2. Determinarea condiţiilor de vizibilitate a planetei Jupiter conform „Calendarului Astronomic Şcolar”.

BILETUL #15

Metode de determinare a distanțelor față de stele, unități de distanță și relația dintre ele.

Pentru a măsura distanța până la corpurile sistemului solar se folosește metoda paralaxei. Raza pământului se dovedește a fi prea mică pentru a servi drept bază pentru măsurarea deplasării paralactice a stelelor și a distanței până la acestea. Prin urmare, se folosește paralaxa de un an în loc de orizontală.

Paralaxa anuală a unei stele este unghiul (p) la care se poate vedea semiaxa majoră a orbitei Pământului de la stea dacă aceasta este perpendiculară pe linia de vedere.

a este semiaxa majoră a orbitei Pământului,

p este paralaxa anuală.

Se folosește și unitatea parsec. Un parsec este distanța de la care semi-axa majoră a orbitei Pământului, perpendiculară pe linia de vedere, este vizibilă la un unghi de 1².

1 parsec = 3,26 ani lumină = 206265 AU e. = 3 * 10 11 km.

Măsurând paralaxa anuală, se poate determina în mod fiabil distanța până la stelele care nu depășesc 100 parsecs sau 300 ly. ani.

Dacă sunt cunoscute mărimile stelelor absolute și aparente, atunci distanța până la stea poate fi determinată cu formula lg(r)=0,2*(m-M)+1

Determinarea condițiilor de vizibilitate a lunii conform „Calendarului astronomic școlar”.

BILETUL #16

Principalele caracteristici fizice ale stelelor, relația dintre aceste caracteristici. Condiții pentru echilibrul stelelor.

Principalele caracteristici fizice ale stelelor: luminozitate, mărimi absolute și aparente, masă, temperatură, mărime, spectru.

Luminozitate- energia emisă de o stea sau alt corp ceresc pe unitatea de timp. De obicei dat în unități de luminozitate solară, exprimată ca lg (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), unde L și M sunt luminozitatea și magnitudinea absolută a sursei, Lc și Mc sunt mărimile corespunzătoare pentru Soare (Mc). = +4 .83). De asemenea, determinată prin formula L=4πR 2 σT 4 . Sunt cunoscute stele, a căror luminozitate este de multe ori mai mare decât luminozitatea Soarelui. Luminozitatea lui Aldebaran este de 160, iar Rigel este de 80.000 de ori mai mare decât cea a Soarelui. Dar marea majoritate a stelelor au luminozități comparabile sau mai mici decât soarele.

Magnitudine - o măsură a luminozității unei stele. Z.v. nu oferă o idee adevărată despre puterea radiației stelei. O stea slabă aproape de Pământ poate părea mai strălucitoare decât o stea strălucitoare îndepărtată, deoarece fluxul de radiații primit de la acesta scade invers cu pătratul distanței. Vizibil Z.v. - stralucirea unei stele, pe care observatorul o vede cand se uita la cer. Absolut Z.v. - o masura a luminozitatii adevarate, reprezinta nivelul de luminozitate al unei stele, pe care l-ar avea, aflandu-se la o distanta de 10 pc. Hipparchus a inventat un sistem de Z.v. vizibil. în secolul al II-lea î.Hr. Stelelor li s-au atribuit numere în funcție de luminozitatea lor aparentă; cele mai strălucitoare stele au avut magnitudinea 1, iar cele mai slabe au fost pe locul 6. Toate R. secolul al 19-lea acest sistem a fost modificat. Scară modernă Z.v. a fost stabilit prin determinarea Z.v. eşantion reprezentativ de stele din apropierea nordului. polii lumii (rândul polar nordic). Potrivit acestora, Z.v. toate celelalte stele. Aceasta este o scară logaritmică, pe care stelele de magnitudinea I sunt de 100 de ori mai strălucitoare decât stelele de magnitudinea a șasea. Pe măsură ce precizia măsurării a crescut, a trebuit să se introducă zecimi. Cele mai strălucitoare stele sunt mai strălucitoare decât magnitudinea I, iar unele chiar au magnitudini negative.

masa stelar - parametru determinat direct numai pentru componentele stelelor binare cu orbite și distanțe cunoscute (M 1 +M 2 = R 3 /T 2). Acea. au fost stabilite masele a doar câteva zeci de stele, dar pentru un număr mult mai mare, masa poate fi determinată din dependența masă-luminozitate. Masele mai mari de 40 de mase solare și mai puțin de 0,1 mase solare sunt foarte rare. Masa majorității stelelor este mai mică decât masa Soarelui. Temperatura din centrul unor astfel de stele nu poate atinge nivelul la care încep reacțiile de fuziune nucleară, iar singura sursă de energie a acestora este compresia Kelvin-Helmholtz. Astfel de obiecte sunt numite pitice brune.

