Astronomija je jedna od najtajnovitijih i najzanimljivijih znanosti. Unatoč činjenici da se u školama, u najboljem slučaju, samo nekoliko lekcija daje astronomiji, ljudi imaju interesa za nju. Stoga ću počevši od ove poruke započeti ciklus postova o osnovama ove znanosti i zanimljiva pitanja susreo tijekom svog proučavanja.

Kratka povijest astronomije

Podizanje glave i pogled u nebo drevni čovjek, vjerojatno, više puta razmišljao o tome kakve se nepomične "krijesnice" nalaze na nebu. Gledajući ih ljudi su vezali neke prirodni fenomen(primjerice, promjena godišnjih doba) s nebeskim pojavama, a potonjima su pripisivana magična svojstva. Na primjer, u starom Egiptu, poplava Nila vremenski se poklopila s pojavom najsjajnije zvijezde Sirius (ili Sothis, kako su je Egipćani zvali) na nebu. U tom smislu su izmislili kalendar - "Sothic" godina - to je interval između dva uspona (pojavljivanja na nebu) Siriusa. Godina je radi praktičnosti podijeljena na 12 mjeseci, svaki od 30 dana. Preostalih 5 dana (u godini ima 365 dana, odnosno 12 mjeseci od po 30 dana - ovo je 360, ostaje 5 "dodatnih" dana) proglašeni su praznicima.

Značajan napredak u astronomiji (i astrologiji) postigli su Babilonci. Njihova matematika koristila je 60-decimalni brojevni sustav (umjesto našeg decimalnog, kao da su stari Babilonci imali 60 prstiju), iz čega je proizašla prava kazna za astronome - 60-decimalni prikaz vremena i kutnih jedinica. Za 1 sat - 60 minuta (ne 100!!!), za 1 stupanj - 60 minuta, cijela sfera - 360 stupnjeva (ne 1000!). Osim toga, Babilonci su bili ti koji su izdvojili zodijak na nebeskoj sferi:

Nebeska sfera je zamišljena pomoćna sfera proizvoljnog polumjera na koju se projiciraju nebeska tijela: služi za rješavanje raznih astrometrijskih problema. U pravilu se oko promatrača uzima kao središte nebeske sfere. Za promatrača na površini Zemlje, rotacija nebeske sfere reproducira dnevno kretanje svjetiljki na nebu.

Babilonci su poznavali 7 "planeta" - Sunce, Mjesec, Merkur, Veneru, Mars, Jupiter i Saturn. Vjerojatno su oni uveli sedmodnevni tjedan - svaki dan takvog tjedna bio je posvećen određenom nebeskom tijelu. Babilonci su također naučili predviđati pomrčine, što su svećenici izvrsno koristili, povećavajući vjeru običnih ljudi u njihove navodne nadnaravne sposobnosti.

Što je na nebu?

Prije svega, definirajmo našu "ekumensku adresu" (vrijedi za Ruse):

• država: Rusija
• planet Zemlja
• sustav: solarni
• galaksija: mliječni put
• grupa: Lokalna grupa
• grozd: superklaster Djevice
• Metagalaksija
• Naš Svemir

Što znače sve ove lijepe riječi?

Sunčev sustav

Ti i ja živimo na jednom od osam velikih planeta koji se okreću oko Sunca. Sunce je zvijezda, odnosno prilično veliko nebesko tijelo u kojem se odvijaju termonuklearne reakcije (gdje takoooo puno energije).

Planet je kuglasto nebesko tijelo (dovoljno masivno da pod djelovanjem gravitacije poprimi takav oblik), na kojem se te iste reakcije ne događaju. Postoji samo osam velikih planeta:

1. Merkur
2. Venera
3. Zemlja
4. Jupiter
5. Saturn
6. Neptun

Neki planeti (točnije svi osim Merkura i Venere) imaju satelite - male "planete" koji se kreću oko velikog planeta. Za Zemlju je takav satelit Mjesec, čija je prekrasna površina prikazana na prvoj slici.

U Sunčevom sustavu postoje i patuljasti planeti - malo tijelo gotovo sferičnog oblika, koje nije satelit velikog planeta i ne može "krčiti" svoju putanju u Sunčevom sustavu (zbog nedostatka mase). Trenutno je poznato 5 patuljastih planeta, od kojih se jedan, Pluton, smatra velikim planetom više od 70 godina:

1. Pluton
2. Ceres
3. Haumea
4. Makemake
5. Eris

Također u Sunčevom sustavu postoje vrlo mala nebeska tijela, po sastavu slična planetima - asteroidima. Uglavnom se distribuiraju u glavni asteroidni pojas između Marsa i Jupitera.

I, naravno, tu su kometi - "zvijezde s repom", vjesnici neuspjeha, kako su vjerovali stari. Sastoje se uglavnom od leda i imaju velik i lijep rep. Jedan od tih kometa, komet Hale-Bopp (nazvan po Haleu i Boppu), kojeg su mnogi stanovnici Zemlje mogli promatrati 1997. godine na nebu.

mliječna staza

Ali naš solarni sustav jedan je od mnogih drugih planetarnih sustava galaksija Mliječni put(ili Mliječni put). Galaksija je veliki broj zvijezde i druga tijela koja se pod utjecajem gravitacije okreću oko zajedničkog središta mase (na slici lijevo prikazan je računalni model Galaksije). Veličina galaksije u usporedbi s našim Sunčevim sustavom je zaista ogromna - veličine 100.000 svjetlosnih godina. Odnosno, običnoj svjetlosti, koja se kreće najvećom brzinom u svemiru, trebat će sto tisuća (!!!) godina da preleti s jednog ruba galaksije na drugi. Očarava - gledajući u nebo, u zvijezde, gledamo duboko u prošlost - na kraju krajeva, svjetlost koja dopire do nas je nastala davno prije pojave čovječanstva, a od niza zvijezda - davno prije pojave Zemlje.

Sama Mliječna staza nalikuje spirali s "tanjurom" u središtu. Ulogu "rukava" spirale obavljaju klasteri zvijezda. Ukupno u Galaksiji ima od 200 do 400 milijardi (!) Zvijezda. Naravno, ni naša galaksija nije sama u svemiru. Dio je tzv lokalna grupa, ali o tome drugi put!

Korisni zadaci iz astronomije

1. Procijenite čega je više - zvijezda u Galaksiji ili komaraca na Zemlji?
2. Procijenite koliko zvijezda u Galaksiji pripada jednoj osobi?
3. Zašto je noću mračno?

Svemir – bezzračni prostor – nema ni početka ni kraja. U bezgraničnoj kozmičkoj praznini, tu i tamo, pojedinačno iu skupinama, nalaze se zvijezde. Male skupine od desetaka, stotina ili tisuća zvijezda nazivaju se zvjezdani skupovi. One su dio divovskih (od milijuna i milijardi zvijezda) superjata zvijezda koje se nazivaju galaksije. U našoj galaksiji postoji oko 200 milijardi zvijezda. Galaksije su sićušni otoci zvijezda u golemom oceanu svemira koji se naziva Svemir.

Cjelokupno zvjezdano nebo astronomi uvjetno dijele na 88 dijelova - zviježđa koja imaju određene granice. Sva kozmička tijela vidljiva unutar granica određenog zviježđa uključena su u ovo zviježđe. Zapravo, zvijezde u sazviježđima nemaju nikakve veze ni jedna s drugom, ni sa Zemljom, a još više s ljudima na Zemlji. Samo ih vidimo na ovom dijelu neba. Postoje zviježđa nazvana po životinjama, predmetima i ljudima. Morate znati obrise i znati pronaći zviježđa na nebu: Veliki i Mali medvjed, Kasiopeja, Orion, Lira, Orao, Labud, Lav. Najsjajnija zvijezda na nebu je Sirius.

Sve pojave u prirodi događaju se u svemiru. Prostor vidljiv oko nas na površini Zemlje naziva se horizont. Granica vidljivog prostora, gdje nebo, kao da dodiruje površinu zemlje, naziva se linija horizonta. Ako se popnete na toranj ili planinu, horizont će se proširiti. Ako se pomaknemo naprijed, tada će se linija horizonta udaljiti od nas. Nemoguće je dosegnuti liniju horizonta. Na ravnom, sa svih strana otvorenom mjestu linija horizonta ima oblik kruga. Postoje 4 glavne strane horizonta: sjever, jug, istok i zapad. Između njih nalaze se srednje strane horizonta: sjeveroistok, jugoistok, jugozapad i sjeverozapad. Na dijagramima je uobičajeno označavati sjever na vrhu. Broj koji pokazuje koliko su puta stvarne udaljenosti na crtežu smanjene (povećane) nazivamo mjerilo. Mjerilo se koristi pri izradi plana i karte. Plan područja se izrađuje u krupnom mjerilu, a karte u malom mjerilu.

Orijentacija znači znati svoju lokaciju u odnosu na poznate objekte, biti u mogućnosti odrediti smjer staze poznate stranke horizont. U podne je Sunce iznad južne točke, a podnevna sjena od predmeta usmjerena je prema sjeveru. Po Suncu se možete kretati samo po vedrom vremenu. Kompas je uređaj za određivanje strana horizonta. Kompas se može koristiti za određivanje strana horizonta u bilo kojem vremenu, danju ili noću. Glavni dio kompasa je magnetizirana igla. Kada nije podržana osiguračem, strelica se uvijek nalazi duž linije sjever-jug. Strane horizonta mogu se odrediti i prema lokalnim obilježjima: po izoliranim stablima, po mravinjacima, panjevima. Za ispravnu navigaciju potrebno je koristiti nekoliko lokalnih znakova.

