Астрономията е една от най-загадъчните и интересни науки. Въпреки факта, че сега астрономията се преподава в училищата в най-добрия случай само за няколко урока, хората все още имат интерес към нея. Ето защо, започвайки с това съобщение, ще започна цикъл от публикации за основите на тази наука и интересни въпросисрещани по време на проучването му.

Кратка история на астрономията

Вдигайки глава и гледайки към небето, древен човекВероятно съм мислил повече от веднъж какви неподвижни „светулки“ са разположени в небето. Гледайки ги, хората вързаха някои природен феномен(например смяната на сезоните) с небесни явления и приписва магически свойства на последните. Например в Древен Египет разливът на Нил съвпада с появата на най-ярката звезда Сириус (или Сотис, както я наричат ​​египтяните) в небето. В тази връзка те изобретиха календар - "сотическата" година е интервалът между две възнесения (появи в небето) на Сириус. За удобство годината беше разделена на 12 месеца по 30 дни. Останалите 5 дни (в годината има 365 дни, съответно 12 месеца от 30 дни са 360, остават 5 „допълнителни“ дни) бяха обявени за празници.

Вавилонците постигнали значителен напредък в астрономията (и астрологията). Тяхната математика използва 60-цифрената бройна система (вместо нашата десетична бройна система, сякаш древните вавилонци са имали 60 пръста), откъдето идва истинското наказание за астрономите - 60-арното представяне на времето и ъгловите единици. Има 60 минути в 1 час (не 100!!!), 60 минути в 1 градус, цялата сфера е 360 градуса (а не 1000!). Освен това вавилонците са идентифицирали зодиака на небесната сфера:

Небесната сфера е въображаема спомагателна сфера с произволен радиус, върху която се проектират небесни тела: тя се използва за решаване на различни астрометрични задачи. Окото на наблюдателя обикновено се приема за център на небесната сфера. За наблюдател на земната повърхност въртенето на небесната сфера възпроизвежда ежедневното движение на светилата в небето.

Вавилонците познавали 7 "планети" - Слънцето, Луната, Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. Вероятно те въведоха седемдневната седмица - всеки ден от такава седмица беше посветен на определено небесно тяло. Вавилонците също се научили да предсказват затъмнения, от което свещениците се възползвали забележително, увеличавайки вярата на обикновените хора в техните предполагаеми свръхестествени способности.

Какво има в небето?

Първо, нека дефинираме нашето „Вселенско обръщение“ (валидно за руснаците):

• държава: Русия
• планетата Земя
• система: Слънчева
• Галактика: Млечен път
• група: Местна група
• клъстер: суперклъстер Дева
• Метагалатика
• Нашата Вселена

Какво означават всички тези красиви думи?

слънчева система

Вие и аз живеем на една от осемте големи планети, въртящи се около Слънцето. Слънцето е звезда, тоест доста голямо небесно тяло, в което протичат термоядрени реакции (където се оказва толкова многоенергия).

Планетата е небесно тяло със сферична форма (достатъчно масивно, за да приеме такава форма под въздействието на гравитацията), върху което не се случват тези реакции. Има само осем големи планети:

1. живак
2. Венера
3. Земята
4. Юпитер
5. Сатурн
6. Нептун

Някои планети (по-точно всички, с изключение на Меркурий и Венера) имат спътници - малки „планети“, движещи се около голяма планета. Спътникът на Земята е Луната, чиято красива повърхност е показана на първата снимка.

В Слънчевата система има и планети джуджета - малко тяло с почти сферична форма, което не е спътник на голяма планета и не може да „изчисти“ пътя си в Слънчевата система (поради липса на маса). В момента има 5 известни планети джуджета, една от които, Плутон, се смяташе за голяма планета повече от 70 години:

1. Плутон
2. Церера
3. Хаумеа
4. Makemake
5. Ерис

Също така в Слънчевата система има много малки небесни тела, подобни по състав на планети - астероиди. Разпространени са основно в главен астероиден пояс,между Марс и Юпитер.

И, разбира се, има комети - „опашати звезди“, предвестници на провал, както вярваха древните. Те са съставени предимно от лед и имат голяма и красива опашка. Една от тези комети, кометата Хейл-Боп (наречена на Хейл и Боп), която много хора на Земята можеха да видят в небето през 1997 г.

млечен път

Но нашата слънчева система е една от много други планетарни системи в Галактика Млечен път(или Млечен път). Галактиката е голямо числозвезди и други тела, въртящи се около общ център на масата под въздействието на гравитацията (на фигурата вляво е показан компютърен модел на Галактиката). Размерът на галактиката в сравнение с нашата Слънчева система е наистина огромен - около 100 000 светлинни години. Тоест на обикновената светлина, движеща се с най-високата скорост във Вселената, ще й трябват сто хиляди (!!!) години, за да прелети от единия край на Галактиката до другия. Това е очарователно - гледайки небето, звездите, ние гледаме дълбоко в миналото - все пак светлината, достигаща до нас сега, е възникнала много преди появата на човечеството, а от редица звезди - много преди появата на Земята .

Самият Млечен път прилича на спирала с "плоча" в центъра. Ролята на „рамене” на спиралата се играе от звездни купове. Общо в галактиката има от 200 до 400 милиарда (!) звезди. Естествено, нашата Галактика също не е сама във Вселената. Тя е част от т.нар Местна групано повече за това следващия път!

Полезни задачи по астрономия

1. Преценете кое е по-многобройно - звездите в Галактиката или комарите на Земята?
2. Преценете колко звезди има в Галактиката на човек?
3. Защо е тъмно през нощта?

Космосът – безвъздушното пространство – няма нито начало, нито край. В безкрайната космическа пустота тук-таме са разположени звезди, поединично и на групи. Малки групи от десетки, стотици или хиляди звезди се наричат ​​звездни купове. Те са част от гигантски (милиони и милиарди звезди) суперкупове от звезди, наречени галактики. В нашата Галактика има около 200 милиарда звезди. Галактиките са малки острови от звезди в безкрайния океан от пространство, наречен Вселена.

Цялото звездно небе е условно разделено от астрономите на 88 секции - съзвездия, които имат определени граници. Всички космически тела, видими в границите на дадено съзвездие, са включени в това съзвездие. Всъщност звездите в съзвездията не са свързани по никакъв начин нито помежду си, нито със Земята и особено с хората на Земята. Просто ги виждаме в тази част на небето. Има съзвездия, наречени на животни, предмети и хора. Трябва да знаете очертанията и да можете да намерите съзвездията на небето: Голяма и Малка мечка, Касиопея, Орион, Лира, Орел, Лебед, Лъв. Най-ярката звезда в звездното небе е Сириус.

Всички явления в природата се случват в космоса. Видимото около нас пространство на повърхността на Земята се нарича хоризонт. Границата на видимото пространство, където небето изглежда е в контакт с повърхността на земята, се нарича линия на хоризонта. Ако се изкачите на кула или планина, хоризонтът ще се разшири. Ако се придвижим напред, линията на хоризонта ще се отдалечи от нас. Невъзможно е да се достигне линията на хоризонта. На равно място, отворено от всички страни, линията на хоризонта има формата на кръг. Има 4 основни страни на хоризонта: север, юг, изток и запад. Между тях са междинните страни на хоризонта: североизток, югоизток, югозапад и северозапад. На диаграмите е обичайно да се посочва север в горната част. Числото, което показва колко пъти са намалени (увеличени) действителните разстояния в чертежа, се нарича мащаб. Мащабът се използва при конструиране на планове и карти. Планът на района се съставя в едър мащаб, а картите се съставят в дребен мащаб.

Ориентирането означава да знаете местоположението си спрямо известни обекти, да можете да определите посоката на пътя според известни партиихоризонт. По обяд Слънцето е над точката на юг, а обедната сянка на обектите е насочена на север. Можете да се ориентирате по слънцето само при ясно време. Компасът е устройство за определяне на страните на хоризонта. Компасът може да се използва за определяне на страните на хоризонта при всяко време, денем или нощем. Основната част на компаса е магнетизирана стрелка. Когато не се поддържа от предпазител, стрелката винаги е разположена по линията север-юг. Страните на хоризонта могат да се определят и по местни особености: по отделни дървета, мравуняци, пънове. За да се ориентирате правилно, трябва да използвате няколко местни табели.

В съзвездието Голяма мечка е лесно да се намери Полярната звезда. Поларис е слаба звезда. Винаги е над северната страна на хоризонта и никога не излиза отвъд хоризонта. По Полярната звезда през нощта можете да определите страните на хоризонта: ако стоите с лице към Полярната звезда, тогава ще има север отпред, юг отзад, изток отдясно и запад отляво.

Звездите са огромни горещи топки от газ. В ясна безлунна нощ 3000 звезди се виждат с просто око. Това са най-близките, най-горещите и най-големите звезди. Те са подобни на Слънцето, но са милиони и милиарди пъти по-далече от нас от Слънцето. Ето защо ги виждаме като светещи точки. Можем да кажем, че звездите са далечни слънца. Модерна ракета, изстреляна от Земята, може да достигне най-близката звезда само след стотици хиляди години. Други звезди са още по-далеч от нас. Чрез астрономически инструменти – телескопи могат да се наблюдават милиони звезди. Телескопът събира светлина от космическите тела и увеличава видимия им размер. Чрез телескоп можете да видите бледи звезди, невидими с просто око, но дори през най-мощния телескоп всички звезди изглеждат като светещи точки, само че по-ярки.

Звездите не са еднакви по размер: някои са десетки пъти по-големи от Слънцето, други са стотици пъти по-малки. И температурата на звездите също е различна. Цветът му зависи от температурата на външните слоеве на звездата. Най-студените звезди са червени, а най-горещите са сини. Колкото по-гореща и по-голяма е звездата, толкова по-ярко блести.

Слънцето е огромна гореща газова топка. Слънцето е 109 пъти по-голямо от Земята в диаметър и 333 000 пъти по-голямо от Земята по маса. Повече от 1 милион глобуса могат да се поберат в Слънцето. Слънцето е най-близката до нас звезда, има среден размер и средна температура. Слънцето е жълта звезда. Слънцето грее, защото нещо се случва вътре в него. атомни реакции. Температурата на повърхността на Слънцето е 6000° С. При тази температура всички вещества са в специално газообразно състояние. Температурата нараства с дълбочина и в центъра на Слънцето, където протичат атомни реакции, достига 15 000 000 °C. Астрономи и физици изучават Слънцето и други звезди, така че хората на Земята да могат да строят ядрени реактори, които могат да осигурят всички енергийни нужди на човечеството.

Горещо вещество излъчва светлина и топлина. Светлината се движи със скорост около 300 000 km/s. Светлината пътува от Слънцето до Земята за 8 минути 19 секунди. Светлината се разпространява по права линия от всеки светещ обект. Повечето околни тела не излъчват собствена светлина. Виждаме ги, защото върху тях пада светлина от светещи тела. Затова казват, че светят от отразена светлина.

Слънцето е от голямо значение за живота на Земята. Слънцето осветява и затопля Земята и другите планети по същия начин, по който огънят осветява и затопля хората, които седят около него. Ако Слънцето угасне, Земята ще потъне в мрак. Растенията и животните биха умрели от екстремния студ. Слънчевите лъчи нагряват различно земната повърхност. Колкото по-високо е слънцето над хоризонта, толкова повече се нагрява повърхността и толкова по-висока е температурата на въздуха. Най-високото положение на Слънцето се наблюдава на екватора. От екватора до полюсите височината на Слънцето намалява и топлинното захранване намалява. Около полюсите на Земята ледът никога не се топи, има вечна замръзналост.

Земята, на която живеем, е огромна топка, но трудно се забелязва. Затова дълго време се смяташе, че Земята е плоска и отгоре е покрита като шапка от солиден и прозрачен небесен свод. Впоследствие хората получиха много доказателства за сферичността на Земята. По-малък модел на Земята се нарича глобус. Глобусът изобразява формата на Земята и нейната повърхност. Ако прехвърлите изображение на земната повърхност от глобус върху карта и условно го разделите на две полукълба, ще получите карта на полукълба.

Земята е в пъти по-малка от Слънцето. Диаметърът на Земята е около 12 750 км. Земята се върти около Слънцето на разстояние около 150 000 000 км. Всяка революция се нарича година. Има 12 месеца в годината: януари, февруари, март, април, май, юни, юли, август, септември, октомври, ноември и декември. Всеки месец има 30 или 31 дни (февруари има 28 или 29 дни). В годината има цели 365 дни и още няколко часа.

Преди това се смяташе, че малко Слънце се движи около Земята. Полският астроном Николай Коперник твърди, че Земята се движи около Слънцето. Джордано Бруно е италиански учен, който подкрепя идеята на Коперник, за което е изгорен от инквизиторите.

Земята се върти от запад на изток около въображаема линия - ос, а от повърхността ни се струва, че Слънцето, Луната и звездите се движат по небето от изток на запад. Звездното небе се върти като едно цяло, докато звездите запазват позицията си една спрямо друга. Звездното небе прави 1 оборот за същото време, за което Земята прави 1 оборот около оста си.

От страната, осветена от Слънцето, е ден, а от страната, която е в сянка, е нощ. Тъй като Земята се върти, тя излага слънчевите лъчи първо от едната страна, а след това от другата. Така става смяната на деня и нощта. Земята прави 1 оборот около оста си за 1 ден. Денят продължава 24 часа. Един час е разделен на 60 минути. Една минута е разделена на 60 секунди. Денят е светлото време на деня, нощта е тъмното време на деня. Денят и нощта съставляват ден („ден и нощ – един ден“).

Точките, в които оста достига земната повърхност, се наричат ​​полюси. Те са две - северна и южна. Екваторът е въображаема линия, която минава на еднакво разстояние от полюсите и разделя земното кълбо на северно и южно полукълбо. Дължината на екватора е 40 000 км.

Оста на въртене на Земята е наклонена спрямо орбитата на Земята. Поради това височината на Слънцето над хоризонта и продължителността на деня и нощта в една и съща област на Земята се променят през цялата година. Колкото по-високо е слънцето над хоризонта, толкова по-дълъг е денят. От 22 декември до 22 юни надморската височина на Слънцето по обяд се увеличава, продължителността на деня се увеличава, след това височината на Слънцето намалява и денят става по-къс. Затова годината била разделена на 4 сезона (времена от годината): лято – горещо, с къси нощи и дълги дни, а слънцето изгрява високо над хоризонта; зима – студена, с къси дни и дълги нощи, със слънце, изгряващо ниско над хоризонта; пролетта е преходен сезон от зима към лято; есента е преходен сезон от лятото към зимата. Всеки сезон има 3 месеца: лято - юни, юли, август; есен – септември, октомври, ноември; зима – декември, януари, февруари; пролет – март, април, май. Когато в северното полукълбо на Земята е лято, в южното е зима. И обратно.

В орбита около Слънцето се движат 8 огромни сферични тела. Някои от тях са по-големи от Земята, други са по-малки. Но всички те са много по-малки от Слънцето и не излъчват собствена светлина. Това са планети. Земята е една от планетите. Планетите блестят от отразената слънчева светлина, така че можем да ги видим в небето. Планетите се движат на различни разстояния от Слънцето. Планетите са разположени от Слънцето в следния ред: Меркурий, Венера, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Най-голямата планета, Юпитер, е 11 пъти по-голяма от Земята в диаметър и 318 пъти по-голяма по маса. Най-малката от големите планети, Меркурий, е 3 пъти по-малък в диаметър от Земята.

Колкото една планета е по-близо до Слънцето, толкова по-гореща е тя и колкото по-далеч от Слънцето, толкова по-студена е. По обяд повърхността на Меркурий се нагрява до +400 °C. Най-отдалечената от големите планети, Нептун, е охладена до -200 °C.

Колкото по-близо е една планета до Слънцето, толкова по-къса е нейната орбита, толкова по-бързо планетата се върти около Слънцето. Земята прави 1 обиколка около Слънцето за 1 година или 365 дни 5 часа 48 минути 46 секунди. За удобство на календара на всеки 3 „прости“ години от 365 дни е включена 1 „високосна“ година от 366 дни. На Меркурий една година продължава само 88 земни дни. На Нептун 1 година продължава 165 години. Всички планети се въртят около осите си, някои по-бързо, други по-бавно.

Големите планети се обикалят от техните спътници. Сателитите са подобни на планетите, но са много по-малки по маса и размер.

Земята има само 1 спътник - Луната. В небето размерите на Луната и Слънцето са приблизително еднакви, въпреки че Слънцето е 400 пъти по-голямо в диаметър от Луната. Това се случва, защото Луната е 400 пъти по-близо до Земята от Слънцето. Луната не излъчва собствена светлина. Виждаме го, защото свети с отразена слънчева светлина. Ако Слънцето угасне, Луната също ще угасне. Луната се върти около Земята по същия начин, по който Земята се върти около Слънцето. Луната участва в ежедневното движение на звездното небе, като в същото време бавно се премества от едно съзвездие към друго. Луната променя облика си на небето (фази) от едно новолуние на друго новолуние за 29,5 дни, в зависимост от това как Слънцето я осветява. Луната се върти около оста си, така че има и смяна на деня и нощта на Луната. Един ден на Луната обаче не продължава 24 часа, както на Земята, а 29,5 земни дни. Денят продължава две седмици на Луната, а нощта продължава две седмици. Каменната лунна топка от слънчевата страна се нагрява до +170 °C.

От Земята до Луната 384 000 км. Луната е най-близкото до Земята космическо тяло. Луната е 4 пъти по-малка от Земята по диаметър и 81 пъти по-малка по маса. Луната прави едно завъртане около Земята за 27 земни дни. Луната винаги е обърната към Земята с една и съща страна. Ние никога не виждаме другата страна от Земята. Но с помощта на автоматични станции беше възможно да се снима обратна странаЛуни. Луноходите са пътували по Луната. Първият човек, стъпил на лунната повърхност, е американецът Нийл Армстронг (през 1969 г.).

