КВИТОК № 1
Видимі руху світил, як наслідок їх власного руху в просторі, обертання Землі та її обертання навколо Сонця.Земля здійснює складні рухи: обертається навколо своєї осі (Т = 24 год), рухається навколо Сонця (Т = 1 рік), обертається разом з Галактикою (Т = 200 тис. років). Звідси видно, що це спостереження, що здійснюються з Землі, відрізняються удаваними траєкторіями. Планети переміщуються на небосхилі то зі сходу на захід (прямий рух), то із заходу на схід (зворотній рух). Моменти зміни напряму називаються стояннями. Якщо нанести цей шлях на карту, вийде петля. Розміри петлі тим менше, чим більше відстань між планетою і Землею. Планети поділяються на нижні і верхні (нижні - всередині земної орбіти: Меркурій, Венера; верхні: Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун і Плутон). Всі ці планети обертаються так само, як і Земля навколо Сонця, але, завдяки руху Землі, можна спостерігати петлеобразное рух планет. Взаємні розташування планет відносно Сонця і Землі називаються конфігураціями планет.
Конфігурації планет, разл. геометрич. розташування планет по відношенню до Сонця і Землі. Нек-риє положення планет, видимі із Землі та вимірювані щодо Сонця, носять спец. назви. На илл. V-внутрішня планета, I-зовніш-няя планета, Е - Земля, S - Сонце. Коли внутр. планета лежить на одній прямій із Сонцем, вона знаходиться у сполученні. К.П. EV1S і ESV2 називаються нижньою і верхньою з'єднанням відповідно. Зовн. планета I знаходиться у верхньому з'єднанні, коли вона лежить на одній прямій із Сонцем (ESI4) і в протистоянні, коли вона лежить у напрямку, протилежному Сонцю (I3ES). Кут між напрямками на планету і на Сонце з вершиною на Землі, напр. I5ES, називається елонгацією. Для внутр. планети макс, елонгація має місце, коли кут EV8S дорівнює 90 °; для зовн. планети можлива елонгація в межах від 0 ° ESI4) до 180 ° (I3ES). Коли елонгація дорівнює 90 °, кажуть, що планета знаходиться у квадратурі (I6ES, I7ES).
Період, протягом якого планета здійснює оборот навколо Сонця по орбіті, називається сидеричним (зоряним) періодом обігу - T, період часу між двома однаковими конфігураціями - синодичним періодом - S.
Планети рухаються навколо Сонця в одному напрямку і роблять повний оборот навколо Сонця за проміжок часу = сидеричному періоду
для внутрішніх планет
для зовнішніх планет
S - сидеричний період (відносно зірок), Т - синодичний період (між фазами), ТÅ = 1 рік.
Комети і метеоритні тіла рухаються по еліптичних, параболічних і гіперболічних траєкторіях.
Обчислення відстані до галактики на основі закону Хаббла.V = H * R
H = 50 кмсек * Мпк - Постійна Хаббла
1 парсек = 3,26 світлового року = 206265 а. е. = 3 * 1011 км.
КВИТОК № 2 Принципи визначення географічних координат за астрономічними спостереженнями.Існує 2 географічні координати: географічна широта і географічна довгота. Астрономія як практична наука дозволяє знаходити ці координати. Висота полюса світу над горизонтом дорівнює географічній широті місця спостереження. Наближено географічну широту можна визначити, вимірявши висоту Полярної зірки, тому що вона відстає від північного полюса світу приблизно на 10. Можна визначити широту місця спостереження за висотою світила у верхній кульмінації (Кульмінація - момент проходження світила через меридіан) за формулою:
j = d ± (90 - h), в залежності від того, на південь чи на північ вона кульмінує від зеніту. h - висота світила, d - схиляння, j - широта.
Географічна довгота - це друга координата, відраховується від нульового Гринвіцького меридіана на схід. Земля поділена на 24 часових пояси, різниця в часі - 1 година. Різниця місцевих часів дорівнює різниці довгот:
Tλ1 - Tλ2 = λ1 - λ2 Т.ч., дізнавшись різниця часів у двох пунктах, довгота одного з яких відома, можна визначити довготу іншого пункту.
Місцевий час - це сонячний час у даному місці Землі. У кожній точці місцевий час різна, тому люди живуть за поясним часом, тобто за часом середнього меридіана даного поясу. Лінія зміни дати проходить на сході (Берингову протоку).
Обчислення температури зірки на основі даних про її світності і розмірах.L - світність (Lc = 1)
R - радіус (Rc = 1)
T - Температура (Tc = 6000)
КВИТОК № 3 Причини зміни фаз Місяця. Умови настання і періодичність сонячних і місячних затемнень.Фаза, в астрономії зміна фаз відбувається через періодич. зміни умов освітленості небесних тіл по відношенню до спостерігача. Змінити Ф. Місяця обумовлена зміною взаємного положення Землі, Місяця і Сонця, а також тим, що Місяць світить відбитим від нього світлом. Коли Місяць знаходиться між Сонцем і Землею на прямій, що з'єднує їх, до Землі звернена неосвітлена частина місячної поверхні, тому ми її не бачимо. Ця Ф. - молодик. Через 1 - 2 доби Місяць відходить від цієї прямої, і з Землі видно вузький місячний серп. Під час молодика та частина Місяця, до-раю не висвітлена прямими сонячними променями, все ж видно на темному небі. Це явище назвали попелястим світлом. Через тиждень настає Ф. - перша чверть: освітлена частина Місяця становить половину диска. Потім настає повний місяць - Місяць знаходиться знову на лінії, що з'єднує Сонце і Землю, але по ін бік Землі. Видно освітлений повний диск Місяця. Потім починається спадання видимої частини і настає остання чверть, тобто знову можна спостерігати освітленим половину диска. Повний період зміни Ф. Місяця називається синодичним місяцем.
Затемнення, астрономічне явище, при якому одне небесне тіло повністю або частково закриває ін або тінь одного тіла падає на ін Сонячні 3. відбуваються, коли Земля потрапляє в тінь, що відкидається Місяцем, а місячні - коли Місяць потрапляє в тінь Землі. Тінь Місяця під час сонячного 3. складається з центральної тіні і навколишнього її півтіні. При сприятливих умовах повне місячне 3. може тривати 1 годину. 45 хв. Якщо Місяць не повністю входить у тінь, то спостерігач на нічній стороні Землі побачить приватне місячне 3. Кутові діаметри Сонця і Місяця майже однакові, тому повне сонячне 3. триває всього дек. хвилин. Коли Місяць знаходиться в апогеї, її кутові розміри трохи менше, ніж Сонця. Сонячне 3. може статися, якщо лінія, що з'єднує центри Сонця і Місяця, перетинає земну поверхню. Діаметри місячної тіні при падінні на Землю можуть досягати дек. сотень кілометрів. Спостерігач бачить, що темний місячний диск не повністю закрив Сонце, залишивши відкритим його край у вигляді яскравого кільця. Це т.зв. кільцеве сонячне 3. Якщо ж кутові розміри Місяця більше, ніж Сонця, то спостерігач в околиці точки перетину лінії, що з'єднує їх центри із земною поверхнею, побачить повне сонячне 3. Оскільки Земля обертається навколо своєї осі, Місяць - навколо Землі, а Земля - навколо Сонця, місячна тінь швидко ковзає по земній поверхні від точки, де вона на неї впала, до ін, де її покине, і прокреслює на Землі * смугу повного або кільцевого 3. Приватне 3. можна спостерігати, коли Місяць загороджує лише частину Сонця. Час, тривалість і картина сонячного або місячного 3. залежать від геометрії системи Земля-Місяць-Сонце. З-за нахилу місячної орбіти щодо * екліптики сонячні і місячні 3. відбуваються не в кожне молодик або повний місяць. Порівняння передбачення 3. з спостереженнями дозволяє уточнити теорію руху Місяця. Оскільки геометрія системи майже точно повторюється кожні 18 років 10 діб, 3. відбуваються з цим періодом, званим саросом. Реєстрації 3. з давніх часів дозволяють перевірити вплив припливів на місячну орбіту.
Визначення координат зірок по зоряній карті. КВИТОК № 4 Особливості добового руху Сонця на різних географічних широтах в різну пору року.Розглянемо річне переміщення Сонця по небесній сфері. Повний оберт навколо Сонця Земля робить за рік, за одну добу Сонце зміщується по екліптиці із заходу на схід приблизно на 1 °, а за 3 місяці - на 90 °. Проте на даному етапі важливо, що з переміщення Сонця по екліптиці супроводжується зміною його відміни в межах від δ =-e (зимове сонцестояння) до δ = + e (літнє сонцестояння), де e - кут нахилу земної осі. Тому протягом року змінюється і розташування добової паралелі Сонця. Розглянемо середні широти північної півкулі.
Під час проходження Сонцем точки весняного рівнодення (α = 0ч), в кінці березня відмінювання Сонця дорівнює 0 °, тому в цей день Сонце знаходиться практично на небесному екваторі, сходить на сході, піднімається у верхній кульмінації на висоту h = 90 ° - φ і заходить на заході. Оскільки небесний екватор ділить небесну сферу навпіл, то Сонце половину доби знаходиться над горизонтом, половину - під ним, тобто день дорівнює ночі, що й відбито в назві "рівнодення". У момент рівнодення дотична до екліптики в місці знаходження Сонця нахилена до екватора на максимальний кут, рівний e, тому і швидкість збільшення відмінювання Сонця в цей час також максимальна.
Після весняного рівнодення відмінювання Сонця швидко збільшується, тому з кожним днем все більша частина добової паралелі Сонця виявляється над горизонтом. Сонце сходить усе раніше, піднімається у верхній кульмінації все вище і заходить все пізніше. Точки сходу і заходу кожен день зміщуються на північ, а день подовжується.
Однак кут нахилу дотичної до екліптики в місці знаходження Сонця з кожним днем зменшується, а разом з ним зменшується і швидкість збільшення відміни. Нарешті, в кінці червня Сонце досягає самої північної точки екліптики (α = 6ч, δ = + e). До цього моменту воно піднімається у верхній кульмінації на висоту h = 90 ° - φ + e, сходить приблизно на північному сході, заходить на північному заході, і тривалість дня досягає максимального значення. Разом з тим щоденне збільшення висоти Сонця у верхній кульмінації припиняється, і полуденне Сонце як би "зупиняється" у своєму русі на північ. Звідси і назва "літнє сонцестояння".
Після цього схиляння Сонця починає зменшуватися - спочатку дуже повільно, а потім все швидше. Сходить воно з кожним дні пізніше, заходить раніше, точки сходу і заходу переміщуються назад, на південь.
До кінця вересня Сонце сягає другої точки перетину екліптики з екватором (α = 12ч), і знову настає рівнодення, тепер вже осіннє. Знову швидкість зміни відмінювання Сонця досягає максимуму, і воно швидко зміщується на південь. Ніч стає довша за день, і з кожним днем висота Сонце у верхній кульмінації зменшується.
До кінця грудня Сонце досягає найпівденнішої точки екліптики (α = 18ч) і його рух на південь припиняється, воно знов "зупиняється". Це зимове сонцестояння. Сонце сходить майже на південно-сході, заходить на південному заході, а опівдні піднімається на півдні на висоту h = 90 ° - φ - e.