U zviježđu Velikog medvjeda lako je pronaći Sjevernjaču. Polaris je mutna zvijezda. Uvijek je iznad sjeverne strane horizonta i nikada ne ide ispod horizonta. Po polarnoj zvijezdi noću možete odrediti strane horizonta: ako stojite okrenuti prema polarnoj zvijezdi, tada će sjever biti naprijed, jug iza, istok desno, a zapad lijevo.

Zvijezde su ogromne vruće kugle plina. U vedroj noći bez mjesečine 3000 zvijezda dostupno je za promatranje golim okom. Ovo su najbliže, najtoplije i najveće zvijezde. Slični su Suncu, ali su milijunima i milijardama puta udaljeniji od nas od Sunca. Stoga ih vidimo kao svjetleće točkice. Možemo reći da su zvijezde daleka sunca. Moderna raketa lansirana sa Zemlje može doći do najbliže zvijezde tek nakon stotina tisuća godina. Ostale su zvijezde dalje od nas. U astronomskim instrumentima – teleskopima – možete promatrati milijune zvijezda. Teleskop prikuplja svjetlost kozmičkih tijela i povećava njihovu prividnu veličinu. S teleskopom možete golim okom vidjeti slabe, nevidljive zvijezde, ali čak i s najmoćnijim teleskopom sve zvijezde izgledaju poput svjetlećih točkica, samo svjetlije.

Zvijezde nisu iste veličine: neke su desetke puta veće od Sunca, druge stotine puta manje od njega. I temperatura zvijezda je također različita. Temperatura vanjskih slojeva zvijezde određuje njezinu boju. Najhladnije su crvene zvijezde, najtoplije su plave. Što je zvijezda toplija i veća, to jače sja.

Sunce je ogromna vruća kugla plina. Sunce je 109 puta veće od Zemlje u promjeru i 333.000 puta veće od Zemlje u masi. Više od milijun globusa moglo bi stati unutar Sunca. Sunce je nama najbliža zvijezda, ima prosječnu magnitudu i prosječnu temperaturu. Sunce je žuta zvijezda. Sunce sja jer se u njemu nešto događa. atomske reakcije. Temperatura na površini Sunca je 6.000° C. Pri toj temperaturi sve su tvari u posebnom plinovitom stanju. S dubinom temperatura raste i u središtu Sunca, gdje se odvijaju atomske reakcije, doseže 15 000 000 °C. Astronomi i fizičari proučavaju Sunce i druge zvijezde kako bi ljudi na Zemlji mogli graditi nuklearne reaktore koji mogu osigurati energiju za sve energetske potrebe čovječanstva.

Vruća tvar zrači svjetlost i toplinu. Svjetlost putuje brzinom od oko 300 000 km/s. Svjetlost putuje od Sunca do Zemlje za 8 minuta i 19 sekundi. Svjetlost se širi pravocrtno od bilo kojeg svjetlećeg objekta. Većina okolnih tijela ne emitira vlastitu svjetlost. Vidimo ih jer na njih pada svjetlost svjetlećih tijela. Stoga se kaže da svijetle reflektiranom svjetlošću.

Sunce je od velike važnosti za život na Zemlji. Sunce osvjetljava i grije Zemlju i druge planete na isti način na koji vatra osvjetljava i grije ljude koji sjede oko nje. Kad bi se Sunce ugasilo, Zemlja bi utonula u tamu. Biljke i životinje bi umrle od ekstremne hladnoće. Sunčeve zrake različito zagrijavaju zemljinu površinu. Što je Sunce više iznad horizonta, to se površina više zagrijava, to je temperatura zraka viša. Najviši položaj Sunca opaža se na ekvatoru. Od ekvatora prema polovima smanjuje se visina Sunca, a smanjuje se i protok topline. Oko Zemljinih polova led se nikad ne topi, tamo je permafrost.

Zemlja na kojoj živimo je ogromna lopta, ali ju je teško primijetiti. Stoga se dugo vremena vjerovalo da je Zemlja ravna, a odozgo prekrivena, poput kape, čvrstim i prozirnim svodom neba. U budućnosti su ljudi dobili mnogo dokaza o sferičnosti Zemlje. Umanjeni model Zemlje naziva se globus. Globus prikazuje oblik Zemlje i njezinu površinu. Prenesete li sliku Zemljine površine s globusa na kartu i uvjetno je podijelite na dvije polutke, dobit ćete kartu polutki.

Zemlja je mnogo puta manja od Sunca. Promjer Zemlje je oko 12.750 km. Zemlja se okreće oko Sunca na udaljenosti od oko 150 000 000 km. Svaka se revolucija naziva godinom. Godina ima 12 mjeseci: siječanj, veljača, ožujak, travanj, svibanj, lipanj, srpanj, kolovoz, rujan, listopad, studeni i prosinac. Svaki mjesec ima 30 ili 31 dan (u veljači 28 ili 29 dana). Ukupno u godini ima 365 cijelih dana i još koji sat.

Ranije se vjerovalo da se malo Sunce kreće oko Zemlje. Poljski astronom Nikola Kopernik tvrdio je da se Zemlja okreće oko Sunca. Giordano Bruno je talijanski znanstvenik koji je podržavao Kopernikovu ideju, zbog čega su ga inkvizitori spalili.

Zemlja se okreće od zapada prema istoku oko zamišljene linije – osi, a s površine nam se čini da se Sunce, Mjesec i zvijezde kreću nebom od istoka prema zapadu. Zvjezdano nebo rotira kao cjelina, dok zvijezde zadržavaju svoj položaj jedna u odnosu na drugu. Zvjezdano nebo napravi 1 krug za isto vrijeme kada Zemlja napravi 1 krug oko svoje osi.

Na strani koju obasjava Sunce je dan, a na strani koja je u sjeni je noć. Rotirajući, Zemlja izlaže sunčeve zrake na jednu, zatim na drugu stranu. Dakle, dolazi do izmjene dana i noći. Zemlja napravi 1 rotaciju oko svoje osi u 1 danu. Dan traje 24 sata. Sat je podijeljen na 60 minuta. Minuta je podijeljena na 60 sekundi. Dan je dan, noć je mračno doba dana. Dan i noć čine dan ("dan ​​i noć - dan daleko").

Točke u kojima os izlazi na površinu Zemlje nazivaju se polovi. Dva su - sjeverni i južni. Ekvator je zamišljena linija koja prolazi na jednakoj udaljenosti od polova i dijeli globus na sjevernu i južnu polutku. Duljina ekvatora je 40 000 km.

Zemljina os rotacije je nagnuta prema Zemljinoj orbiti. Zbog toga visina Sunca iznad horizonta i duljina dana i noći na istom području Zemlje varira tijekom godine. Što je Sunce više iznad horizonta, dan duže traje. Od 22. prosinca do 22. lipnja visina Sunca u podne, visina raste, dužina dana raste, zatim se visina Sunca smanjuje, a dan postaje kraći. Stoga su u godini identificirana 4 godišnja doba (godišnja doba): ljeto je vruće, s kratkim noćima i dugim danima, a Sunce se diže visoko iznad horizonta; zima - hladna, s kratkim danima i dugim noćima, sa Suncem koje izlazi nisko iznad horizonta; proljeće je prijelazno godišnje doba iz zime u ljeto; jesen je prijelazno godišnje doba iz ljeta u zimu. Svako godišnje doba ima 3 mjeseca: ljeto - lipanj, srpanj, kolovoz; jesen - rujan, listopad, studeni; zima - prosinac, siječanj, veljača; proljeće - ožujak, travanj, svibanj. Kada je ljeto na sjevernoj Zemljinoj polutki, na južnoj je zima. I obrnuto.

8 ogromnih sfernih tijela giba se po orbitama oko Sunca. Neki od njih su veći od Zemlje, drugi su manji. Ali svi su oni puno manji od Sunca i ne emitiraju vlastitu svjetlost. Ovo su planeti. Zemlja je jedan od planeta. Planeti sjaje reflektiranom sunčevom svjetlošću, tako da ih možemo vidjeti na nebu. Planeti se kreću na različitim udaljenostima od Sunca. Planeti su smješteni od Sunca ovim redom: Merkur, Venera, Zemlja, Mars, Jupiter, Saturn, Uran i Neptun. Najveći planet, Jupiter, 11 puta je veći od Zemlje u promjeru i 318 puta u masi. Najmanji od velikih planeta - Merkur - ima 3 puta manji promjer od Zemlje.

Što je planet bliže Suncu, to je topliji, a što je dalje od Sunca, to je hladniji. U podne se površina Merkura zagrijava do +400 ° C. Najudaljeniji od velikih planeta - Neptun - ohlađen je na -200 °C.

Što je planet bliži Suncu, što mu je orbita kraća, planet se brže okreće oko Sunca. Zemlja napravi 1 krug oko Sunca u 1 godini ili 365 dana 5 sati 48 minuta 46 sekundi. Radi praktičnosti kalendara, svake 3 "jednostavne" godine od 365 dana, uključena je 1 "prijestupna" godina od 366 dana. Na Merkuru godina traje samo 88 zemaljskih dana. Na Neptunu, 1 godina je 165 godina. Svi se planeti okreću oko svoje osi, neki brže, drugi sporije.