Луната е естествен спътник на Земята. „Естествено“ означава създадено от природата. През 1957 г. у нас е изстрелян първият изкуствен спътник на Земята. „Изкуствено“ означава създадено от хора. Днес няколко хиляди изкуствени спътника летят около Земята. Те се движат по орбити на различни разстояния от Земята. Сателитите са необходими за предсказване на времето, съставяне на точни географски карти, контрол на движението на леда в океаните, за военно разузнаване, за предаване на телевизионни програми и те осигуряват клетъчна комуникация за мобилни телефони.

През телескоп на Луната се виждат планини и равнини – т.нар. лунни морета и кратери. Кратерите са ями, които се образуват от големи и малки метеорити, падащи на Луната. На луната няма вода и въздух. Затова там няма живот.

Марс има два малки спътника. Най-много спътници има Юпитер – 63. Меркурий и Венера нямат спътници.

17. Между орбитите на Марс и Юпитер около Слънцето се движат няколкостотин хиляди астероиди и железни каменни блокове. Диаметърът на най-големия астероид е около 1000 км, а най-малкият известен е около 500 метра.

От далеч от самите граници на Слънчевата система огромни комети (осветителни тела с опашка) от време на време се приближават до Слънцето. Кометните ядра са ледени блокове от втвърдени газове, в които са замръзнали твърди частици и скали. Колкото по-близо до слънцето, толкова по-топло. Следователно, когато една комета се приближи до Слънцето, нейното ядро ​​започва да се изпарява. Опашката на кометата е поток от газове и прахови частици. Опашката на кометата става по-голяма, когато кометата се приближава до Слънцето, и се свива, когато кометата се отдалечава от Слънцето. С времето кометите се разпадат. В космоса се носят много отломки от комети и астероиди. Понякога падат на Земята. Фрагменти от астероиди и комети, които падат на Земята или друга планета, се наричат ​​метеорити.

Вътре в Слънчевата система много малки камъчета и прахови частици с размер на глава на карфица - метеорни тела - обикалят около слънцето. Избухвайки в земната атмосфера с висока скорост, те се нагряват от триене с въздуха и изгарят високо в небето, а на хората изглежда сякаш звезда е паднала от небето. Това явление се нарича метеор.

Слънцето и всички въртящи се около него космически тела - планети с техните спътници, астероиди, комети, метеороиди - образуват Слънчевата система. Други звезди не са част от слънчевата система.

Слънцето, Земята, Луната и звездите са космически тела. Космическите тела са много разнообразни: от малка песъчинка до огромно Слънце. Астрономията е наука за космическите тела. За тяхното изучаване се изграждат големи телескопи, организират се астронавти около Земята и до Луната и се изпращат автоматични устройства в космоса.

Науката за космически полети и изследване на космоса с помощта на космически кораби се нарича астронавтика. Юрий Гагарин е първият космонавт на планетата Земя. Той е първият, който обикаля земното кълбо (за 108 минути) с кораба "Восток" (12 април 1961 г.). Алексей Леонов е първият човек, който излиза от космоса със скафандър. космически корабв открития космос (1965). Валентина Терешкова - първата жена в космоса (1963 г.). Но преди човекът да полети в космоса, учените изстреляха животни - маймуни и кучета. Първо Живо съществов космоса - кучето Лайка (1961).

Тази древна наука възниква, за да помогне на хората да се ориентират във времето и пространството (календари, географски карти, навигационни инструменти са създадени на базата на астрономически знания), както и да предскаже различни природни явления, по един или друг начин свързани с движението на небесните тела. . Съвременна астрономиявключва няколко раздела.

Сферична астрономияс помощта на математически методи изучава видимото местоположение и движение на Слънцето, Луната, звездите, планетите, спътниците, включително изкуствените тела на небесната сфера. Този клон на астрономията е свързан с развитието теоретични основивремеви сметки.

Практическа астрономияпредставлява знания за астрономически инструменти и методи за определяне на време, географски координати и азимутни посоки от астрономически наблюдения. Той служи за чисто практически цели и в зависимост от мястото на приложение (в небето, на сушата или в морето) се разделя на три вида: авиация, геодезическиИ годен за мореплаване.

Астрофизикаизучава физическото състояние и химичен съставнебесни тела и техните системи, междузвездни и междугалактически среди и процесите, протичащи в тях. Като клон на астрономията, но от своя страна е разделен на раздели в зависимост от обекта на изследване: физика на планетите, естествени спътници на планети, Слънце, междузвездна среда, звездни атмосфери, вътрешна структура и еволюция на звездите, междузвездна среда , и така нататък.

Небесна механикаизучава движението на небесните тела на Слънчевата система, включително кометите и изкуствените спътници на Земята в общото им гравитационно поле. Съставянето на ефемериди също се отнася до задачите на този раздел на астрономията.

Астрометрия– дял от астрономията, свързан с измерването на координатите на небесните тела и изучаването на въртенето на Земята.

Звездна астрономияизучава звездни системи (техните купове, галактики), техния състав, структура, динамика, еволюция.

Извънгалактична астрономияизучава космически небесни тела, разположени извън нашата звездна система (галактики), а именно други галактики, квазари и други ултра-далечни обекти.

Космогонияизучава възникването и развитието на космическите тела и техните системи (Слънчевата система като цяло, както и планетите, звездите, галактиките).

Космология- изследване на космоса, което изучава физическите свойства на Вселената като цяло, изводите се правят въз основа на резултатите от изследването на тази част от нея, която е достъпна за наблюдение и изучаване.

Астрологиянищо от горното не се изучава и повечето астрономически знания са напълно безполезни за един астролог. Астрономът също не трябва да разбира от астрология, още по-малко да влиза в дискусии на тази тема, която е извън неговите интереси и компетентност. Все пак се намери място в сайта за астрологична астрономия. Тук ще има необходимия минимум от астрономическа информация, без която един астролог не може, и всичко, което може да представлява интерес за всеки, който се интересува от астрология.

БИЛЕТИ ЗА АСТРОНОМИЯ 11 КЛАС

БИЛЕТ №1

Видимите движения на светилата като следствие от собственото им движение в космоса, въртенето на Земята и въртенето й около Слънцето.

Земята извършва сложни движения: върти се около оста си (T=24 часа), движи се около Слънцето (T=1 година), върти се с Галактиката (T= 200 хиляди години). От това може да се види, че всички наблюдения, направени от Земята, се различават по видимите си траектории. Планетите се движат по небето или от изток на запад (директно движение), или от запад на изток (ретроградно движение). Моментите на промяна на посоката се наричат ​​спирания. Ако начертаете този път на карта, ще получите цикъл. Колкото по-голямо е разстоянието между планетата и Земята, толкова по-малка е примката. Планетите се делят на долни и горни (долни – вътре в земната орбита: Меркурий, Венера; горни: Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон). Всички тези планети се въртят по същия начин като Земята около Слънцето, но поради движението на Земята може да се наблюдава кръгообразно движение на планетите. Взаимни договореностипланетите спрямо Слънцето и Земята се наричат ​​планетарни конфигурации.

Планетарни конфигурации, разлагане геометричен положението на планетите спрямо Слънцето и Земята. Някои позиции на планетите, видими от Земята и измерени спрямо Слънцето, са специални. заглавия. На илюстрация. V - вътрешна планета, I- външна планета, Е -земя, С - слънце Когато вътрешно планетата лежи на права линия със Слънцето, тя е в Връзка.К.п. EV 1 S и ESV 2 са наречени долна и горна връзкасъответно. Вътр. Планета I е в превъзходен съвпад, когато лежи на права линия със Слънцето ( ESI 4) и в конфронтация,когато лежи в посока, противоположна на Слънцето (I 3 ES) Ъгълът между посоките към планетата и към Слънцето с върха на Земята, напр. I 5 ES, наречено удължение. За вътрешно планети макс., елонгацията възниква, когато ъгълът EV 8 S е 90°; за външно планетите могат да се удължават в диапазона от 0° ESI 4) до 180° (I 3 ES). Когато удължението е 90°, се казва, че планетата е в квадратура(I 6 ES, I 7 ES).

Периодът, през който планетата обикаля около Слънцето, се нарича сидеричен (звезден) период на въртене - T, периодът от време между две еднакви конфигурации се нарича синодичен период - S.

Планетите се движат около Слънцето в една посока и завършват пълна революция около Слънцето за период от време = звезден период

за вътрешните планети

за външни планети

S – звезден период (спрямо звездите), T – синодичен период (между фазите), Т = 1 година.

Кометите и метеоритните тела се движат по елиптични, параболични и хиперболични траектории.

Изчисляване на разстоянието до галактика въз основа на закона на Хъбъл.

H = 50 km/sec*Mpc – Константа на Хъбъл

БИЛЕТ №2

Принципи за определяне на географски координати от астрономически наблюдения.

Има 2 географски координати: географска ширина и географска дължина. Астрономията като практическа наука позволява да се намерят тези координати. Височината на небесния полюс над хоризонта е равна на географската ширина на мястото на наблюдение. Приблизително географската ширина може да се определи чрез измерване на надморската височина на Полярната звезда, т.к. той е приблизително на 10 разстояние от северния небесен полюс. Можете да определите географската ширина на мястото за наблюдение по височината на звездата в горната кулминация ( Кулминация– моментът на преминаване на светилото през меридиана) по формулата:

j = d ± (90 – h), в зависимост от това дали на юг или на север кулминира от зенита. h – височина на звездата, d – деклинация, j – географска ширина.

Географската дължина е втората координата, измерена от главния меридиан на Гринуич на изток. Земята е разделена на 24 часови зони, часовата разлика е 1 час. Разликата в местното време е равна на разликата в географската дължина:

T λ 1 – T λ 2 = λ 1 – λ 2 По този начин, след като откриете разликата във времето в две точки, дължината на една от които е известна, можете да определите дължината на другата точка.

Местно време- това е слънчевото време на дадено място на Земята. Във всяка точка местно времеразлични, така че хората живеят според поясното време, тоест според времето на средния меридиан на даден пояс. Линията за дата е на изток (Берингов проток).

Изчисляване на температурата на звезда въз основа на данни за нейната яркост и размер.

L – осветеност (Lc = 1)

R – радиус (Rc = 1)

T – Температура (Tc = 6000)

БИЛЕТ №3

Причини за промяна на фазите на луната. Условия за възникване и честота на слънчевите и лунните затъмнения.

Фаза, в астрономията фазовите промени възникват поради периодични промени в условията на осветяване на небесните тела по отношение на наблюдателя. Промяната на фазата на Луната се дължи на промяна във взаимното положение на Земята, Луната и Слънцето, както и на факта, че Луната свети с отразена от нея светлина. Когато Луната е между Слънцето и Земята на права линия, която ги свързва, неосветената част от лунната повърхност е обърната към Земята, така че ние не я виждаме. Този Ф. - Новолуние.След 1-2 дни Луната се отдалечава от тази права линия и от Земята се вижда тесен лунен сърп. По време на новолуние тази част от Луната, която не е осветена от пряка слънчева светлина, все още се вижда на тъмното небе. Това явление се наричаше пепелява светлина.Седмица по-късно Ф. пристига - първа четвърт:Осветената част на Луната съставлява половината от диска. Тогава идва пълнолуние- Луната отново е на линията, свързваща Слънцето и Земята, но от другата страна на Земята. Вижда се осветеният пълен диск на Луната. След това видимата част започва да намалява и последно тримесечие,тези. отново може да се наблюдава половината от диска осветен. Пълният период на лунния цикъл се нарича синодичен месец.

Затъмнение, астрономическо явление, при което едно небесно тяло изцяло или частично покрива друго или сянката на едно тяло пада върху друго.Слънчевите 3. възникват, когато Земята попадне в сянката, хвърлена от Луната, а лунните – когато Луната попадне в сянката на Земята. Сянката на Луната по време на слънчева 3. се състои от централна сянка и полусянка около нея. При благоприятни условия пълен лунен 3. може да продължи 1 час. 45 мин. Ако Луната не влезе напълно в сянката, тогава наблюдател от нощната страна на Земята ще види частично лунно 3. Ъгловите диаметри на Слънцето и Луната са почти еднакви, така че общото слънчево 3. продължава само малцина. минути. Когато Луната е в апогея си, нейните ъглови размери са малко по-малки от Слънцето. Слънчева 3. може да възникне, ако линията, свързваща центровете на Слънцето и Луната, пресече земната повърхност. Диаметърът на лунната сянка при падане върху Земята може да достигне няколко. стотици километри. Наблюдателят вижда, че тъмният лунен диск не покрива напълно Слънцето, оставяйки ръба му отворен под формата на ярък пръстен. Това е т.нар пръстеновидно слънчево 3. Ако ъгловите размери на Луната са по-големи от тези на Слънцето, тогава наблюдателят в близост до пресечната точка на линията, свързваща центровете им със земната повърхност, ще види пълно слънчево 3. Т.к. Земята се върти около оста си, Луната около Земята, а Земята около Слънцето, лунната сянка бързо се плъзга по повърхността на Земята от мястото, където е паднала върху нея, до точката, където я напуска, и рисува ивица от пълна или кръгла форма на Земята 3. Частична 3. може да се наблюдава, когато Луната закрива само част от Слънцето. Времето, продължителността и моделът на слънчевата или лунната 3. зависят от геометрията на системата Земя-Луна-Слънце. Поради наклона на лунната орбита спрямо *еклиптиката, слънчевите и лунните 3. събития не се случват на всяко новолуние или пълнолуние. Сравнението на прогнозата 3. с наблюденията ни позволява да изясним теорията за движението на Луната. Тъй като геометрията на системата се повтаря почти точно на всеки 18 години и 10 дни, 3. се случва с този период, наречен сарос. Регистрации 3. са използвани от древни времена за тестване на ефектите от приливите и отливите върху лунната орбита.

Определяне на координатите на звездите с помощта на звездна карта.

БИЛЕТ №4

Особености денонощно движениеСлънца на различни географски ширини по различно време на годината.

Нека разгледаме годишното движение на Слънцето през небесната сфера. Земята прави пълен оборот около Слънцето за една година, като за един ден Слънцето се премества по еклиптиката от запад на изток с около 1°, а за 3 месеца - с 90°. На този етап обаче е важно движението на Слънцето по еклиптиката да е придружено от промяна в неговата деклинация, варираща от δ = -e (зимно слънцестоене) до δ = +e (лятно слънцестоене), където e е ъгълът от наклона на земната ос. Следователно местоположението на дневния паралел на Слънцето също се променя през годината. Нека разгледаме средните ширини на северното полукълбо.

По време на преминаването на Слънцето през пролетното равноденствие (α = 0 h), в края на март, деклинацията на Слънцето е 0°, така че в този ден Слънцето е практически на небесния екватор, изгрява на изток и изгрява при горната кулминация до височина h = 90° - φ и залязва на запад. Тъй като небесният екватор разделя небесната сфера наполовина, половината от денонощието Слънцето е над хоризонта, а половината от деня под него, т.е. денят е равен на нощта, което е отразено в името "равноденствие". В момента на равноденствието допирателната към еклиптиката в местоположението на Слънцето е наклонена към екватора под максимален ъгъл, равен на e, следователно скоростта на нарастване на деклинацията на Слънцето в този момент също е максимална.

След пролетното равноденствие деклинацията на Слънцето се увеличава бързо, така че всеки ден все повече и повече от дневния паралел на Слънцето се появява над хоризонта. Слънцето изгрява по-рано, издига се все по-високо в кулминационния си момент и залязва по-късно. Точките на изгрева и залеза се изместват на север всеки ден и денят се удължава.

Въпреки това, ъгълът на наклон на допирателната към еклиптиката в местоположението на Слънцето намалява всеки ден и заедно с това намалява скоростта на нарастване на деклинацията. И накрая, в края на юни Слънцето достига най-северната точка на еклиптиката (α = 6 часа, δ = +e). В този момент тя изгрява при горната кулминация на височина h = 90° - φ + e, изгрява приблизително на североизток, залязва на северозапад и продължителността на деня достига максимална стойност. В същото време дневното увеличение на височината на Слънцето в горната кулминация спира и обедно слънцесякаш „спира” в движението си на север. Оттук и името "лятно слънцестоене".

След това деклинацията на Слънцето започва да намалява - отначало много бавно, а след това все по-бързо. Всеки ден изгрява по-късно, залязва по-рано, точките на изгрев и залез се връщат на юг.

В края на септември Слънцето достига втората точка на пресичане на еклиптиката с екватора (α = 12 h) и равноденствието отново настъпва, вече есенно. Отново скоростта на промяна на деклинацията на Слънцето достига своя максимум и то бързо се измества на юг. Нощта става по-дълга от деня и всеки ден височината на Слънцето в горната му кулминация намалява.

Към края на декември Слънцето достига най-южната точка на еклиптиката (α = 18 часа) и движението му на юг спира, то отново "спира". Това е зимното слънцестоене. Слънцето изгрява почти на югоизток, залязва на югозапад, а по обяд изгрява на юг до височина h = 90° - φ - e.

И тогава всичко започва отначало - деклинацията на Слънцето се увеличава, височината на горната кулминация се увеличава, денят се удължава, точките на изгрев и залез се изместват на север.

Поради разсейването на светлината от земната атмосфера, небето продължава да е светло известно време след залез слънце. Този период се нарича здрач. Гражданският здрач се различава в зависимост от дълбочината на потапяне на Слънцето под хоризонта (-8° -12°) и астрономически (h>-18°), след което яркостта на нощното небе остава приблизително постоянна.

През лятото при d = +e височината на Слънцето в долната кулминация е h = φ + e - 90°. Следователно, на север от ширина ~ 48°.5 при лятното слънцестоене, Слънцето в долната си кулминация потъва под хоризонта с по-малко от 18° и летните нощи стават ярки поради астрономически здрач. По същия начин при φ > 54°.5 на лятното слънцестоене височината на Слънцето h > -12° - навигационният здрач продължава цяла нощ (Москва попада в тази зона, където не се стъмва три месеца в годината - от началото на май до началото на август). Още по на север, при φ > 58°.5, гражданският здрач вече не спира през лятото (тук е Санкт Петербург с неговите известни „бели нощи“).

И накрая, на ширина φ = 90° - e, дневният паралел на Слънцето ще докосне хоризонта по време на слънцестоенето. Тази географска ширина е Арктическият кръг. По на север Слънцето известно време не залязва под хоризонта през лятото - настъпва полярният ден, а през зимата - не изгрява - полярната нощ.