Raport masa-luminozitate, găsit în 1924 de Eddington, relația dintre luminozitatea L și masa stelară M. Raportul are forma L / Lc \u003d (M / Mc) a, unde Lc și Mc sunt luminozitatea și respectiv masa Soarelui , valoarea dar de obicei se află în intervalul 3-5. Raportul rezultă din faptul că proprietățile observate ale stelelor normale sunt determinate în principal de masa lor. Această relație pentru stelele pitice este de acord cu observațiile. Se crede că este valabil și pentru supergiganți și giganți, deși masa lor este greu de măsurat direct. Raportul nu este aplicabil piticelor albe, deoarece le crește luminozitatea.

temperatura stelară este temperatura unei regiuni a stelei. Este una dintre cele mai importante caracteristici fizice ale oricărui obiect. Cu toate acestea, datorită faptului că temperatura diferitelor regiuni ale stelei este diferită și, de asemenea, datorită faptului că temperatura este o mărime termodinamică care depinde de fluxul radiației electromagnetice și de prezența diferiților atomi, ioni și nuclee într-un anumite regiuni ale atmosferei stelare, toate aceste diferențe sunt unite în temperatura efectivă, care este strâns legată de radiația stelei din fotosferă. Temperatura efectivă, un parametru care caracterizează cantitatea totală de energie emisă de o stea pe unitatea de suprafață a acesteia. Aceasta este o metodă clară de descriere a temperaturii stelare. Acest. este determinată prin temperatura unui corp complet negru, care, conform legii Stefan-Boltzmann, ar radia aceeași putere pe unitatea de suprafață ca o stea. Deși spectrul unei stele diferă în detaliu semnificativ de spectrul unui corp absolut negru, cu toate acestea, temperatura efectivă caracterizează energia gazului din straturile exterioare ale fotosferei stelare și o face posibilă, folosind legea deplasării Wien (λ). max = 0,29/T), pentru a determina după ce lungime de undă există un maxim de radiație stelară și, prin urmare, culoarea stelei.

De dimensiuni Stelele sunt împărțite în pitici, subpitici, stele normale, giganți, subgiganți și supergiganți.

Gamă stelele depind de temperatura, presiunea, densitatea gazului din fotosfera sa, puterea câmpului magnetic și substanța chimică. compoziţie.

Clasele spectrale, clasificarea stelelor după spectrele lor (în primul rând, după intensitățile liniilor spectrale), introdusă mai întâi de italian. astronomul Secchi. Introducerea denumirilor de litere, to-rye au fost modificate pe măsură ce cunoștințele interne au fost extinse. structura stelelor. Culoarea unei stele depinde de temperatura suprafeței sale, prin urmare, în modern. clasificare spectrală Draper (Harvard) S.K. dispuse în ordinea descrescătoare a temperaturii:

Diagrama Hertzsprung–Russell, un grafic care vă permite să determinați cele două caracteristici principale ale stelelor, exprimă relația dintre magnitudinea absolută și temperatură. Numit după astronomul danez Hertzsprung și astronomul american Ressell, care au publicat prima diagramă în 1914. Cele mai fierbinți stele se află în stânga diagramei, iar stelele cu cea mai mare luminozitate în partea de sus. Din colțul din stânga sus până în dreapta jos secvența principală, reflectând evoluția stelelor și terminând cu stele pitice. Cele mai multe dintre stele aparțin acestei secvențe. Soarele aparține și el acestei secvențe. Deasupra acestei secvențe sunt subgianti, supergianti și giganți în această ordine, dedesubt sunt subgiganți și pitici albe. Aceste grupuri de stele sunt numite clase de luminozitate.

Condiții de echilibru: după cum se știe, stelele sunt singurele obiecte naturale în interiorul cărora au loc reacții de fuziune termonucleară necontrolată, care sunt însoțite de eliberarea unei cantități mari de energie și determină temperatura stelelor. Majoritatea stelelor sunt în stare staționară, adică nu explodează. Unele stele explodează (așa-numitele noi și supernove). De ce stelele sunt în general în echilibru? Putere explozii nucleare la stelele staţionare este echilibrată de forţa gravitaţiei, motiv pentru care aceste stele menţin echilibrul.

Calculul dimensiunilor liniare ale luminii din dimensiunile unghiulare și distanța cunoscute.

BILETUL #17

1. Semnificația fizică a legii Stefan-Boltzmann și aplicarea acesteia pentru a determina caracteristicile fizice ale stelelor.

legea Stefan-Boltzmann, raportul dintre puterea totală de radiație a unui corp complet negru și temperatura acestuia. Puterea totală a unei unități de suprafață de radiație în W pe 1 m 2 este dată de formula P \u003d σ T 4, Unde σ \u003d 5,67 * 10 -8 W / m 2 K 4 - constanta Stefan-Boltzmann, T - temperatura absolută a unui corp negru absolut. Deși astronomul radiază rar ca un corp negru, spectrul lor de emisie este adesea un model bun al spectrului unui obiect real. Dependența de temperatură față de puterea a 4-a este foarte puternică.

e este energia radiației pe unitatea de suprafață a stelei

L este luminozitatea stelei, R este raza stelei.

Folosind formula lui Stefan-Boltzmann și legea lui Wien, se determină lungimea de undă, care ține cont de radiația maximă:

l max T = b, b – constanta Wien

Puteți proceda de la opus, adică, folosind luminozitatea și temperatura, determinați dimensiunea stelelor

2. Determinarea latitudinii geografice a locului de observație în funcție de înălțimea dată a luminii la culminare și declinarea acestuia.

H = 90 0 - +

h - înălțimea luminii

BILETUL #18

Stele variabile și nestaționare. Semnificația lor pentru studiul naturii stelelor.

Luminozitatea stelelor variabile se modifică în timp. Acum cunoscut cca. 3*10 4 . P.Z. sunt împărțite în cele fizice, a căror luminozitate se modifică din cauza proceselor care au loc în ele sau în apropierea lor și PZ optice, unde această modificare se datorează rotației sau mișcării orbitale.