Njihovi sateliti kruže oko velikih planeta. Sateliti su slični planetima, ali puno manji od njih po masi i veličini.

Zemlja ima samo 1 satelit, Mjesec. Na nebu su veličine Mjeseca i Sunca približno iste, iako je Sunce 400 puta većeg promjera od Mjeseca. To je zato što je Mjesec 400 puta bliži Zemlji od Sunca. Mjesec ne emitira vlastitu svjetlost. Vidimo ga jer svijetli reflektiranom sunčevom svjetlošću. Kad bi se Sunce ugasilo, ugasio bi se i Mjesec. Mjesec se okreće oko Zemlje na isti način na koji se Zemlja okreće oko Sunca. Mjesec sudjeluje u dnevnom kretanju zvjezdanog neba, dok se polako kreće od jednog do drugog zviježđa. Mjesec mijenja svoj izgled na nebu (faze) od jednog mladog mjeseca do drugog mladog mjeseca za 29,5 dana, ovisno o tome kako ga Sunce obasjava. Mjesec se okreće oko svoje osi, tako da mjesec također ima ciklus dana i noći. Međutim, dan na Mjesecu ne traje 24 sata, kao na Zemlji, već 29,5 zemaljskih dana. Dva tjedna na Mjesecu je dan, a dva tjedna je noć. Kamena lunarna kugla na sunčanoj strani zagrijava se do +170 °C.

Od Zemlje do Mjeseca 384 000 km. Mjesec je kozmičko tijelo najbliže Zemlji. Mjesec je 4 puta manji od Zemlje u promjeru i 81 put manje u masi. Mjesec napravi jednu revoluciju oko Zemlje za 27 zemaljskih dana. Mjesec je uvijek okrenut prema zemlji istom stranom. Sa Zemlje nikada ne vidimo drugu stranu. Ali uz pomoć automatskih stanica bilo je moguće fotografirati i obrnuta strana Mjesec. Lunohodi su putovali Mjesecom. Prva osoba koja je hodala po površini Mjeseca bio je Amerikanac Neil Armstrong (1969. godine).

Mjesec je prirodni satelit Zemlje. "Prirodno" znači stvoreno od prirode. Godine 1957. u našoj zemlji lansiran je prvi umjetni Zemljin satelit. "Umjetno" znači umjetno stvoreno. Danas nekoliko tisuća umjetnih satelita leti oko Zemlje. Kreću se u orbitama na različitim udaljenostima od Zemlje. Sateliti su potrebni za vremensku prognozu, točne geografske karte, kontrolu kretanja leda u oceanima, za vojnu obavještajnu službu, za prijenos televizijskih programa, provode mobilnu komunikaciju mobilnih telefona.

Kroz teleskop na Mjesecu vidljive su planine i ravnice – tzv. lunarna mora i kratere. Krateri su jame koje nastaju kada veliki i mali meteoriti padnu na Mjesec. Na Mjesecu nema vode ni zraka. Dakle, tamo nema života.

Mars ima dva sićušna mjeseca. Jupiter ima najviše satelita - 63. Merkur i Venera nemaju satelita.

17. Između orbita Marsa i Jupitera oko Sunca se kreće nekoliko stotina tisuća asteroida, željezno-kamenih blokova. Promjer najvećeg asteroida je oko 1000 km, a najmanjeg poznatog oko 500 metara.

Izdaleka od samih granica Sunčevog sustava Suncu se s vremena na vrijeme približavaju golemi kometi (svjetla s repom). Jezgre kometa ledeni su blokovi skrutnutih plinova u koje su se smrzle čvrste čestice i kamenje. Što je bliže suncu, to je toplije. Stoga, kada se komet približi Suncu, njegova jezgra počinje isparavati. Rep kometa je struja plinova i čestica prašine. Rep kometa se povećava kako se komet približava Suncu i smanjuje kako se komet udaljava od Sunca. Tijekom vremena kometi se raspadaju. Puno fragmenata kometa i asteroida nosi se u svemiru. Ponekad padnu na zemlju. Fragmenti asteroida i kometa koji su pali na Zemlju ili neki drugi planet nazivaju se meteoriti.

Unutar Sunčevog sustava oko Sunca se okreće mnogo sitnih kamenčića i čestica prašine veličine glave pribadače – meteoroida. Ulijećući velikom brzinom u Zemljinu atmosferu, zagrijavaju se od trenja o zrak i gore visoko na nebu, a ljudima se čini da je zvijezda pala s neba. Ova pojava se zove meteor.

Sunce i sva kozmička tijela koja kruže oko njega - planeti sa svojim satelitima, asteroidi, kometi, meteoroidi - čine Sunčev sustav. Druge zvijezde nisu dio Sunčevog sustava.

Sunce, zemlja, mjesec i zvijezde su svemirska tijela. Svemirska su tijela vrlo raznolika: od malog zrnca pijeska do ogromnog Sunca. Astronomija je znanost o svemirskim tijelima. Za njihovo proučavanje grade se veliki teleskopi, organiziraju se letovi astronauta oko Zemlje i na Mjesec, a u svemir se šalju automatska vozila.

Znanost o svemirskim letovima i istraživanju svemira uz pomoć svemirskih letjelica naziva se astronautika. Jurij Gagarin prvi je kozmonaut planete Zemlje. Prvi je na svemirskoj letjelici Vostok (12. travnja 1961.) obišao zemaljsku kuglu (za 108 minuta). Aleksej Leonov je prva osoba koja je izašla iz svemirski brod u svemir (1965). Valentina Tereshkova - prva žena u svemiru (1963.). No, prije nego što je čovjek poletio u svemir, znanstvenici su lansirali životinje – majmune i pse. Prvi Živo biće u svemiru - pas Laika (1961).

Ova drevna znanost nastala je kako bi pomogla osobi da se kreće u vremenu i prostoru (kalendari, karte, navigacijski instrumenti stvoreni su na temelju astronomskog znanja), kao i za predviđanje raznih prirodnih pojava, na ovaj ili onaj način povezanih s kretanjem nebeskih tijela. . Moderna astronomija uključuje nekoliko odjeljaka.

Sferna astronomija matematičkim metodama proučava prividni položaj i kretanje Sunca, Mjeseca, zvijezda, planeta, satelita, uključujući i umjetna tijela na nebeskoj sferi. Ova grana astronomije povezana je s razvojem teorijske osnove vremenski računi.

Praktična astronomija je znanje o astronomskim instrumentima i metodama za određivanje vremena, geografskih koordinata i azimuta pravaca iz astronomskih promatranja. Služi isključivo u praktične svrhe i, ovisno o mjestu primjene (na nebu, kopnu ili moru), dijeli se na tri vrste: zrakoplovstvo, geodetski I pomorski.

astrofizika proučava fizičko stanje i kemijski sastav nebeska tijela i njihove sustave, međuzvjezdane i međugalaktičke medije i procese koji se u njima odvijaju. Budući da je dio astronomije, ali se zauzvrat dijeli na dijelove ovisno o predmetu proučavanja: fizika planeta, prirodni sateliti planeta, Sunce, međuzvjezdani medij, zvjezdane atmosfere, unutarnja struktura i evolucija zvijezda, međuzvjezdani srednje, i tako dalje.

Nebeska mehanika proučava kretanje nebeskih tijela Sunčeva sustava, uključujući komete i umjetne satelite Zemlje u njihovom zajedničkom gravitacijskom polju. Sastavljanje efemerida također spada u zadaće ovog dijela astronomije.

Astrometrija- grana astronomije povezana s mjerenjem koordinata nebeskih tijela i proučavanjem rotacije Zemlje.

zvjezdana astronomija proučava zvjezdane sustave (njihove skupove, galaksije), njihov sastav, strukturu, dinamiku, evoluciju.

izvangalaktička astronomija proučava kozmička nebeska tijela koja se nalaze izvan našeg zvjezdanog sustava (Galaksija), odnosno druge galaksije, kvazare i druge ultra-udaljene objekte.

Kozmogonija proučava nastanak i razvoj svemirskih tijela i njihovih sustava (Sunčev sustav kao cjelina, kao i planeti, zvijezde, galaksije).

Kozmologija- doktrina kozmosa, koja proučava fizička svojstva svemira kao cjeline, zaključci se donose na temelju rezultata proučavanja onog njegovog dijela koji je dostupan za promatranje i proučavanje.

Astrologija ne proučava ništa od navedenog i većina astronomskih znanja potpuno je beskorisna za astrologa. Astronom također ne mora razumjeti astrologiju, a još više ulaziti u rasprave o ovoj temi, koja je izvan njegovih interesa i kompetencija. Međutim, bilo je mjesto na astrološkom mjestu astronomije. Ovdje će biti onaj neophodni minimum astronomskih informacija bez kojih astrolog ne može i sve što može zanimati svakoga tko se zanima za astrologiju.

ULAZNICE ZA RAZRED ASTRONOMIJE 11

ULAZNICA #1

Vidljiva kretanja svjetlećih tijela, kao rezultat vlastitog kretanja u svemiru, rotacije Zemlje i njezine revolucije oko Sunca.