А після все починається спочатку - схиляння Сонця збільшується, висота у верхній кульмінації зростає, день подовжується, точки сходу і заходу зміщуються на північ.
Через розсіювання світла земною атмосферою небо продовжує залишатися світлим і деякий час після заходу Сонця. Цей період називається сутінками. За глибиною занурення Сонця під обрій розрізняються сутінки цивільні (-8 ° -18 °), після закінчення яких яскравість нічного неба залишається приблизно постійною.
Влітку, при d = + e, висота Сонця в нижній кульмінації дорівнює h = φ + e - 90 °. Тому північніше широти ~ 48 ° .5 в літнє сонцестояння Сонце в нижній кульмінації занурюється під горизонт менше, ніж на 18 °, і літні ночі стають світлими через астрономічних сутінок. Аналогічно при φ> 54 ° .5 в літнє сонцестояння висота Сонця h> -12 ° - всю ніч тривають навігаційні сутінки (в цю зону потрапляє Москва, де не темніє по три місяці на рік - з початку травня до початку серпня). Ще на північ, при φ> 58 ° .5, влітку вже не припиняються цивільні сутінки (тут розташований Петербурга з його знаменитими "білими ночами").
Нарешті, на широті φ = 90 ° - e добова паралель Сонця під час сонцестоянь торкнеться обрію. Ця широта - північний полярний коло. Ще на північ Сонце на деякий час влітку не заходить за горизонт - настає полярний день, а взимку - не сходить - полярна ніч.
А тепер розглянемо більш південні широти. Як вже говорилося, на південь від широти φ = 90 ° - e - 18 ° ночі завжди темні. При подальшому просуванні на південь Сонце в будь-який час року піднімається все вище і вище, а відмінність між частинами його добової паралелі, що знаходяться над і під горизонтом, зменшується. Відповідно, і тривалість дня і ночі навіть під час сонцестоянь розрізняються все менше і менше. Нарешті, на широті j = e добова паралель Сонця для літнього сонцестояння пройде через зеніт. Ця широта називається північним тропіком, в момент літнього сонцестояння в одній з точок на цій широті Сонце буває точно в зеніті. Нарешті, на екваторі добові паралелі Сонця завжди поділяються горизонтом на дві рівні частини, тобто день там завжди дорівнює ночі, а Сонце буває в зеніті під час рівнодень.
На південь від екватора все буде аналогічно вищеописаному, тільки більшу частину року (а південніше південного тропіка - завжди) верхня кульмінація Сонця буде відбуватися на північ від зеніту.
Наведення на заданий об'єкт і фокусування телескопа. КВИТОК № 51. Принцип роботи та призначення телескопа.
Телескоп, астрономічний прилад для спостереження небесних світил. Добре сконструйований телескоп здатний збирати електромагнітне випромінювання в різних діапазонах спектра. В астрономії оптичний телескоп призначений для збільшення зображення і збору світла від слабких джерел, особливо невидимих неозброєним оком, тому що в порівнянні з ним здатний збирати більше світла і забезпечувати високу кутове дозвіл, тому в збільшеному зображенні можна бачити більше деталей. У телескопі-рефракторі в якості об'єктива використовується велика лінза, збирає і фокусуються світло, а зображення розглядається за допомогою окуляра, що складається з однієї або декількох лінз. Основною проблемою при конструюванні телескопів-рефракторів є хроматична аберація (кольорова облямівка навколо зображення, що створюється простий лінзою внаслідок того, що світло різних довжин хвиль фокусується на різних відстанях.). Її можна усунути, використовуючи комбінацію опуклої й увігнутої лінз, однак лінзи більше деякого граничного розміру (близько 1 метра в діаметрі) виготовити неможливо. Тому в даний час перевага віддаються телескопам-рефлекторам, в яких в якості об'єктива використовується дзеркало. Перший телескоп-рефлектор винайшов Ньютон за своєю схемою, званою системою Ньютона. Зараз існує кілька методів спостереження зображення: системи Ньютона, Кассегрена (положення фокусу зручно для реєстрації та аналізу світла за допомогою інших приладів, таких, як фотометр або спектрометр), куде (схема дуже зручна, коли для аналізу світла потрібно громіздке устаткування), Максутова (т.зв. менісковий), Шмідта (застосовується, коли необхідно зробити масштабні огляди неба).
Поряд з оптичними телескопами є телескопи, що збирають електромагнітне випромінювання в інших діапазонах. Наприклад, широко поширені різні типи радіотелескопів (з параболічним дзеркалом: нерухомі і повноповоротні; типу РАТАН-600; синфазні; радіоінтерферометра). Є також телескопи для реєстрації рентгенівського і гамма-випромінювання. Оскільки останнє поглинається земною атмосферою, рентгенівські телескопи зазвичай встановлюються на супутниках або повітряних зондах. Гамма-астрономія використовує телескопи, розташовувані на супутниках.
Обчислення періоду обертання планети на основі третього закону Кеплера.Тз = 1год
аз = 1 астрономічна одиниця
1 парсек = 3,26 світлового року = 206265 а. е. = 3 * 1011 км.
КВИТОК № 6 Способи визначення відстаней до тіл Сонячної системи та їх розмірів.Спершу визначається відстань до якої-небудь доступною точки. Це відстань називається базисом. Кут, під яким із недоступного місця видно базис, називають параллаксом. Горизонтальним параллаксом називають кут, під яким з планети видно радіус Землі, перпендикулярний променю зору.
p ² - паралакс, r ² - кутовий радіус, R - радіус Землі, r - радіус світила.
Радіолокаційний метод. Він полягає в тому, що на небесне тіло посилають потужний короткочасний імпульс, а потім приймають відбитий сигнал. Швидкість поширення радіохвиль дорівнює швидкості світла у вакуумі: відома. Тому якщо точно виміряти час, що треба сигналу, щоб дійти до небесного тіла і повернутися назад, то легко обчислити шукане відстань.
Радіолокаційні спостереження дозволяють з великою точністю визначати відстані до небесних тіл Сонячної системи. Цим методом уточнені відстані до Місяця, Венери, Меркурія, Марса, Юпітера.
Лазерна локація Місяця. Незабаром після винаходу потужних джерел світлового випромінювання - оптичних квантових генераторів (лазерів) - стали проводитися досліди з лазерної локації Місяця. Метод лазерної локації аналогічний радіолокації, проте точність вимірювання значно вище. Оптична локація дає можливість визначити відстань між обраними точками місячної і земної поверхні з точністю до сантиметрів.
Для визначення розмірів Землі визначають відстань між двома пунктами, розташованими на одному меридіані, потім довжину дуги l, відповідної 1 °-n.
Для визначення розмірів тіл Сонячної системи можна виміряти кут, під яким вони видні земного спостерігача - кутовий радіус світила r і відстань до світила D.
R = D sin r.
Враховуючи p0 - горизонтальний паралакс світила і, що кути p0 і r малі,
Визначення світності зірки на основі даних про її розміри і температурі.L - світність (Lc = 1)
R - радіус (Rc = 1)
T - Температура (Tc = 6000)
КВИТОК № 71. Можливості спектрального аналізу і позаатмосферних спостережень для вивчення природи небесних тіл.
Розкладання електромагнітного випромінювання по довжинах хвиль з метою їх вивчення називається спектроскопією. Аналіз спектрів - основний метод вивчення астрономічних об'єктів, застосовуваний в астрофізиці. Вивчення спектрів дає інформацію про температуру, швидкості, тиску, хімічний склад і про інші найважливіші властивості астрономічних об'єктів. По спектру поглинання (точніше, за наявності певних ліній у спектрі) можна судити про хімічний склад атмосфери зірки. За інтенсивністю спектра можна визначити температуру зірок та інших тіл:
lmaxT = b, b - постійна Вина. Багато чого про зірку можна дізнатися за допомогою ефекту Допплера. У 1842 році він встановив, що довжина хвилі λ, прийнята спостерігачем, пов'язана з довжиною хвилі джерела випромінювання співвідношенням:, де V-проекція швидкості джерела на промінь зору. Відкритий ним закон отримав назву закону Доплера:. Зсув ліній в спектрі зірки щодо спектру порівняння в червону сторону говорить про те, що зірка віддаляється від нас, зміщення у фіолетову сторону спектра - що зірка наближається до нас. Якщо лінії в спектрі періодично змінюються, то зірка має супутник і вони обертаються навколо загального центру мас. Ефект Доплера також дає можливість оцінити швидкість обертання зірок. Навіть коли випромінюючий газ не має відносної руху, спектральні лінії, які випромінює окремими атомами, будуть зміщатися щодо лабораторного значення через безладного теплового руху. Для загальної маси газу це буде виражатися в розширенні спектральних ліній. При цьому квадрат допплерівської ширини спектральної лінії пропорційний температурі. Таким чином, по ширині спектральної лінії можна судити про температуру випромінюючого газу. У 1896 році нідерландським фізиком Зеєманом був відкритий ефект розщеплення ліній спектра в сильному магнітному полі. За допомогою цього ефекту тепер стало можливо «вимірювати» космічні магнітні поля. Схожий ефект (він називається ефектом Штарка) спостерігається в електричному полі. Він виявляється, коли в зірці короткочасно виникає сильне електричне поле.
Земна атмосфера затримує частина йде з космосу випромінювання. Видиме світло, проходячи через неї, теж спотворюється: рух повітря розмиває зображення небесних тіл, і зірки мерехтять, хоча насправді їх яскравість незмінна. Тому з середини XX століття астрономи почали вести спостереження з космосу. Поза атмосферні телескопи збирають і аналізують рентгенівське, ультрафіолетове, інфрачервоне і гамма випромінювання. Перші три можна вивчати лише поза атмосферою, останнє ж частково досягає поверхні Землі, але змішується з ІК самої планети. Тому краще виносити інфрачервоні телескопи в космос. Рентгенівське випромінювання виявляє у Всесвіті області, де особливо бурхливо виділяється енергія (наприклад чорні діри), а також невидимі в інших променях об'єкти, наприклад пульсари. Інфрачервоні телескопи дозволяють дослідити теплові джерела, приховані для оптики, у великому діапазоні температур. Гамма-астрономія дозволяє виявити джерела електрон-позитронної анігіляції, тобто джерела великих енергій.
2. Визначення по зоряній карті відмінювання Сонця на даний день і обчислення його висоти опівдні.
H = 900 - +
= 560
h - висота світила
КВИТОК № 8 Найважливіші напрямки і завдання дослідження і освоєння космічного простору.Основні проблеми сучасної астрономії:
Немає рішення багатьох приватних проблем космогонії:
Як сформувалася Місяць, як утворилися кільця навколо планет-гігантів, чому Венера обертається дуже повільно і у зворотному напрямку;
У зоряної астрономії:
Немає детальної моделі Сонця, здатної точно пояснити всі його спостережувані властивості (зокрема, потік нейтрино з ядра).
Немає детальної фізичної теорії деяких проявів зоряної активності. Наприклад, не до кінця зрозумілі причини вибуху наднових зірок; не зовсім зрозуміло, чому з околиць деяких зірок викидаються вузькі струмені газу. Проте особливо загадкові короткі спалахи гамма-випромінювання, що регулярно відбуваються у різних напрямках на небі. Не ясно навіть, чи пов'язані вони з зірками або з іншими об'єктами, і на якій відстані від нас знаходяться ці об'єкти.