Cele mai importante tipuri de fizic P.Z.:

pulsatie - Cefeide, vedete precum Mira Ceti, giganți roșii semiregulate și neregulate;

Eruptiv(exploziv) - stele cu scoici, variabile tinere neregulate, incl. Stele de tip T Tauri (stele neregulate foarte tinere asociate cu nebuloase difuze), supergianti de tip Hubble-Seineja (supergiganți fierbinți de luminozitate ridicată, cele mai strălucitoare obiecte din galaxii. Sunt instabile și sunt probabil surse de radiație în apropierea limitei de luminozitate Eddington, atunci când sunt depășite , „deflația” cochiliilor stelare. Potențiale supernove.), pitice roșii ardând;

Cataclismic - novae, supernove, simbiotice;

Stele duble cu raze X

Specificat P.z. includ 98% din fizicul cunoscut Cele optice includ binare de eclipsare și cele rotative, cum ar fi pulsarii și variabilele magnetice. Soarele aparține celor care se rotesc, pentru că. amploarea sa se schimbă puțin atunci când pe disc apar pete solare.

Dintre stelele care pulsa, sunt foarte interesante cefeidele, numite după una dintre primele variabile descoperite de acest tip - 6 Cephei. Cefeidele sunt stele cu luminozitate mare și temperatură moderată (supergiganți galbeni). În cursul evoluției, au dobândit o structură specială: la o anumită adâncime, a apărut un strat care acumulează energie provenită din intestine, apoi o restituie din nou. O stea se contractă periodic pe măsură ce se încălzește și se extinde pe măsură ce se răcește. Prin urmare, energia radiației este fie absorbită de gazul stelar, ionizându-l, fie eliberată din nou atunci când, atunci când gazul se răcește, ionii captează electroni, în timp ce emit cuante de lumină. Ca urmare, luminozitatea Cefeidei se modifică, de regulă, de mai multe ori, cu o perioadă de câteva zile. Cefeidele joacă un rol deosebit în astronomie. În 1908, astronomul american Henrietta Leavitt, care a studiat Cefeidele într-una dintre cele mai apropiate galaxii - Micul Nor Magellanic, a atras atenția asupra faptului că aceste stele s-au dovedit a fi cu atât mai strălucitoare, cu atât perioada de schimbare a luminozității lor a fost mai lungă. Dimensiunea Norului Mic Magellanic este mică în comparație cu distanța sa, ceea ce înseamnă că diferența de luminozitate aparentă reflectă diferența de luminozitate. Datorită dependenței dintre perioada și luminozitatea găsită de Leavitt, este ușor de calculat distanța până la fiecare Cefeid, măsurând luminozitatea medie și perioada de variabilitate. Și deoarece supergiganții sunt clar vizibili, Cefeidele pot fi folosite pentru a determina distanțe chiar și până la galaxiile relativ îndepărtate în care sunt observate.Există un al doilea motiv pentru rolul special al Cefeidelor. În anii 60. Astronomul sovietic Yuri Nikolaevich Efremov a descoperit că, cu cât perioada Cefeidelor este mai lungă, cu atât această stea este mai tânără. Nu este greu de determinat vârsta fiecărei Cefeide din dependența perioadă-vârstă. Selectând stele cu perioade maxime și studiind grupurile stelare din care aparțin, astronomii explorează cele mai tinere structuri din Galaxie. Cefeidele, mai mult decât alte stele pulsatoare, merită numele de variabile periodice. Fiecare ciclu ulterior de modificare a luminozității îl repetă de obicei pe cel anterior destul de precis. Cu toate acestea, există și excepții, cea mai cunoscută dintre ele este Steaua Polară. De mult s-a descoperit că aparține Cefeidelor, deși modifică luminozitatea într-un interval destul de nesemnificativ. Dar, în ultimele decenii, aceste fluctuații au început să se estompeze, iar pe la mijlocul anilor '90. Steaua polară practic a încetat să mai pulseze.

Stele cu scoici, stele care aruncă continuu sau la intervale neregulate un inel de gaz din ecuator sau o înveliș sferic. 3. cu aproximativ. - giganți sau stele pitice din clasa spectrală B, care se rotesc rapid și se apropie de limita de distrugere. Ejectarea carcasei este de obicei însoțită de o scădere sau creștere a luminozității.

Stele simbiotice, stele ale căror spectre conțin linii de emisie și combină trăsăturile caracteristice ale unei gigante roșii și ale unui obiect fierbinte - o pitică albă sau un disc de acreție în jurul unei astfel de stele.

Stelele RR Lyrae reprezintă un alt grup important de stele pulsatoare. Acestea sunt stele vechi de aproximativ aceeași masă ca Soarele. Multe dintre ele sunt în grupuri de stele globulare. De regulă, își schimbă luminozitatea cu o magnitudine în aproximativ o zi. Proprietățile lor, ca și cele ale Cefeidelor, sunt folosite pentru a calcula distanțe astronomice.

R Coroana de Nord iar vedetele ca ea se comportă în moduri complet imprevizibile. Această stea poate fi văzută de obicei cu ochiul liber. La fiecare câțiva ani, luminozitatea sa scade la aproximativ a opta magnitudine, apoi crește treptat, revenind la nivelul anterior. Aparent, motivul pentru aceasta este că această stea supergigant aruncă nori de carbon, care se condensează în boabe, formând ceva asemănător funinginei. Dacă unul dintre acești nori groși și negri trece între noi și o stea, acesta ascunde lumina stelei până când norul se risipește în spațiu. Stelele de acest tip produc praf dens, care este de o importanță nu mică în regiunile în care se formează stelele.

stele sclipitoare. Fenomenele magnetice de pe Soare provoacă pete solare și erupții solare, dar nu pot afecta în mod semnificativ luminozitatea Soarelui. Pentru unele stele - pitice roșii - nu este așa: pe ele, astfel de fulgere ating proporții enorme și, ca urmare, emisia de lumină poate crește cu o magnitudine stelară întreagă, sau chiar mai mult. Cea mai apropiată stea de Soare, Proxima Centauri, este o astfel de stea. Aceste explozii de lumină nu pot fi prezise în avans și durează doar câteva minute.