Zemlja čini složena kretanja: okreće se oko svoje osi (T=24 sata), giba se oko Sunca (T=1 godina), okreće se zajedno s Galaksijom (T=200 tisuća godina). To pokazuje da se sva promatranja sa Zemlje razlikuju po prividnim putanjama. Planeti se kreću nebom od istoka prema zapadu (izravno kretanje), zatim od zapada prema istoku (obrnuto kretanje). Trenuci promjene smjera nazivaju se zaustavljanja. Ako stavite ovu stazu na kartu, dobit ćete petlju. Veličina petlje je to manja što je udaljenost između planeta i Zemlje veća. Planeti se dijele na donje i gornje (donji - unutar zemljine putanje: Merkur, Venera; gornji: Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun i Pluton). Svi ti planeti kruže na isti način kao i Zemlja oko Sunca, ali se zahvaljujući kretanju Zemlje može promatrati petljasto kretanje planeta. Međusobni dogovori planeti u odnosu na Sunce i Zemlju nazivaju se planetarne konfiguracije.

Konfiguracije planeta, razlika geometrijski položaj planeta u odnosu na sunce i zemlju. Neki položaji planeta, vidljivi sa Zemlje i mjereni u odnosu na Sunce, su posebni. titule. Na bolestan. V - unutarnji planet, I- vanjski planet, E - Zemlja, S - Sunce. Kada unutarnje planet leži u ravnoj liniji sa suncem, nalazi se u veza. K.p. EV 1S i ESV 2 nazvao donji i gornji priključak odnosno. Ext. planet I je u superiornoj konjunkciji kada leži u ravnoj liniji sa Suncem ( ESI 4) i in sukob, kada leži u smjeru suprotnom od Sunca (I 3 ES). I 5 ES, naziva se elongacija. Za unutarnje planeti max, elongacija se događa kada je EV 8 S 90°; za vanjske planeti se mogu izdužiti od 0° ESI 4) do 180° (I 3 ES). Kada je elongacija 90°, kaže se da je planet u kvadratura(I 6 ES, I 7 ES).

Razdoblje tijekom kojeg planet napravi revoluciju oko Sunca u orbiti naziva se sideričko (zvjezdano) razdoblje revolucije - T, vremensko razdoblje između dvije identične konfiguracije - sinodičko razdoblje - S.

Planeti se okreću oko sunca u jednom smjeru i dovrše jednu revoluciju oko sunca u određenom vremenskom razdoblju = zvjezdano razdoblje

za unutarnje planete

za vanjske planete

S je zvjezdani period (u odnosu na zvijezde), T je sinodički period (između faza), T Å = 1 godina.

Tijela kometa i meteorita kreću se duž eliptičnih, paraboličkih i hiperboličkih putanja.

Izračun udaljenosti do galaksije na temelju Hubbleovog zakona.

H = 50 km/s*Mpc – Hubbleova konstanta

ULAZNICA #2

Principi određivanja geografskih koordinata iz astronomskih promatranja.

Postoje 2 zemljopisne koordinate: zemljopisna širina i zemljopisna dužina. Astronomija kao praktična znanost omogućuje pronalaženje tih koordinata. Visina nebeskog pola iznad horizonta jednaka je geografskoj širini mjesta promatranja. Približna geografska širina može se odrediti mjerenjem visine Sjevernjače, jer. udaljena je oko 10 od sjevernog nebeskog pola. Moguće je odrediti zemljopisnu širinu mjesta promatranja visinom svjetiljke na gornjem vrhuncu ( vrhunac- trenutak prolaska svjetiljke kroz meridijan) prema formuli:

j = d ± (90 – h), ovisno o tome da li prema jugu ili sjeveru kulminira iz zenita. h je visina svjetiljke, d je deklinacija, j je geografska širina.

Geografska dužina je druga koordinata, mjerena od nultog meridijana u Greenwichu prema istoku. Zemlja je podijeljena u 24 vremenske zone, vremenska razlika je 1 sat. Razlika u lokalnim vremenima jednaka je razlici u zemljopisnim dužinama:

T λ 1 - T λ 2 \u003d λ 1 - λ 2 Dakle, saznavši vremensku razliku u dvije točke, od kojih je poznata dužina jedne, može se odrediti dužina druge točke.

Lokalno vrijeme je solarno vrijeme na toj lokaciji na Zemlji. U svakoj točki lokalno vrijeme različito, pa ljudi žive po standardnom vremenu, odnosno po vremenu srednjeg meridijana ovog pojasa. Crta promjene datuma prolazi na istoku (Beringov prolaz).

Izračun temperature zvijezde na temelju podataka o njezinu sjaju i veličini.

L - osvjetljenje (Lc = 1)

R - polumjer (Rc = 1)

T - Temperatura (Tc = 6000)

ULAZNICA #3

Razlozi za promjenu mjesečevih mijena. Uvjeti za nastanak i učestalost pomrčina Sunca i Mjeseca.

Faza, u astronomiji, promjena faze događa se zbog periodičkog. promjene uvjeta osvjetljenja nebeskih tijela u odnosu na promatrača. Do promjene Mjesečeve faze dolazi zbog promjene međusobnog položaja Zemlje, Mjeseca i Sunca, kao i činjenice da Mjesec sija svjetlošću koja se odbija od njega. Kada je Mjesec između Sunca i Zemlje na ravnoj liniji koja ih povezuje, neosvijetljeni dio mjesečeve površine je okrenut prema Zemlji, tako da ga ne možemo vidjeti. Ovaj F. - mladi mjesec. Nakon 1-2 dana, Mjesec se udalji od ove ravne linije, a sa Zemlje je vidljiv uski mjesečev srp. Za vrijeme mladog mjeseca onaj dio Mjeseca koji nije obasjan direktnom sunčevom svjetlošću još uvijek je vidljiv na tamnom nebu. Ova pojava je nazvana pepeljasto svjetlo. Tjedan dana kasnije dolazi F. - prva četvrtina: osvijetljeni dio mjeseca je polovica diska. Zatim dolazi Puni mjesec- Mjesec je opet na liniji koja spaja Sunce i Zemlju, ali s druge strane Zemlje. Vidljiv je osvijetljeni puni Mjesečev disk. Tada se vidljivi dio počinje smanjivati ​​i zadnja četvrtina, oni. ponovno se može promatrati osvijetljena polovica diska. Puno razdoblje mijene F. Mjeseca naziva se sinodički mjesec.

Zasjeniti, astronomska pojava, kod koje jedno nebesko tijelo potpuno ili djelomično prekriva drugo, ili sjena jednog tijela pada na druga Solarni 3. nastaju kada Zemlja padne u sjenu koju baca Mjesec, a lunarni - kada Mjesec padne u sjena Zemlje. Mjesečeva sjena tijekom solarne 3. sastoji se od središnje sjene i polusjene koja je okružuje. Pod povoljnim uvjetima puni lunarni 3. može trajati 1 sat. 45 min. Ako Mjesec ne uđe potpuno u sjenu, tada će promatrač na noćnoj strani Zemlje vidjeti djelomični lunarni 3. Kutni promjeri Sunca i Mjeseca gotovo su isti, tako da ukupni solarni 3. traje samo nekoliko. minuta. Kada je Mjesec u apogeju, njegove kutne dimenzije su nešto manje od Sunčevih. Solarna 3. može nastati ako linija koja spaja središta Sunca i Mjeseca prelazi preko zemljine površine. Promjeri mjesečeve sjene kada padaju na Zemlju mogu doseći nekoliko. stotine kilometara. Promatrač vidi da tamni Mjesečev disk nije potpuno prekrio Sunce, ostavljajući njegov rub otvoren u obliku svijetlog prstena. Ovo je tzv. prstenasti solarni 3. Ako su kutne dimenzije Mjeseca veće od Sunčevih, tada će promatrač u blizini sjecišta pravca koji spaja njihova središta sa površinom zemlje vidjeti puni solarni 3. Zemlja se okreće oko svoje osi, Mjesec - oko Zemlje, a Zemlja - oko Sunca, mjesečeva sjena brzo klizi preko zemljine površine od točke na kojoj je pala na nju do druge, gdje je napušta i navlači Zemlja * traka punog ili prstena 3. Privatno 3. može se promatrati kada Mjesec zaklanja samo dio Sunca. Vrijeme, trajanje i obrazac solarnog ili lunarnog 3. ovise o geometriji sustava Zemlja-Mjesec-Sunce. Zbog nagnutosti Mjesečeve orbite u odnosu na *ekliptiku, solarni i lunarni 3. ne pojavljuju se na svaki mladi ili puni Mjesec. Usporedba predviđanja 3. s opažanjima omogućuje doradu teorije gibanja Mjeseca. Budući da se geometrija sustava gotovo točno ponavlja svakih 18 godina i 10 dana, 3. se događa s ovim razdobljem, koje se naziva saros. Registracije 3. od davnina omogućuju ispitivanje utjecaja plime i oseke na mjesečevu orbitu.

Određivanje koordinata zvijezda na zvjezdanoj karti.

ULAZNICA #4

Značajke dnevnog kretanja Sunca na različitim geografskim širinama u različita doba godine.

Razmotrimo godišnje kretanje Sunca na nebeskoj sferi. Zemlja napravi potpunu revoluciju oko Sunca za godinu dana, u jednom danu Sunce se kreće duž ekliptike od zapada prema istoku za oko 1 °, a za 3 mjeseca - za 90 °. Međutim, u ovoj je fazi važno da kretanje Sunca po ekliptici prati promjena njegove deklinacije u rasponu od δ = -e (zimski solsticij) do δ = +e (ljetni solsticij), gdje je e kut nagiba zemljine osi. Stoga se tijekom godine mijenja i položaj dnevne paralele Sunca. Uzmite u obzir prosječne geografske širine sjeverne hemisfere.