Сега нека да разгледаме по-южните ширини. Както вече споменахме, на юг от ширина φ = 90° - e - 18° нощите винаги са тъмни. С по-нататъшното движение на юг Слънцето се издига все по-високо по всяко време на годината и разликата между частите на неговия дневен паралел, разположени над и под хоризонта, намалява. Съответно продължителността на деня и нощта, дори по време на слънцестоенето, се различават все по-малко. И накрая, на ширина j = e, дневният паралел на Слънцето за лятното слънцестоене ще премине през зенита. Тази ширина се нарича северен тропик; в момента на лятното слънцестоене в една от точките на тази ширина Слънцето е точно в зенита си. И накрая, на екватора дневните паралели на Слънцето винаги са разделени от хоризонта на две равни части, т.е. там денят винаги е равен на нощта, а Слънцето е в зенита си по време на равноденствията.

На юг от екватора всичко ще бъде подобно на описаното по-горе, само че през по-голямата част от годината (и винаги на юг от южния тропик) горната кулминация на Слънцето ще се случи на север от зенита.

Насочване към даден обект и фокусиране на телескопа .

БИЛЕТ № 5

1. Принципът на действие и предназначението на телескопа.

Телескоп, астрономически инструмент за наблюдение на небесни тела. Един добре проектиран телескоп е способен да събира електромагнитно лъчение в различни спектрални диапазони. В астрономията оптичният телескоп се използва за увеличаване на изображения и събиране на светлина от слаби източници, особено тези, които са невидими с просто око, т.к. в сравнение с него е в състояние да събира повече светлинаи осигуряват висока ъглова разделителна способност, така че повече детайли могат да се видят в увеличено изображение. Пречупващият телескоп използва голяма леща като обектив за събиране и фокусиране на светлината, а изображението се гледа с помощта на окуляр, направен от една или повече лещи. Основен проблем при проектирането на пречупващи телескопи е хроматичната аберация (цветните ивици около изображението, създадено от обикновена леща, тъй като светлината с различни дължини на вълната се фокусира на различни разстояния). Това може да се елиминира чрез използване на комбинация от изпъкнали и вдлъбнати лещи, но не могат да се произвеждат лещи, по-големи от определено ограничение на размера (около 1 метър в диаметър). Поради това в момента се предпочитат рефлекторни телескопи, които използват огледало като леща. Първият отразяващ телескоп е изобретен от Нютон по негов дизайн, наречен Системата на Нютон.Сега има няколко метода за наблюдение на изображения: системата на Нютон, Cassegrain (позицията на фокуса е удобна за запис и анализ на светлина с помощта на други инструменти, като фотометър или спектрометър), Kude (схемата е много удобна, когато е необходимо обемно оборудване за светлинен анализ), Максутов (т.нар. менискус), Шмид (използва се, когато е необходимо да се направят мащабни проучвания на небето).

Наред с оптичните телескопи има телескопи, които събират електромагнитно лъчение в други диапазони. Например, широко разпространени са различни видове радиотелескопи (с параболично огледало: неподвижно и напълно въртящо се; тип RATAN-600; синфазни; радиоинтерферометри). Има и телескопи за запис на рентгеново и гама лъчение. Тъй като последният се абсорбира от земната атмосфера, рентгеновите телескопи обикновено се монтират на сателити или въздушни сонди. Гама-астрономията използва телескопи, разположени на сателити.

Изчисляване на орбиталния период на планетата въз основа на третия закон на Кеплер.

T s = 1 година

a s = 1 астрономическа единица

1 парсек = 3,26 светлинни години= 206265 а. д. = 3 * 10 11 км.

БИЛЕТ №6

Методи за определяне на разстоянията до телата на Слънчевата система и техните размери.

Първо се определя разстоянието до някаква достъпна точка. Това разстояние се нарича основа. Ъгълът, под който основата се вижда от недостъпно място, се нарича паралакс. Хоризонтален паралакс е ъгълът, под който радиусът на Земята се вижда от планетата, перпендикулярен на зрителната линия.

p² – паралакс, r² – ъглов радиус, R – радиус на Земята, r – радиус на звездата.

Радарен метод.Състои се в изпращане на мощен краткотраен импулс към небесно тяло и след това получаване на отразения сигнал. Скоростта на разпространение на радиовълните е равна на скоростта на светлината във вакуум: известна. Следователно, ако измерите точно времето, необходимо за достигане на сигнала небесно тялои се върнете обратно, лесно е да изчислите необходимото разстояние.

Радарните наблюдения позволяват да се определят с голяма точност разстоянията до небесните тела на Слънчевата система. Този метод е използван за изясняване на разстоянията до Луната, Венера, Меркурий, Марс и Юпитер.

Лазерно определяне на Луната.Скоро след изобретяването на мощни източници на светлинно лъчение - оптични квантови генератори (лазери) - започват експерименти за лазерно измерване на Луната. Лазерният метод за измерване на разстояние е подобен на радарния, но точността на измерване е много по-висока. Оптичната локация дава възможност да се определи разстоянието между избрани точки от лунната и земната повърхност с точност до сантиметри.

За да определите размера на Земята, определете разстоянието между две точки, разположени на един и същи меридиан, след това дължината на дъгата л , съответстващ на 1° - н .

За да определите размера на телата на Слънчевата система, можете да измерите ъгъла, под който те са видими за наблюдател на земята - ъгловия радиус на звездата r и разстоянието до звездата D.

Като се вземе предвид p 0 – хоризонталният паралакс на осветителното тяло и че ъглите p 0 и r са малки,

Определяне на светимостта на звезда въз основа на данни за нейния размер и температура.

L – осветеност (Lc = 1)

R – радиус (Rc = 1)

T – Температура (Tc = 6000)

БИЛЕТ №7

1. Възможности за спектрален анализ и извънатмосферни наблюдения за изучаване природата на небесните тела.

Разлагането на електромагнитното лъчение на дължини на вълните с цел тяхното изследване се нарича спектроскопия. Спектралният анализ е основният метод за изследване на астрономически обекти, използван в астрофизиката. Изследването на спектрите предоставя информация за температурата, скоростта, налягането, химичния състав и други важни свойства на астрономическите обекти. От спектъра на поглъщане (по-точно от наличието на определени линии в спектъра) може да се съди за химическия състав на атмосферата на звездата. Въз основа на интензитета на спектъра може да се определи температурата на звездите и другите тела:

l max T = b, b – константа на Wien. Можете да научите много за една звезда, като използвате ефекта на Доплер. През 1842 г. той установява, че дължината на вълната λ, приета от наблюдателя, е свързана с дължината на вълната на източника на радиация чрез отношението: , където V е проекцията на скоростта на източника върху зрителната линия. Законът, който той откри, беше наречен закон на Доплер: . Изместването на линиите в спектъра на звездата спрямо спектъра за сравнение към червената страна показва, че звездата се отдалечава от нас, изместването към виолетовата страна на спектъра показва, че звездата се приближава към нас. Ако линиите в спектъра се променят периодично, тогава звездата има спътник и те се въртят около общ център на масата. Ефектът на Доплер също позволява да се оцени скоростта на въртене на звездите. Дори когато излъчващият газ няма относително движение, спектралните линии, излъчвани от отделни атоми, ще се изместят от лабораторната стойност поради произволно топлинно движение. За общата маса на газа това ще се изрази в разширяване на спектралните линии. В този случай квадратът на доплеровата ширина на спектралната линия е пропорционален на температурата. Така по ширината на спектралната линия може да се прецени температурата на излъчващия газ. През 1896 г. холандският физик Зееман открива ефекта от разделянето на спектралните линии в силно магнитно поле. Използвайки този ефект, сега е възможно да се „измерят“ космическите магнитни полета. Подобен ефект (наречен ефект на Старк) се наблюдава в електрическо поле. Той се проявява, когато в звезда за кратко възниква силно електрическо поле.

Земната атмосфера блокира част от радиацията, идваща от космоса. Видимата светлина, преминаваща през него, също се изкривява: движението на въздуха замъглява образа на небесните тела и звездите трептят, въпреки че всъщност яркостта им остава непроменена. Ето защо от средата на 20 век астрономите започват да провеждат наблюдения от космоса. Извън атмосферата телескопите събират и анализират рентгенови, ултравиолетови, инфрачервени и гама лъчи. Първите три могат да бъдат изследвани само извън атмосферата, докато последният частично достига до повърхността на Земята, но е смесен с IR на самата планета. Затова е за предпочитане да вземете инфрачервени телескопи в космоса. Рентгеновото лъчение разкрива области във Вселената, където енергията се освобождава особено бързо (например черни дупки), както и обекти, невидими в други лъчи, като пулсари. Инфрачервените телескопи позволяват да се изследват термални източници, скрити за оптиката, в широк температурен диапазон. Гама-астрономията дава възможност да се открият източници на електрон-позитронна анихилация, т.е. високоенергийни източници.

2. Определяне на деклинацията на Слънцето за даден ден с помощта на звездна карта и изчисляване на височината му по обяд.

h – височина на осветителното тяло

БИЛЕТ №8

Най-важните направления и задачи на изследването и изследването на космоса.

Основните проблеми на съвременната астрономия:

Няма решение на много конкретни проблеми на космогонията:

· Как се е образувала Луната, как са се образували пръстените около планетите гиганти, защо Венера се върти много бавно и в обратна посока;

В звездната астрономия:

· Няма подробен модел на Слънцето, който може точно да обясни всички негови наблюдавани свойства (по-специално потока неутрино от ядрото).

· Няма подробна физическа теория за някои прояви на звездна активност. Например, причините за експлозиите на свръхнови не са напълно ясни; Не е напълно ясно защо тесни струи газ се изхвърлят от околностите на някои звезди. Особено мистериозни обаче са кратките изблици на гама лъчи, които редовно се появяват в различни посоки в небето. Дори не е ясно дали са свързани със звезди или с други обекти и на какво разстояние са тези обекти от нас.

В галактическата и извънгалактическата астрономия:

· Не е решен проблемът със скритата маса, който се състои в това, че гравитационното поле на галактиките и галактическите купове е няколко пъти по-силно от това, което наблюдаваната материя може да осигури. Вероятно по-голямата част от материята във Вселената все още е скрита от астрономите;

· Няма единна теория за формирането на галактиките;

· Основните проблеми на космологията не са решени: няма пълна физическа теория за раждането на Вселената и нейната съдба в бъдещето не е ясна.

Ето някои въпроси, на които астрономите се надяват да отговорят през 21 век:

· Най-близките звезди имат ли планети от земен тип и имат ли биосфери (има ли живот на тях)?

· Какви процеси допринасят за началото на звездообразуването?

· Как се формират и разпространяват в галактиката биологично важни химически елементи, като въглерод и кислород?

· Дали черните дупки са източник на енергия за активни галактики и квазари?

· Къде и кога са се образували галактиките?

· Ще се разшири ли Вселената вечно или нейното разширяване ще отстъпи място на колапс?

БИЛЕТ №9

Законите на Кеплер, тяхното откриване, значение и граници на приложимост.

Трите закона за движението на планетите спрямо Слънцето са изведени емпирично от немския астроном Йоханес Кеплер в началото на 17 век. Това стана възможно благодарение на дългогодишните наблюдения на датския астроном Тихо Брахе.

ПървоЗакон на Кеплер. Всяка планета се движи по елипса, в един от фокусите на която е Слънцето ( д = ° С / а, Където с– разстояние от центъра на елипсата до нейния фокус, А- голяма полуос, д – ексцентричностелипса. Колкото по-голямо е, толкова повече елипсата се различава от кръга. Ако с= 0 (фокусите съвпадат с центъра), тогава e = 0 и елипсата се превръща в кръг с радиус А).

ВтороЗакон на Кеплер (закон за равните площи). Радиус векторът на планетата описва равни площи за равни периоди от време. Друга формулировка на този закон: секторната скорост на планетата е постоянна.

третоЗакон на Кеплер. Квадратите на орбиталните периоди на планетите около Слънцето са пропорционални на кубовете на големите полуоси на техните елиптични орбити.

Съвременната формулировка на първия закон е допълнена по следния начин: при невъзмутимо движение орбитата на движещо се тяло е крива от втори ред - елипса, парабола или хипербола.

За разлика от първите два, третият закон на Кеплер се прилага само за елиптични орбити.

Скоростта на планетата в перихелий: , където V c = кръгова скорост при R = a.

Скорост при афелий:.

Кеплер открива своите закони емпирично. Нютон извежда законите на Кеплер от закона универсална гравитация. За определяне на масите на небесните тела е важно обобщението на Нютон на третия закон на Кеплер за всякакви системи от орбитиращи тела. В обобщен вид този закон обикновено се формулира по следния начин: квадратите на периодите T 1 и T 2 на революция на две тела около Слънцето, умножени по сумата от масите на всяко тяло (съответно M 1 и M 2 ) и Слънцето (M s), са свързани като кубовете на големите полуоси a 1 и a 2 на техните орбити: . В този случай взаимодействието между телата M 1 и M 2 не се взема предвид. Ако пренебрегнем масите на тези тела в сравнение с масата на Слънцето, получаваме формулировката на третия закон, даден от самия Кеплер: Третият закон на Кеплер може също да се изрази като зависимостта между орбиталния период T на тяло с маса M и голямата полуос на орбитата a: . Третият закон на Кеплер може да се използва за определяне на масата на двойните звезди.

Начертаване на обект (планета, комета и др.) върху звездна карта при определени координати.

БИЛЕТ №10

Земни планети: Меркурий, Марс, Венера, Земя, Плутон.Те имат малки размери и маса; средната плътност на тези планети е няколко пъти по-голяма от плътността на водата. Те се въртят бавно около осите си. Те имат малко другари. Земните планети имат скалисти повърхности. Сходството на планетите от земния тип не изключва значителни разлики. Например Венера, за разлика от други планети, се върти в посока, обратна на движението си около Слънцето, и е 243 пъти по-бавна от Земята. Плутон е най-малката от планетите (диаметър на Плутон = 2260 km, спътникът Харон е 2 пъти по-малък, приблизително колкото системата Земя-Луна, те са „двойна планета“), но по отношение на физическите характеристики е близък към тази група.

Живак. Тегло: 3*10 23 кг (0,055 земя) R орбита: 0,387 AU Планета D: 4870 км Свойства на атмосферата: Практически няма атмосфера, хелий и водород от Слънцето, натрий, отделен от прегрятата повърхност на планетата. Повърхност: Осеяна с кратери, има падина с диаметър 1300 km, наречена басейн Калорис. Характеристики: Един ден продължава две години.

Венера. Тегло: 4.78*10 24 кг R орбита: 0,723 AU Планета D: 12100 км Състав на атмосферата: Основно въглероден диоксид с примеси на азот и кислород, облаци от кондензат на сярна и флуороводородна киселина. Повърхност: Скалиста пустиня, относително гладка, но има някои кратери Характеристики: Налягането на повърхността е 90 пъти по-високо от земното, обратно въртене в орбита, силен парников ефект (T=475 0 C).

Земята . R орбита: 1 AU (150 000 000 км) R планета: 6400 км Атмосферен състав: 78% азот, 21% кислород и въглероден диоксид. Повърхност: Най-разнообразна. Характеристики: Много вода, необходими условия за възникване и съществуване на живот. Има 1 спътник - Луната.

Марс. Тегло: 6.4*1023 кг R орбита: 1,52 AU (228 милиона км) Планета D: 6670 км Атмосферен състав: въглероден диоксид с примеси. Повърхност: Кратери, Valles Marineris, планината Олимп - най-високата в системата Характеристики: Много вода в полярните шапки, предполага се, че преди това климатът е бил подходящ за органичен живот на въглеродна основа и еволюцията на климата на Марс е обратима. Има 2 спътника - Фобос и Деймос. Фобос бавно пада към Марс.

Плутон/Харон.

Тегло: 1.3*10 23 кг/ 1.8*10 11 кг

R орбита: 29.65-49.28 AU

Планета D: 2324/1212 км

Атмосферен състав: Тънък слой метан

Характеристики: Двойна планета, вероятно планетеземална, орбитата не лежи в равнината на други орбити. Плутон и Харон винаги се изправят един срещу друг от една и съща страна

Гигантски планети: Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун.

Те имат големи размери и маси (масата на Юпитер > масата на Земята 318 пъти, по обем - 1320 пъти). Гигантските планети се въртят много бързо около осите си. Резултатът от това е много компресия. Планетите са разположени далеч от Слънцето. Отличават се с голям брой спътници (Юпитер има 16, Сатурн има 17, Уран има 16, Нептун има 8). Особеността на гигантските планети са пръстени, състоящи се от частици и блокове. Тези планети нямат твърди повърхности, плътността им е ниска и се състоят главно от водород и хелий. Водородът в атмосферата преминава в течна и след това в твърда фаза. В същото време бързото въртене и фактът, че водородът става проводник на електричество, определя значителни магнитни полета на тези планети, които улавят заредени частици, летящи от Слънцето, и образуват радиационни пояси.

Юпитер Тегло: 1.9*10 27 кг R орбита: 5,2 AU Планета D: 143 760 км на екватора Състав: Водород с примеси на хелий. Сателити: Европа има много вода, Ганимед с лед, Йо със серен вулкан. Характеристики: Голямото червено петно, почти звезда, 10% от радиацията е собствена, отдалечава Луната от нас (2 метра годишно).	Сатурн. Тегло: 5.68* 10 26 R орбита: 9,5 AU Планета D: 120 420 км Състав: Водород и хелий. Луни: Титан е по-голям от Меркурий и има атмосфера. Характеристики: Красиви пръстени, ниска плътност, много сателити, стълбове магнитно полепрактически съвпадат с оста на въртене.
Уран Тегло: 8,5*1025 кг R орбита: 19,2 AU Планета D: 51 300 км Състав: Метан, амоняк. Сателити: Миранда има много сложен терен. Характеристики: Оста на въртене е насочена към Слънцето, не излъчва собствена енергия, най-много висок ъгълотклонение на магнитната ос от оста на въртене.	Нептун. Тегло: 1*10 26 кг R орбита: 30 AU Планета D: 49500 км Състав: Метан, амоняк, водородна атмосфера.. Сателити: Тритон има азотна атмосфера, вода. Характеристики: Излъчва 2,7 пъти повече абсорбирана енергия.