У галактичної і позагалактичної астрономії:
Не вирішена проблема прихованої маси, яка полягає в тому, що гравітаційне поле галактик і скупчень галактик в кілька разів сильніше, ніж це може забезпечити спостережуване речовина. Ймовірно, велика частина речовини Всесвіту досі прихована від астрономів;
Немає єдиної теорії формування галактик;
Не вирішені основні проблеми космології: немає закінченої фізичної теорії народження Всесвіту і не зрозуміла її доля в майбутньому.
Ось деякі питання, на які астрономи сподіваються отримати відповіді у 21 столітті:
Чи існують у найближчих зірок планети земного типу і чи є у них біосфери (чи є на них життя)?
Які процеси сприяють початку формування зірок?
Як утворюються і поширюються по Галактиці біологічно важливі хімічні елементи, такі, як вуглець, кисень?
Чи є чорні діри джерелом енергії активних галактик і квазарів?
Де і коли сформувалися галактики?
Чи буде Всесвіт розширюватися вічно, або її розширення зміниться колапсом?
КВИТОК № 9 Закони Кеплера, їх відкриття, значення і межі застосування.Три закони руху планет відносно Сонця були виведені емпірично німецьким астрономом Йоганном Кеплером на початку XVII століття. Це стало можливим завдяки багаторічним спостереженням датського астронома Тихо Браге.
Перший закон Кеплера. Кожна планета рухається по еліпсу, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце (e = c / a, де с - відстань від центру еліпса до його фокусу, а-велика піввісь, е - ексцентриситет еліпса. Чим більше е, тим більше еліпс відрізняється від окружності. Якщо з = 0 (фокуси збігаються з центром), то е = 0 і еліпс перетворюється в коло радіусом а).
Другий закон Кеплера (закон рівних площ). Радіус-вектор планети за однакові проміжки часу описує рівновеликі площі. Інше формулювання цього закону: секториальная швидкість планети постійна.
Третій закон Кеплера. Квадрати періодів звернень планет навколо Сонця пропорційні кубів великих півосей їх еліптичних орбіт.
Сучасна формулювання першого закону доповнено так: у невозмущенном русі орбіта рухомого тіла є крива другого порядку - еліпс, парабола або гіпербола.
На відміну від двох перших, третій закон Кеплера застосуємо тільки до еліптичних орбітах.
Швидкість руху планети в перигелії:, де Vc = кругова швидкість при R = a.
Швидкість в афелії:.
Кеплер відкрив свої закони емпіричним шляхом. Ньютон вивів закони Кеплера із закону всесвітнього тяжіння. Для визначення мас небесних тіл важливе значення має узагальнення Ньютоном третього закону Кеплера на будь-які системи звертаються тел. В узагальненому вигляді цей закон звичайно формулюється так: квадрати періодів T1 і T2 звернення двох тіл навколо Сонця, помножені на суму мас кожного тіла (відповідно M1 і M2) і Сонця (Мс), відносяться як куби великих півосей a1 і a2 їх орбіт:. При цьому взаємодія між тілами M1 і M2 не враховується. Якщо знехтувати масами цих тіл в порівнянні з масою Сонця, то вийде формулювання третього закону, дана самим Кеплером:. Третій закон Кеплера можна також висловити як залежність між періодом T звернення по орбіті тіла з масою M і великої півосі орбіти a:. Третій закон Кеплера можна використовувати, щоб визначити масу подвійних зірок.
Нанесення на зоряну карту об'єкта (планета, комета і т.п.) за заданими координатами. КВИТОК № 10Планети земної групи: Меркурій, Марс, Венера, Земля, Плутон. Мають невеликі розміри і маси, середня щільність цих планет у кілька разів більше щільності води. Вони повільно обертаються навколо своїх осей. У них мало супутників. Планети земної групи мають тверді поверхні. Подібність планет земної групи не виключає і значної різниці. Наприклад, Венера на відміну від інших планет обертається в напрямку, протилежному її руху навколо Сонця, причому у 243 рази повільніше Землі. Плутон найменша з планет (діаметр Плутона = 2260 км, супутник - Харон в 2 рази менше, приблизно так само як і система Земля - Місяць, являють собою «подвійну планету»), але за фізичними характеристиками він близький до цієї групи.
| Меркурій. Маса: 3 * 1023 кг (0.055 земної) R орбіти: 0.387 а.о. D планети: 4870 км Властивості атмосфери: Атмосфера практично відсутня, гелій і водень Сонця, натрій, що виділяється перегрітої поверхнею планети. Поверхня: порита кратерами, Існує западина 1300 км у діаметрі, іменована «Басейн Калоріс» Особливості: Доба тривають два роки. | Венера. Маса: 4.78 * 1024кг R орбіти: 0.723 а.о. D планети: 12100 км Склад атмосфери: В основному вуглекислий газ з домішками азоту і кисню, хмари конденсату сірчаної і плавикової кислоти. Поверхня: Кам'яниста пустеля, щодо гладка, втім є й кратери Особливості: Тиск у поверхні в 90 разів> земного, зворотне обертання по орбіті, сильний парниковий ефект (Т = 4750С). |
| Земля. R орбіти: 1 а.о. (150 000000 км) R планети: 6400 км Склад атмосфери: Азот на 78%, кисень на 21% і вуглекислий газ. Поверхня: Найрізноманітніша. Особливості: Багато води, умови, необхідні для зародження та існування життя. Є 1 супутник - Місяць. | Марс. Маса: 6.4 * 1023 кг R орбіти: 1,52 а.о. (228 млн км) D планети: 6670 км Склад атмосфери: Вуглекислий газ з домішками. Поверхня: Кратери, долина «Марінера», гора Олімп - найвища в системі Особливості: Багато води в полярних шапках, імовірно раніше клімат був придатний для органічного життя на вуглецевій основі, причому еволюція клімату Марса оборотна. Є 2 супутники - Фобос і Деймос. Фобос повільно падає на Марс. |
Плутон / Харон.
Маса: 1.3 * 1023 кг / 1.8 * 1011кг
R орбіти: 29.65-49.28 а.о.
D планети: 2324/1212 км
Склад атмосфери: Тонкий шар метану
Особливості: Подвійна планета, можливо планетеземаль, орбіта не лежить в площині інших орбіт. Плутон і Харон завжди звернені один до одного однією стороною
Планети-гіганти: Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун.
Вони мають великі розміри і маси (маса Юпітера> маси Землі в 318 разів, за обсягом - в 1320 разів). Планети-гіганти дуже швидко обертаються навколо своїх осей. Результат цього - велика стиснення. Планети розташовані далеко від Сонця. Відрізняються великою кількістю супутників (у Юпітера -16, у Сатурна - 17, в Урана - 16, у Нептуна - 8). Особливість планети-гігантів - кільця, що складаються з часток і брил. Ці планети не мають твердих поверхонь, щільність у них мала, складаються в основному з водню і гелію. Газоподібний водень атмосфери переходить в рідку, а потім у тверду фазу. При цьому швидке обертання і те, що водень стає провідником електрики, обумовлює значні магнітні поля цих планет, які вловлюють летять від Сонця заряджені частинки і утворюють радіаційні пояси.
| Юпітер Маса: 1.9 * 1027кг R орбіти: 5,2 ає D планети: 143 760 км по екватору Склад: Водень з домішками гелію. Супутники: На Європі багато води, Ганімед з льодом, Іо з сірчаним вулканом. Особливості: Велика Червона пляма, майже зірка, 10% випромінювання - власне, відтягує у нас Місяць (по 2 метри на рік). | Сатурн. Маса: 5,68 * 1026 R орбіти: 9,5 а.о. D планети: 120 420 км Склад: Водень і гелій. Супутники: Титан більше Меркурія, має атмосферу. Особливості: Красиві кільця, низька щільність, багато супутників, полюси магнітного поля практично збігаються з віссю обертання. |
| Уран Маса: 8,5 * 1025кг R орбіти: 19.2 а.о. D планети: 51 300 км Склад: Метан, аміак. Супутники: Міранда має дуже складний рельєф. Особливості: Вісь обертання спрямована до Сонця, не випромінює власної енергії, найбільший кут відхилення магнітної осі від осі обертання. | Нептун. Маса: 1 * 1026кг R орбіти: 30 а.о. D планети: 49500 км Склад: Метан, аміак воднева атмосфера .. Супутники: Тритон має азотну атмосферу, воду. Особливості: Випромінює в 2.7 рази більше поглинається енергії. |
Місяць - єдиний природний супутник Землі. Поверхня Місяця сильно неоднорідна. Основні великомасштабні освіти - моря, гори, кратери і яскраві промені, можливо, - викиди речовини. Моря, темні, гладкі рівнини, представляють собою депресії, заповнені застиглою лавою. Діаметри найбільших з них перевищують 1000 км. Др. три типи утворень з великою імовірністю є наслідком бомбардування місячної поверхні на ранніх стадіях існування Сонячної системи. Бомбардування тривала дек. сотень мільйонів років, а уламки осідали на поверхні Місяця і планет. Уламки астероїдів поперечником від сотень кілометрів до найдрібніших частинок пилу сформували гол. деталі Місяця і поверхневий шар скельних порід. За періодом бомбардування було заповнення морів базальтової лавою, породженої радіоактивним розігрівом місячних надр. Приладами космич. апаратів серії «Аполлон» була зареєстрована сейсмічна активність Місяця, т. зв. л унотрясеніе. Зразки місячного грунту, доставлені на Землю астронавтами, показали, що вік Л. 4,3 млрд. років, мабуть, такий же, як і Землі, складається з тих же хім. елементів, що і Земля, з таким же приблизно співвідношенням. На Л. немає і, ймовірно, ніколи не було атм-ри, і немає підстав стверджувати, що коли-небудь там існувало життя. Згідно з останніми теоріям, Л. утворилася в рез-ті зіткнення планетезімали розмірами з Марс і молодої Землі. Темп-pa місячної поверхні досягає 100 ° С місячним днем і падає до -200 ° С місячної ночі. На Л. не існує ерозії, за позов. повільного руйнування скель із-за поперемінного теплового розширення і стиснення і випадкових раптових локальних катастроф внаслідок метеоритних ударів.
Маса Л. точно виміряна шляхом вивчення орбіт її мистецтв, супутників і відноситься до маси Землі як 1 / 81, 3; її діаметр 3476 км складає 1 / 3, 6 діаметра Землі. Л. має форму еліпсоїда, хоча три взаємно перпендикулярних діаметра розрізняються не більше, ніж на кілометр. Період обертання Л. дорівнює періоду обертання навколо Землі, так що, якщо не вважати ефектів либрации, вона завжди повернута до неї однією стороною. СР щільність 3330 кг/м3, значення дуже близьке до щільності основних порід, що лежать під земною корою, а сила гравітації на поверхні Місяця складає 1 / 6 земної. Місяць - найближче до Землі небесне тіло. Якби Земля і Місяць були точковими масами або жорсткими сферами, щільність яких міняється тільки з відстанню від центру, і не було б ін небесних тіл, то орбіта Місяця навколо Землі була б неизменяющиеся еліпсом. Однак Сонце і в значно меншій мірі планети надають гравітації. вплив на Л., викликаючи обурення її орбітальних елементів, тому велика піввісь, ексцентриситет і нахил безперервно піддаються циклічним збурень, осцілліруя щодо середніх значень.