Tijekom prolaska Sunca proljetnog ekvinocija (α = 0 h), krajem ožujka, deklinacija Sunca je 0°, pa je Sunce na ovaj dan praktički na nebeskom ekvatoru, izlazi na istoku , diže se na gornjoj kulminaciji do visine h = 90 ° - φ i zalazi na zapadu. Budući da nebeski ekvator dijeli nebesku sferu na pola, Sunce je pola dana iznad horizonta, a pola ispod njega, tj. dan je jednak noći, što se odražava u nazivu "ekvinocij". U trenutku ekvinocija, tangenta na ekliptiku na lokaciji Sunca nagnuta je prema ekvatoru pod najvećim kutom jednakim e, stoga je stopa povećanja deklinacije Sunca u to vrijeme također maksimalna.

Nakon proljetnog ekvinocija deklinacija Sunca naglo raste, pa je svakim danom sve veći dio dnevne paralele Sunca iznad horizonta. Sunce izlazi ranije, diže se više u gornjem klimaksu i kasnije zalazi. Točke izlaska i zalaska sunca svakim se danom pomiču prema sjeveru, a dan se produljuje.

No, kut nagiba tangente na ekliptiku na mjestu Sunca svakim se danom smanjuje, a s njim se smanjuje i brzina porasta deklinacije. Konačno, krajem lipnja Sunce doseže najsjeverniju točku ekliptike (α = 6 h, δ = +e). Do tog trenutka se diže u gornjem klimaksu do visine h = 90° - φ + e, izlazi približno na sjeveroistoku, zalazi na sjeverozapadu, a duljina dana doseže maksimalna vrijednost. Istodobno, dnevni porast visine Sunca zaustavlja se na gornjoj kulminaciji, a podnevno Sunce, takoreći, "zastaje" u svom kretanju prema sjeveru. Otuda naziv "ljetni solsticij".

Nakon toga se deklinacija Sunca počinje smanjivati ​​– isprva vrlo sporo, a zatim sve brže. Svakog dana izlazi sve kasnije, zalazi ranije, točke izlaska i zalaska sunca pomiču se natrag prema jugu.

Potkraj rujna Sunce dolazi do druge točke sjecišta ekliptike s ekvatorom (α = 12 h) i ponovno nastupa ekvinocij, sada već jesen. Opet, brzina promjene Sunčeve deklinacije doseže svoj maksimum, te se ono brzo pomiče prema jugu. Noć postaje duža od dana, a svaki dan se smanjuje visina Sunca na njegovom gornjem vrhuncu.

Do kraja prosinca Sunce dosegne najjužniju točku ekliptike (α = 18 sati) i njegovo kretanje prema jugu prestaje, ono ponovno „staje“. Ovo je zimski solsticij. Sunce izlazi gotovo na jugoistoku, zalazi na jugozapadu, au podne izlazi na jugu do visine h = 90° - φ - e.

A onda sve kreće ispočetka - povećava se deklinacija Sunca, povećava se visina na gornjoj kulminaciji, produljuje se dan, pomiču se točke izlaska i zalaska sunca prema sjeveru.

Zbog raspršenja svjetlosti zemljinom atmosferom, nebo ostaje svijetlo neko vrijeme nakon zalaska sunca. Ovo razdoblje naziva se sumrak. Građanski sumrak (-8° -12°) i astronomski (h>-18°), nakon čega svjetlina noćnog neba ostaje približno konstantna.

Ljeti, na d = +e, visina Sunca u donjoj kulminaciji je h = φ + e - 90°. Stoga, sjeverno od zemljopisne širine ~ 48°.5 na ljetni solsticij, Sunce u svojoj donjoj kulminaciji tone ispod horizonta za manje od 18°, a ljetne noći postaju svijetle zbog astronomskog sumraka. Slično, na φ > 54°.5 na ljetni solsticij, visina Sunca h > -12° - navigacijski sumrak traje cijelu noć (u tu zonu spada Moskva, gdje se ne smrači tri mjeseca godišnje - od početkom svibnja do početka kolovoza). Sjevernije, na φ > 58°.5, ljeti više ne prestaje građanski sumrak (ovdje je Sankt Peterburg sa svojim poznatim "bijelim noćima").

Konačno, na geografskoj širini φ = 90° - e, dnevna paralela Sunca doticat će horizont za vrijeme solsticija. Ova geografska širina je Arktički krug. Sjevernije Sunce ljeti neko vrijeme ne zalazi ispod horizonta - nastupa polarni dan, a zimi - ne izlazi - polarna noć.

Sada razmislite o južnijim geografskim širinama. Kao što je već spomenuto, južno od geografske širine φ = 90° - e - 18° noći su uvijek tamne. Daljnjim kretanjem prema jugu Sunce se diže sve više u svako doba godine, a razlika između dijelova njegove dnevne paralele iznad i ispod horizonta se smanjuje. Sukladno tome, duljina dana i noći, čak i za vrijeme solsticija, sve se manje razlikuju. Konačno, na zemljopisnoj širini j = e dnevna paralela Sunca za ljetnog solsticija proći će kroz zenit. Ova zemljopisna širina naziva se sjeverni trop, u vrijeme ljetnog solsticija na jednoj od točaka na ovoj zemljopisnoj širini, Sunce je točno u zenitu. Konačno, na ekvatoru su dnevne paralele Sunca uvijek podijeljene horizontom na dva jednaka dijela, odnosno dan je tamo uvijek jednak noći, a Sunce je u zenitu za vrijeme ekvinocija.

Južno od ekvatora, sve će biti slično gore navedenom, samo veći dio godine (i južno od južnog tropa - uvijek) gornji klimaks Sunca dogodit će se sjeverno od zenita.

Ciljanje u zadani objekt i fokusiranje teleskopa .

ULAZNICA #5

1. Princip rada i namjena teleskopa.

Teleskop, astronomski instrument za promatranje nebeskih tijela. Dobro dizajniran teleskop sposoban je prikupljati elektromagnetsko zračenje u različitim rasponima spektra. U astronomiji, optički teleskop dizajniran je za povećanje slike i prikupljanje svjetlosti iz slabih izvora, posebno onih nevidljivih golim okom, jer u usporedbi s njim je u stanju prikupiti više svijetla i pružaju visoku kutnu rezoluciju, tako da možete vidjeti više detalja na uvećanoj slici. Refraktorski teleskop koristi veliku leću za prikupljanje i fokusiranje svjetlosti kao objektiv, a slika se gleda kroz okular koji se sastoji od jedne ili više leća. Glavni problem u dizajnu refrakcijskih teleskopa je kromatska aberacija (obrubljivanje boja oko slike koju stvara jednostavna leća zbog činjenice da je svjetlost različitih valnih duljina fokusirana na različitim udaljenostima.). Može se eliminirati kombinacijom konveksnih i konkavnih leća, ali se ne mogu izraditi leće veće od određenog ograničenja veličine (oko 1 metar u promjeru). Stoga se trenutno daje prednost reflektirajućim teleskopima u kojima se kao objektiv koristi ogledalo. Prvi reflektirajući teleskop izumio je Newton prema svojoj shemi, tzv Newtonov sustav. Sada postoji nekoliko metoda za promatranje slike: Newton, Cassegrain sustavi (položaj fokusa je prikladan za snimanje i analizu svjetlosti pomoću drugih uređaja, poput fotometra ili spektrometra), kude (shema je vrlo prikladna kada je potrebna glomazna oprema za analiza svjetlosti), Maksutov (tzv. meniskus), Schmidt (koristi se kada je potrebno napraviti velike preglede neba).

Uz optičke teleskope, postoje teleskopi koji prikupljaju elektromagnetsko zračenje u drugim rasponima. Na primjer, rašireni su različiti tipovi radioteleskopa (s paraboličnim zrcalom: stacionarni i potpuno rotirajući; tip RATAN-600; sinfazni; radiointerferometri). Postoje i teleskopi za detekciju rendgenskih i gama zraka. Budući da potonje apsorbira Zemljina atmosfera, rendgenski teleskopi obično se postavljaju na satelite ili sonde u zraku. Gama-astronomija koristi teleskope smještene na satelitima.

Izračun perioda revolucije planeta na temelju trećeg Keplerovog zakona.

T s \u003d 1 godina

a z = 1 astronomska jedinica

1 parsek = 3,26 svjetlosna godina= 206265 a. e. = 3 * 10 11 km.

ULAZNICA #6

Metode određivanja udaljenosti do tijela Sunčeva sustava i njihovih veličina.

Prvo se odredi udaljenost do neke dostupne točke. Ta se udaljenost naziva baza. Kut pod kojim je osnova vidljiva s nedostupnog mjesta naziva se paralaksa. Horizontalna paralaksa je kut pod kojim je radijus Zemlje vidljiv s planeta, okomito na liniju vida.

p² - paralaksa, r² - kutni polumjer, R - polumjer Zemlje, r - polumjer zvijezde.

radarska metoda. Sastoji se od činjenice da se snažan kratkotrajni impuls šalje nebeskom tijelu, a zatim se prima reflektirani signal. Brzina širenja radio valova jednaka je brzini svjetlosti u vakuumu: poznata. Stoga, ako točno izmjerimo vrijeme potrebno signalu da postigne nebesko tijelo i vratiti se natrag, lako je izračunati potrebnu udaljenost.