Calculul declinației luminii în funcție de înălțimea acestuia la punctul culminant la o anumită latitudine geografică.

H = 900-+

h - înălțimea luminii

BILETUL #19

Stele binare și rolul lor în determinarea caracteristicilor fizice ale stelelor.

O stea binară este o pereche de stele conectate într-un singur sistem prin forțe gravitaționale și care se rotesc în jurul unui centru de greutate comun. Stelele care alcătuiesc o stea binară sunt numite componente ale acesteia. Stelele binare sunt foarte comune și sunt împărțite în mai multe tipuri.

Fiecare componentă a unei stele duble vizuale este clar vizibilă printr-un telescop. Distanța dintre ele și orientarea reciprocă se schimbă încet cu timpul.

Elementele unui binar care se eclipsează alternativ se blochează reciproc, astfel încât luminozitatea sistemului slăbește temporar, perioada dintre două modificări ale luminozității este egală cu jumătate din perioada orbitală. Distanța unghiulară dintre componente este foarte mică și nu le putem observa separat.

Stelele binare spectrale sunt detectate prin modificări ale spectrelor lor. Cu circulație reciprocă, stelele se deplasează periodic fie spre Pământ, fie departe de Pământ. Efectul Doppler în spectru poate fi utilizat pentru a determina modificări în mișcare.

Binarele de polarizare se caracterizează prin modificări periodice ale polarizării luminii. În astfel de sisteme, stelele în mișcarea lor orbitală luminează gazul și praful din spațiul dintre ele, unghiul de incidență al luminii asupra acestei substanțe se modifică periodic, în timp ce lumina împrăștiată este polarizată. Măsurătorile precise ale acestor efecte fac posibilă calcularea orbite, rapoarte de masă stelare, dimensiuni, viteze și distanțe dintre componente. De exemplu, dacă o stea este atât eclipsă, cât și spectroscopic binară, atunci se poate determina masa fiecărei stele și înclinarea orbitei. După natura schimbării luminozității în momentele eclipselor, se poate determina dimensiunile relative ale stelelor și studiază structura atmosferei lor. Stelele binare care servesc ca sursă de radiație în intervalul de raze X sunt numite binare de raze X. Într-un număr de cazuri, se observă o a treia componentă care se învârte în jurul centrului de masă al sistemului binar. Uneori, una dintre componentele unui sistem binar (sau ambele), la rândul său, se poate dovedi a fi stele binare. Componentele apropiate ale unei stele binare într-un sistem triplu pot avea o perioadă de câteva zile, în timp ce al treilea element se poate învârti în jurul centrului comun de masă al unei perechi apropiate cu o perioadă de sute sau chiar mii de ani.

Măsurarea vitezei stelelor într-un sistem binar și aplicarea legii gravitației universale sunt metoda importanta determinarea maselor de stele. Studierea stelelor binare este singura modalitate directă de a calcula masele stelare.

Într-un sistem de stele binare strâns distanțate, forțele gravitaționale reciproce tind să se întindă pe fiecare dintre ele, pentru a-i da forma unei pere. Dacă gravitația este suficient de puternică, vine un moment critic când materia începe să curgă departe de o stea și să cadă pe alta. În jurul acestor două stele există o anumită zonă sub forma unei figuri tridimensionale în opt, a cărei suprafață este o limită critică. Aceste două figuri în formă de para, fiecare în jurul propriei stele, se numesc lobi Roche. Dacă una dintre stele crește atât de mult încât își umple lobul Roche, atunci materia din ea se grăbește către cealaltă stea în punctul în care se ating cavitățile. Adesea, materialul stelar nu cade direct pe stea, ci mai întâi se răsucește, formând ceea ce este cunoscut sub numele de disc de acreție. Dacă ambele stele s-au extins atât de mult încât și-au umplut lobii Roche, atunci se formează o stea binară de contact. Materialul ambelor stele se amestecă și se contopește într-o minge în jurul celor două nuclee stelare. Deoarece în cele din urmă toate stelele se umflă, transformându-se în giganți, iar multe stele sunt binare, sistemele binare care interacționează nu sunt neobișnuite.

Calculul înălțimii luminii la punctul culminant al declinației cunoscute pentru o latitudine geografică dată.

H = 900-+

h - înălțimea luminii

BILETUL #20

Evoluția stelelor, etapele și etapele finale ale acesteia.