Супутники природні, природне тіло, що обертається навколо планети. У Сонячній системі відомо більше 70 супутників самих різних розмірів і весь час відкриваються нові. Сім найбільших супутників - це Місяць, чотири галілеєвих супутника Юпітера, Титан і Тритон. Всі вони мають діаметри, що перевищують 2500 км, і є маленькими «світами» зі складною геол. історією; у нек-яких є атмосфера. Всі інші супутники мають розміри, порівнянні з астероїдами, тобто від 10 до 1500 км. Вони можуть складатися з скельних порід або льоду, форма варіюється від майже сферичної до неправильної, поверхня - або давня з численними кратерами, або піддалася змінам, пов'язаним з активністю в надрах. Розміри орбіт лежать в діапазоні від менше двох до кількох сотень радіусів планети, період обертання - від кількох годин до більш року. Вважають, що деякі супутники були захоплені гравітаційним притяганням планети. Вони мають неправильні орбіти і іноді звертаються в напрямку, протилежному орбітальному руху планети навколо Сонця (т.зв. зворотний рух). Орбіти С.Є. можуть бути сильно нахилені до площини орбіти планети або дуже витягнуті. Протяжні системи С.Є. з регулярними орбітами навколо чотирьох планет-гігантів, мабуть, виникли з газопилової хмари, що оточував батьківську планету, подібно утворення планет у протосонячній туманності. С.е. розмірами менше дек. сотень кілометрів мають неправильну форму і, мабуть, утворилися при руйнівних зіткненнях більш великих тел. У зовн. областях Сонячної системи вони часто звертаються поблизу кілець. Елементи орбіт зовн. С.е., особливо ексцентриситети, схильні до сильних збурень, викликаних Сонцем. Дек. пар і навіть трійок С.Є. мають періоди обертання, пов'язані простим співвідношенням. Напр., Супутник Юпітера Європа має період, майже дорівнює половині періоду Ганімеда. Таке явище називається резонансом.
Визначення умов видимості планети Меркурій за даними «Шкільного астрономічного календаря». КВИТОК № 12 Комети і астероїди. Основи сучасних уявлень про походження Сонячної системи.Комета, небесне тіло Сонячної системи, що складається з частинок льоду й пилу, що рухаються по сильно витягнутим орбітам, на значить, відстані від Сонця виглядають слабо світяться цятками овальної форми. У міру наближення до Сонця навколо цього ядра утворюються кома (Майже сферична газопилова оболонка, що оточує голову комети при її наближенні до Сонця. Ця «атмосфера», безперервно здувається сонячним вітром, заповнюється газом і пилом, випаровується з ядра. Діаметр К. досягає 100 тис . км. Швидкість тікання газу і пилу становить кілька кілометрів на секунду щодо ядра, і вони розсіюються в міжпланетному просторі частково через хвіст комети.) і хвіст (Потік газу і пилу, що утворюється під дією світлового тиску та взаємодії з солчним вітром з розсіюється в міжпланетному просторі атмосфери комети. У більшості комет X. з'являється, коли вони наближаються до Сонця на відстань менше 2 а.о. X. завжди спрямований від Сонця. Газовий X. утворений іонізованних молекулами, викинутими з ядра, під впливом сонячного випромінювання має блакитнувате фарбування, виразні кордону, типова ширина 1 млн. км, довжина - десятки мільйонів кілометрів. Структура X. може помітно змінюватися протягом дек. годин. Швидкість окремих молекул коливається від 10 до 100 км / сек. Пиловий X. більш розпливчастий і викривлений, причому його кривизна залежить від маси пилових частинок. Пил безперервно виділяється з ядра і захоплюється потоком газу.). Центр, частина К. називається ядром і являє собою ледяністое тіло - залишки величезних скупчень крижаних планетезималей, що утворилися під час формування Сонячної системи. Тепер вони зосереджені на периферії - у хмарі Оорта-Епіка. Середня маса ядра К. 1-100 млрд. кг, діаметр 200-1200 м, щільність 200 кг/м3 ('/ 5 щільності води). У ядрах є порожнечі. Це неміцні утворення, що складаються на одну третину з льодів і на дві третини з пилового в-ва. Лід головним чином водяний, але є домішки інших з'єднань. При кожному поверненні до Сонця лід тане, молекули газу покидають ядро і захоплює за собою частинки пилу і льоду, при цьому навколо ядра утворюється сферіч. оболонка - кома, довгий плазмовий хвіст, спрямований від Сонця, і пиловий хвіст. Кількість теряемого в-ва залежить від кол-ва пилу, що покриває ядро, і відстані від Сонця в перигелії. Дані, отримані в рез-ті спостережень космічного апарата «Джотто» за кометою Галлея з близької відстані, підтвердили мн. теорії будови К.
К. звичайно називають на честь їх відкривачів із зазначенням року, коли вони спостерігалися в останній раз. Поділяються на короткоперіодіч. і долгоперіо-діч. Короткоперіодіч. К. звертаються навколо Сонця з періодом в дек. років, в порівн. ок. 8 років; найкоротший період - трохи більше 3 років - має К. Енке. Ці К. були захоплені гравітації. полем Юпітера і стали обертатися на відносно малих орбітах. Типова з них має відстань в перигелії 1,5 а.о. і повністю руйнується після 5 тис. оборотів, породжуючи метеорний потік. Астрономи спостерігали розпад К. Веста в 1976 р. і К. * Біели. Навпаки, періоди обертання долгоперіодіч. К. можуть досягати 10 тис., а то й 1 млн. років, і їх афелії можуть перебувати на '/ з відстані до найближчих зірок. У наст, час відомо близько 140 короткоперіодіч. і 800 долгоперіодіч. К., і кожен рік відкривається близько 30 нових К. Наші знання про цих об'єктах неповні, тому що їх виявляють лише тоді, коли вони наближаються до Сонця на відстань приблизно 2,5 а.о. Передбачається, що навколо Сонця звертається ок. трильйона К.
Астероїд (asteroid), мала планета, до-раю має близьку до кругової орбіту, що лежить поблизу площини екліптики між орбітами Марса і Юпітера. Знову відкритим А. присвоюється порядковий номер після визначення їх орбіти, досить точною, щоб А. «не загубився». У 1796 р. франц. астроном Жозеф Же-ром Лаланд запропонував приступити до пошуків «відсутньої» планети між Марсом і Юпітером, передбачена правилом Боде. У новорічну ніч 1801 італ. астроном Джузеппе Піацці під час спостережень для складання зоряного каталогу відкрив Цереру. Ньому. вчений Карл Гаус обчислив її орбіту. До наст, часу відомо близько 3500 астероїдів. Радіуси Церери, Паллади і Вести - 512, 304 і 290 км відповідно, інших - менше. За оцінками в гол. поясі знаходиться бл. 100 млн. А., їх сумарна маса, мабуть, становить близько 1 / 2200 маси, спочатку була присутня в цій галузі. Виникнення сучас. А., можливо, пов'язано з руйнуванням планети (традиційна званої Фаетоном, сучас. Назву - планета Ольберса) в рез-ті зіткнення з іншим тілом. Поверхні спостережуваних А. складаються з металів і скельних порід. У залежності від складу астероїди поділяються на типи (C, S, M, U). Склад типу U не розпізнано.
А. групуються також за елементами орбіт, утворюючи т.зв. сімейства Хираяма. Більшість А. має період обертання бл. 8 год. Всі А. радіусом менше 120 км мають неправильну форму, орбіти схильні гравітації. впливу Юпітера. В рез-ті в розподілі А. по великих полуосям орбіт існують прогалини, звані люками Кирквуда. А., що потрапили в ці люки, мали б періоди, кратні орбітального періоду Юпітера. Орбіти астероїдів в цих люках вкрай нестійкі. Внутр. і зовн. краю пояса А. лежать в областях, де це співвідношення дорівнює 1: 4 і 1: 2. А.
Коли протозірка стискається, вона утворює диск з речовини, що оточує зірку. Частина речовини цього диску падає назад на зірку, підкоряючись силі тяжіння. Газ і пил, що залишаються в диску, поступово охолоджуються. Коли температура опускається досить низько, речовина диска починає збиратися в невеликі згустки - вогнища конденсації. Так виникають планетезимали. У процесі формування Сонячної системи частина планетезималей зруйнувалася в результаті зіткнень, а інші об'єдналися, щоб утворити планети. У зовнішній частині Сонячної системи утворилися великі планетні ядра, які здатні були утримати на собі деяку кількість газу у вигляді первинної хмари. Більш важкі частки утримувалися притяганням Сонця і під впливом приливних сил довго не могли сформуватися в планети. Так було покладено початок утворенню «газових гігантів» - Юпітера, Сатурна, Урана і Нептуна. У них, по всій імовірності, виникли власні міні-диски з газу і пилу, з яких врешті-решт утворилися місяця і кільця. Нарешті, у внутрішній Сонячній системі з твердої речовини формуються Меркурій, Венера, Земля і Марс.
Визначення умов видимості планети Венера за даними «Шкільного астрономічного календаря». КВИТОК № 13 Сонце, як типова зірка. Його основні характеристики.Сонце, центральне тіло Сонячної системи, являє собою розпечену плазмовий кулю. Зірка, навколо якої обертається Земля. Звичайна зірка головної послідовності спектрального класу G2, самосвітна газова маса, що складається на 71% з водню і на 26% з гелію. Абсолютна зоряна величина +4,83, ефективна температура поверхні 5770 К. У центрі Сонця вона 15 * 106 К, що забезпечує тиск, здатне протистояти силі гравітації, яка на поверхні Сонця (фотосфері) в 27 разів більше, ніж на Землі. Така висока температура виникає за рахунок термоядерних реакцій перетворення водню в гелій (протон-протонна реакція) (вихід енергії з поверхні фотосфери 3,8 * 1026 Вт). Сонце - сферично симетричне тіло, що знаходиться в рівновазі. У залежності від зміни фізичних умов Сонце можна розділити на кілька концентричних шарів, що поступово переходять один в одного. Майже вся енергія Сонця генерується в центральній області - ядрі, де протікає реакція термоядерного синтезу. Ядро займає менше 1 / 1000 його обсягу, щільність - 160 г/см3 (щільність фотосфери в 10 млн. разів менше щільності води). З-за величезної маси Сонця і непрозорості його речовини випромінювання йде з ядра до фотосфері дуже повільно - близько 10 млн. років. За цей час зменшується частота рентгенівського випромінювання, і воно стає видимим світлом. Однак нейтрино, які утворюються в ядерних реакціях, вільно залишають Сонце і в принципі забезпечують безпосереднє отримання інформації про ядро. Розбіжність між що спостерігаються і передбаченим теорією потоком нейтрино викликало серйозні суперечки про внутрішню будову Сонця. Протягом останніх 15% радіуса знаходиться конвективна зона. Конвективні руху також грають роль в перенесенні магнітних полів, які генеруються струмами в його обертових внутрішніх шарах, що проявляється у вигляді сонячної активності, причому найбільш сильні поля спостерігаються в сонячних плямах. За межами фотосфери знаходиться сонячна атмосфера, в якій температура досягає мінімального значення 4200 К, а потім знову збільшується внаслідок дисипації ударних хвиль, що породжуються підфотосферній конвекцією, в хромосфері, де різко зростає до значення 2 * 106 К, характерного для корони. Висока температура останньої веде до безперервного закінченню плазмового речовини в міжпланетний простір у вигляді сонячного вітру. В окремих областях може швидко і сильно зростати напруженість магнітного поля. Цей процес супроводжується цілим комплексом явищ сонячної активності. До них відносяться сонячні спалахи (у хромосфері), протуберанці (у сонячній короні) і корональні діри (особливі області корони).