Radarska promatranja omogućuju određivanje udaljenosti do nebeskih tijela Sunčevog sustava s velikom točnošću. Ovom metodom pročišćene su udaljenosti do Mjeseca, Venere, Merkura, Marsa i Jupitera.

Laserska lokacija mjeseca. Ubrzo nakon izuma snažnih izvora svjetlosnog zračenja - optičkih kvantnih generatora (lasera) - počeli su se provoditi pokusi laserskog lociranja Mjeseca. Metoda laserskog lociranja slična je radarskoj, ali je točnost mjerenja mnogo veća. Optičko lociranje omogućuje određivanje udaljenosti između odabranih točaka na površini Mjeseca i Zemlje s točnošću od centimetra.

Da biste odredili veličinu Zemlje, odredite udaljenost između dvije točke koje se nalaze na istom meridijanu, zatim duljinu luka l , odgovarajući 1° - n .

Da biste odredili veličinu tijela Sunčevog sustava, možete izmjeriti kut pod kojim su vidljivi zemaljskom promatraču - kutni radijus svjetiljke r i udaljenost do svjetiljke D.

Uzimajući u obzir p 0 - horizontalnu paralaksu zvijezde i da su kutovi p 0 i r mali,

Određivanje sjaja zvijezde na temelju podataka o njezinoj veličini i temperaturi.

L - osvjetljenje (Lc = 1)

R - polumjer (Rc = 1)

T - Temperatura (Tc = 6000)

ULAZNICA #7

1. Mogućnosti spektralne analize i izvanatmosferskih promatranja za proučavanje prirode nebeskih tijela.

Rastavljanje elektromagnetskog zračenja na valne duljine u svrhu njihovog proučavanja naziva se spektroskopija. Analiza spektra je glavna metoda za proučavanje astronomskih objekata koja se koristi u astrofizici. Proučavanje spektra pruža informacije o temperaturi, brzini, tlaku, kemijskom sastavu i drugim važnim svojstvima astronomskih objekata. Iz apsorpcijskog spektra (točnije, iz prisutnosti određenih linija u spektru) može se suditi o kemijskom sastavu atmosfere zvijezde. Intenzitet spektra može se koristiti za određivanje temperature zvijezda i drugih tijela:

l max T = b, b je Wienova konstanta. Pomoću Dopplerovog efekta možete naučiti mnogo o zvijezdi. Godine 1842. ustanovio je da je valna duljina λ, koju prihvaća promatrač, povezana s valnom duljinom izvora zračenja relacijom: , gdje je V projekcija brzine izvora na liniju vizure. Zakon koji je otkrio nazvan je Dopplerov zakon: Pomak linija u spektru zvijezde u odnosu na usporedni spektar na crvenu stranu pokazuje da se zvijezda udaljava od nas, pomak na ljubičastu stranu spektra pokazuje da nam se zvijezda približava. Ako se linije u spektru povremeno mijenjaju, tada zvijezda ima pratioca i one se okreću oko zajedničkog centra mase. Dopplerov efekt također omogućuje procjenu brzine rotacije zvijezda. Čak i kada plin koji zrači nema relativno kretanje, spektralne linije koje emitiraju pojedinačni atomi pomaknut će se u odnosu na laboratorijsku vrijednost zbog nepravilnog toplinskog gibanja. Za ukupnu masu plina to će biti izraženo u širenju spektralnih linija. U ovom slučaju, kvadrat Dopplerove širine spektralne linije proporcionalan je temperaturi. Dakle, temperatura plina koji zrači može se procijeniti prema širini spektralne linije. Godine 1896. nizozemski fizičar Zeeman otkrio je učinak cijepanja linija spektra u jakom magnetskom polju. S ovim efektom sada je moguće "mjeriti" kozmička magnetska polja. Sličan učinak (nazvan Starkov učinak) opaža se u električnom polju. Ono se očituje kada se u zvijezdi nakratko pojavi jako električno polje.

Zemljina atmosfera zadržava dio zračenja koje dolazi iz svemira. Vidljiva svjetlost koja prolazi kroz njega također je iskrivljena: kretanje zraka zamagljuje sliku nebeskih tijela, a zvijezde svjetlucaju, iako je zapravo njihov sjaj nepromijenjen. Stoga su od sredine 20. stoljeća astronomi počeli provoditi promatranja iz svemira. Izvanatmosferski teleskopi prikupljaju i analiziraju rendgenske, ultraljubičaste, infracrvene i gama zrake. Prva tri mogu se proučavati samo izvan atmosfere, dok potonji djelomično doseže Zemljinu površinu, ali se miješa s IR-om samog planeta. Stoga je poželjno ponijeti infracrvene teleskope u svemir. Rendgensko zračenje otkriva područja u svemiru gdje se energija posebno brzo oslobađa (na primjer, crne rupe), kao i objekte nevidljive u drugim zrakama, poput pulsara. Infracrveni teleskopi omogućuju proučavanje toplinskih izvora skrivenih od optike u širokom rasponu temperatura. Gama-astronomija omogućuje otkrivanje izvora elektron-pozitronske anihilacije, tj. izvori visoke energije.

2. Određivanje deklinacije Sunca određenog dana prema zvjezdanoj karti i izračunavanje njegove visine u podne.

h - visina svjetiljke

ULAZNICA #8

Najvažniji pravci i zadaće istraživanja i razvoja svemira.

Glavni problemi moderne astronomije:

Ne postoji rješenje za mnoge posebne probleme kozmogonije:

· Kako je nastao Mjesec, kako su nastali prstenovi oko divovskih planeta, zašto Venera rotira vrlo sporo i u suprotnom smjeru;

U zvjezdanoj astronomiji:

· Ne postoji detaljan model Sunca koji bi mogao točno objasniti sva njegova promatrana svojstva (osobito tok neutrina iz jezgre).

· Ne postoji detaljna fizikalna teorija o nekim manifestacijama zvjezdane aktivnosti. Na primjer, uzroci eksplozije supernove nisu potpuno jasni; nije sasvim jasno zašto se iz blizine nekih zvijezda izbacuju uski mlazovi plina. Međutim, posebno su zagonetni kratki bljeskovi gama zraka koji se redovito pojavljuju u različitim smjerovima na nebu. Nije čak ni jasno jesu li povezani sa zvijezdama ili drugim objektima, te na kojoj su udaljenosti ti objekti od nas.

U galaktičkoj i izvangalaktičkoj astronomiji:

· Nije riješen problem skrivene mase, koji se sastoji u tome da je gravitacijsko polje galaksija i jata galaksija nekoliko puta jače nego što to promatrana materija može pružiti. Vjerojatno je većina materije u svemiru još uvijek skrivena od astronoma;

· Ne postoji jedinstvena teorija nastanka galaksija;

· Glavni problemi kozmologije nisu riješeni: ne postoji cjelovita fizikalna teorija rođenja Svemira i njegova sudbina u budućnosti nije jasna.

Ovo su neka od pitanja na koja se astronomi nadaju da će dobiti odgovore u 21. stoljeću:

· Imaju li obližnje zvijezde zemaljske planete i imaju li biosfere (imaju li života)?

Koji procesi doprinose nastanku zvijezda?

· Kako se biološki važni kemijski elementi, poput ugljika i kisika, formiraju i distribuiraju po Galaksiji?

· Jesu li crne rupe izvor energije za aktivne galaksije i kvazare?

Gdje su i kada nastale galaksije?

· Hoće li se Svemir zauvijek širiti ili će njegovo širenje zamijeniti kolaps?

ULAZNICA #9

Keplerovi zakoni, njihovo otkriće, značenje i granice primjenjivosti.

Tri zakona planetarnog gibanja u odnosu na Sunce empirijski je izveo njemački astronom Johannes Kepler početkom 17. stoljeća. To je postalo moguće zahvaljujući dugogodišnjim promatranjima danskog astronoma Tycha Brahea.

Prvi Keplerov zakon. Svaki se planet kreće po elipsi sa Suncem u jednom od svojih žarišta ( e = c / a, Gdje S je udaljenost od središta elipse do njenog žarišta, A- velika poluosovina, e - ekscentričnost elipsa. Što je e veće, to se elipsa više razlikuje od kružnice. Ako S= 0 (žarišta se poklapaju sa središtem), tada je e = 0 i elipsa se pretvara u kružnicu polumjera A).

Drugi Keplerov zakon (zakon jednakih površina). Radijus vektor planeta opisuje jednake površine u jednakim vremenskim intervalima. Druga formulacija ovog zakona: sektorska brzina planeta je konstantna.

Treći Keplerov zakon. Kvadrati orbitalnih perioda planeta oko Sunca proporcionalni su kubovima velikih poluosi njihovih eliptičnih putanja.

Suvremena formulacija prvog zakona dopunjuje se na sljedeći način: u neporemećenom gibanju orbita tijela koje se kreće je krivulja drugog reda - elipsa, parabola ili hiperbola.

Za razliku od prva dva, Keplerov treći zakon vrijedi samo za eliptične orbite.

Brzina planeta u perihelu: , gdje je V c = kružna brzina pri R = a.

Brzina u afelu:.