Инсталиране на модел на небесната сфера за дадена географска ширина и ориентацията му по страните на хоризонта.

БИЛЕТ №11

Отличителни черти на Луната и планетарните спътници.

Луна- единственият естествен спътник на Земята. Повърхността на Луната е силно разнородна. Основните мащабни образувания са морета, планини, кратери и ярки лъчи, вероятно изхвърляния на материя. Моретата, тъмни, гладки равнини, са падини, пълни с втвърдена лава. Диаметрите на най-големите от тях надхвърлят 1000 км. д-р три вида образувания най-вероятно са резултат от бомбардировка на лунната повърхност в ранните етапи от съществуването на Слънчевата система. Бомбардировката продължи няколко часа. стотици милиони години и отломките се утаяват на повърхността на Луната и планетите. Фрагменти от астероиди с диаметър, вариращ от стотици километри до най-малките прахови частици, образувани от Ch. подробности за Луната и повърхностния слой на скалите. Периодът на бомбардировка е последван от запълването на моретата с базалтова лава, генерирана от радиоактивното нагряване на лунната вътрешност. Космически устройства Апаратите от серията Аполо регистрираха сеизмичната активност на Луната, т.нар. л земетресениеМостри лунна почва, доставени на Земята от астронавти, показаха, че възрастта на L. е 4,3 милиарда години, вероятно същата като Земята, се състои от същите химикали. елементи като Земята, с приблизително същото съотношение. На L. няма и вероятно никога не е имало атмосфера и няма причина да се твърди, че там някога е съществувал живот. Според най-новите теории Л. се е образувала в резултат на сблъсъка на планетезимали с размерите на Марс и младата Земя. Температурата на лунната повърхност достига 100°C през лунния ден и пада до -200°C през лунната нощ. Няма ерозия на Л., за исковата молба. бавното разрушаване на скалите поради редуващо се топлинно разширение и свиване и случайни внезапни местни катастрофи поради сблъсъци с метеорити.

Масата на L. е точно измерена чрез изучаване на орбитите на неговите изкуства и спътници и е свързана с масата на Земята като 1/81,3; Диаметърът му от 3476 км е 1/3,6 от диаметъра на Земята. L. има формата на елипсоид, въпреки че трите взаимно перпендикулярни диаметъра се различават с не повече от километър. Периодът на въртене на планетата е равен на периода на въртене около Земята, така че, освен ефектите на либрацията, тя винаги е обърната на една страна. ср. плътност 3330 kg/m 3, стойност, много близка до плътността на основните скали под тях земната кора, а гравитационната сила на повърхността на Луната е 1/6 от тази на Земята. Луната е най-близкото до Земята небесно тяло. Ако Земята и Луната бяха точкови маси или твърди сфери, чиято плътност варира само с разстоянието от центъра, и нямаше други небесни тела, тогава орбитата на Луната около Земята би била постоянна елипса. Въпреки това Слънцето и в много по-малка степен планетите упражняват гравитационни сили. влияние върху планетата, което води до смущения на нейните орбитални елементи, така че голямата полуос, ексцентрицитетът и наклонът са непрекъснато подложени на циклични смущения, осцилиращи около средните стойности.

Естествени спътници, естествено тяло, обикалящо около планета. Повече от 70 сателита с различни размери са известни в Слънчевата система и непрекъснато се откриват нови. Седемте най-големи спътника са Луната, четирите галилееви спътника на Юпитер, Титан и Тритон. Всички те имат диаметър над 2500 km и са малки „светове“ със сложна геология. история; Някои хора имат атмосфера. Всички останали спътници имат размери, сравними с астероидите, т.е. от 10 до 1500 км. Те могат да се състоят от скала или лед, формата варира от почти сферична до неправилна, повърхността е или древна с многобройни кратери, или е претърпяла промени, свързани с активността в подземните повърхности. Орбиталните размери варират от по-малко от два до няколкостотин планетарни радиуса, а орбиталният период варира от няколко часа до повече от година. Смята се, че някои от сателитите са били уловени от гравитационното привличане на планетата. Те имат неправилни орбити и понякога се движат в посока, обратна на орбиталното движение на планетата около Слънцето (т.нар. ретроградно движение). Орбити S.e. може да бъде силно наклонена към равнината на орбитата на планетата или много удължена. Разширени системи S.e. с правилни орбити около четирите гигантски планети, вероятно е възникнал от облак от газ и прах, заобикалящ родителската планета, подобно на образуването на планети в протослънчевата мъглявина. S.e. размери по-малки от няколко. дълги стотици километри, те имат неправилна форма и вероятно са се образували при разрушителни сблъсъци на по-големи тела. Във вътр. региони на слънчевата система те често орбитират близо до пръстените. Елементи на орбити вътр. SE, особено ексцентрицитетите, са обект на силни смущения, причинени от Слънцето. Няколко двойки и дори тройки S.e. имат периоди на революция, свързани с проста връзка. Например спътникът на Юпитер Европа има период почти равен на половината от периода на Ганимед. Това явление се нарича резонанс.

Определяне на условията за видимост на планетата Меркурий според „Училищния астрономически календар“.

БИЛЕТ №12

Комети и астероиди. Основи модерни идеиза произхода на слънчевата система.

Комета, небесно тяло от Слънчевата система, състоящо се от частици лед и прах, движещи се по силно издължени орбити, което означава, че на разстояние от Слънцето изглеждат като слабо светещи петна с овална форма. Докато се приближава до Слънцето, около това ядро ​​се образува кома (почти сферична обвивка от газ и прах, която заобикаля главата на комета, когато се приближава до Слънцето. Тази „атмосфера“, непрекъснато издухана от слънчевия вятър, се допълва с газ и прах, излизащи от ядрото.Диаметърът на кометата достига 100 хиляди км.Скоростта на изтичане на газ и прах е няколко километра в секунда спрямо ядрото и те се разпръскват в междупланетното пространство частично през опашката на кометата. ) и опашка (Поток от газ и прах, образуван под въздействието на светлинно налягане и взаимодействие със слънчевия вятър от разсейване в междупланетното пространство на атмосферата на кометата. В повечето комети X. се появява, когато се приближат до Слънцето на разстояние по-малко от 2 AU X. винаги е насочен далеч от Слънцето. Газът X. се образува от йонизирани молекули, изхвърлени от ядрото, под въздействието на слънчевата радиация има синкав цвят, ясно изразени граници, типична ширина от 1 милион km, дължина - десетки милиони километри. Структурата на X. може да се промени забележимо през няколко периода. часа. Скоростта на отделните молекули варира от 10 до 100 км/сек. Прахът X. е по-дифузен и извит, а кривината му зависи от масата на праховите частици. Прахът непрекъснато се отделя от сърцевината и се отнася от газовия поток.). Центърът, част от планетата, се нарича ядро ​​и представлява ледено тяло - останките от огромни натрупвания от ледени планетезимали, образувани по време на формирането на Слънчевата система. Сега те са концентрирани в периферията - в облака на Оорт-Епик. Средната маса на K-ядро е 1-100 милиарда kg, диаметър 200-1200 m, плътност 200 kg/m3 ("/5 плътността на водата). Ядрата имат кухини. Това са крехки образувания, състоящи се от една трета лед и две трети от прахова материя.Ледът е основно вода, но има примеси и на други съединения.При всяко връщане към Слънцето ледът се топи, газовите молекули напускат ядрото и носят със себе си частици прах и лед, докато сферична обвивка се образува около ядрото - кома, дълга плазмена опашка, насочена встрани от Слънцето и прахова опашка. Количеството загубена материя зависи от количеството прах, покриващо ядрото, и разстоянието от Слънцето в перихелия. Данни, получени от наблюдения на космическия кораб Джото за Халеевата комета от близко разстояние, потвърди много теории за структурата на К.

К. обикновено се кръщават на техните откриватели, като се посочва годината, в която са наблюдавани последен път. Те се делят на краткосрочни. и дългосрочно Кратък период К. се въртят около Слънцето с период няколко. години, в ср. ДОБРЕ. 8 години; най-кратък период - малко повече от 3 години - има К. Енке. Тези К. бяха заловени от гравитацията. полето на Юпитер и започна да се върти в относително малки орбити. Типичният има перихелийно разстояние от 1,5 AU. и е напълно унищожен след 5 хиляди оборота, пораждайки метеоритен дъжд. Астрономите наблюдават разпадането на K. West през 1976 г. и K. *Biela. Напротив, периодите на обръщение са дългосрочни. К. може да достигне 10 хиляди или дори 1 милион години, а техният афелий може да бъде на 1/3 от разстоянието до най-близките звезди.В момента са известни около 140 краткопериодични и 800 дългопериодични К. и всеки година открива около 30 нови К. Нашите познания за тези обекти са непълни, тъй като те се откриват само когато се приближат до Слънцето на разстояние от около 2,5 астрономически единици. Смята се, че около трилион К обикалят около Слънцето.

Астероид(астероид), малка планета, която има почти кръгова орбита, разположена близо до равнината на еклиптиката между орбитите на Марс и Юпитер. На новооткритите А. се присвоява сериен номер след определяне на тяхната орбита, който е достатъчно точен, така че А. да не се изгуби. През 1796 г. французите. Астрономът Жозеф Жером Лаланд предложи да започне търсенето на „липсващата“ планета между Марс и Юпитер, предсказана от правилото на Боде. В навечерието на Нова година 1801 г. италиански. Астрономът Джузепе Пиаци откри Церера, докато правеше наблюдения, за да състави звезден каталог. Немски ученият Карл Гаус изчислява орбитата му. Към днешна дата са известни около 3500 астероида. Радиусите на Церера, Палада и Веста са съответно 512, 304 и 290 км, останалите са по-малки. Според оценките в гл. коланът е прибл. 100 милиона A., тяхната обща маса изглежда е около 1/2200 от масата, първоначално присъстваща в тази област. Появата на модерните А., може би, се свързва с унищожаването на планетата (традиционно наричана Фаетон, съвременното име е планетата на Олберс) в резултат на сблъсък с друго тяло. Повърхностите на наблюдаваните обекти се състоят от метали и скали. В зависимост от състава си астероидите се разделят на типове (C, S, M, U). Състав тип U не е идентифициран.

А. също се групират по орбитални елементи, образувайки т.нар. Семейство Хираяма. Повечето A. имат орбитален период от прибл. 8 часа Всички сателити с радиус по-малък от 120 км имат неправилна форма и техните орбити са обект на гравитация. влияние на Юпитер. В резултат на това има пропуски в разпределението на А по големите полуоси на орбитите, наречени люкове на Къркууд. А., попадайки в тези люкове, ще има периоди, кратни на орбиталния период на Юпитер. Орбитите на астероидите в тези люкове са изключително нестабилни. Вътр. и вътр. ръбовете на A. пояса лежат в области, където това съотношение е 1: 4 и 1: 2. A.

Когато протозвездата колабира, тя образува диск от материал около звездата. Част от материята от този диск пада обратно върху звездата, подчинявайки се на силата на гравитацията. Останалите в диска газ и прах постепенно се охлаждат. Когато температурата падне достатъчно ниско, веществото на диска започва да се събира в малки бучки - джобове от конденз. Така възникват планетезималите. По време на формирането на Слънчевата система някои планетезимали са били унищожени в резултат на сблъсъци, докато други са се събрали, за да образуват планети. Във външната част на Слънчевата система са се образували големи планетарни ядра, които са били в състояние да задържат известно количество газ под формата на първичен облак. По-тежките частици бяха задържани от привличането на Слънцето и под въздействието на приливните сили не можеха да се образуват в планети дълго време. Това бележи началото на формирането на "газовите гиганти" - Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Те вероятно са разработили свои собствени мини-дискове от газ и прах, от които в крайна сметка са образували луни и пръстени. И накрая, във вътрешната слънчева система Меркурий, Венера, Земята и Марс се образуват от твърда материя.

Определяне на условията за видимост на планетата Венера според „Училищния астрономически календар“.

БИЛЕТ №13

Слънцето е като типична звезда. Основните му характеристики.

слънце, централното тяло на Слънчевата система, е гореща плазмена топка. Звездата, около която се върти Земята. Обикновена звезда от главната последователност от спектрален клас G2, самосветеща газообразна маса, състояща се от 71% водород и 26% хелий. Абсолютната величина е +4,83, ефективната температура на повърхността е 5770 K. В центъра на Слънцето е 15 * 10 6 K, което осигурява налягане, което може да устои на силата на гравитацията, която на повърхността на Слънцето (фотосферата ) е 27 пъти по-голям от този на Земята. Такава висока температура възниква поради термоядрени реакции на превръщане на водород в хелий (протон-протонна реакция) (изходът на енергия от повърхността на фотосферата е 3,8 * 10 26 W). Слънцето е сферично симетрично тяло в равновесие. В зависимост от промените във физическите условия Слънцето може да бъде разделено на няколко концентрични слоя, постепенно преминаващи един в друг. Почти цялата слънчева енергия се генерира в централния регион - ядро,където протича реакцията на термоядрен синтез. Ядрото заема по-малко от 1/1000 от неговия обем, плътността е 160 g / cm 3 (плътността на фотосферата е 10 милиона пъти по-малка от плътността на водата). Поради огромната маса на Слънцето и непрозрачността на материята му, радиацията се движи от ядрото до фотосферата много бавно - около 10 милиона години. През това време честотата намалява рентгеново лъчение, и става видима светлина. Въпреки това, неутрино, произведени в ядрени реакции, свободно напускат Слънцето и по принцип предоставят директна информация за ядрото. Несъответствието между наблюдавания и теоретично прогнозирания поток от неутрино породи сериозен дебат относно вътрешна структураслънце Над последните 15% от радиуса има конвективна зона. Конвективните движения също играят роля в транспортирането на магнитни полета, генерирани от токове във въртящите се вътрешни слоеве, което се проявява като слънчева активност,а най-силните полета се наблюдават при слънчевите петна. Извън фотосферата има слънчева атмосфера, в която температурата достига минимална стойност от 4200 K и след това отново се повишава поради разсейването на ударни вълни, генерирани от субфотосферната конвекция в хромосферата, където рязко се повишава до стойност от 2 * 10 6 K, характерна за короната. Високата температура на последния води до непрекъснато изтичане на плазмена материя в междупланетното пространство под формата на слънчев вятър. В определени области силата на магнитното поле може да се увеличи бързо и силно. Този процес е придружен от цял ​​комплекс от явления слънчева активност. Те включват слънчеви изригвания (в хромосферата), изпъкналости (в слънчевата корона) и коронални дупки (специални области на короната).

Масата на Слънцето е 1,99 * 10 30 kg, средният радиус, определен от приблизително сферичната фотосфера, е 700 000 km. Това е еквивалентно съответно на 330 000 земни маси и 110 земни радиуса; Слънцето може да побере 1,3 милиона тела като Земята. Въртенето на Слънцето предизвиква движение на неговите повърхностни образувания, като слънчеви петна, във фотосферата и слоевете, разположени над нея. Средният период на въртене е 25,4 дни, с 25 дни на екватора и 41 дни на полюсите. Ротацията е отговорна за компресията на слънчевия диск, възлизаща на 0,005%.

Определяне на условията за видимост на планетата Марс според „Училищен астрономически календар“.

БИЛЕТ №14

Най-важните прояви на слънчевата активност, връзката им с геофизичните явления.

Слънчевата активност е следствие от конвекцията в средните слоеве на звездата. Причината за това явление е, че количеството енергия, идваща от ядрото, е много по-голямо от това, което се отделя от топлопроводимостта. Конвекцията причинява силни магнитни полета, генерирани от токове в конвектиращите слоеве. Основните прояви на слънчевата активност, засягащи земята, са слънчеви петна, слънчев вятър и изпъкналости.

Слънчеви петна, образувания във фотосферата на Слънцето, са наблюдавани от древни времена и понастоящем се считат за области на фотосферата с температура с 2000 K по-ниска от тази в околните, поради наличието на силно магнитно поле (ок. 2000 Гаус). С.п. се състои от сравнително тъмен център, част (сянка) и по-светла влакнеста полусянка. Потокът на газ от сянката към полусянката се нарича ефект на Evershed (V=2 km/s). Брой С.п. и външният им вид варира в продължение на 11 години цикъл на слънчева активност или цикъл на слънчеви петна,което е описано от закона на Сперер и графично илюстрирано от диаграмата на пеперудата на Маундер (движение на петна по ширина). Цюрих относително числослънчеви петнапосочва общата повърхност, покрита от S.p. Дългосрочните вариации се наслагват върху основния 11-годишен цикъл. Например S.p. промяна маг. полярност по време на 22-годишния цикъл на слънчева активност. Но най-яркият пример за вариации с дълъг период е минимумът. Маундер (1645-1715), когато S.p. отсъстваха. Въпреки че е общоприето, че вариациите в броя на S.p. определен от дифузията на магнитното поле от въртящата се слънчева вътрешност, процесът все още не е напълно разбран. Силното магнитно поле на слънчевите петна влияе на полето на Земята, причинявайки радиосмущения и полярно сияние. има няколко неопровержими краткосрочни ефекти, твърдение за съществуването на дългосрочни. Връзката между климата и броя на видовете, особено 11-годишният цикъл, е много противоречива, поради трудностите при спазването на условията, които са необходими при извършването на точен статистически анализ на данните.

слънчев вятърИзтичането на високотемпературна плазма (електрони, протони, неутрони и адрони) от слънчевата корона, излъчването на интензивни вълни от радиоспектъра, рентгенови лъчи в околното пространство. Образува т.нар хелиосфера, простираща се до 100 AU. от слънцето. Слънчевият вятър е толкова силен, че може да увреди външните слоеве на кометите, причинявайки появата на „опашка“. С.В. йонизира горните слоеве на атмосферата, поради което се образува озоновият слой, причинява полярни сияния и увеличаване на радиоактивния фон и радиосмущения на места, където озоновият слой е разрушен.

Последната максимална слънчева активност е била през 2001 г. Максималната слънчева активност означава най-голям брой слънчеви петна, радиация и протуберанци. Отдавна е установено, че промените в слънчевата активност Слънцето влияе върху следните фактори:

* епидемиологична обстановка на Земята;

* брой различни видове природни бедствия (тайфуни, земетресения, наводнения и др.);

* за броя на автомобилните и железопътните произшествия.