Маса Сонця 1,99 * 1030 кг, середній радіус, який визначається приблизно сферичної фотосферою, - 700 000 км. Це еквівалентно 330 000 масам і 110 радіусам Землі відповідно; в Сонце може вміститися 1,3 млн. таких тіл, як Земля. Обертання Сонця викликає рух його поверхневих утворень, таких, як сонячні плями, у фотосфері і розташованих над нею шарах. Середній період обертання 25,4 дня, причому на екваторі він становить 25 діб, а на полюсах - 41 день. Обертанням обумовлено стиснення сонячного диска, що становить 0,005%.
Визначення умов видимості планети Марс за даними «Шкільного астрономічного календаря». КВИТОК № 14 Найважливіші прояви сонячної активності, їх зв'язок з геофізичними явищами.Сонячна активність є наслідком конвекції середніх шарів зірки. Причина цього явища полягає в тому, що кількість енергії, що надходить від ядра набагато більше відведеного теплопровідністю. Конвекція викликає сильні магнітні поля, які генеруються струмами в конвектірующіх шарах. Основними проявами сонячної активності, що впливають на землю, є сонячні плями, сонячний вітер, протуберанці.
Сонячні плями, освіти у фотосфері Сонця, спостерігалися з давніх часів, і в даний, час їх вважають областями фотосфери з темп-рій на 2000 До нижче, ніж в оточуючих, через наявність сильного магнітного поля (бл. 2000 Гс). С.п. складаються з відносно темній центр, частині (тіні) і більш світлої волокнистої півтіні. Потік газу з тіні в півтінь називається ефектом Евершеда (V = 2км / с). Число С.п. і їх поява змінюються протягом 11-річного циклу сонячної активності, або циклу сонячних плям, який описується законом Шперера і графічно ілюструється бабочковідной діаграмою Маундера (переміщення плям по широті). Цюріхське відносне число сонячних плям зазначає загальну площу поверхні, покриту С.п. На основній 11-річний цикл накладаються долгоперіодічние варіації. Напр., С.п. міняють магн. полярність протягом 22-річного циклу сонячної активності. Але наиб, вражаючий приклад долгоперіодічних варіацій - це мінімум. Маундера (1645-1715), коли С.п. були відсутні. Хоча загальновизнано, що варіації числа С.п. визначаються дифузією магнітного поля з обертових сонячних надр, процес ще не зрозумілий до кінця. Сильне магнітне поле сонячних плям впливає на поле Землі викликаючи перешкоди радіозв'язку і полярне сяйво. існує дек. неспростовних короткоперіодічних ефектів, твердження про існування долгоперіодіч. зв'язку між кліматом і кількістю С.п., особливо 11-річним циклом, дуже суперечливе, що обумовлено труднощами дотримання умов, к-які необхідні при проведенні точного статистичного аналізу даних.
Сонячний вітер Закінчення високотемпературної плазми (електрони, протони, нейтрони і адрони) сонячної корони, випромінювання інтенсивних хвиль радіоспектра, рентгенівських променів в навколишній простір. Утворює т.зв. геліосферу, що розкинулася на 100 а.о. від Сонця. Сонячний вітер так інтенсивний, що здатний пошкоджувати зовнішні шари комет, викликаючи появу «хвоста». С.В. іонізує верхні шари атмосфери, завдяки чому утворюється озоновий шар, викликає полярні сяйва і підвищення радіоактивного фону і перешкоди радіозв'язку в місцях руйнування озонового шару.
Останній максимум сонячної активності був у 2001 році. Максимум сонячної активності означає найбільшу кількість плям, випромінювання і протуберанців. Давно встановлено, що зміна сонячної активності Сонце впливає на наступні фактори:
· Епідеміологічну обстановку на Землі;
· Кількість різного роду стихійних лих (тайфуни, землетруси, повені і т. д.);
· На кількість автомобільних і залізничних аварій.
Максимум всього цього припадає на роки активного Сонця. Як встановив учений Чижевський, активну Сонце впливає на самопочуття людини. З тих пір складаються періодичні прогнози самопочуття людини.
2.Визначення умов видимості планети Юпітер за даними «Шкільного астрономічного календаря».
КВИТОК № 15 Способи визначення відстаней до зірок, одиниці відстані і зв'язок між ними.Для вимірювання відстані до тіл Сонячної системи застосовується метод паралакса. Радіус землі виявляється надто малим, щоб бути базисом для вимірювання параллактического усунення зірок і відстані до них. Тому користуються річним параллаксом замість горизонтального.
Річним параллаксом зірки називають кут (p), під яким із зірки можна було б бачити велику піввісь земної орбіти, якщо вона перпендикулярна променю зору.
a - велика піввісь земної орбіти,
p - річний паралакс.
Також використовується одиниця відстані парсек. Парсек - відстань, з якого велика піввісь земної орбіти, перпендикулярна променю зору видно під кутом 1 ².
1 парсек = 3,26 світлового року = 206265 а. е. = 3 * 1011 км.
Виміром річного паралакса можна надійно встановити відстань до зірок, що знаходяться не далі 100 парсеків або 300 св. років.
Якщо відомі абсолютна і видима зоряні величини, то відстань до зірки можна визначити за формулою lg (r) = 0.2 * (mM) +1
Визначення умов видимості Місяця за даними «Шкільного астрономічного календаря». КВИТОК № 16 Основні фізичні характеристики зірок, взаємозв'язок цих характеристик. Умови рівноваги зірок.Основні фізичні характеристики зірок: світність, абсолютна і видима зоряні величини, маса, температура, розмір, спектр.
Світність - енергія, випромінювана зіркою або іншим небесним тілом за одиницю часу. Зазвичай дається в одиницях світності Сонця, виражається формулою lg (L / Lc) = 0,4 • (Mc - M), де L і M - світність і абсолютна зоряна величина джерела, Lc і Mc - відповідні величини для Сонця (Mc = + 4,83). Також визначається за формулою L = 4πR2σT4. Відомі зірки, світність яких у багато разів перевершує світність Сонця. Світність Альдебарана в 160, а Ригеля в 80 000 разів більше, ніж Сонця. Але переважна більшість зірок мають світності порівнянні з сонячної або менше її.
Зоряна величина - міра яскравості зірки. З.в. не дає справжнього уявлення про потужність випромінювання зірки. Близька до Землі слабка зірка може виглядати яскравіше, ніж далека яскрава зірка, тому що потік випромінювання, що приймається від неї, зменшується обернено пропорційно квадрату відстані. Видима З.в. - Блиск зірки, к-рий бачить спостерігач, дивлячись на небо. Абсолютна З.в. - Міра істинної яскравості, являє собою рівень блиску зірки, к-рий вона мала б, перебуваючи на відстані 10 пк. Гіппарх винайшов систему видимих З.в. у 2 ст. до н.е. Зіркам були приписані числа в залежності від їх видимої яскравості; найяскравіші зірки були 1-ї величини, а найслабші - 6-й. У сірий. 19 в. ця система була модифікована. Сучасна шкала З.в. була встановлена шляхом визначення З.в. представницької вибірки зірок поблизу півн. полюса світу (північно полярний ряд). За ним визначалися З.в. всіх ін зірок. Це логарифмічна шкала, на до-рій зірки 1-ї величини у 100 разів яскравіше зірочок 6-ї величини. У міру зростання точності вимірювань довелося вводити десяті частки. Найяскравіші зірки яскравіше 1-ї величини, а нек-риє навіть мають негативні зоряні величини.
Маса зоряна - параметр, безпосередньо визначається тільки для компонентів подвійних зірок з відомими орбітами і відстанями (M1 + M2 = R3/T2). Т.ч. встановлені маси лише кількох десятків зірок, але для набагато більшого числа масу можна визначити з залежності маса - світність. Маси більше 40 сонячних і менше 0,1 сонячних дуже рідкісні. Маси більшості зірок менше сонячної. Температура в центрі таких зірок не може досягати рівня, при якому починаються реакції ядерного синтезу, і джерелом їх енергії є тільки стиск Кельвіна - Гельмгольца. Такі об'єкти називаються коричневими карликами.
Масса-світність співвідношення, знайдене в 1924 р. Еддінгтона співвідношення між світністю L і зоряної масою М. Співвідношення має вигляд L / LС = (М / Мс) а, де LС і Мс - світність і маса Сонця відповідно, значення а зазвичай лежить в діапазоні 3-5. Співвідношення випливає з того факту, що спостережувані св-ва нормальних зірок визначаються головним чином їх масою. Це співвідношення для зірок-карликів добре узгоджується зі спостереженнями. Вважається, що вона справедлива також для надгігантів і гігантів, хоча їх маса погано піддається прямим вимірам. Співвідношення не застосовується до білих карликів, тому що завищує їх світність.
Температура зоряна - температура деякої області зірки. Відноситься до числа найважливіших фізичних характеристик будь-якого об'єкта. Однак через те, що температура різних областей зірки відрізняється, а також через те, що температура - термодинамічна величина, яка залежить від потоку електромагнітного випромінювання і присутності різних атомів, іонів і ядер в деякій області зоряної атмосфери, всі ці відмінності об'єднують в ефективну температуру, тісно пов'язану з випромінюванням зірки в фотосфері. Ефективна температура, параметр, що характеризує повне кількість енергії, випромінюваної зіркою з одиниці площі її поверхні. Це однозначний метод опису зоряної температури. Е.Т. визначається через температуру абсолютно чорного тіла, яке б, відповідно до закону Стефана-Больцмана, випромінювало таку ж потужність на одиницю площі поверхні, як і зірка. Хоча спектр зірки в деталях значно відрізняється від спектру абсолютно чорного тіла, тим не менш ефективна температура характеризує енергію газу в зовнішніх шарах зоряної фотосфери і дозволяє, використовуючи закон зсуву Віна (λmax = 0,29 / Т), визначити, на яку довжину хвилі доводиться максимум зоряного випромінювання, а отже і колір зірки.
За розмірами зірки діляться на карлики, субкарлики, нормальні зірки, гіганти, субгіганти і надгіганти.
Спектр зірок залежить від її температури, тиску щільності газу її фотосфери, сили магнітного поля і хім. складу.
Спектральні класи, класифікація зірок за їхніми спектрами (в першу чергу по відносить, інтенсивностями спектральних ліній), вперше введена італ. астрономом Секкі. Ввів літерні позначення, хто був модифіковані в міру розширення знань про внутр. будову зірок. Колір зірки залежить від температури її поверхні, тому в сучас. спектральної класифікації Дрепера (гарвардської) С.К. розташовані в порядку убування темп-ри:
Герцшпрунга - Ресселла діаграма, графік, що дозволяє визначити дві основні характеристики зірок, виражає зв'язок між абсолютною зоряною величиною і температурою. Названа на честь датського астронома Герцшпрунга і американського астронома Ресселла, що опублікували першу діаграму в 1914 р. Найбільш гарячі зірки лежать в лівій діаграми, а зірки самої високої світності - вгорі. Від верхнього лівого кута до нижнього правого проходить головна послідовність, що відображає еволюцію зірок, і що закінчується зірками-карликами. Більшість зірок належить цій послідовності. Сонце відноситься також до цієї послідовності. Вище цієї послідовності розташовуються в зазначеному порядку субгіганти, надгіганти і гіганти, нижче - субкарлики і білі карлики. Ці групи зірок називаються класами світності.