Stelele se formează în nori și nebuloase interstelare de gaz și praf. Forța principală care „formează” stelele este gravitația. În anumite condiții, o atmosferă foarte rarefiată (gazul interstelar) începe să se micșoreze sub influența forțelor gravitaționale. Un nor de gaz se condensează în centru, unde căldura eliberată în timpul compresiei este reținută - apare o protostea care emite în domeniul infraroșu. Protostarul se încălzește sub influența materiei care cade asupra ei, iar reacțiile de fuziune nucleară încep cu eliberarea de energie. În această stare, este deja o stea variabilă T Tauri. Restul norului se risipește. Forțele gravitaționale trage apoi atomii de hidrogen spre centru, unde se fuzionează pentru a forma heliu și eliberează energie. Creșterea presiunii în centru previne contracția ulterioară. Aceasta este o fază stabilă de evoluție. Această stea este o stea din secvența principală. Luminozitatea unei stele crește pe măsură ce miezul ei se compactează și se încălzește. Timpul în care o stea rămâne în Secvența Principală depinde de masa sa. Pentru Soare, aceasta este de aproximativ 10 miliarde de ani, dar stelele mult mai masive decât Soarele există într-un regim staționar de doar câteva milioane de ani. După ce steaua a consumat hidrogenul conținut în partea sa centrală, în interiorul stelei au loc schimbări majore. Hidrogenul începe să se ardă nu în centru, ci în coajă, care crește în dimensiune, se umflă. Ca urmare, dimensiunea stelei în sine crește dramatic, iar temperatura suprafeței sale scade. Acest proces este cel care dă naștere la giganți roșii și supergiganți. Etapele finale ale evoluției unei stele sunt determinate și de masa stelei. Dacă această masă nu depășește masa solară de mai mult de 1,4 ori, steaua se stabilizează, devenind o pitică albă. Contracția catastrofală nu are loc datorită proprietății de bază a electronilor. Există un astfel de grad de compresie la care încep să se respingă, deși nu mai există nicio sursă de energie termică. Acest lucru se întâmplă doar atunci când electronii și nucleele atomice sunt comprimate incredibil de strâns, formând o materie extrem de densă. O pitică albă cu masa Soarelui este aproximativ egală ca volum cu Pământul. Pitica albă se răcește treptat, transformându-se în cele din urmă într-o minge întunecată de cenușă radioactivă. Astronomii estimează că cel puțin o zecime din toate stelele din Galaxie sunt pitice albe.

Dacă masa unei stele care se micșorează depășește masa Soarelui de mai mult de 1,4 ori, atunci o astfel de stea, care a ajuns la stadiul de pitică albă, nu se va opri aici. Forțele gravitaționale în acest caz sunt atât de mari încât electronii sunt presați în nucleele atomice. Ca rezultat, protonii se transformă în neutroni, capabili să adere unul la celălalt fără goluri. Densitatea stelelor neutronice depășește chiar și densitatea piticelor albe; dar dacă masa materialului nu depășește 3 mase solare, neutronii, ca și electronii, sunt capabili să împiedice ei înșiși comprimarea ulterioară. O stea neutronică tipică are doar 10 până la 15 km diametru, iar un centimetru cub din materialul său cântărește aproximativ un miliard de tone. Pe lângă densitatea lor enormă, stelele cu neutroni au alte două proprietăți speciale care le fac detectabile în ciuda dimensiunilor lor mici: rotația rapidă și un câmp magnetic puternic.

Dacă masa unei stele depășește 3 mase solare, atunci etapa finală a ciclului său de viață este probabil o gaură neagră. Dacă masa stelei și, în consecință, forța gravitațională este atât de mare, atunci steaua este supusă unei contracții gravitaționale catastrofale, căreia nicio forță de stabilizare nu o poate rezista. Densitatea materiei în timpul acestui proces tinde spre infinit, iar raza obiectului - la zero. Conform teoriei relativității a lui Einstein, o singularitate a spațiu-timpului ia naștere în centrul unei găuri negre. Câmpul gravitațional de pe suprafața unei stele care se micșorează crește, așa că devine din ce în ce mai dificil pentru radiații și particule să părăsească acesta. În cele din urmă, o astfel de stea ajunge sub orizontul evenimentelor, care poate fi vizualizat ca o membrană unilaterală care permite materiei și radiațiilor să treacă numai spre interior și nimic afară. Steaua care se prăbușește se transformă într-o gaură neagră și poate fi detectată doar printr-o schimbare bruscă a proprietăților spațiului și timpului din jurul ei. Raza orizontului evenimentelor se numește raza Schwarzschild.

Stele cu o masă mai mică de 1,4 solară la sfârșitul ciclului lor de viață dispar încet învelișul superior, care se numește nebuloasă planetară. Stele mai masive care se transformă în stele neutronice sau găuri negre explodează mai întâi ca supernove, strălucirea lor dincolo de un timp scurt crește cu 20 de magnitudini sau mai mult, se eliberează mai multă energie decât o emite Soarele în 10 miliarde de ani, iar rămășițele unei stele explodate se despart cu o viteză de 20.000 km pe secundă.

Observarea și schițarea pozițiilor petelor solare cu un telescop (pe ecran).

BILET #21

Compoziția, structura și dimensiunile galaxiei noastre.

Galaxie, sistemul stelar căruia îi aparține Soarele. Galaxia conține cel puțin 100 de miliarde de stele. Trei componente principale: îngroșarea centrală, discul și haloul galactic.

Bulbul central este format din stele vechi de tip II (giganți roșii), situate foarte dens, iar în centrul său (nucleul) se află o sursă puternică de radiații. S-a presupus că există o gaură neagră în miez, care inițiază procesele energetice puternice observate, însoțite de radiații în spectrul radio. (Inelul de gaz se rotește în jurul găurii negre; gazul fierbinte care iese din marginea sa interioară cade în gaura neagră, eliberând energie, pe care o observăm.) Dar recent a fost detectată o explozie de radiație vizibilă în miez și ipoteza găurii negre a fost scăpat. Parametrii îngroșării centrale: 20.000 de ani lumină diametru și 3.000 de ani lumină grosime.

Discul Galaxiei, care conține stele tinere ale populației de tip I (tinere supergiganți albastre), materie interstelară, grupuri de stele deschise și 4 brațe spiralate, are un diametru de 100.000 de ani lumină și o grosime de doar 3.000 de ani lumină. Galaxia se rotește, părțile sale interioare trec prin orbitele lor mult mai repede decât cele exterioare. Soarele face o revoluție completă în jurul miezului în 200 de milioane de ani. În brațele spiralate, există un proces continuu de formare a stelelor.