Максимумът на всичко това се случва в годините на активно Слънце. Както установи ученият Чижевски, активното Слънце влияе върху благосъстоянието на човека. Оттогава периодично се съставят прогнози за благосъстоянието на хората.

2. Определяне на условията за видимост на планетата Юпитер според “Училищния астрономически календар”.

БИЛЕТ №15

Методи за определяне на разстояния до звезди, единици за разстояние и връзката между тях.

Методът на паралакса се използва за измерване на разстоянието до телата на Слънчевата система. Радиусът на Земята се оказва твърде малък, за да служи като основа за измерване на паралактичното преместване на звездите и разстоянието до тях. Следователно те използват годишен паралакс вместо хоризонтален.

Годишният паралакс на звезда е ъгълът (p), под който голямата полуос на орбитата на Земята може да се види от звездата, ако тя е перпендикулярна на зрителната линия.

a е голямата полуос на земната орбита,

p – годишен паралакс.

Използва се и единицата парсек за разстояние. Парсек е разстоянието, от което голямата полуос на земната орбита, перпендикулярна на зрителната линия, се вижда под ъгъл 1².

1 парсек = 3,26 светлинни години = 206265 AU. д. = 3 * 10 11 км.

Чрез измерване на годишния паралакс можете надеждно да определите разстоянието до звезди, разположени на не повече от 100 парсека или 300 светлинни години. години.

Ако са известни абсолютната и видимата величина, тогава разстоянието до звездата може да се определи с помощта на формулата log(r)=0,2*(m-M)+1

Определяне на условията на видимост на Луната според „Училищния астрономически календар“.

БИЛЕТ №16

Основни физически характеристики на звездите, връзката на тези характеристики. Условия за равновесие на звездите.

Основни физически характеристики на звездите: яркост, абсолютни и видими величини, маса, температура, размер, спектър.

Светимост– енергия, излъчвана от звезда или друго небесно тяло за единица време. Обикновено се дава в единици слънчева яркост, изразена с формулата log (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), където L и M са яркостта и абсолютната величина на източника, Lc и Mc са съответните стойности за Слънцето (Mc = +4 ,83). Също така се определя по формулата L=4πR 2 σT 4. Известни са звезди, чиято яркост е многократно по-голяма от яркостта на Слънцето. Светимостта на Алдебаран е 160, а Ригел е 80 000 пъти по-голяма от Слънцето. Но по-голямата част от звездите имат яркост, сравнима или по-малка от тази на Слънцето.

величина –мярка за яркостта на звезда. З.в. не дава истинска представа за мощността на излъчване на звездата. Слаба звезда близо до Земята може да изглежда по-ярка от далечна ярка звезда, защото полученият от него радиационен поток намалява обратно пропорционално на квадрата на разстоянието. Видими W.V. - блясъкът на звезда, който наблюдателят вижда, когато гледа към небето. Абсолютна З.в. - мярка за истинска яркост, представлява нивото на блясък на звезда, което би имала, ако е на разстояние 10 бр. Хипарх изобретил системата от видими звезди. през 2 век пр.н.е. На звездите бяха присвоени номера въз основа на видимата им яркост; най-ярките звезди бяха с 1-ва величина, а най-слабите бяха с 6-та величина. Всички Р. 19 век тази система е модифицирана. Съвременен мащаб на З.в. е установено с определяне на З.в. представителна извадка от звезди близо до север. полюси на света (северна полярна серия). Въз основа на тях са определени З.в. всички други звезди. Това е логаритмична скала, където звездите от 1-ва величина са 100 пъти по-ярки от звездите от 6-та величина. Тъй като точността на измерване се увеличи, трябваше да се въведат десети. Най-ярките звезди са по-ярки от 1-ва величина, а някои дори имат отрицателни величини.

звездна маса -параметър, директно определен само за компоненти на двойни звезди с известни орбити и разстояния (M 1 + M 2 = R 3 / T 2). Че. Установени са масите само на няколко десетки звезди, но за много по-голям брой звезди масата може да се определи от връзката маса-светимост. Маси по-големи от 40 слънчеви и по-малки от 0,1 слънчеви са много редки. Повечето звезди имат маса, по-малка от Слънцето. Температурата в центъра на такива звезди не може да достигне нивото, при което започват реакциите на ядрен синтез и единственият източник на тяхната енергия е компресията на Келвин-Хелмхолц. Такива обекти се наричат кафяви джуджета.

Връзка маса-светимост, открита през 1924 г. от Едингтън, връзката между светимостта L и звездната маса M. Връзката има формата L/Lc = (M/Mc) a, където Lc и Mc са съответно светимостта и масата на Слънцето, стойността Аобикновено е в диапазона 3-5. Връзката следва от факта, че наблюдаваните свойства на нормалните звезди се определят главно от тяхната маса. Тази връзка за звездите джуджета се съгласува добре с наблюденията. Смята се, че това важи и за свръхгигантите и гигантите, въпреки че тяхната маса е трудно да се измери директно. Връзката не важи за белите джуджета, т.к увеличава тяхната светимост.

Температурата е звездна– температурата на определена област на звездата. Е един от най-важните физически характеристикивсеки обект. Въпреки това, тъй като температурата на различните региони на една звезда е различна, а също и защото температурата е термодинамична величина, която зависи от потока на електромагнитното излъчване и наличието на различни атоми, йони и ядра в даден регион на звездната атмосфера, всички тези разлики са обединени с ефективна температура, тясно свързана с излъчването на звездата във фотосферата. Ефективна температура, параметър, характеризиращ общото количество енергия, излъчвано от звезда на единица площ от нейната повърхност. Това е недвусмислен метод за описание на звездната температура. Това. се определя чрез температурата на абсолютно черно тяло, което според закона на Стефан-Болцман би излъчвало същата мощност на единица повърхност като звездата. Въпреки че спектърът на една звезда в детайли се различава значително от спектъра на абсолютно черно тяло, въпреки това ефективната температура характеризира енергията на газа във външните слоеве на звездната фотосфера и позволява, използвайки закона за изместване на Виен (λ max = 0,29 /T), за да се определи при каква дължина на вълната има максимум на звездното лъчение и следователно цвета на звездата.

от размеризвездите се делят на джуджета, субджуджета, нормални звезди, гиганти, субгиганти и свръхгиганти.

Обхватзвезди зависи от температурата, налягането, газовата плътност на фотосферата, силата на магнитното поле и хим. състав.

Спектрални класове, класификация на звездите според техните спектри (предимно според интензитета на спектралните линии), въведена за първи път от италиански. астроном Секи. Въведени буквени обозначения, които бяха модифицирани с разширяването на знанията за вътрешните процеси. структура на звездите. Цветът на звездата зависи от температурата на нейната повърхност, така че в днешно време. Спектрална класификация на Draper (Харвард) S.k. подредени в низходящ ред на температурата:

Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел, графика, която ви позволява да определите две основни характеристики на звездите, изразява връзката между абсолютна величина и температура. Наречена на датския астроном Херцшпрунг и американския астроном Ръсел, които публикуват първата диаграма през 1914 г. Най-горещите звезди лежат вляво на диаграмата, а звездите с най-голяма яркост са в горната част. От горния ляв ъгъл в долния десен ъгъл главна последователност,отразяващи еволюцията на звездите и завършващи със звезди джуджета. Повечето звезди принадлежат към тази последователност. Слънцето също принадлежи към тази последователност. Над тази последователност в посочения ред са разположени субгиганти, свръхгиганти и гиганти, отдолу - субджуджета и бели джуджета. Тези групи от звезди се наричат класове на светимост.

Условия на равновесие: както е известно, звездите са единствените обекти на природата, в които протичат неконтролирани реакции на термоядрен синтез, които са придружени от освобождаване на голямо количество енергия и определят температурата на звездите. Повечето звезди са в стационарно състояние, тоест не експлодират. Някои звезди експлодират (така наречените нови и свръхнови). Защо звездите обикновено са в равновесие? Силата на ядрените експлозии в неподвижните звезди се балансира от силата на гравитацията, поради което тези звезди поддържат равновесие.

Изчисляване на линейните размери на осветително тяло от известни ъглови размери и разстояние.

БИЛЕТ №17

1. Физическото значение на закона на Стефан-Болцман и приложението му за определяне на физическите характеристики на звездите.

Закон на Стефан-Болцман, връзката между общата мощност на излъчване на черно тяло и неговата температура. Общата мощност на единица радиационна площ във W на 1 m2 се дава по формулата Р = σ Т 4,Където σ = 5.67*10 -8 W/m 2 K 4 - константа на Стефан-Болцман, T - абсолютна температура на абсолютно черно тяло. Въпреки че астрономите рядко излъчват обекти като черно тяло, техният емисионен спектър често е добър модел на спектъра на реалния обект. Зависимостта от температурата на 4-та степен е много силна.

e – енергия на излъчване на единица повърхност на звездата

L е светимостта на звездата, R е радиусът на звездата.

С помощта на формулата на Стефан-Болцман и закона на Виен се определя дължината на вълната, при която възниква максималното излъчване:

l max T = b, b – константа на Wien

Можете да продължите от обратното, т.е. да използвате светимост и температура, за да определите размерите на звездите

2. Определение географска ширинаместа за наблюдение въз основа на дадената височина на осветителното тяло в неговата кулминация и неговата деклинация.

H = 90 0 - +

h – височина на осветителното тяло

БИЛЕТ №18

Променливи и нестационарни звезди. Тяхното значение за изучаване природата на звездите.

Яркостта на променливите звезди се променя с времето. Сега е известно ок. 3*10 4 . П.З. се делят на физически, чиято яркост се променя поради процеси, протичащи в или близо до тях, и оптични P.Z., където тази промяна се дължи на въртене или орбитално движение.

Най-важните видове физически П.З.:

пулсиращ –Цефеиди, звезди от типа на Мира Кит, полуправилни и неправилни червени гиганти;

Еруптивен(експлозивен) – звезди с черупки, млади неправилни променливи, вкл. T Телец звезди (много млади неправилни звезди, свързани с дифузни мъглявини), свръхгиганти на Хъбъл-Санидж (Горещи свръхгиганти с висока светимост, най-ярките обекти в галактиките. Те са нестабилни и са вероятни източници на радиация близо до границата на яркост на Едингтън, над която „духенето далеч" черупките на звездите. Потенциални супернови.), пламтящи червени джуджета;

Катаклизми –нови, свръхнови, симбиотични;

Рентгенови двойни звезди

Посочената П.З. включват 98% от известните физически твърдения. Оптичните включват затъмняващи двоични системи и въртящи се, като пулсари и магнитни променливи. Слънцето се класифицира като въртящо се, т.к големината му се променя малко, когато на диска се появят слънчеви петна.

Сред пулсиращите звезди много интересни са цефеидите, кръстени на една от първите открити променливи от този тип - 6 Цефеи. Цефеидите са звезди с висока яркост и умерена температура (жълти свръхгиганти). В хода на еволюцията те придобиха специална структура: на определена дълбочина се появи слой, който натрупва енергия, идваща от дълбините, и след това я освобождава отново. Звездата периодично се свива, докато се нагрява, и се разширява, когато се охлажда. Следователно радиационната енергия или се абсорбира от звездния газ, като го йонизира, или се освобождава отново, когато докато газът се охлажда, йоните улавят електрони, излъчвайки светлинни кванти. В резултат на това яркостта на цефеида се променя, като правило, няколко пъти с период от няколко дни. Цефеидите играят специална роля в астрономията. През 1908 г. американският астроном Хенриета Ливит, която изучава цефеидите в една от близките галактики, Малкия Магеланов облак, забелязва, че тези звезди се оказват по-ярки, колкото по-дълъг е периодът на промяна в тяхната яркост. Размерът на Малкия магеланов облак е малък в сравнение с разстоянието до него, което означава, че разликите във видимата яркост отразяват разликите в осветеността. Благодарение на връзката период-светимост, открита от Левит, е лесно да се изчисли разстоянието до всяка цефеида чрез измерване на нейната средна яркост и период на променливост. И тъй като свръхгигантите са ясно видими, цефеидите могат да се използват за определяне на разстояния дори до сравнително далечни галактики, в които се наблюдават.Има и втора причина за специалната роля на цефеидите. През 60-те години Съветският астроном Юрий Николаевич Ефремов установи, че колкото по-дълъг е периодът на цефеидите, толкова по-млада е тази звезда. Използвайки връзката период-възраст, не е трудно да се определи възрастта на всяка цефеида. Като избират звезди с максимални периоди и изучават звездните групи, към които принадлежат, астрономите изследват най-младите структури в Галактиката. Цефеидите, повече от другите пулсиращи звезди, заслужават името периодични променливи. Всеки следващ цикъл на промяна на яркостта обикновено много точно повтаря предишния. Има обаче изключения, като най-известното от тях е Полярната звезда. Отдавна е установено, че принадлежи към цефеидите, въпреки че променя яркостта си в доста незначителни граници. Но през последните десетилетия тези колебания започнаха да избледняват и до средата на 90-те години. Полярната звезда практически е спряла да пулсира.

Звезди с миди, звезди, които непрекъснато или на нередовни интервали изхвърлят пръстен от газ от екватора или сферична обвивка. 3. с о. - звезди гиганти или джуджета от спектрален клас B, бързо въртящи се и близки до границата на унищожение. Отделянето на черупката обикновено е придружено от намаляване или увеличаване на яркостта.

Симбиотични звезди, звезди, чиито спектри съдържат емисионни линии и съчетават характерните черти на червен гигант и горещ обект - бяло джудже или акреционен диск около такава звезда.

Звездите на RR Lyrae представляват друга важна група пулсиращи звезди. Това са стари звезди с приблизително същата маса като Слънцето. Много от тях се намират в кълбовидни звездни купове. Като правило те променят яркостта си с една величина за около ден. Техните свойства, подобно на свойствата на цефеидите, се използват за изчисляване на астрономически разстояния.

R Северна коронаи звезди като нея се държат по напълно непредвидими начини. Тази звезда обикновено може да се види с просто око. На всеки няколко години яркостта му пада до около осма величина и след това постепенно се увеличава, връщайки се на предишното си ниво. Очевидно причината за това е, че тази свръхгигантска звезда изхвърля облаци от въглерод, който се кондензира в зърна, образувайки нещо като сажди. Ако един от тези плътни черни облаци премине между нас и звезда, той блокира светлината на звездата, докато облакът се разпръсне в космоса. Звездите от този тип произвеждат гъст прах, което е важно в регионите, където се образуват звезди.

Пламтящи звезди. Магнитните явления на Слънцето причиняват слънчеви петна и слънчеви изригвания, но те не могат да повлияят значително на яркостта на Слънцето. За някои звезди - червени джуджета - това не е така: при тях такива изригвания достигат огромни размери и в резултат на това светлинното излъчване може да се увеличи с цяла звездна величина или дори повече. Най-близката звезда до Слънцето, Проксима Кентавър, е една такава избухваща звезда. Тези изблици на светлина не могат да бъдат предвидени предварително и продължават само няколко минути.

Изчисляване на деклинацията на звезда въз основа на данни за надморската й височина в нейната кулминация на определена географска ширина.

Н = 90 0 - +

h – височина на осветителното тяло

БИЛЕТ №19

Двойни звезди и тяхната роля при определяне на физическите характеристики на звездите.

Двойна звезда, двойка звезди, свързани в една система от гравитационни сили и въртящи се около общ център на тежестта. Звездите, които изграждат двойна звезда, се наричат ​​нейни компоненти. Двойните звезди са много разпространени и се делят на няколко вида.

Всеки компонент на визуалната двойна звезда се вижда ясно през телескоп. Разстоянието между тях и взаимната им ориентация се променят бавно във времето.

Елементите на затъмняващата двоична система се блокират последователно, така че яркостта на системата временно отслабва, периодът между две яркости се променя равен на половинатаорбитален период. Ъгловото разстояние между компонентите е много малко и не можем да ги наблюдаваме поотделно.

Спектралните двойни звезди се откриват чрез промени в техните спектри. По време на взаимното си въртене звездите периодично се движат към Земята или се отдалечават от Земята. Промените в движението могат да бъдат определени от ефекта на Доплер в спектъра.

Поляризационните двойни системи се характеризират с периодични промени в поляризацията на светлината. В такива системи звездите по време на своето орбитално движение осветяват газ и прах в пространството между тях, ъгълът на падане на светлината върху това вещество периодично се променя и разсеяната светлина се поляризира. Точните измервания на тези ефекти правят възможно изчисляването орбити, съотношения на звездни маси, размери, скорости и разстояния между компонентите. Например, ако една звезда е едновременно затъмняваща и спектроскопично двойна, тогава можем да определим масата на всяка звезда и наклона на орбитата. По естеството на промяната в яркостта в моментите на затъмнения може да се определи относителните размери на звездите и изучават структурата на техните атмосфери. Двойните звезди, които произвеждат рентгеново лъчение, се наричат ​​рентгенови двойни звезди. В някои случаи се наблюдава трети компонент, обикалящ около центъра на масата на двойната система. Понякога един от компонентите на двоичната система (или и двата) може на свой ред да се окаже двойна звезда. Близките компоненти на двойна звезда в тройна система може да имат период от няколко дни, докато третият елемент може да обикаля около общия център на масата на близката двойка с период от стотици или дори хиляди години.

Измерването на скоростите на звездите в двойна система и прилагането на закона за универсалната гравитация е важен метод за определяне на масите на звездите. Изучаването на двойни звезди е единственият пряк начин за изчисляване на звездните маси.