Умови рівноваги: як відомо, зірки є єдиними об'єктами природи, всередині яких відбуваються некеровані термоядерні реакції синтезу, які супроводжуються виділенням великої кількості енергії і визначають температуру зірок. Більшість зірок перебувають у стаціонарному стані, тобто не вибухають. Деякі зірки вибухають (так звані нові й наднові зірки). Чому ж в основному зірки перебувають у рівновазі? Сила ядерних вибухів у стаціонарних зірок врівноважується силою тяжіння, ось чому ці зірки зберігають рівновагу.
Обчислення лінійних розмірів світила по відомим кутовими розмірами та відстанню. КВИТОК № 171. Фізичний сенс закону Стефана-Больцмана та його застосування для визначення фізичних характеристик зірок.
Стефана-Больцмана закон, співвідношення між повною потужністю випромінювання абсолютно чорного тіла і його темп-рій. Повна потужність одиничної площі випромінювання у Вт на 1 м2 дається формулою Р = σ Т4, де σ = 5,67 * 10-8 Вт/м2 К4 - постійна Стефана-Больцмана, Т - абсолютна температура абсолютного чорного тіла. Хоча астроном, об'єкти рідко випромінюють, як абсолютно чорне тіло, їх спектр випромінювання часто є вдалою моделлю спектру реального об'єкта. Залежність від температури в 4-го ступеня є дуже сильною.
e - енергія випромінювання одиниці поверхні зірки
L - світність зірки, R - радіус зірки.
За допомогою формули Стефана-Больцмана і закону Вина визначають довжину хвилі, на яку припадає максимум випромінювання:
lmaxT = b, b - стала Провина
Можна виходити з зворотного, тобто за допомогою світності й температури визначати розміри зірок
2. Визначення географічної широти місця спостереження за заданою висоті світила в кульмінації і його відміні.
H = 900 - +
h - висота світила
КВИТОК № 18 Змінні і нестаціонарні зірки. Їх значення для вивчення природи зірок.Блиск змінних зір змінюється з часом. Зараз відомо бл. 3 * 104. П.З. поділяються на фізичні, блиск яких змінюється внаслідок процесів протікають у них чи біля них, і оптичні П.З., де це зміна обумовлена обертанням або орбітальним рухом.
Найбільш важливі типи фіз. П.З.:
Пульсуючі - цефеїди, зірки типу Миру Кіта, напівправильні і неправильні червоні гіганти;
Еруптивні (вибухові) - зірки з оболонками, молоді неправильні змінні, в т.ч. зірки типу Т Тельця (дуже молоді неправильні зірки, пов'язані з дифузними туманностями), надгіганти типу Хаббла - Сейнеджа (Гарячі надгіганти високої світності, найяскравіші об'єкти в галактиках. Вони нестійкі і, ймовірно, є джерелами випромінювання поблизу межі світності Еддінгтона, при перевищенні якого відбувається «здування» оболонок зірок. Потенційні наднові.), що спалахують червоні карлики;
Катаклізмічні - нові, найновіші, симбіотичні;
Рентгенівські подвійні зіркиЗазначені п.з. включають 98% відомих фізичних п.з. До оптичним відносяться затемнення-подвійні і обертаються такі, як пульсари і магнітні змінні. Сонце відноситься до обертових, тому що його зоряна величина слабко змінюється, коли сонячні плями з'являються на диску.
Серед пульсуючих зірок дуже цікаві цефеїди, названі так по імені однієї з перших відкритих змінних цього типу - 6 Цефея. Цефеїди - це зірки високої світності і помірної температури (жовті надгіганти). У ході еволюції вони придбали особливу структуру: на певній глибині виник шар, який акумулює енергію, що приходить із надр, а потім знову віддає її. Зірка періодично стискається, розігріваючи, і розширюється, охолоджуючись. Тому й енергія випромінювання поглинається то зоряним газом, іонізуя його, то знову виділяється, коли при охолодженні газу іони захоплюють електрони, випромінюючи при цьому світлові кванти. У результаті блиск цефеїди змінюється, як правило, в кілька разів з періодом в декілька діб. Цефеїди відіграють особливу роль в астрономії. У 1908 р. американський астроном Генрієта Лівітт, що дослідила цефеїди в одній з найближчих галактик - Малому Магеллановій Хмарі, звернула увагу на те, що ці зірки виявлялися тим яскравіше, чим триваліший був період зміни їх блиску. Розміри Малої Магелланової Хмари невеликі в порівнянні з відстанню до нього, а це означає, що різниця у видимій яскравості відображає відмінність у світності. Завдяки знайденої Лівітт залежності період - світність легко розрахувати відстань до кожної цефеїди, вимірявши її середній блиск і період змінності. А так як надгіганти добре помітні, цефеїди можна використовувати для визначення відстаней навіть до порівняно далеких галактик, в яких вони наблюдаются.Есть і друга причина особливої ролі цефеїд. У 60-і рр.. радянський астроном Юрій Миколайович Єфремов встановив, що чим триваліший період цефеїди, тим молодше ця зірка. За залежності період - вік неважко визначити вік кожної цефеїди. Відбираючи зірки з максимальними періодами і вивчаючи зоряні угруповання, до яких вони входять, астрономи досліджують наймолодші структури Галактики. Цефеїди більше за інших пульсуючих зірок заслуговують назви періодичних змінних. Кожен наступний цикл змін блиску зазвичай дуже точно повторює попередній. Однак трапляються й винятки, найвідоміше з них - Полярна зірка. Вже давно виявлено, що вона належить до цефеїдам, хоча і змінює блиск в досить незначних межах. Але в останні десятиліття ці коливання стали затухати, а до середини 90-х рр.. Полярна зірка практично перестала пульсувати.
Зірки з оболонками, зірки, безперервно або з неправильними інтервалами скидають кільце газу з екватора або сферичну оболонку. 3. з о. - Гіганти або зірки-карлики спектрального класу В, Швидкообертаюча і близькі до межі руйнування. Скидання оболонки зазвичай супроводжується падінням або збільшенням блиску.
Симбіотичні зірки, зірки, спектри яких містять емісійні лінії і поєднують характерні особливості червоного гіганта і гарячого об'єкта - білого карлика або аккреционного диска навколо такої зірки.
Зірки типу RR Ліри представляють іншу важливу групу пульсуючих зірок. Це старі зірки приблизно такої ж маси, як Сонце. Багато хто з них знаходяться в кульових зоряних скупченнях. Як правило, вони змінюють свій блиск на одну зоряну величину приблизно за добу. Їх властивості, як і властивості цефеїд, використовують для обчислення астрономічних відстаней.
R Північної Корони і зірки, подібні до неї, ведуть себе абсолютно непередбачуваним чином. Зазвичай цю зірку можна розгледіти неозброєним оком. Кожні кілька років її блиск падає приблизно до восьмої зоряної величини, а потім поступово зростає, повертаючись до попереднього рівня. Мабуть, причина тут у тому, що ця зірка-надгігант скидає з себе хмари вуглецю, який конденсується в крупинки, утворюючи щось на зразок сажі. Якщо одне з цих густих чорних хмар проходить між нами і зіркою, воно затуляє світло зірки, поки хмара не розсіється в просторі. Зірки цього типу виробляють густу пилюку, що має важливе значення в областях, де утворюються зірки.
Спалахуючі зірки. Магнітні явища на Сонці є причиною сонячних плям і сонячних спалахів, але вони не можуть істотно вплинути на яскравість Сонця. Для деяких зірок - червоних карликів - це не так: на них подібні спалахи досягають величезних масштабів, і в результаті світлове випромінювання може зростати на цілу зоряну величину, а то й більше. Найближча до Сонця зірка, Проксима Кентавра, є однією з таких спалахують. Ці світлові викиди не можна передбачити заздалегідь, а тривають вони всього кілька хвилин.
Обчислення схилення світила за даними про його висоті в кульмінації на певній географічній широті. H = 900 - +
h - висота світила
КВИТОК № 19 Подвійні зірки та їх роль у визначенні фізичних характеристик зірок.Подвійна зірка, пара зірок, пов'язана в одну систему силами тяжіння і обертається навколо загального центру тяжіння. Зірки, що складають подвійну зірку, називаються її компонентами. Подвійні зірки вельми поширені і поділяються на кілька типів.
Кожен компонент візуально-подвійної зірки виразно видно в телескоп. Відстань між ними і взаємна орієнтація повільно змінюються з часом.
Елементи затемнення-подвійний поперемінно загороджують один одного, тому блиск системи тимчасово слабшає, період між двома змінами блиску дорівнює половині орбітального періоду. Кутова відстань між компонентами дуже мало, і ми не можемо спостерігати їх окремо.
Спектрально-подвійні зірки виявляють щодо змін їх спектрів. При взаємному зверненні зірки періодично рухаються то у напрямку до Землі, то від Землі. По ефекту Допплера в спектрі можна визначати зміни руху.
Поляризаційні подвійні характеризуються періодичними змінами поляризації світла. У таких системах зірки при своєму орбітальному русі висвітлюють газ і пил в просторі між ними, кут падіння світла на цю речовину періодично змінюється, при цьому розсіяне світло поляризується. Точні виміри цих ефектів дозволяють обчислити орбіти, відносини зоряних мас, розміри, швидкості і відстань між компонентами. Наприклад, якщо зоря одночасно затемнена і спектрально-подвійна, то можна визначити масу кожної зірки та нахил орбіти. За характером зміни блиску в моменти затемнень можна визначати відносні розміри зірок і вивчати будову їхніх атмосфер. Подвійні зірки, що служать джерелом випромінювання в рентгенівському діапазоні, називаються рентгенівськими подвійними. У ряді випадків спостерігається третій компонент, що обертається навколо центру мас подвійної системи. Іноді один з компонентів подвійної системи (або обидва), у свою чергу, може виявитися подвійними зірками. Тісні компоненти подвійної зорі в потрійній системі можуть мати період кілька діб, тоді як третій елемент може обертатися навколо загального центру мас тісному пари з періодом в сотні і навіть тисячі років.
Вимірювання швидкостей зірок подвійної системи і застосування закону всесвітнього тяжіння представляють собою важливий метод визначення мас зірок. Вивчення подвійних зірок - це єдиний прямий спосіб обчислення зоряних мас.
У системі близько розташованих подвійних зірок взаємні сили тяжіння прагнуть розтягнути кожну з них, додати їй форму груші. Якщо тяжіння досить сильно, настає критичний момент, коли речовина починає витікати з однієї зірки і падати на іншу. Навколо цих двох зірок є деяка область у формі тривимірної вісімки, поверхня якої представляє собою критичну межу. Ці дві грушоподібні фігури, кожна навколо своєї зірки, називаються порожнинами Роша. Якщо одна із зірок виростає настільки, що заповнює свою порожнину Роша, то речовина з неї спрямовується на іншу зірку в тій точці, де порожнини стикаються. Часто зоряний матеріал не опускається прямо на зірку, а спочатку закручується, утворюючи так званий акреційний диск. Якщо обидві зірки настільки розширилися, що заповнили свої порожнини Роша, то виникає контактна подвійна зірка. Матеріал обох зірок перемішується і зливається в кулю навколо двох зоряних ядер. Оскільки в кінцевому рахунку всі зірки розбухають, перетворюючись на гіганти, а багато зірок є подвійними, то взаємодіючі подвійні системи - явище нерідке.