Haloul galactic este concentric cu discul și bombarea centrală și este format din stele care sunt predominant membre ale clusterelor globulare și aparțin populației de tip II. Cu toate acestea, cea mai mare parte a materiei din halou este invizibilă și nu poate fi conținută în stelele obișnuite, nu este gaz sau praf. Astfel, aureola conține substanță întunecată invizibilă. Calculele vitezei de rotație a Norilor Magellanic Mari și Mici, care sunt sateliți ai Căii Lactee, arată că masa conținută în halou este de 10 ori mai mare decât masa pe care o observăm în disc și se îngroașă.

Soarele este situat la o distanta de 2/3 de centrul discului din Bratul Orion. Localizarea sa în planul discului (ecuatorul galactic) face posibilă observarea stelelor disc de pe Pământ sub forma unei benzi înguste. calea Lactee, acoperind întreaga sferă cerească și înclinată la un unghi de 63 ° față de ecuatorul ceresc. Centrul galaxiei se află în Săgetător, dar nu este vizibil în lumina vizibilă din cauza nebuloaselor întunecate de gaz și praf care absorb lumina stelelor.

Calculul razei unei stele din datele despre luminozitatea și temperatura acesteia.

L - luminozitate (Lc = 1)

R - raza (Rc = 1)

T - Temperatura (Tc = 6000)

BILETUL #22

clustere de stele. Starea fizică a mediului interstelar.

Grupurile de stele sunt grupuri de stele situate relativ aproape unele de altele și conectate printr-o mișcare comună în spațiu. Aparent, aproape toate vedetele se nasc în grupuri, nu individual. Prin urmare, grupurile de stele sunt un lucru foarte comun. Astronomilor le place să studieze grupurile de stele, deoarece toate stelele dintr-un cluster s-au format aproximativ în același timp și la aproximativ aceeași distanță de noi. Orice diferență notabilă de luminozitate între astfel de stele sunt diferențe adevărate. Este deosebit de util să studiem grupurile de stele din punctul de vedere al dependenței proprietăților lor de masă - la urma urmei, vârsta acestor stele și distanța lor de Pământ sunt aproximativ aceleași, astfel încât ele diferă unele de altele numai în masa lor. Există două tipuri de clustere stelare: deschise și globulare. Într-un grup deschis, fiecare stea este vizibilă separat, sunt distribuite mai mult sau mai puțin uniform pe o parte a cerului. Și clusterele globulare, dimpotrivă, sunt ca o sferă atât de dens plină de stele, încât în ​​centrul ei stelele individuale nu se pot distinge.

Clusterele deschise conțin de la 10 la 1000 de stele, mult mai multe tinere decât bătrâne, iar cele mai vechi au cu greu mai mult de 100 de milioane de ani. Faptul este că, în grupurile mai vechi, stelele se îndepărtează treptat unele de altele până se amestecă cu setul principal de stele. Deși gravitația ține grupurile deschise împreună într-o oarecare măsură, acestea sunt încă destul de fragile, iar gravitația unui alt obiect le poate rupe.

Norii în care se formează stelele sunt concentrați în discul galaxiei noastre și acolo se găsesc grupuri de stele deschise.

Spre deosebire de cele deschise, clusterele globulare sunt sfere pline dens cu stele (de la 100 de mii la 1 milion). Un cluster globular tipic are 20 până la 400 de ani lumină.

În centrele dens împachetate ale acestor grupuri, stelele sunt atât de apropiate unele de altele încât gravitația reciprocă le leagă unele de altele, formând stele binare compacte. Uneori există chiar o fuziune completă a stelelor; în apropiere, straturile exterioare ale stelei se pot prăbuși, expunând miezul central la vizionare directă. În clusterele globulare, stelele duble sunt de 100 de ori mai frecvente decât oriunde altundeva.

În jurul galaxiei noastre, cunoaștem aproximativ 200 de grupuri de stele globulare, care sunt distribuite în haloul care conține galaxia. Toate aceste clustere sunt foarte vechi și au apărut mai mult sau mai puțin în același timp cu Galaxy însăși. Ciorchinii par să se fi format atunci când părți ale norului din care a fost creată galaxia s-au împărțit în fragmente mai mici. Grupurile globulare nu diverg, deoarece stelele din ele stau foarte strâns, iar puternicele lor forțe gravitaționale reciproce leagă clusterul într-un întreg dens.

Substanța (gaz și praf) situată în spațiul dintre stele se numește mediu interstelar. Cea mai mare parte este concentrată în brațele spiralate ale Căii Lactee și reprezintă 10% din masa sa. În unele zone, materia este relativ rece (100 K) și este detectată de radiația infraroșie. Astfel de nori conțin hidrogen neutru, hidrogen molecular și alți radicali care pot fi detectați cu radiotelescoape. În regiunile din apropierea stelelor cu luminozitate mare, temperatura gazului poate ajunge la 1000-10000 K, iar hidrogenul este ionizat.

Mediul interstelar este foarte rarefiat (aproximativ 1 atom pe cm3). Cu toate acestea, în norii denși, concentrația unei substanțe poate fi de 1000 de ori mai mare decât media. Dar chiar și într-un nor dens, există doar câteva sute de atomi pe centimetru cub. Motivul pentru care încă reușim să observăm materia interstelară este că o vedem într-o grosime mare a spațiului. Dimensiunile particulelor sunt de 0,1 microni, conțin carbon și siliciu și intră în mediul interstelar din atmosfera stelelor reci ca urmare a exploziilor supernovei. Amestecul rezultat formează noi stele. Mediul interstelar are un câmp magnetic slab și este pătruns de fluxuri de raze cosmice.