В система от близко разположени двойни звезди взаимните гравитационни сили се стремят да разтегнат всяка от тях, придавайки й формата на круша. Ако гравитацията е достатъчно силна, настъпва критичен момент, когато материята започва да тече от една звезда и да пада върху друга. Около тези две звезди има определена област във формата на триизмерна осмица, чиято повърхност представлява критичната граница. Тези две крушовидни фигури, всяка около различна звезда, се наричат ​​дялове на Рош. Ако една от звездите стане толкова голяма, че запълни лоба на Рош, тогава материята от нея се втурва към другата звезда в точката, където кухините се допират. Често звездният материал не пада директно върху звездата, а първо се завихря наоколо, образувайки това, което се нарича акреционен диск. Ако и двете звезди са се разширили толкова много, че са запълнили лобовете си на Рош, тогава се появява контактна двойна звезда. Материалът от двете звезди се смесва и се слива в топка около двете звездни ядра. Тъй като всички звезди в крайна сметка се раздуват, за да станат гиганти, а много звезди са двоични системи, взаимодействащите двойни системи не са необичайни.

Изчисляване на височината на осветителното тяло в неговата кулминация въз основа на известна деклинация за дадена географска ширина.

Н = 90 0 - +

h – височина на осветителното тяло

БИЛЕТ №20

Еволюцията на звездите, нейните етапи и крайни етапи.

Звездите се образуват в междузвездни газови и прахови облаци и мъглявини. Основната сила, която "формира" звездите, е гравитацията. При определени условия силно разредената атмосфера (междузвезден газ) започва да се компресира под въздействието на гравитационните сили. Газовият облак се уплътнява в центъра, където се задържа отделената при компресията топлина – излиза протозвезда, излъчваща в инфрачервения диапазон. Протозвездата се нагрява под въздействието на падаща върху нея материя и реакциите на ядрен синтез започват с освобождаване на енергия. В това състояние тя вече е променлива звезда от типа T Телец. Остатъците от облака се разсейват. След това гравитационните сили дърпат водородните атоми към центъра, където те се сливат, образувайки хелий и освобождавайки енергия. Нарастващото налягане в центъра предотвратява по-нататъшното компресиране. Това е стабилна фаза на еволюцията. Тази звезда е звезда от главната последователност. Светимостта на звездата се увеличава, когато ядрото й става по-плътно и по-топло. Времето, през което една звезда остава в Главната последователност, зависи от нейната маса. За Слънцето това са приблизително 10 милиарда години, но звезди, много по-масивни от Слънцето, съществуват в стационарен режим само няколко милиона години. След като звездата изразходва водорода, съдържащ се в централната й част, настъпват големи промени вътре в звездата. Водородът започва да изгаря не в центъра, а в черупката, която се увеличава по размер и набъбва. В резултат на това размерът на самата звезда рязко се увеличава, а температурата на повърхността й пада. Именно този процес поражда червените гиганти и свръхгигантите. Последните етапи от еволюцията на звездата също се определят от масата на звездата. Ако тази маса не надвишава слънчевата маса повече от 1,4 пъти, звездата се стабилизира, превръщайки се в бяло джудже. Катастрофална компресия не възниква поради основното свойство на електроните. Има степен на компресия, при която те започват да се отблъскват, въпреки че вече няма източник на топлинна енергия. Това се случва само когато електроните и атомните ядра се компресират невероятно плътно, образувайки изключително плътна материя. Бяло джудже с маса на Слънцето е приблизително равно на обема на Земята. Бялото джудже постепенно се охлажда, като в крайна сметка се превръща в тъмна топка от радиоактивна пепел. Според астрономите най-малко една десета от всички звезди в Галактиката са бели джуджета.

Ако масата на колапсираща звезда надвишава масата на Слънцето повече от 1,4 пъти, тогава такава звезда, достигнала етапа на бялото джудже, няма да спре дотук. Гравитационните сили в този случай са толкова силни, че електроните се притискат навътре атомни ядра. В резултат на това протоните се превръщат в неутрони, които могат да се прилепват един към друг без никакви празнини. Плътността на неутронните звезди надвишава дори тази на белите джуджета; но ако масата на материала не надвишава 3 слънчеви маси, неутроните, подобно на електроните, могат сами да предотвратят по-нататъшно компресиране. Типичната неутронна звезда е с диаметър само 10 до 15 км, а един кубичен сантиметър от нейния материал тежи около милиард тона. В допълнение към огромната си плътност, неутронните звезди имат две други специални свойства, които ги правят откриваеми въпреки малкия им размер: бързо въртене и силно магнитно поле.

Ако масата на една звезда надвишава 3 слънчеви маси, тогава последният етап от нейния жизнен цикъл вероятно е черна дупка. Ако масата на звездата и следователно гравитационната сила са толкова големи, тогава звездата е подложена на катастрофално гравитационно свиване, на което не могат да се противопоставят никакви стабилизиращи сили. По време на този процес плътността на материята клони към безкрайност, а радиусът на обекта клони към нула. Според теорията на относителността на Айнщайн пространствено-времевата сингулярност възниква в центъра на черна дупка. Гравитационното поле на повърхността на колабираща звезда се увеличава, което прави все по-трудно излизането на радиация и частици. В крайна сметка такава звезда се озовава под хоризонта на събитията, който може да се визуализира като еднопосочна мембрана, която пропуска материята и радиацията само навътре и не пропуска нищо навън. Колабираща звезда се превръща в черна дупка и може да бъде открита само чрез рязка промяна в свойствата на пространството и времето около нея. Радиусът на хоризонта на събитията се нарича радиус на Шварцшилд.

Звезди с маса под 1,4 слънчева в края на жизнения си цикъл бавно се отделят горна черупка, която се нарича планетарна мъглявина. По-масивните звезди, които се превръщат в неутронна звезда или черна дупка, първо експлодират като свръхнови, яркостта им се увеличава с 20 величини или повече за кратко време, освобождавайки повече енергия, отколкото Слънцето излъчва за 10 милиарда години, а останките от експлодиращата звезда летят със скорост 20 000 км в секунда.

Наблюдаване и скициране на позициите на слънчевите петна с помощта на телескоп (на екрана).

БИЛЕТ №21

Състав, структура и размер на нашата Галактика.

Галактика, звездната система, към която принадлежи Слънцето. Галактиката съдържа най-малко 100 милиарда звезди. Три основни компонента: централното удебеляване, дискът и галактическият ореол.

Централната изпъкналост се състои от звезди от старо население II (червени гиганти), разположени много плътно, а в центъра (ядрото) има мощен източник на радиация. Предполагаше се, че в ядрото има черна дупка, инициираща наблюдаваните мощни енергийни процеси, придружени от излъчване в радиоспектъра. (Газовият пръстен се върти около черната дупка; горещ газ, излизащ от вътрешния й ръб, пада върху черната дупка, освобождавайки енергия, която наблюдаваме.) Но наскоро светкавица на видима радиация беше открита в ядрото и хипотезата за черната дупка беше вече не е необходимо. Параметрите на централното удебеляване са 20 000 светлинни години напречно и 3000 светлинни години дебелина.

Дискът на Галактиката, съдържащ млада популация на звезди от първи тип (млади сини свръхгиганти), междузвездна материя, отворени звездни купове и 4 спирални ръкава, е с диаметър 100 000 светлинни години и дебелина само 3000 светлинни години. Галактиката се върти, нейните вътрешни части се движат през своите орбити много по-бързо от външните части. Слънцето прави революция около ядрото на всеки 200 милиона години. Спиралните ръкави преминават през непрекъснат процес на звездообразуване.

Галактическият ореол е концентричен с диска и централната издутина и се състои от звезди, които са предимно членове на кълбовидни купове и принадлежат към популация тип II. По-голямата част от материала в ореола обаче е невидим и не може да се съдържа в обикновените звезди; това не е газ или прах. По този начин ореолът съдържа тъмно невидимо вещество.Изчисленията на скоростите на въртене на Големия и Малкия Магеланов облак, които са спътници на Млечния път, показват, че масата, съдържаща се в ореола, е 10 пъти по-голяма от масата, която наблюдаваме в диска и изпъкналостта.

Слънцето се намира на разстояние 2/3 от центъра на диска в ръкава на Орион. Локализацията му в равнината на диска (галактическия екватор) позволява звездите на диска да се виждат от Земята под формата на тясна ивица Млечен път,обхващаща цялата небесна сфера и наклонена под ъгъл 63° спрямо небесния екватор. Галактическият център се намира в Стрелец, но не се вижда във видимата светлина поради тъмните мъглявини от газ и прах, които абсорбират звездната светлина.

Изчисляване на радиуса на звезда от данни за нейната яркост и температура.

L – осветеност (Lc = 1)

R – радиус (Rc = 1)

T – Температура (Tc = 6000)

БИЛЕТ №22

Звездни купове. Агрегатно състояние на междузвездната среда.

Звездните купове са групи от звезди, разположени относително близо една до друга и свързани чрез общо движение в пространството. Очевидно почти всички звезди се раждат в групи, а не поотделно. Следователно звездните купове са много често срещано явление. Астрономите обичат да изучават звездни купове, защото всички звезди в един куп са се образували приблизително по едно и също време и на приблизително същото разстояние от нас. Всички забележими разлики в яркостта между такива звезди са истински разлики. Особено полезно е да се изследват звездните купове от гледна точка на зависимостта на техните свойства от масата - в крайна сметка възрастта на тези звезди и разстоянието им от Земята са приблизително еднакви, така че те се различават един от друг само по своята маса. Има два вида звездни купове: отворени и кълбовидни. В отворен клъстер всяка звезда се вижда отделно; те са разпределени повече или по-малко равномерно в някаква част от небето. Кълбовидните купове, напротив, приличат на сфера, толкова гъсто изпълнена със звезди, че в центъра й отделните звезди са неразличими.

Отворените купове съдържат между 10 и 1000 звезди, много повече млади, отколкото стари, като най-старите едва ли са на повече от 100 милиона години. Факт е, че в по-старите клъстери звездите постепенно се отдалечават една от друга, докато се смесят с основния набор от звезди. Въпреки че гравитацията държи отворените клъстери заедно до известна степен, те все още са доста крехки и гравитацията на друг обект може да ги разкъса.

Облаците, в които се образуват звездите, са концентрирани в диска на нашата Галактика и именно там се намират откритите звездни купове.

За разлика от отворените клъстери, кълбовидните клъстери са сфери, плътно пълни със звезди (от 100 хиляди до 1 милион). Размерът на типичния кълбовиден куп е между 20 и 400 светлинни години.

В гъсто опакованите центрове на тези купове звездите са толкова близо една до друга, че взаимната гравитация ги свързва заедно, образувайки компактни двойни звезди. Понякога дори се случва пълно сливане на звезди; При близко приближаване външните слоеве на звездата могат да се срутят, излагайки централното ядро ​​на пряка видимост. Двойните звезди са 100 пъти по-често срещани в кълбовидните купове, отколкото другаде.

Около нашата Галактика знаем за около 200 кълбовидни звездни купове, които са разпределени в ореола, който обхваща Галактиката. Всички тези клъстери са много стари и са възникнали повече или по-малко по същото време като самата Галактика. Изглежда, че клъстерите са се образували, когато части от облака, от който е създадена Галактиката, са се разделили на по-малки фрагменти. Кълбовидните купове не се разпръскват, защото звездите в тях са разположени много близо и мощните им взаимни гравитационни сили свързват купа в плътно цяло.

Материята (газ и прах), открита в пространството между звездите, се нарича междузвездна среда. По-голямата част от него е концентрирана в спиралните ръкави на Млечния път и съставлява 10% от масата му. В някои области материалът е относително студен (100 K) и се открива чрез инфрачервено лъчение. Такива облаци съдържат неутрален водород, молекулярен водород и други радикали, чието присъствие може да бъде открито с помощта на радиотелескопи. В райони близо до звезди с висока яркост температурите на газа могат да достигнат 1000-10000 K, а водородът се йонизира.

Междузвездната среда е много разредена (около 1 атом на cm3). Въпреки това, в плътни облаци концентрацията на веществото може да бъде 1000 пъти по-висока от средната. Но дори в гъст облак има само няколкостотин атома на кубичен сантиметър. Причината, поради която все още можем да наблюдаваме междузвездна материя, е, че я виждаме в голяма дебелина на пространството. Размерите на частиците са 0,1 микрона, съдържат въглерод и силиций и навлизат в междузвездната среда от атмосферата на студени звезди в резултат на експлозии на свръхнови. От получената смес се образуват нови звезди. Междузвездната среда има слабо магнитно поле и се пронизва от потоци космически лъчи.

Нашата Слънчева система се намира в област на Галактиката, където плътността на междузвездната материя е необичайно ниска. Тази област се нарича местен балон; тя се простира във всички посоки за около 300 светлинни години.

Изчисляване на ъгловите размери на Слънцето за наблюдател, намиращ се на друга планета.

БИЛЕТ №23

Основните видове галактики и техните отличителни черти.

Галактики, системи от звезди, прах и газ с обща маса от 1 милион до 10 трилиона. маса на Слънцето. Истинската природа на галактиките беше окончателно обяснена едва през 20-те години на миналия век. след разгорещени дискусии. До този момент, наблюдавани през телескоп, те изглеждаха като дифузни светлинни петна, напомнящи мъглявини, но само с помощта на 2,5-метровия рефлекторен телескоп в обсерваторията Маунт Уилсън, използван за първи път през 20-те години на миналия век, беше възможно да се получат изображения на раздялата. звезди в мъглявината Андромеда и доказват, че тя е галактика. Същият телескоп е използван от Хъбъл за измерване на периодите на цефеидите в мъглявината Андромеда. Тези променливи звезди са проучени достатъчно добре, за да могат точно да се определят разстоянията до тях. Разстоянието до мъглявината Андромеда е прибл. 700 kpc, т.е. тя се намира далеч отвъд нашата Галактика.

Има няколко вида галактики, като основните са спирални и елиптични. Правени са опити да бъдат класифицирани с помощта на азбучни и цифрови схеми, като класификацията на Хъбъл, но някои галактики не се вписват в тези схеми, в който случай те са кръстени на астрономите, които първи са ги идентифицирали (например Сейферт и Маркарян галактики), или дадени азбучни обозначения на класификационни схеми (например галактики от N-тип и CD-тип). Галактиките, които нямат ясна форма, се класифицират като неправилни. Произходът и еволюцията на галактиките все още не са напълно разбрани. Спиралните галактики са най-добре проучени. Те включват обекти, които имат ярко ядро, от което излизат спирални ръкави от газ, прах и звезди. Повечето спирални галактики имат 2 ръкава, излизащи от противоположните страни на ядрото. По правило звездите в тях са млади. Това са нормални спирали. Има и кръстосани спирали, които имат централен мост от звезди, свързващ вътрешните краища на двете рамена. Нашият Г. също принадлежи към спиралния тип. Масите на почти всички спирални газове са в диапазона от 1 до 300 милиарда слънчеви маси. Около три четвърти от всички галактики във Вселената са елипсовидна. Имат елипсовидна форма, без забележима спираловидна структура. Формата им може да варира от почти сферична до пуровидна. Те са много разнообразни по размер - от джуджета с маса от няколко милиона слънчеви маси до гигантски с маса от 10 трилиона слънчеви маси. Най-големият известен - Галактики тип CD. Те имат голямо ядро ​​или може би няколко ядра, движещи се бързо едно спрямо друго. Това често са доста силни радиоизточници. Маркарските галактики са идентифицирани от съветския астроном Вениамин Маркарян през 1967 г. Те са силни източници на радиация в ултравиолетовия диапазон. Галактики N-типимат подобно на звезда, слабо светещо ядро. Те също са силни радиоизточници и се смята, че еволюират в квазари. На снимката галактиките на Сейферт изглеждат като нормални спирали, но с много ярко ядро ​​и спектри с широки и ярки емисионни линии, което показва наличието на големи количества бързо въртящ се горещ газ в техните ядра. Този тип галактики са открити от американския астроном Карл Сейферт през 1943 г. Галактики, които се наблюдават оптично и в същото време са силни радиоизточници, се наричат ​​радиогалактики. Те включват Сейфертови галактики, cD- и N-тип галактики и някои квазари. Механизмът за генериране на енергия от радио галактиките все още не е разбран.

Определяне на условията за видимост на планетата Сатурн според „Училищния астрономически календар“.

БИЛЕТ №24

Основи на съвременните представи за структурата и еволюцията на Вселената.

През 20 век беше постигнато разбиране за Вселената като единно цяло. Първата важна стъпка е направена през 20-те години на миналия век, когато учените стигат до заключението, че нашата галактика, Млечният път, е една от милионите галактики, а Слънцето е една от милионите звезди в Млечния път. Последвалите изследвания на галактиките показаха, че те се отдалечават от Млечния път и колкото по-далеч са, толкова по-голяма е тази скорост (измерена чрез червеното отместване в неговия спектър). И така, живеем в разширяваща се вселена.Рецесията на галактиките е отразена в закона на Хъбъл, според който червеното отместване на една галактика е пропорционално на разстоянието до нея.Освен това в най-големия мащаб, т.е. на ниво свръхкупове от галактики Вселената има клетъчна структура. Съвременната космология (изследването на еволюцията на Вселената) се основава на два постулата: Вселената е хомогенна и изотропна.

Има няколко модела на Вселената.

В модела на Айнщайн-де Ситер разширяването на Вселената продължава безкрайно; в статичния модел Вселената не се разширява или еволюира; в пулсираща Вселена циклите на разширяване и свиване се повтарят. Въпреки това, статичният модел е най-малко вероятен; не само законът на Хъбъл, но и фоновото космическо микровълново фоново лъчение, открито през 1965 г. (т.е. лъчение от първичната разширяваща се гореща четириизмерна сфера) говори против него.

Някои космологични модели се основават на теорията за „горещата вселена“, описана по-долу.

В съответствие с решенията на Фридман на уравненията на Айнщайн, преди 10–13 милиарда години, в началния момент от времето, радиусът на Вселената е бил равен на нула. Цялата енергия на Вселената, цялата й маса е била концентрирана в нулевия обем. Плътността на енергията е безкрайна, както и плътността на материята. Такова състояние се нарича сингулярно.

През 1946 г. Джордж Гамов и колегите му разработват физическа теорияначалния етап на разширяване на Вселената, обясняващ присъствието в нея химически елементисинтез при много високи температури и налягания. Следователно началото на разширяването според теорията на Гамов е наречено „Големият взрив“. Съавтори на Gamow са R. Alpher и G. Bethe, така че тази теория понякога се нарича "α, β, γ теория".