Kepler je svoje zakone otkrio empirijski. Newton je Keplerove zakone izveo iz zakona gravitacija. Za određivanje masa nebeskih tijela od velike je važnosti Newtonova generalizacija trećeg Keplerovog zakona na bilo koji sustav kružećih tijela. U generaliziranom obliku, ovaj se zakon obično formulira na sljedeći način: kvadrati perioda T 1 i T 2 revolucije dvaju tijela oko Sunca, pomnoženi zbrojem masa svakog tijela (M 1 i M 2, redom) i Sunce (M s), odnose se kao kubovi velikih poluosi a 1 i a 2 njihovih orbita: . U ovom slučaju ne uzima se u obzir međudjelovanje između tijela M 1 i M 2 . Zanemarimo li mase tih tijela u usporedbi s masom Sunca, tada dobivamo formulaciju trećeg zakona koji je dao sam Kepler: .Keplerov treći zakon također se može izraziti kao odnos između perioda T orbite tijelo mase M i velike poluosi putanje a: . Treći Keplerov zakon može se koristiti za određivanje mase dvojnih zvijezda.

Crtanje objekta (planeta, kometa i sl.) na zvjezdanoj karti prema zadanim koordinatama.

ULAZNICA #10

Zemaljski planeti: Merkur, Mars, Venera, Zemlja, Pluton. Male su veličine i mase, prosječna gustoća ovih planeta je nekoliko puta veća od gustoće vode. Polako se okreću oko svoje osi. Imaju malo satelita. Zemaljski planeti imaju čvrste površine. Sličnost zemaljskih planeta ne isključuje značajnu razliku. Na primjer, Venera, za razliku od drugih planeta, rotira u suprotnom smjeru od svog kretanja oko Sunca, te je 243 puta sporija od Zemlje. Pluton je najmanji od planeta (promjer Plutona = 2260 km, satelit - Haron je 2 puta manji, približno kao i sustav Zemlja-Mjesec, oni su "dvostruki planet"), ali po fizičkim karakteristikama je blizu ove grupe.

Merkur. Težina: 3*10 23 kg (0,055 Zemlja) R orbita: 0,387 AJ D planeti: 4870 km Atmosferska svojstva: Atmosfere praktički nema, helij i vodik sa Sunca, natrij koji oslobađa pregrijana površina planeta. Površina: izdubljena kraterima, postoji depresija promjera 1300 km, nazvana "Caloris Basin" Značajke: Dan traje dvije godine.

Venera. Težina: 4,78*10 24 kg R orbita: 0,723 AJ D planeti: 12100 km Sastav atmosfere: Uglavnom ugljični dioksid s primjesama dušika i kisika, oblaci kondenzata sumporne i fluorovodične kiseline. Površina: Kamenita pustinja, relativno glatka, iako ima nekoliko kratera Značajke: Tlak u blizini površine je 90 puta veći od Zemljinog, obrnuta rotacija duž orbite, jak efekt staklenika (T=475 0 S).

Zemlja . R orbite: 1 AJ (150.000.000 km) R planeta: 6400 km Sastav atmosfere: 78% dušik, 21% kisik i ugljikov dioksid. Površina: najraznovrsnija. Značajke: Puno vode, uvjeti potrebni za nastanak i postojanje života. Postoji 1 satelit - Mjesec.

Mars. Težina: 6,4*1023 kg R orbite: 1,52 AJ (228 milijuna km) D planeti: 6670 km Sastav atmosfere: Ugljični dioksid s nečistoćama. Površina: krateri, dolina Mariner, planina Olimp - najviša u sustavu Značajke: Puno vode u polarnim kapama, vjerojatno prije nego što je klima bila pogodna za organski život temeljen na ugljiku, a evolucija klime na Marsu je reverzibilna. Postoje 2 satelita - Phobos i Deimos. Fobos polako pada prema Marsu.

Pluton/Haron.

Težina: 1,3*10 23 kg/ 1,8*10 11 kg

R orbite: 29,65-49,28 AU

D planeti: 2324/1212 km

Atmosferski sastav: Tanak sloj metana

Značajke: Dvostruki planet, moguće planetesemalni, orbita ne leži u ravnini drugih orbita. Pluton i Haron uvijek su okrenuti jedan prema drugom na istoj strani.

Divovski planeti: Jupiter, Saturn, Uran, Neptun.

Imaju velike veličine i mase (masa Jupitera> masa Zemlje 318 puta, po volumenu - 1320 puta). Divovski planeti se vrlo brzo okreću oko svoje osi. Rezultat toga je velika kompresija. Planeti se nalaze daleko od Sunca. Odlikuje ih veliki broj satelita (Jupiter ima -16, Saturn ima 17, Uran ima 16, Neptun ima 8). Značajka divovskih planeta su prstenovi koji se sastoje od čestica i blokova. Ovi planeti nemaju čvrste površine, gustoća im je mala, sastoje se uglavnom od vodika i helija. Plinoviti vodik atmosfere prelazi u tekuću, a zatim u krutu fazu. Istodobno, brza rotacija i činjenica da vodik postaje vodič električne energije uzrokuje značajna magnetska polja ovih planeta, koja hvataju nabijene čestice koje lete sa Sunca i tvore radijacijske pojaseve.

Jupiter Težina: 1,9*10 27 kg R orbita: 5,2 AJ D planeti: 143 760 km na ekvatoru Sastav: Vodik s nečistoćama helija. Sateliti: Na Europi ima puno vode, Ganimed s ledom, Io sa sumpornim vulkanom. Značajke: Velika crvena pjega, gotovo zvijezda, 10% vlastitog zračenja, odvlači Mjesec od nas (2 metra godišnje).	Saturn. Težina: 5,68* 10 26 R orbite: 9,5 AJ D planeti: 120 420 km Sastav: vodik i helij. Mjeseci: Titan je veći od Merkura i ima atmosferu. Značajke: Prekrasni prstenovi, niske gustoće, mnogo satelita, stupovi magnetsko polje gotovo se poklapaju s osi rotacije.
Uran Težina: 8,5*1025 kg R orbita: 19,2 AJ D planeti: 51 300 km Sastojci: metan, amonijak. Sateliti: Miranda ima vrlo težak teren. Osobine: Os rotacije je usmjerena prema Suncu, ne zrači vlastitu energiju, najviše visoki kut odstupanje magnetske osi od osi rotacije.	Neptun. Težina: 1*10 26 kg R orbita: 30 AJ D planeti: 49500 km Sastojci: Metan, amonijak, vodikova atmosfera.. Mjeseci: Triton ima atmosferu dušika, vodu. Značajke: Zrači 2,7 puta više apsorbirane energije.

Postavljanje modela nebeske sfere za zadanu geografsku širinu i njezina orijentacija prema stranama horizonta.

ULAZNICA #11

Posebnosti Mjeseca i satelita planeta.

Mjesec je jedini prirodni satelit Zemlje. Površina Mjeseca vrlo je nehomogena. Glavne formacije velikih razmjera - mora, planine, krateri i možda svijetle zrake - su emisije materije. Mora, tamne, glatke ravnice, su depresije ispunjene skrutnutom lavom. Promjer najvećih od njih prelazi 1000 km. Dr. tri vrste formacija najvjerojatnije su rezultat bombardiranja Mjesečeve površine u ranim fazama postojanja Sunčevog sustava. Bombardiranje je trajalo nekoliko puta stotine milijuna godina, a krhotine su se taložile na površini Mjeseca i planeta. Fragmenti asteroida promjera stotina kilometara do najsitnijih čestica prašine formirali su Ch. detalji mjeseca i površinskog sloja stijena. Nakon razdoblja bombardiranja uslijedilo je punjenje mora bazaltnom lavom nastalom radioaktivnim zagrijavanjem Mjesečeve unutrašnjosti. Svemirski instrumenti. aparati serije Apollo bilježili su seizmičku aktivnost Mjeseca, tzv. l šok. Uzorci mjesečevo tlo, koji su na Zemlju dopremili astronauti, pokazalo je da se starost L. 4,3 milijarde godina, vjerojatno isto kao i Zemlja, sastoji od iste kemikalije. elemenata kao Zemlja, s istim približnim omjerom. Na L. nema i vjerojatno nikada nije bilo atmosfere, i nema temelja za tvrdnju da je tamo ikada postojao život. Prema najnovijim teorijama, L. je nastala kao rezultat sudara planetezimala veličine Marsa i mlade Zemlje. Temperatura mjesečeve površine doseže 100°C tijekom lunarnog dana, a pada do -200°C tijekom mjesečeve noći. Na L. nema erozije, za tvrdnju. sporo uništavanje stijena zbog naizmjeničnog toplinskog širenja i skupljanja i nasumične iznenadne lokalne katastrofe uslijed udara meteora.

Masa L. je točno izmjerena proučavanjem orbita njezinih arta, satelita, i odnosi se na masu Zemlje kao 1/81,3; njegov promjer od 3476 km je 1/3,6 promjera Zemlje. L. ima oblik elipsoida, iako se tri međusobno okomita promjera razlikuju ne više od kilometra. Period rotacije L. jednak je periodu revolucije oko Zemlje, tako da, osim učinaka libracije, uvijek je okrenut jednom stranom prema njoj. oženiti se gustoća 3330 kg / m 3, vrijednost vrlo blizu gustoće glavnih stijena ispod zemljina kora, a sila gravitacije na površini Mjeseca je 1/6 Zemljine. Mjesec je Zemlji najbliže nebesko tijelo. Kad bi Zemlja i Mjesec bili točkaste mase ili krute kugle, čija se gustoća mijenja samo s udaljenošću od središta, i ne bi bilo drugih nebeskih tijela, tada bi Mjesečeva putanja oko Zemlje bila nepromjenjiva elipsa. Međutim, Sunce i, u znatno manjoj mjeri, planeti djeluju gravitacijom. utjecaj na orbitu, uzrokujući perturbaciju njezinih orbitalnih elemenata; stoga su velika poluos, ekscentricitet i inklinacija kontinuirano podvrgnuti cikličkim perturbacijama, oscilirajući oko prosječnih vrijednosti.