Обчислення висоти світила в кульмінації за відомим відміні для заданої географічної широти. H = 900 - +
h - висота світила
КВИТОК № 20 Еволюція зірок, її етапи та кінцеві стадії.Зірки утворюються в міжзоряних хмарах газопилових і туманностях. Основна сила, «формує» зірки - гравітація. За певних умов дуже розріджена атмосфера (міжзоряний газ) починає стискуватися під дією сил гравітації. Хмара газу ущільнюється в центрі, де утримується виділяється при стисканні тепло - виникає протозірка, що випромінює в інфрачервоному діапазоні. Протозірок розігрівається під дією падаючого на неї речовини, і починаються реакції ядерного синтезу з виділенням енергії. У такому стані це вже змінна зірка типу Т Тельця. Залишки хмари розсіюються. Далі гравітаційні сили стягують атоми водню до центру, де вони зливаються, утворюючи гелій і виділяючи енергію. Зростаюче тиск у центрі перешкоджає подальшому стисненню. Це - стабільна фаза еволюції. Ця зірка є зіркою Головною послідовності. Світність зірки зростає у міру ущільнення і розігрівання її ядра. Час, протягом якого зірка належить Головною послідовності, залежить від її маси. У Сонця це приблизно 10 мільярдів років, однак зірки набагато більш масивні, ніж Сонце існують у стаціонарному режимі лише кілька мільйонів років. Після того як зірка витратить водень, що міститься в центральній її частині, усередині зірки відбуваються великі зміни. Водень починає перегоряти не в центрі, а в оболонці, яка збільшується в розмірі, розбухає. В результаті розмір самої зірки різко зростає, а температура її поверхні падає. Саме цей процес і породжує червоних гігантів і надгігантів. Кінцеві стадії еволюції зірки також визначаються масою зірки. Якщо ця маса не перевершує сонячну більш ніж в 1,4 рази, зірка стабілізується, стаючи білим карликом. Катастрофічного стиснення не відбувається завдяки основному властивості електронів. Існує такий ступінь стиснення, при якій вони починають відштовхуватися, хоча ніякого джерела теплової енергії вже немає. Це відбувається лише тоді, коли електрони й атомні ядра стиснуті неймовірно сильно, утворюючи надзвичайно щільну матерію. Білий карлик з масою Сонця за обсягом приблизно дорівнює Землі. Білий карлик поступово остигає, в кінцевому підсумку перетворюючись у темний кулю радіоактивного попелу. За оцінками астрономів, не менше десятої частини всіх зірок Галактики - білі карлики.
Якщо маса стискається зірки перевершує масу Сонця більш ніж у 1,4 рази, то така зірка, досягнувши стадії білого карлика, на цьому не зупиниться. Гравітаційні сили в цьому випадку настільки великі, що електрони вдавлюються всередину атомних ядер. У результаті протони перетворюються на нейтрони, здатні прилягати одне до одного без будь-яких проміжків. Щільність нейтронних зірок перевершує навіть щільність білих карликів, але якщо маса матеріалу не перевершує 3 сонячних мас, нейтрони, як і електрони, здатні самі запобігти подальше стиснення. Типова нейтронна зірка має в поперечнику всього лише від 10 до 15 км, а один кубічний сантиметр її речовини важить близько мільярда тонн. Крім величезної щільності, нейтронні зірки мають ще двома особливими властивостями, які дозволяють їх виявити, незважаючи на такі малі розміри: це швидке обертання і сильне магнітне поле.
Якщо маса зірки перевищує 3 маси Сонця, то кінцевою стадією її життєвого циклу є, ймовірно, чорна діра. Якщо маса зірки, а, отже, і сила тяжіння так великі, то зірка піддається катастрофічного гравітаційного стиску, якому не можуть протистояти жодні стабілізуючі сили. Щільність речовини в ході цього процесу прагне до нескінченності, а радіус об'єкта - до нуля. Відповідно до теорії відносності Ейнштейна, в центрі чорної діри виникає сингулярність простору-часу. Гравітаційне поле на поверхні стискуваної зірки зростає, тому випромінювання і частинок стає все важче її покинути. Зрештою, така зірка перебувають під горизонтом подій, який можна наочно уявити як односторонню мембрану, проникну речовина і випромінювання тільки всередину і не випускає нічого назовні. Коллапсірующая зірка перетворюється на чорну діру, і її можна виявити тільки за різкої зміни властивостей простору і часу біля неї. Радіус горизонту подій називається радіусом Шварцшильда.
Зірки з масою менше 1,4 сонячної в кінці життєвого циклу повільно скидають верхню оболонку, яку називають планетарною туманністю. Більш масивні зірки, які перетворюються на нейтронну зірку або чорну діру, спочатку вибухають як наднові, їх блиск за короткий час збільшується на 20 величин і більше, вивільняється енергії більше, ніж випромінює Сонце за 10 мільярдів років, а залишки вибухнула зірки розлітаються зі швидкістю 20 000 км на секунду.
Спостереження і замальовка положень сонячних плям за допомогою телескопа (на екрані). КВИТОК № 21 Склад, структура і розміри нашої Галактики.Галактика, зоряна система, до якої належить Сонце. Галактика містить щонайменше 100 млрд. зірок. Три головні складові: центральне потовщення, диск і галактичне гало.
Центральне потовщення складається зі старих зірок населення II типу (червоні гіганти), розташованих дуже щільно, а в його центрі (ядрі) перебувати потужне джерело випромінювання. Передбачалося що в ядрі знаходиться чорна діра, яка ініціює спостережувані потужні енергетичні процеси супроводжуються випромінюванням у радіоспектрі. (Газове кільце обертається навколо чорної діри; гарячий газ, зриваючись з його внутрішнього краю, падає на чорну діру, при цьому виділяється енергія, яку ми і спостерігаємо.) Але нещодавно в ядрі був зареєстрований спалах видимого випромінювання і гіпотеза про чорну діру відпала. Параметри центрального потовщення: 20 000 світлових років у поперечнику і 3000 світлових років в товщину.
Диск Галактики, що містить молоді зірки населення I типу (молоді блакитні надгіганти), міжзоряну матерію, розсіяні зоряні скупчення і 4 спіральні рукави, має діаметр 100 000 світлових років і товщину всього 3000 світлових років. Галактика обертається, внутрішні її частини проходять по своїх орбітах набагато швидше, ніж зовнішні. Сонце робить повний оборот навколо ядра за 200 млн років. У спіральних рукавах йде безперервний процес зореутворення.
Галактичне гало концентрично з диском і центральним потовщенням і складається із зірок, переважно є членами кульових скупчень і належать до населення II типу. Однак більша частина речовини в гало невидима і не може бути укладена у звичайних зірках, це не газ і не пил. Таким чином в гало міститься темне невидима речовина. Розрахунки швидкості обертання Великого та Малого Магелланових Хмар, які є супутниками Чумацького Шляху, показують, що маса, укладена в гало, в 10 разів перевищує масу, яку ми спостерігаємо в диску і потовщенні.
Сонце розташоване на відстані 2 / 3 від центру диска в Оріоновом рукаві. Його локалізація в площині диска (галактичного екватора) дозволяє бачити з Землі зірки диска у вигляді вузької смуги Чумацького Шляху, яка охоплює всю небесну сферу і нахиленою під кутом 63 ° до небесного екватора. Центр Галактики лежить в Стрільці, але він неспостережний у видимому світлі з-за темних туманностей з газу і пилу, які поглинають світло зірок.
Обчислення радіуса зірки за даними про її світності й температури.L - світність (Lc = 1)
R - радіус (Rc = 1)
T - Температура (Tc = 6000)
КВИТОК № 22 Зоряні скупчення. Фізичний стан міжзоряного середовища.Зоряні скупчення - це групи зірок, розташованих відносно близько один до одного і пов'язаних загальним рухом у просторі. Мабуть, майже всі зірки народжуються групами, а не окремо. Тому зоряні скупчення - річ досить поширена. Астрономи люблять вивчати зоряні скупчення, тому що всі зірки, що входять в скупчення, утворилися приблизно в один і той же час і приблизно на однаковій відстані від нас. Будь-які помітні відмінності в блиску між такими зірками є істинними відмінностями. Особливо корисно вивчення зоряних скупчень з точки зору залежності їх властивостей від маси - адже вік цих зірок і їх відстань від Землі приблизно однакові, так що вони відрізняються один від одного тільки своєю масою. Є два типи зоряних скупчень: відкриті й кульові. У відкритому скупченні кожна зірка видно окремо, вони розподілені на деякій ділянці неба більш-менш рівномірно. А кульові скупчення, навпаки, являють собою як би сферу, настільки щільно заповнену зірками, що в її центрі окремі зірки невиразні.
Відкриті скупчення містять від 10 до 1000 зірок, серед них набагато більше молодих, ніж старих, а самі старі чи нараховують більше 100 мільйонів років. Справа в тому, що в більш старих скупченнях зірки поступово віддаляються один від одного, поки не змішаються з основним безліччю зірок. Хоча тяжіння до деякої міри утримує відкриті скупчення разом, вони все ж таки досить неміцні, і тяжіння іншого об'єкта може їх розірвати.
Хмари, в яких утворюються зірки, сконцентровані в диску нашої Галактики, і саме там виявляють відкриті зоряні скупчення.
На противагу відкритим, кульові скупчення являють собою сфери, щільно заповнені зірками (від 100 тис. до 1 млн). Розмір типового кульового скупчення - від 20 до 400 світлових років у поперечнику.
У щільно набитих центрах цих скупчень зірки перебувають у такій близькості одна до одної, що взаємне тяжіння пов'язує їх один з одним, утворюючи компактні подвійні зірки. Іноді відбувається навіть повне злиття зірок; при тісному зближенні зовнішні шари зірки можуть зруйнуватися, виставляючи на пряме огляд центральне ядро. У кульових скупченнях подвійні зірки зустрічаються в 100 разів частіше, ніж де-небудь ще.
Біля нашої Галактики ми знаємо близько 200 кульових зоряних скупчень, які розподілені по всьому гало, який укладає в собі Галактику. Всі ці скупчення дуже старі, і виникли вони більш-менш в той же час, що й сама Галактика. Схоже на те, що скупчення утворилися, коли частини хмари, з якого була створена Галактика, розділилися на більш дрібні фрагменти. Кульові скупчення не розходяться, тому що зірки в них сидять дуже тісно, і їх потужні взаємні сили тяжіння пов'язують скупчення в щільне єдине ціле.
Речовина (газ і пил), що знаходиться в просторі між зірками, називається міжзоряному середовищем. Більша його частина сконцентрована в спіральних рукавах Чумацького Шляху і становить 10% його маси. У деяких областях речовина відносно холодне (100 К) та виявляється по інфрачервоному випромінюванню. Такі хмари містять нейтральний водень, молекулярний водень та інші радикали, наявність яких можна виявити за допомогою радіотелескопів. В областях поблизу зірок високої світності температура газу може досягати 1000-10000 К, і водень ионизована.