Вселената се разширява от състояние на безкрайна плътност. В единично състояние нормалните закони на физиката не са приложими. Очевидно всички фундаментални взаимодействия при такива високи енергии са неразличими едно от друго. От какъв радиус на Вселената има смисъл да се говори за приложимостта на законите на физиката? Отговорът е от дължината на Планк:

Започвайки от момента t p = R p /c = 5*10 -44 s (c е скоростта на светлината, h е константата на Планк). Най-вероятно чрез t P гравитационното взаимодействие се е отделило от останалите. Според теоретичните изчисления през първите 10 -36 s, когато температурата на Вселената е над 10 28 K, енергията на единица обем остава постоянна и Вселената се разширява със скорост, значително надвишаваща скоростта на светлината. Този факт не противоречи на теорията на относителността, тъй като не материята се разширява с такава скорост, а самото пространство. Този етап от еволюцията се нарича инфлационен. От съвременните теории квантова физикаследва, че по това време силното ядрено взаимодействие се отделя от електромагнитното и слабото. Освободената в резултат на това енергия е причина за катастрофалното разширение на Вселената, която за малък период от време от 10 – 33 s се увеличава от размера на атом до размера на Слънчевата система. В същото време се появиха познатите елементарни частиции малко по-малък брой античастици. Материята и радиацията все още бяха в термодинамично равновесие. Тази епоха се нарича радиацияетап на еволюция. При температура 5∙10 12 К етапът завършва рекомбинация: почти всички протони и неутрони се унищожават, превръщайки се във фотони; Останаха само тези, за които нямаше достатъчно античастици. Първоначалният излишък на частици в сравнение с античастиците е една милиардна от техния брой. Именно от тази „излишна“ материя се състои основно веществото на наблюдаваната Вселена. Няколко секунди след Големия взрив сцената започна първична нуклеосинтеза, когато са се образували ядрата на деутерий и хелий, с продължителност около три минути; тогава започва тихото разширяване и охлаждане на Вселената.

Около милион години след експлозията балансът между материя и радиация е нарушен, атомите започват да се образуват от свободни протони и електрони и радиацията започва да преминава през материята като през прозрачна среда. Именно това лъчение се нарича реликтово лъчение, температурата му е около 3000 К. В момента се записва фон с температура 2,7 К. Реликтното фоново лъчение е открито през 1965 г. Оказа се, че е в висока степенизотропен и съществуването му се потвърждава от модела на гореща разширяваща се Вселена. След първична нуклеосинтезаматерията започва да се развива сама, поради вариациите в плътността на материята, образувани в съответствие с принципа на неопределеността на Хайзенберг по време на инфлационния етап, се появяват протогалактики. Там, където плътността беше малко по-висока от средната, се образуваха центрове на привличане; областите с ниска плътност ставаха все по-редки, тъй като материята се преместваше от тях в по-плътни области. Така почти хомогенната среда се разделя на отделни протогалактики и техните купове и стотици милиони години по-късно се появяват първите звезди.

Космологичните модели водят до извода, че съдбата на Вселената зависи само от средната плътност на изпълващата я материя. Ако е под определена критична плътност, разширяването на Вселената ще продължи вечно. Тази опция се нарича "отворена вселена". Подобен сценарий на развитие очаква и плоската Вселена, когато плътността е равна на критичната. След години цялата материя в звездите ще изгори и галактиките ще потънат в мрак. Ще останат само планети, бели и кафяви джуджета, а сблъсъците между тях ще бъдат изключително редки.

Но дори и в този случай метагалактиката не е вечна. Ако теорията за голямото обединение на взаимодействията е вярна, след 10-40 години протоните и неутроните, съставляващи бившите звезди, ще се разпаднат. След около 10 100 години гигантските черни дупки ще се изпарят. В нашия свят ще останат само електрони, неутрино и фотони, разделени един от друг на огромни разстояния. В известен смисъл това ще бъде краят на времето.

Ако плътността на Вселената се окаже твърде висока, тогава нашият свят ще бъде затворен и разширението рано или късно ще бъде заменено от катастрофално свиване. Вселената ще завърши живота си в гравитационен колапс в известен смисъл, което е още по-лошо.

Изчисляване на разстоянието до звезда с помощта на известен паралакс.

ЧАСТ 1. ОСНОВИ НА СФЕРИЧНАТА АСТРОНОМИЯ

Глава 1 Въведение

Обща астрономия, нейният произход и модерни функции, основни раздели. Предметът на космонавтиката, основните раздели, формирането на съвременната космонавтика. Астрономически обсерватории на Земята и в космоса. Екскурзия до Обсерватория Пулково

Предмет на астрономията, нейните основни раздели

Астрономия– науката за физическа структура, движение, произход и еволюция на небесните тела, техните системи и изследване на Вселената като цяло ( модерна дефиницияот 18 век)

Астрономия – 2 гръцки думи (astro – звезда, nomos – закон), т.е. . звезден закон – науката за законите на живота на звездите (времената на древните гърци - V - VI век пр.н.е., т.е. преди ~ 2,5 хиляди години)

Астрономически обекти:

· Слънчевата система и нейните компоненти (Слънцето, големи и малки планети, планетарни спътници, астероиди, комети, прах).

· Звезди и техните купове и системи, мъглявини, нашата Галактика като цяло и други галактики и техните купове.

Различни обекти в различни части на спектъра на електромагнитните вълни (квазари, пулсари, космически лъчи, гравитационни вълни, реликтово лъчение (фон)

· Вселената като цяло (мащабна структура, тъмна материя и др.).

Условно могат да се разграничат следните основни клонове на астрономията:

1. Астрометрия – това е класическа част от астрономията (от древните гърци - 5-1 век пр.н.е.) изучава координатите (положенията) на небесните тела и техните изменения в небесната сфера; по-точно: създава инерционна системакоординати (фиксирани) CS; Всичко на всичко: науката за измерване на пространството и времето.

Астрометрията включва 3 подраздела:

а) сферична астрономия – това е теоретичната част на астрометрията, математически апарат за изразяване на координатите на небесните тела и техните изменения;

б) практическа астрономия - разработва методи за наблюдения и тяхната обработка, теория на астрономическите инструменти и съхранители на точната скала на времето (time service); служи за решаване на задачи за определяне на координатите на географски точки на сушата (полева астрономия), в морето (морска астрономия), във въздуха (авиационна астрономия), използва се в сателитната навигация и геодезия;

V) фундаментална астрометрия – решава проблемите с определянето на координатите и собствените движения на небесните обекти върху сферата, както и астрономически константи (прецесия, аберация и нутация), включително фотографска и CCD астрометрия – определение на a,dи m a , d на небесни тела с помощта на фотографски и CCD методи за наблюдение.

2. Небесна механика (теоретична астрономия)– изучава пространствените движения на небесните тела и техните системи под въздействието на сили от взаимна гравитация и друго физическо естество; изучава фигурите на небесните тела и тяхната стабилност, за да разбере процесите на възникване и еволюция на небесните тела и техните системи; определя орбиталните елементи на небесните тела въз основа на данни от наблюдения и предварително изчислява видимите позиции (координати) на небесните тела.

Астрометрията и небесната механика изучават само геометрията и механиката на околното пространство.

3.Астрофизика възниква през 1860 г. въз основа на откритието на спектралния анализ. Това е основна част от съвременната астрономия. Изучава агрегатното състояние и процесите, протичащи на повърхността и във вътрешността на небесните тела, химическия състав (температура, яркост, блясък, наличие на електромагнитни вълни), свойствата на средата между небесните тела и др.

Включва секции:

а) практическа астрофизика – разработва методи за астрофизични наблюдения и тяхната обработка, занимава се с теоретични и практическо приложениеастрофизични инструменти

б) теоретична астрофизика – занимава се с обяснението на случващото се на небесните тела физически процесии наблюдавани явления, базирани на теоретичната физика.

Използвани нови секции по диапазон електромагнитни вълни:

V) радиоастрономия изследва небесните тела с помощта на радар, изучава тяхното излъчване в радиообхвата (от mm до km дължини на вълните), както и излъчването от междузвездната и междугалактическата среда. Възниква през 1930 г. след откриването на радиоизлъчването на Млечния път и Слънцето от К. Янски (САЩ), Ребер;

G) също раздели на астрофизиката или астрономията (наземна, трансатмосферна и космическа):

инфрачервена астрономия (астрофизика)

Рентгенов

неутрино

Може да има подраздели на астрофизиката въз основа на обекти на изследване:

астрономия близо до Земята:

слънчева физика

физика на звездите

физика на планетите, луната и др.

4. Звездна астрономия– изучава движението и разпределението в пространството на звезди (предимно в нашата Галактика), газово-прахови мъглявини и звездни системи (кълбовидни и отворени звездни купове), тяхната структура и еволюция, проблеми на тяхната стабилност.

Включва следните подраздели:

Извънгалактична астрономия - изследването на свойствата и разпределението на звездни системи (галактики), разположени извън нашата Галактика (стотици милиони от тях - вижте дълбокото изследване на космическия телескоп Хъбъл);

Динамика на звездните системи и др.

5. Космогония– разработва проблемите на произхода и еволюцията на небесните тела и техните системи, включително телата на Слънчевата система (включително Земята), както и проблемите на звездообразуването.

6. Космология -изучава Вселената като едно цяло: нейната геометрична структура, еволюция и произход на всички съставни обекти, общи параметри като възраст, материя, енергия и др.

Заема отделно място космическа астрономия , където можем да откроим специално космонавтиката - като комплекс от редица клонове на науката (включително астрономията) и технологиите, чиято цел е изучаването и изследването на космоса.

Предметът на космонавтиката и нейните раздели

Космонавтика е комплекс от редица отрасли на науката и технологиите, с цел проникване в космоса с цел неговото изучаване и развитие.Вече - полети в открития космос. Космонавтиката заема специално място в астрономията.

Космонавтика – от гръцки “космос” – Вселена, “наутикс” – плуване, т.е. плаване (пътуване) във Вселената или (на руски) космонавтика - звездна навигация

Могат да се разграничат основните клонове на астронавтиката:

1. Теоретична астронавтика(на основата на небесната механика) – изучава движението на космически кораби (КА) в гравитационното поле на Земята, Луната и телата слънчева система: извеждане на космически кораб в орбита, маневриране, спускане на космически кораб до Земята и телата на Слънчевата система.

2. Практическа космонавтика- проучвания:

Проектиране и експлоатация на ракетни и космически системи, методи за изпълнение космически полети

Бордово оборудване.

Астрономически изследвания с помощта на астронавтиката

Космическа астрометрия

Космическа астрофизика (телата на слънчевата система, Слънцето)

4. Изследване на Земята от космически кораби(космическа геодезия, комуникации, телевизия, навигация, дистанционно наблюдение на Земята (ERS), технологии, селско стопанство, геология и др.)

Постиженията на астрономията на 20 век

ЛУНА-АО

HST

Терминология

Обикновено изгледът на небесната сфера се дава отвън, докато наблюдателят е в нейния център. Всички конструкции са представени на повърхността на небесната сфера (отвътре, само в планетариума)

В точка O има наблюдател - половината от видимата небесна сфера.)

Земята се бърка с топка!

Фиг.2.2 Елементи на небесната сфера (а); цялата небесна сфера, където в центъра е Т. О - наблюдателят (б).

Посока на отвеса - линия, минаваща през която и да е точка на земната повърхност (наблюдател, насочваща точка над главата на наблюдателя) и центъра на масата на Земята ZOZ¢. Отвесът пресича небесната сфера в 2 точки – Z ( зенит – точно над главата на наблюдателя) и Z¢ ( надир – противоположна точка на сферата).

Равнината, перпендикулярна на отвеса и минаваща през точка O, се нарича истински или математически хоризонт (големият кръг на небесната сфера NESW, т.е. въображаем, въображаем кръг върху сферата). Има истинска видим хоризонт, Лежи на повърхността на Земята и зависи от терена. В моментите на изгрев и залез се смята, че светилата са на истинския хоризонт.

Ежедневно въртене на небесната сфера.От наблюденията на звездното небе става ясно, че небесната сфера се върти бавно в посока от изток на запад ( дневни пари - тъй като периодът му е равен на един ден), но това е привидно (ако стоите с лице на юг, тогава въртенето на небесната сфера е по посока на часовниковата стрелка). В действителност Земята се върти около оста си в посока от запад на изток (потвърдено от експерименти с махалото на Фуко, отклонение на падащи тела на изток). В астрономията се запазва терминологията на видимите явления:изгрева и залеза на небесните тела, ежедневните движения на Земята и Луната, въртенето на звездното небе.

Дневното въртене на Земята се извършва около земната ос pp¢, а видимото въртене на небесната сфера се извършва около нейния диаметър pp¢, успореден на земната ос и наречен ос на света.

Оста на света се пресича с небесната сфера в 2 точки - северният небесен полюс (P) в северното полукълбо се намира на разстояние ~ 1° от звезда а в съзвездието Малка мечка и Южен полюс(P¢) в южното полукълбо е в съзвездието Октант (бр ярки звезди, но можете да определите по съзвездието Южен кръст). И двата полюса са фиксирани върху небесната сфера.

Големият кръг (QQ¢) на небесната сфера, чиято равнина е перпендикулярна на оста на света, се нарича небесен екватор, също минава през центъра на небесната сфера. Небесният екватор се пресича с равнината на хоризонта в 2 диаметрално противоположни точки: точка на изток (E) и точка на запад (W). Небесният екватор се върти заедно с небесната сфера!

Големият кръг на небесната сфера, преминаващ през небесните полюси (P, P¢), зенит (Z) и надир (Z¢), се нарича небесен меридиан (фиксиран) . Той се пресича с истинския хоризонт в точки юг (S) И север (N), отдалечени от точки E и W на 90 0.

Отвесът и оста на света лежат в равнината на небесния меридиан, който се пресича с равнината на истинския хоризонт по диаметъра (NOS) на небесната сфера, минаващ през точка N и точка S. Това обедна линия , тъй като Слънцето по обяд е близо до небесния меридиан.

Видимата небесна сфера се върти, Точките на Зенит, Надир и всички точки на истинския хоризонт са неподвижни спрямо наблюдателя, т.е. не се върти с небесната сфера. Небесният меридиан преминава през фиксирани точки и полюсни точки и също не се върти, т.е. свързан със Земята.Той образува равнината на земния (географски) меридиан, на който се намира наблюдателят и следователно не участва в ежедневното въртене на небесната сфера. За всички наблюдатели, разположени на общ географски меридиан, небесният меридиан е общ.

При ежедневното въртене на небесната сфера около оста на света небесните тела се движат в малки кръгове, дневни или небесни паралели, равнините на които са успоредни на равнината на небесния екватор.

Всяко светило пресича (преминава) небесния меридиан два пъти на ден. Някога - южната му половина ( горна кулминация - височината на светилото над хоризонта е най-голяма) и втори път - северната му половина, 12 часа по-късно - ( долна кулминация - височината на светилото над хоризонта е най-малка ).

Глава 4. Време

Движението на Земята като естествен процес за изчисляване на времето. Истинско слънчево време. Единици за време: ден, час, минута, секунда. Проблемът за средното слънчево време, средното слънце. Уравнение на времето и неговите компоненти. Сидерично време. Преход от средно време към звездно време и обратно.

Местно, зоново, лятно часово време. Преход от един тип време към друг. Световно и регионално време. Линия за дата.

Универсално (UT) и координирано (UTC) време. Неравномерност на въртенето на Земята, ефемериди и динамично (TDT) време.

Истинско слънчево време

Средното слънчево време е равномерно време, определено от движението на средното слънце. Използва се като стандарт за еднородно време по скала от една средна слънчева секунда (1/86400 от средния слънчев ден) до 1956 г.

Уравнение на времето

Установява се връзка между двете системи за слънчево време уравнение на времето -разлика между средно слънчево време (T cf) . истинско слънчево време (T ist): h = T av - T ist. Уравнението на времето е променлива. Достига +16 минути в началото на ноември и –14 минути в средата на февруари. Уравнението на времето е публикувано в Astronomical Yearbooks (AE). Като изберете стойността h от AE и директно измерите часовия ъгъл на истинския източник на слънце t, можете да намерите средното време: T av = t източник +12 h + h.

тези. средното слънчево време във всеки момент е равно на истинското слънчево време плюс уравнението на времето.

По този начин чрез директно измерване на часовия ъгъл на Слънцето T¤, определете истинското слънчево време и, знаейки уравнението на времето h в този момент, намерете средното слънчево време: T m = T¤ + 12 ч + ч. Тъй като средното екваториално слънце преминава през меридиана по-рано или по-късно от истинското слънце, разликата в техните часови ъгли (уравнение на времето) може да бъде положителна или отрицателна.

Уравнението на времето и неговото изменение през годината е представено на фигурата с плътна крива (1). Тази крива е сбор от две синусоиди – с годишен и полугодишен период.

Синусоида с годишен период (пунктирана крива) дава разликата между истинското и средното време, поради неравномерното движение на Слънцето по еклиптиката. Тази част от уравнението на времето се нарича уравнение на центъра или уравнение на ексцентричност (2).Синусоида с полугодишен период (пунктирана крива) представлява разликата във времето, причинена от наклона на еклиптиката спрямо небесния екватор, и се нарича уравнение за наклона на еклиптиката (3).

Уравнението на времето изчезва около 15 април, 14 юни, 1 септември и 24 декември и достига до крайности четири пъти в годината; от тях, най-значимият около 11 февруари (h = +14 м) и 2 ноември (h = -16 м).

Уравнението на времето може да се изчисли за всеки момент. Обикновено се публикува в астрономически календари и годишници за всяка полунощ на Гринуичкия меридиан. Но трябва да се има предвид, че в някои от тях уравнението на времето е дадено в смисъл на "истинско време минус средно" (h = T ¤ - T t) и следователно има противоположен знак. Значението на уравнението на времето винаги се обяснява в обяснението за календари (годишници).

4.3 Сидерично време. Преход от средно време към звездно време и обратно

Сидеричен ден е интервалът от време между две последователни едноименни кулминации в пролетното равноденствие на един и същи меридиан. Повече е постоянен периодвреме, т.е. периодът на въртене на Земята спрямо далечни звезди. За начало на звездния ден се приема моментът на неговата долна кулминация, тоест полунощ, когато

S = t¡ = 0.Скалата на звездното време е с точност до 10 -3 секунди за няколко месеца.