Sistemul nostru solar este situat în acea regiune a galaxiei în care densitatea materiei interstelare este neobișnuit de scăzută. Această zonă se numește „bulă” locală; se extinde în toate direcțiile timp de aproximativ 300 de ani lumină.

Calculul dimensiunilor unghiulare ale Soarelui pentru un observator situat pe o altă planetă.

BILETUL #23

Principalele tipuri de galaxii și trăsăturile lor distinctive.

galaxii, sisteme de stele, praf și gaz cu o masă totală de 1 milion până la 10 trilioane. mase de soare. Adevărata natură a galaxiilor a fost în cele din urmă explicată abia în anii 1920. după discuţii aprinse. Până atunci, observate cu un telescop, arătau ca niște pete difuze de lumină asemănătoare cu nebuloase, dar numai cu ajutorul telescopului reflector de 2,5 metri al Observatorului Mount Wilson, folosit pentru prima dată în anii 1920, a fost posibilă obținerea de imagini. a nebuloaselor. stele în Nebuloasa Andromeda și dovedesc că este o galaxie. Același telescop a fost folosit de Hubble pentru a măsura perioadele Cefeidelor din Nebuloasa Andromeda. Aceste stele variabile au fost studiate suficient de bine pentru a putea determina cu precizie distanțele lor. Nebuloasa Andromeda este de aprox. 700 kpc, adică se află mult dincolo de Galaxia noastră.

Există mai multe tipuri de galaxii, principalele sunt spiralate și eliptice. S-au încercat să le clasifice folosind scheme alfabetice și numerice, precum clasificarea Hubble, dar unele galaxii nu se încadrează în aceste scheme, caz în care sunt numite după astronomii care le-au identificat pentru prima dată (de exemplu, Seyfert și Markarian). galaxii) sau dați denumiri alfabetice ale schemelor de clasificare (de exemplu, galaxii de tip N și de tip cD). Galaxiile care nu au o formă distinctă sunt clasificate drept neregulate. Originea și evoluția galaxiilor nu sunt încă pe deplin înțelese. Galaxiile spirale sunt cele mai bine studiate. Acestea includ obiecte care au un miez luminos din care emană brațe spiralate de gaz, praf și stele. Majoritatea galaxiilor spirale au 2 brațe care iradiază din părți opuse ale nucleului. De regulă, vedetele din ele sunt tinere. Acestea sunt bobine normale. Există și spirale încrucișate care au un pod central de stele care leagă capetele interioare ale celor două brațe. G. nostru aparţine şi el spiralei. Masele aproape tuturor spiralei G. se află în intervalul de la 1 la 300 de miliarde de mase solare. Aproximativ trei sferturi din toate galaxiile din univers sunt eliptic. Au o formă eliptică, lipsită de o structură în spirală vizibilă. Forma lor poate varia de la aproape sferică la cea de trabuc. Acestea variază ca mărime, de la pitici cu o masă de câteva milioane de mase solare până la cele gigantice cu o masă de 10 trilioane de mase solare. Cel mai mare cunoscut galaxii de tip CD. Au un nucleu mare sau, eventual, mai multe nuclee care se mișcă rapid unul față de celălalt. Adesea acestea sunt surse radio destul de puternice. Galaxiile Markarian au fost identificate de astronomul sovietic Veniamin Markarian în 1967. Sunt surse puternice de radiații în domeniul ultraviolet. galaxii de tip N au un miez slab luminos asemănător cu o stea. De asemenea, sunt surse radio puternice și se așteaptă să evolueze în quasari. În fotografie, galaxiile Seyfert arată ca niște spirale normale, dar cu un nucleu foarte strălucitor și spectre cu linii de emisie largi și luminoase, indicând prezența unei cantități mari de gaz fierbinte care se rotește rapid în nucleele lor. Acest tip de galaxii a fost descoperit de astronomul american Karl Seifert în 1943. Galaxiile care sunt observate optic și în același timp sunt surse radio puternice se numesc galaxii radio. Acestea includ galaxiile Seyfert, CD- și N-tip G. și unii quasari. Mecanismul de generare de energie a galaxiilor radio nu este încă înțeles.

Determinarea condiţiilor de vizibilitate a planetei Saturn conform „Calendarului Astronomic Şcolar”.

BILETUL #24

Fundamentele ideilor moderne despre structura și evoluția Universului.

În secolul al XX-lea s-a realizat înțelegerea Universului ca întreg unic. Primul pas important a fost făcut în anii 1920, când oamenii de știință au ajuns la concluzia că galaxia noastră - Calea Lactee - este una dintre milioanele de galaxii, iar Soarele este una dintre milioanele de stele din Calea Lactee. Studiul ulterior al galaxiilor a arătat că acestea se îndepărtează de Calea Lactee și, cu cât sunt mai departe, cu atât este mai mare această viteză (măsurată prin deplasarea spre roșu din spectrul său). Astfel, trăim în univers în expansiune. Recesiunea galaxiilor se reflectă în legea Hubble, conform căreia deplasarea către roșu a unei galaxii este proporțională cu distanța până la aceasta.În plus, la cea mai mare scară, i.e. la nivelul superclusterelor de galaxii, Universul are o structură celulară. Cosmologia modernă (doctrina evoluției Universului) se bazează pe două postulate: Universul este omogen și izotrop.

Există mai multe modele ale universului.

În modelul Einstein-de Sitter expansiunea Universului continuă la nesfârșit, în modelul static Universul nu se extinde și nu evoluează, în Universul pulsatoriu se repetă ciclurile de expansiune și contracție. Cu toate acestea, modelul static este cel mai puțin probabil; nu numai legea Hubble vorbește împotriva lui, ci și radiația relicvă de fundal descoperită în 1965 (adică radiația sferei fierbinți cu patru dimensiuni primare în expansiune).