Міжзоряне середовище дуже сильно розріджена (близько 1 атома на см3). Проте в щільних хмарах концентрація речовини може бути в 1000 разів вище середньої. Але і в щільному хмарі на кубічний сантиметр припадає всього кілька сотень атомів. Причина, по якій нам все-таки вдається спостерігати міжзоряний речовина, полягає в тому, що ми бачимо його у великій товщі простору. Розміри частинок складають 0,1 мкм, вони містять вуглець і кремній, надходять у міжзоряне середовище з атмосфери холодних зірок у результаті вибухів найновіших. Настає суміш формує нові зірки. Міжзоряне середовище має слабке магнітне поле і пронизане потоками космічних променів.
Наша Сонячна система знаходиться в тій області Галактики, де щільність міжзоряної речовини надзвичайно низька. Ця область називається Місцевим «бульбашкою»; вона простягається в усі сторони приблизно на 300 світлових років.
Обчислення кутових розмірів Сонця для спостерігача, що знаходиться на іншій планеті. КВИТОК № 23 Основні типи галактик і їх відмінні риси.Галактики, системи зірок, пилу і газу повною масою від 1 млн. до 10 трлн. мас Сонця. Істинна природа галактик була остаточно пояснена тільки в 1920-х рр.. після гострих дискусій. До цього часу при спостереженнях в телескоп вони виглядали як дифузійні плями світла, що нагадують туманності, але тільки за допомогою 2,5-метрового телескопа-рефлектора обсерваторії Маунт-Вілсон, вперше використаного в 1920-х рр.., Вдалося отримати зображення отд. зірок у туманності Андромеди і довести, що це галактика. Цей же телескоп застосовувався Хабблом для вимірювання періодів цефеїд в туманності Андромеди. Ці змінні зірки вивчені досить добре, щоб можна було точно визначити відстані до них. Відстань до туманності Андромеди становить бл. 700 кпк, тобто вона лежить далеко за межами нашої Галактики.
Є кілька типів галактик, основні - спіральні й еліптичні. Робилися спроби класифікувати їх за допомогою буквених і цифрових схем, таких, як класифікація Габбла, проте деякі галактики не вкладаються в ці схеми, в цьому випадку їх називають на честь астрономів, які вперше виділили їх (наприклад галактики Сейферта і Маркаряна), або дають літерні позначення класифікаційних схем (наприклад Галактики N-типу і cD-типу). Галактики, що не мають виразної форми, класифікуються як неправильні. Походження і еволюція галактик ще до кінця не зрозумілі. Найкраще вивчені спіральні галактики. До них відносяться об'єкти, що мають яскраве ядро, з якого виходять спіральні рукави з газу, пилу та зірок. Більшість спіральних галактик мають 2 рукави, що виходять з протилежних сторін ядра. Як правило зірки в них молоді. Це нормальні спіралі. Ще є пересічені спіралі, у яких є центральна перемичка з зірок, що з'єднує внутрішні кінці двох рукавів. Наша Г. також відноситься до спіральним. Маси майже всіх спіральних Г. лежать в діапазоні від 1 до 300 млрд. мас Сонця. Близько трьох чвертей всіх галактик у Всесвіті є еліптичними. Вони мають еліптичну форму, позбавлену помітною спіральної структури. Їх форма може змінюватися від майже сферичної до сигароподібний. За розміром вони дуже різноманітні - від карликових масою декілька млн сонячних до гігантських масою 10 трлн сонячних. Найбільші з відомих - Галактики cD-типу. Вони мають велике ядро або, можливо, кілька ядер, що швидко рухаються відносно один одного. Часто це досить сильні радіоджерел. Галактики Маркаряна були виділені радянським астрономом Веніаміном Маркаряном в 1967 р. Вони є сильними джерелами випромінювання в ультрафіолетовому діапазоні. Галактики N-типу мають схожу на зірку слабо світиться ядро. Вони також сильні радіоджерел і імовірно, еволюціонують у квазари. На фото сейфертовських галактики виглядають як нормальні спіралі, але з дуже яскравим ядром і спектрами з широкими і яскравими емісійними лініями, що вказують на присутність в їх ядрах великого кол-ва Швидкообертаюча гарячого газу. Цей тип Галактик відкритий американським астрономом Карлом Сейферта в 1943 р. Галактики, що спостерігаються оптично і в той же час є сильними радіоджерелами, називаються радіогалактиками. До них відносяться сейфертовських Галактики, Г. CD-і N-типу і деякі квазари. Механізм генерації енергії радіогалактик ще не зрозумілий.
Визначення умов видимості планети Сатурн за даними «Шкільного астрономічного календаря».КВИТОК № 24
Основи сучасних уявлень про будову і еволюцію Всесвіту.У 20 ст. було досягнуто розуміння Всесвіту як єдиного цілого. Перший важливий крок був зроблений в 1920-х рр.., Коли вчені прийшли до висновку, що наша Галактика - Чумацький Шлях - одна з мільйонів галактик, а Сонце - одна з мільйонів зірок Чумацького Шляху. Подальше вивчення галактик показало, що вони віддаляються від Чумацького Шляху, причому чим далі вони знаходяться, тим більше ця швидкість (вимірювана по червоному зсуву в її спектрі). Т.ч., ми живемо у Всесвіті, що. Розбігання галактик відображено в законі Хаббла, згідно з яким червоне зміщення галактики пропорційно відстані до неї. Крім того, в самому великому масштабі, тобто на рівні сверхскоплений галактик, Всесвіт має пористу структуру. Сучасна космологія (вчення про еволюцію Всесвіту) базується на двох постулатах: Всесвіт однорідний і изотропна.
Існує декілька моделей Всесвіту.
У моделі Ейнштейна - де Ситтера розширення Всесвіту триває нескінченно довго, в статичній моделі Всесвіт не розширюється і не еволюціонує, в пульсуючого Всесвіту цикли розширення і стиснення повторюються. Однак статична модель найменш вірогідна, не на її користь говорить не тільки закон Хаббла, але і виявлене в 1965 році фонове реліктове випромінювання (тобто випромінювання первинного розширюється розпеченій чотиривимірний сфери).
В основі деяких космологічних моделей лежить теорія «гарячого Всесвіту», викладена нижче.
Відповідно до рішень Фрідмана рівнянь Ейнштейна 10-13 мільярдів років тому, в початковий момент часу, радіус Всесвіту був рівний нулю. У нульовому обсязі була зосереджена вся енергія Всесвіту, вся її маса. Щільність енергії нескінченна, нескінченний і щільність речовини. Подібний стан називається сингулярним.
У 1946 році Георгій Гамов і його колеги розробили фізичну теорію початкового етапу розширення Всесвіту, що пояснює наявність в ній хімічних елементів синтезом при дуже високій температурі і тиску. Тому початок розширення з теорії Гамова назвали «Великим Вибухом». Співавторами Гамова були Р. Альфер і Г. Бете, тому іноді цю теорію називають «α, β, γ-теорія».
Всесвіт розширюється зі стану з нескінченної щільністю. У сингулярному стані звичайні закони фізики незастосовні. Мабуть, всі фундаментальні взаємодії при настільки високих енергіях не відрізняються один від одного. А з якого радіуса Всесвіту має сенс говорити про застосовність законів фізики? Відповідь - з планковской довжини:
, Починаючи з моменту часу tp = Rp / c = 5 * 10-44с (c - швидкість світла, h - постійна Планка). Швидше за все, саме через tP гравітаційна взаємодія відокремилося від інших. За теоретичними розрахунками, протягом перших 10-36 с, коли температура Всесвіту була більше 1028 К, енергія в одиниці об'єму залишалася постійною, а Всесвіт розширювалася зі швидкістю, значно перевищує швидкість світла. Цей факт не суперечить теорії відносності, бо з такою швидкістю розширювалося не речовина, але сам простір. Ця стадія еволюції називається інфляційної. Із сучасних теорій квантової фізики випливає, що в цей час сильне ядерна взаємодія відокремилося від електромагнітної і слабкої. Виділилася в результаті енергія і стала причиною катастрофічного розширення Всесвіту, яка за крихітний проміжок часу в 10 - 33 з збільшилася від розмірів атома до розмірів Сонячної системи. У цей же час з'явилися звичні нам елементарні частинки і трохи менша кількість античастинок. Речовина і випромінювання все ще перебувало в термодинамічній рівновазі. Ця епоха називається радіаційної стадією еволюції. При температурі 5 ∙ 1012 До закінчилася стадія рекомбінації: майже всі протони і нейтрони анігілювали, перетворившись на фотони; залишилися тільки ті, для яких не вистачило античастинок. Початковий надлишок частинок в порівнянні з античастинками становить одну мільярдну від їх числа. Саме з цього «надмірного» речовини і складається в основному речовина спостережуваного Всесвіту. Через кілька секунд після Великого Вибуху почалася стадія первинного нуклеосинтезу, коли утворювалися ядра дейтерію і гелію, що тривала близько трьох хвилин, потім почалося спокійне розширення та охолодження Всесвіту.
Приблизно через мільйон років після вибуху рівновагу між речовиною і випромінюванням порушилося, з вільних протонів і електронів почали утворюватися атоми, а випромінювання стало проходити через речовину, як через прозоре середовище. Саме це випромінювання назвали реліктовим, його температура була близько 3000 К. В даний час реєструється фон з температурою 2,7 К. Реліктове фонове випромінювання відкрили в 1965 році. Воно виявилося у високому ступені ізотропним і своїм існуванням підтверджує модель гарячої розширення Всесвіту. Після первинного нуклеосинтезу речовина початок еволюціонувати самостійно, через варіацій густини речовини, що утворилися у відповідності з принципом невизначеності Гейзенберга під час інфляційної стадії, з'явилися протогалактікі. Там, де щільність була трохи більшою за середню, утворилися вогнища тяжіння, області із зниженою щільністю робилися всі розріджені, тому що речовина йшло з них у більш щільні області. Саме так практично однорідне середовище розділилася на окремі протогалактікі і їх скупчення, а через сотні мільйонів років з'явилися перші зірки.
Космологічні моделі приводять до висновку, що доля Всесвіту залежить тільки від середньої щільності заповнює її речовини. Якщо вона нижче певної критичної щільності, розширення Всесвіту триватиме вічно. Цей варіант називається «відкрита Всесвіт». Схожий сценарій розвитку чекає і плоску Всесвіт, коли щільність дорівнює критичною. Через гугол років прогорить вся речовина в зірках, і галактики поринуть у темряву. Залишаться тільки планети, білі й коричневі карлики, а зіткнення між ними будуть вкрай рідкісні.
Однак навіть у цьому випадку метагалактика не вічна. Якщо вірна теорія великого об'єднання взаємодій, через 1040 років розпадуться складові колишні зірки протони і нейтрони. Через приблизно 10100 років випаруються гігантські чорні діри. У нашому світі залишаться лише електрони, нейтрино і фотони, віддалені один від одного на величезні відстані. У відомому сенсі це буде кінець часу.
Якщо ж щільність Всесвіту виявиться занадто велика, то наш світ замкнутий, а розширення рано чи пізно зміниться катастрофічним стиском. Всесвіт закінчить своє життя в гравітаційному колапсі у відомому сенсі це ще гірше.
Обчислення відстані до зірки за відомим паралаксом.