По този начин процесът на въртене на Земята около оста си определя три вида време на деня за измерване късинтервали: истинско слънчево време, средно слънчево времеИ звездно време.

Местно, зоново, лятно часово време. Преход от средно време към звездно време и обратно

Средният ден е по-дълъг (по-дълъг) от звездните дни, тъй като по време на едно завъртане на небесната сфера в посока от изток на запад самото слънце се измества от запад на изток с 1 градус (т.е. 3 m 56 s).

По този начин, V тропическа година Средният ден е с един ден по-малък от звездния ден.

За измерване дългосроченпериоди от време се използва движението на земята около слънцето. тропическа година- Товапериодът от време между две последователни преминавания средно слънцепрез средата пролетно равноденствие ие равно на 365,24219879 среден слънчев денили 366.24219879 звезден ден.

Преобразуването на средните времеви интервали в звездно време и обратно се извършва по таблици, често на компютър, като се използва AE, AK и като цяло по формулите: DT = K¢ ´ DS и DS = K ´ DT,

където K=366,24/365,24 = 1,002728 и K¢ =365,24/366,24 = 0,997270.

Средният звезден ден е равен на 23 часа 56 минути 04,0905 секунди от средния слънчев ден. Сидеричната година съдържа 365,2564 среден слънчев ден, т.е. повече от тропическа година с 20 m 24 s поради движението на точката g към Слънцето.

В различни точки на един и същи географски меридиан времето (слънчево, звездно) е едно и също.

Местно време -това е времето T m, измерено на определен географски меридиан. Всяка точка на Земята има свое местно време. Например при разстояние между двама наблюдатели 1¢ = 1852 метра (за екватора) часовата разлика достига 4 минути! Неудобно в живота.

Стандартно време –това време T е местното слънчево време на централния меридиан на всяка часова зона. Използвайки Tp, времето се изчислява на територията на дадена часова зона. T p е въведен през 1884 г. с решение международна конференция(в Русия от 1919 г.) при условията:

1) Земното кълбо беше разделено по дължина на 24 зони от 15 градуса;

3) Разликата във времето между две съседни зони е един час. Географската дължина на централния меридиан на дадена зона (в часове) е равна на номера на тази зона. Началният меридиан минава през центъра на Гринуичката обсерватория (Англия);

4) Границите на часовите зони в океаните минават по географски меридиани, на сушата главно по административни граници

Времеви мащаби

Астрономическо време

Преди 1925 г. в астрономическата практика за нач среден слънчев денвзе момента на горната кулминация (обед) средно слънце. Това време се наричаше средно астрономическо или просто астрономическо. Мерната единица беше средна слънчева секунда.

Универсално (или световно) време UT

Универсалното време се използва от 1 януари 1925 г. вместо астрономическо време. Отчита се от долната кулминация на средното слънце на Гринуичкия меридиан. С други думи, местното средно време на меридиана с нулева дължина (Гринуич) се нарича универсално време (UT). Стандартът на секундата за UT скалата е определена част от периода на въртене на Земята около нейната ос 1\365.2522 x 24 x 60 x 60. Въпреки това, поради нестабилността на аксиалното въртене на Земята, UT скалата не е равномерно: непрекъснато забавяне от около 50 секунди. за 100 години; неравномерни промени до 0,004 сек. на ден; сезонните колебания са около 0,001 сек на година.

Регионалното време се въвежда за отделни региони, например централноевропейско време, централно тихоокеанско време, лондонско време и др.

Лятно време. С цел икономия на материални ресурси чрез по-рационално използване на светлата част от годината редица страни въвеждат лятно часово време – т.нар. „преместване на стрелките“ на часовника с 1 час напред спрямо зоновото време. Но графикът на всички видове дейности на хората не се промени! Лятното часово време обикновено се въвежда в края на март в полунощ от събота срещу неделя и се отменя в края на октомври, също в полунощ от събота срещу неделя.

ефемеридно време

Ефемеридно време (ET - Ephemeris time) или земно динамично време (Terrestrial Dynamical Time - TDT) или Нютоново време:

независима променлива (аргумент) в небесната механика (Нютонова теория за движението на небесните тела). Въведено на 1 януари 1960 г. в астрономическите годишници като по-еднородно от универсалното време, обременено от дългосрочни нередности в въртенето на Земята. В момента това е най-стабилната времева скала за нуждите на астрономията и изследването на космоса. Определя се от наблюдения на телата на Слънчевата система (главно Луната). Взетата мерна единица е e фемерид вторикато 1/31556925.9747 дял тропическа годиназа момента 1900 0 януари, 12 часа ET или, в противен случай, като 1/86400 част от продължителността среден слънчев денза същия момент.

Ефемеридното време е свързано с универсалното време чрез съотношението:

Корекцията на DT за 2000 г. се приема за +64,7 секунди.

Глава 5

Видове календари: слънчеви, лунни и лунно-слънчеви календари. Юлиански и григориански календар. Календарни ери. Юлиански период и Юлиански дни.

Определение

Календарът е система за отчитане на дълги периоди от време с целочислени стойности на броя на дните в по-дълги единици време. Календарният месец и календарната година съдържат цял ​​брой дни, така че началото на всеки месец и година съвпада с началото на деня.

Следователно календарният и естественият месец и година не трябва да са равни.

Календарни задачи: 1) установяване на реда на броене на дните, 2) определяне на броя на дните в дълги периоди от време (година), 3) установяване на началото на периодите на броене.

Календарът се основава на: 1) периода на сезонни промени на Земята - година ( слънчев календар ), 2) периодът на промяна на фазите на Луната - месец ( лунен календар). Съществуват лунен и лунно-слънчев календар.

Видове слънчеви календари

Слънчевият календар се основава на тропическа година = 365,2422 средни слънчеви дни.

Древноегипетски календар– един от първите (3000 г. пр.н.е.). Една година е с дължина 360 дни; броят на месеците е 12, с продължителност 30 дни. Еклиптиката беше разделена на 360 равни части– градуси. По-късно свещениците уточняват продължителността на годината: от 365 дни до 365,25!

римски календар. 8 век пр.н.е Но беше по-малко точен от египетския.

Една година е с дължина 304 дни; брой месеци 10.

Юлиански календар.Въведен на 1 януари 45 г. пр.н.е. Юлий Цезар въз основа на египетския календар. Една година е дълга 365,25 дни; броят на месеците е 12. Всяка 4-та високосна година се дели на 4 без остатък, т.е. 366,25 дни (365,365,365,366!)

Използва се в Европа повече от 1600 години!

Грегориански календар.Годината в Юлианския календар беше с 0,0078 дни по-дълга от истинската и по този начин за 128 години се натрупаха допълнителни дни, които трябваше да бъдат добавени. През 14 век това изоставане е известно и през 1582 г. с решение на папа Григорий 13 датите в календара са преместени веднага с 10 дни напред. Тези. след 4 октомври 14 октомври 1582 г. веднага започна! Освен това беше обичайно да се изключват 3 високосни години на всеки 400 години (във векове, които не се делят на 4).

Новият календар става известен като Григориански - "нов стил". Годината в григорианския календар (365.2425) се различава от истинската (365.242198) с 0.0003 дни и по този начин допълнителните дни се натрупват само за 3300 години!

Новият стил вече се използва навсякъде. Недостатъкът му е неравномерният брой дни в месеците (29,30,31) и тримесечията. Това затруднява планирането.

Бяха предложени няколко проекта за реформа на григорианския календар за премахване или намаляване на тези недостатъци.

Един от тях, очевидно най-простият, е следният. всички тримесечия на годината са с еднаква продължителност от 13 седмици, т.е. за 91 дни. Първият месец от всяко тримесечие съдържа 31 дни, а останалите два - по 30 дни. По този начин всяко тримесечие (и година) винаги ще започва в един и същи ден от седмицата. Но тъй като 4 четвърти от 91 дни съдържат 364 дни, а годината трябва да съдържа 365 или 366 дни (високосна година), тогава между 30 декември и 1 януари се добавя ден, без да се броят месеците и седмиците - Международен ден на Нова година. И във високосна година същият неработен ден, без да се броят месеци и седмици, се вмъква след 30 юни.

Въпросът с въвеждането на нов календар обаче може да бъде решен само в международен мащаб.

Лунен календар

Въз основа на смяната на фазите на Луната, т.е. периодът между два последователни момента на първата поява на полумесеца след новолуние. Точната продължителност на лунния месец се определя чрез наблюдения слънчеви затъмнения– 29.530588 средни слънчеви дни. В една лунна година - 12 лунни месеца = 354,36708 ср. слънчеви дни. Лунният календар се появява почти едновременно със слънчевия, още в средата на 3 век пр.н.е. В същото време беше въведена седемдневна седмица (според броя на светилата, известни по това време (Слънце, Луна + 5 планети от Меркурий до Сатурн)

В момента лунният календар се използва като мюсюлмански календар в азиатските страни и др.

5.4 Математически основи за конструиране на календар (самостоятелно)

5.5 Календарни ери

Броенето на годините задължително предполага някакъв начален момент от хронологичната система - календарна ера. ера- също означава хронологична система. В човешката история е имало до 200 различни епохи. Например византийската епоха „от сътворението на света“, в която годината 5508 г. пр. н. е. е взета за „сътворение на света“. Китайска "циклична" ера - от 2637 г. пр.н.е. От създаването на Рим – 753 г. пр.н.е. и така нататък.

Нашата ера - християнска ера – влиза в употреба едва на 1 януари 533 г. от рождения ден на библейската фигура (не историческа) I. Христос.

По-реалистична причина за произволния избор на началото на нашата ера (АД) е свързана с периодичността на числото 532 години = 4x7x19. Великден се пада на една и съща дата на възкресение на всеки 532 години! Това е удобно за предварително изчисляване на дати за празнуване на християнски празник. Великден. Основава се на периоди, свързани с движението на Луната и Слънцето (4 - периодът на високосните години, 7 - броят на дните в седмицата, 19 - броят на годините, през които лунните фази попадат в същия календар дати (Метоновият цикъл е известен още през 432 г. пр.н.е.) Метон е древногръцки астроном.

Общи понятия

Ефектът на пречупване е важен въпросза наземна астрономия, където се измерват големи ъгли върху небесната сфера, когато се определят екваториалните координати на светилата и се изчисляват моментите на тяхното изгряване и залязване.

астрономическа (или атмосферна) рефракция . Поради това наблюдаваното (привидно) зенитно разстояние z¢ на осветителното тяло е по-малко от неговото истинско (т.е. при липса на атмосфера) зенитно разстояние z, а видимата височина h¢ е малко по-голяма от истинската височина h. Пречупването като че ли повдига светилото над хоризонта.

Разлика r = z - z¢ = h¢ - h, се нарича пречупване.

Ориз. Явлението пречупване в земната атмосфера

Пречупването променя само зенитните разстояния z, но не променя часовите ъгли. Ако осветителното тяло е в кулминацията си, тогава пречупването променя само неговата деклинация и със същото количество като зенитното разстояние, тъй като в този случай равнините на неговия час и вертикални кръгове съвпадат. В други случаи, когато тези равнини се пресичат под определен ъгъл, пречупването променя както деклинацията, така и правото изкачване на светилото.

Трябва да се отбележи, че пречупването в зенита приема стойност r = 0, а на хоризонта достига 0,5 - 2 градуса.Поради пречупване дисковете на Слънцето и Луната в близост до хоризонта изглеждат овални, тъй като в долния ръб на диска пречупването е с 6¢ по-голямо, отколкото в горния и следователно вертикалният диаметър на диска изглежда скъсен в сравнение с хоризонталния диаметър, който не се изкривява от пречупване.

Емпирично, т.е. беше експериментално изведено от наблюдения, че риблизеное израз за определяне общ (среден) пречупване:

r = 60²,25 ´V\760´273\(273 0 +t 0) ´ tgz¢,

където: B - атмосферно налягане, t 0 - температура на въздуха.

Тогава при температура, равна на 0 0 и налягане 760 mm Hg, пречупването на видимите лъчи (l = 550 милимикрона) е равно на:

r =60².25 ´ tgz¢ = К´ tgz¢.Тук K е константата на пречупване при горните условия.

Използвайки горните формули, рефракцията се изчислява за зенитно разстояние не повече от 70 ъглови градуса с точност от 0,¢¢01. Пулковските таблици (5-то издание) ви позволяват да вземете предвид влиянието на пречупването до зенитно разстояние z = 80 ъглови градуса.

За по-точни изчисления зависимостта на пречупването се взема предвид не само от височината на обекта над хоризонта, но и от състоянието на атмосферата, главно от нейната плътност, която сама по себе си е функция, главно на температурата и налягането . Корекциите за пречупване се изчисляват при налягане IN[mmHg] и температура t° C по формулата:

За да се вземе предвид влиянието на пречупването с висока точност (0,¢¢01 и по-висока), теорията на пречупването е доста сложна и се обсъжда в специални курсове (Яценко, Нефедева А.И. и др.). Функционално стойността на пречупването зависи от много параметри: височина (H), географска ширина (j), също температура на въздуха (t), атмосферни налягане (p), атмосферното налягане (B) по пътя на светлинния лъч от небесното тяло до наблюдателя и е различно за различните дължини на вълната на електромагнитния спектър (l) и всяко зенитно разстояние (z). Съвременните изчисления на рефракцията се извършват на компютър.

Трябва също да се отбележи, че рефракцията, според степента на нейното влияние и разглеждане, се разделя на нормални (таблични) и абнормни. Точността на отчитане на нормалната рефракция се определя от качеството на стандартния модел на атмосферата и достига 0.¢¢01 и по-високо до зенитни разстояния не повече от 70 градуса. Голямо значениетук има избор от места за наблюдение - високопланински, с добър астроклимат и правилен терен, осигуряващ липсата на наклонени слоеве въздух. С диференциални измервания с достатъчен брой референтни звезди върху CCD рамки може да се вземе предвид влиянието на вариациите на пречупване, като дневни и годишни.

Анормална рефракция, като инструменталните и павилионните обикновено се вземат предвид доста добре с помощта на системи за събиране на данни за времето. В приземния слой на атмосферата (до 50 метра) се използват методи като поставяне на датчици за времето на мачти и сондиране. Във всички тези случаи е възможно да се постигне точност на отчитане на рефракционните аномалии не по-лоша от 0,²01. По-трудно е да се елиминира влиянието на рефракционните флуктуации, причинени от високочестотни атмосферни турбуленции, които имат доминиращо влияние. Силовият спектър на вибрациите показва, че тяхната амплитуда е значителна в диапазона от 15Hz до 0.02Hz. От това следва, че оптималното време за регистриране на небесни обекти трябва да бъде поне 50 секунди. Емпирични формули, получени от E. Hegh (e =± 0.²33(T+0.65) - 0.25,

където T е времето на регистрация) и IG Kolchinsky (e =1\Ön(± 0.²33(secz) 0.5, където n е броят на моментите на регистрация) показват, че с такова време на регистрация за зенитното разстояние (z) равно на нула, точността на позицията (e) на звездата е около 0,²06-0,²10.

Според други оценки този тип пречупване може да се вземе предвид чрез измервания в рамките на една до две минути с точност от 0,03 (A. Yatsenko), до 0,03-0,06 за звезди в диапазона от 9-16 величини (I . Reqiume) или до 0.05 (E.Hog). Изчисленията, извършени в американската обсерватория USNO от Stone and Dun, показаха, че с CCD запис на автоматичен меридианен телескоп (зрително поле 30" x 30" и време на експозиция 100 секунди) е възможно да се определят диференциално позициите на звездите с точност от 0,²04. Проспективна оценка, извършена от американските астрономи Колавита, Захариас и други (виж Таблица 7.1) за широкоъгълни наблюдения във видимия диапазон на дължина на вълната показва, че с помощта на двуцветната техника е възможно да се постигне границата на атмосферна точност от около 0,²01 .

За усъвършенствани телескопи с CCD зрително поле от порядъка на 60"x60", използвайки многоцветни техники за наблюдение, отразяваща оптика и накрая използвайки диференциални методи на каталози с висока плътност и точни референтни каталози на ниво космически каталози като HC и ТК

Напълно възможно е да се постигне точност от порядъка на няколко милисекунди (0,²005).

Пречупване

Видимото положение на звездата над хоризонта, строго погледнато, се различава от изчисленото по формула (1.37). Факт е, че лъчите на светлината от небесното тяло, преди да влязат в окото на наблюдателя, преминават през земната атмосфера и се пречупват в нея и тъй като плътността на атмосферата се увеличава към повърхността на Земята, светлинният лъч (фиг. 19) се отклонява все повече и повече в същата посока по крива линия, така че посоката ОМ 1 , според които наблюдателят ОТНОСНОвижда осветителното тяло, се оказва отклонено към зенита и не съвпада с посоката ОМ 2 (успоредно VM), чрез който би видял светилото при липса на атмосфера.

Нарича се явлението пречупване на светлинните лъчи при преминаването им през земната атмосфера астрономическа рефракция.

Ъгъл М 1 ОМ 2 се нарича ъгъл на пречупванеили пречупване r. Ъгъл ЗОМ 1 се нарича видимизенитно разстояние на светилото z",и ъгъла ЗОМ 2 - вярнозенитно разстояние z.

Директно от фиг. 19 следва

z - z"= r или z = z" + r ,

тези. истинското зенитно разстояние на осветителното тяло е по-голямо от видимото с количеството на пречупване r . Пречупването като че ли повдига светилото над хоризонта.

Според законите за пречупване на светлината падащият и пречупеният лъч лежат в една равнина. Следователно траекторията на лъча MVOи посоки ОМ 2 и ОМ 1 лежат в една и съща вертикална равнина. Следователно пречупването не променя азимута на осветителното тяло и освен това е равно на нула, ако осветителното тяло е в зенита.

Ако осветителното тяло е в кулминацията си, тогава пречупването променя само неговата деклинация и със същото количество като зенитното разстояние, тъй като в този случай равнините на неговия час и вертикални кръгове съвпадат. В други случаи, когато тези равнини се пресичат под определен ъгъл, пречупването и