Unele modele cosmologice se bazează pe teoria „universului fierbinte” prezentată mai jos.

În conformitate cu soluțiile lui Friedman la ecuațiile lui Einstein, acum 10-13 miliarde de ani, la momentul inițial al timpului, raza Universului era zero. Toată energia Universului, toată masa sa a fost concentrată în volumul zero. Densitatea energiei este infinită, iar densitatea materiei este, de asemenea, infinită. O astfel de stare se numește singular.

În 1946, Georgy Gamov și colegii săi au dezvoltat o teorie fizică a stadiului inițial al expansiunii Universului, explicând prezența elementelor chimice în el prin sinteză la temperaturi și presiuni foarte ridicate. Prin urmare, începutul expansiunii conform teoriei lui Gamow a fost numit „Big Bang”. Co-autorii lui Gamow au fost R. Alfer și G. Bethe, așa că uneori această teorie este numită „teoria α, β, γ”.

Universul se extinde dintr-o stare de densitate infinită. În starea singulară, legile obișnuite ale fizicii nu se aplică. Aparent, toate interacțiunile fundamentale la energii atât de mari nu se pot distinge unele de altele. Și din ce rază a Universului are sens să vorbim despre aplicabilitatea legilor fizicii? Răspunsul este de la lungimea Planck:

Pornind de la momentul de timp t p = R p /c = 5*10 -44 s (c este viteza luminii, h este constanta lui Planck). Cel mai probabil, prin t P interacțiunea gravitațională s-a separat de restul. Conform calculelor teoretice, în primele 10 -36 s, când temperatura Universului era mai mare de 10 28 K, energia pe unitatea de volum a rămas constantă, iar Universul s-a extins cu o viteză mult mai mare decât viteza luminii. Acest fapt nu contrazice teoria relativității, deoarece nu materia s-a extins cu o asemenea viteză, ci spațiul însuși. Această etapă de evoluție se numește inflaţionist. Din teoriile moderne fizică cuantică rezultă că în acest moment forța nucleară puternică s-a separat de forțele electromagnetice și cele slabe. Energia eliberată ca urmare a fost cauza expansiunii catastrofale a Universului, care într-un interval de timp mic de 10 - 33 s a crescut de la dimensiunea unui atom la dimensiunea sistemului solar. În același timp, au apărut particule elementare cunoscute nouă și un număr puțin mai mic de antiparticule. Materia și radiația erau încă în echilibru termodinamic. Această eră se numește radiatii stadiul de evoluție. La o temperatură de 5∙10 12 K, etapa recombinare: aproape toți protonii și neutronii anihilati, transformându-se în fotoni; au rămas doar cele pentru care nu erau suficiente antiparticule. Excesul inițial de particule față de antiparticule este de o miliardime din numărul acestora. Din această materie „excesivă” constă în principal substanța Universului observabil. La câteva secunde după Big Bang, a început scena nucleosinteză primară, când s-au format nuclee de deuteriu și heliu, cu o durată de aproximativ trei minute; apoi a început expansiunea calmă și răcirea Universului.

La aproximativ un milion de ani de la explozie, echilibrul dintre materie și radiații a fost perturbat, atomii au început să se formeze din protoni și electroni liberi, iar radiațiile au început să treacă prin materie, ca printr-un mediu transparent. Această radiație a fost numită relicvă, temperatura ei era de aproximativ 3000 K. În prezent, se înregistrează un fundal cu o temperatură de 2,7 K. Radiația de fundal relic a fost descoperită în 1965. A apărut în grad înalt izotrop și confirmă prin existența sa modelul unui Univers fierbinte în expansiune. După nucleosinteză primară materia a început să evolueze independent, datorită variațiilor de densitate a materiei, formate în conformitate cu principiul incertitudinii Heisenberg în timpul etapei inflaționiste, au apărut protogalaxiile. Acolo unde densitatea era puțin peste medie, s-au format centre de atracție, zonele cu o densitate mai mică s-au rarefiat din ce în ce mai mult, pe măsură ce substanța le-a lăsat pentru zone mai dense. Așa se face că mediul practic omogen a fost împărțit în protogalaxii separate și grupurile lor, iar după sute de milioane de ani au apărut primele stele.

Modelele cosmologice duc la concluzia că soarta universului depinde doar de densitatea medie a materiei care îl umple. Dacă este sub o densitate critică, expansiunea universului va continua pentru totdeauna. Această opțiune se numește „univers deschis”. Un scenariu similar de dezvoltare așteaptă un Univers plat când densitatea este critică. Într-o googol de ani, toată materia din stele se va arde, iar galaxiile se vor cufunda în întuneric. Vor rămâne doar planete, pitice albe și maro, iar ciocnirile dintre ele vor fi extrem de rare.

Cu toate acestea, chiar și în acest caz, metagalaxia nu este eternă. Dacă teoria marii unificări a interacțiunilor este corectă, în 10-40 de ani protonii și neutronii care alcătuiesc fostele stele se vor descompune. După aproximativ 10.100 de ani, găurile negre uriașe se vor evapora. În lumea noastră, vor rămâne doar electroni, neutrini și fotoni, despărțiți de distanțe mari. Într-un fel, acesta va fi sfârșitul timpului.

Dacă densitatea Universului se dovedește a fi prea mare, atunci lumea noastră este închisă și, mai devreme sau mai târziu, expansiunea va fi înlocuită de o contracție catastrofală. Universul își va încheia viața într-un colaps gravitațional într-un sens, care este și mai rău.

Calcularea distanței până la o stea dintr-o paralaxă cunoscută.