Prirodni sateliti, prirodno tijelo koje kruži oko planeta. U Sunčevom sustavu poznato je više od 70 mjeseca različitih veličina, a stalno se otkrivaju novi. Sedam najvećih satelita su Mjesec, četiri Galilejeva satelita Jupiter, Titan i Triton. Svi oni imaju promjer veći od 2500 km i mali su "svjetovi" sa složenim geol. povijest; neki imaju atmosferu. Svi ostali sateliti imaju dimenzije usporedive s asteroidima, tj. od 10 do 1500 km. Mogu se sastojati od stijena ili leda, različitog oblika od gotovo sferičnog do nepravilnog, a površina je ili drevna s brojnim kraterima ili izmijenjena podzemnim aktivnostima. Veličine orbita kreću se od manje od dva do nekoliko stotina radijusa planeta, period revolucije je od nekoliko sati do više od godinu dana. Vjeruje se da je neke satelite uhvatila gravitacijska sila planeta. Imaju nepravilne putanje i ponekad se okreću u smjeru suprotnom od orbitalnog kretanja planeta oko Sunca (tzv. obrnuto kretanje). Orbite S.e. može biti jako nagnut u odnosu na ravninu orbite planeta ili vrlo izdužen. Prošireni sustavi S.e. s pravilnim orbitama oko četiri divovska planeta, vjerojatno je nastao iz oblaka plina i prašine koji je okruživao matični planet, slično formiranju planeta u protosolarnoj maglici. S.e. manji od nekoliko. stotine kilometara nepravilnog su oblika i vjerojatno su nastali tijekom razornih sudara većih tijela. U vanj. područjima Sunčevog sustava, često kruže u blizini prstenova. Orbitalni elementi ekst. SE, posebno ekscentriciteti, podložni su jakim poremećajima uzrokovanim Suncem. Nekoliko parovi pa i trojke S.e. imaju optjecajne periode povezane jednostavnom relacijom. Na primjer, Jupiterov mjesec Europa ima period od skoro pola razdoblje Ganimeda. Taj se fenomen naziva rezonancijom.

Utvrđivanje uvjeta vidljivosti planeta Merkur prema „Školskom astronomskom kalendaru“.

ULAZNICA #12

Kometi i asteroidi. Osnove suvremenih ideja o postanku Sunčeva sustava.

Kometa, nebesko tijelo Sunčevog sustava, koje se sastoji od čestica leda i prašine, kreće se u jako izduženim orbitama, na udaljenosti od Sunca izgledaju kao slabo svijetleće ovalne pjege. Kako se približava Suncu, oko ove jezgre formira se koma (gotovo sferična ljuska od plina i prašine koja okružuje glavu kometa dok se približava Suncu. Ova "atmosfera", koju neprestano otpuhuje solarni vjetar, obnavlja se plinom i prašinom bježeći iz jezgre. Promjer kometa doseže 100 tisuća . km Brzina bijega plina i prašine je nekoliko kilometara u sekundi u odnosu na jezgru, a raspršuju se u međuplanetarnom prostoru dijelom kroz rep kometa.) i rep (A strujanje plina i prašine koje nastaje pod djelovanjem tlaka svjetlosti i interakcije sa Sunčevim vjetrom iz prostora atmosfere kometa.Kod većine kometa X. se pojavljuje kada se približe Suncu na udaljenost manju od 2 AU X. je uvijek usmjeren od Sunca Plinoviti X. formiraju ionizirane molekule izbačene iz jezgre, pod utjecajem sunčevog zračenja ima plavkastu boju, jasne granice, tipična širina od 1 milijun km, duljina - deseci milijuna kilometara.Struktura od X. može se primjetno promijeniti tijekom nekoliko godina. sati. Brzina pojedinih molekula varira od 10 do 100 km/s. Prašina X. je difuznija i zakrivljenija, a njena zakrivljenost ovisi o masi čestica prašine. Prašina se kontinuirano oslobađa iz jezgre i odnosi je protokom plina.). Središte, dio K. naziva se jezgrom i ledeno je tijelo - ostaci ogromnih nakupina ledenih planetezimala nastalih tijekom formiranja Sunčevog sustava. Sada su koncentrirani na periferiji - u Oort-Epic oblaku. Prosječna masa jezgre K. 1-100 milijardi kg, promjer 200-1200 m, gustoća 200 kg / m 3 ("/5 gustoća vode). U jezgrama postoje šupljine. To su krhke formacije koje se sastoje od jedna trećina leda i dvije trećine prašine in-va. Led je uglavnom voda, ali ima i nečistoća drugih spojeva. Svakim povratkom na Sunce, led se topi, molekule plina napuštaju jezgru i povlače čestice prašine i leda sa sobom njih, dok se oko jezgre formira sferična ljuska - koma, dugačak plazma rep usmjeren od Sunca i rep prašine. Količina izgubljene energije ovisi o količini prašine koja pokriva jezgru i udaljenosti od Sunca na perihelu. Halleyjev komet iz neposredne blizine, potvrdio je mnoge teorije o strukturi K.

K. se obično nazivaju po svojim pronalazačima, s naznakom godine kada su uočeni posljednji put. Dijeli se na kratkoročne i dugoročno. kratak period K. kruže oko Sunca s periodom od nekoliko. godine, u sri. U REDU. 8 godina; najkraće razdoblje - nešto više od 3 godine - ima K. Enke. Ove K. je uhvatila gravitacija. Jupiterovo polje i počeo se okretati u relativno malim orbitama. Tipičan ima perihelsku udaljenost od 1,5 AJ. i potpuno se uruši nakon 5 tisuća okretaja, što dovodi do kiše meteora. Astronomi su promatrali raspad K. West 1976. i K. * Biel. Naprotiv, optjecajna razdoblja su dugoperiodična. C. mogu dosegnuti 10 tisuća, pa čak i milijun godina, a njihova afelija može biti na jednoj trećini udaljenosti do najbližih zvijezda.Trenutno je poznato oko 140 kratkoperiodičnih i 800 dugoperiodičnih, a svake godine oko 30 novih K. Naše znanje o ovim objektima je nepotpuno, jer se detektiraju tek kada se približe Suncu na udaljenost od oko 2,5 AJ. Pretpostavlja se da se oko trilijun K okreće oko Sunca.

Asteroid(asteroid), mali planet, koji ima gotovo kružnu orbitu koja leži blizu ravnine ekliptike između orbita Marsa i Jupitera. Novootkrivenim A. nakon određivanja njihove orbite dodjeljuje se serijski broj, dovoljno točan da se A. "ne izgubi". Godine 1796. Francuzi. astronom Joseph Gerome Lalande predložio je početak potrage za "nestalim" planetom između Marsa i Jupitera, predviđenim Bodeovim pravilom. Na Staru godinu 1801. talijanski. astronom Giuseppe Piazzi otkrio je Ceres tijekom svojih promatranja kako bi sastavio katalog zvijezda. njemački znanstvenik Carl Gauss izračunao je njegovu orbitu. Do sada je poznato oko 3500 asteroida. Radijusi Ceresa, Pallasa i Veste su 512, 304 i 290 km, ostali su manji. Prema procjenama u pogl. remen je cca. 100 milijuna A., njihova ukupna masa, očito, iznosi oko 1/2200 mase koja je izvorno prisutna na ovom području. Pojava moderne A. je možda povezan s uništenjem planeta (tradicionalno nazvan Phaeton, moderno ime - Olbersov planet) kao rezultat sudara s drugim tijelom. Površine promatranih A. sastoje se od metala i stijena. Ovisno o sastavu, asteroidi se dijele na vrste (C, S, M, U). Konvoj tipa U nije identificiran.

A. također se grupiraju prema elementima orbita, tvoreći tzv. obitelj Hirayama. Većina A. ima optjecajni period od cca. 8 sati Svi A. s polumjerom manjim od 120 km imaju nepravilan oblik, orbite su podložne gravitaciji. utjecaj Jupitera. Kao rezultat toga, postoje praznine u distribuciji A. duž velikih poluosi orbita, koje se nazivaju Kirkwoodova grotla. A. padanje u ova grotla imalo bi periode koje su višestruke od orbitalnog perioda Jupitera. Orbite asteroida u ovim grotlima su izuzetno nestabilne. Int. i vanj. rubovi A. pojasa leže u područjima gdje je taj omjer 1:4 i 1:2. A.

Kada se protozvijezda skupi, formira disk materije oko zvijezde. Dio materije ovog diska pada natrag na zvijezdu, pokoravajući se sili gravitacije. Plin i prašina koji ostaju u disku postupno se hlade. Kada temperatura padne dovoljno nisko, materijal diska počinje se skupljati u male nakupine - džepove kondenzacije. Tako nastaju planetezimali. Tijekom formiranja Sunčevog sustava, neki od planetezimala su kolabirali kao rezultat sudara, dok su se drugi spojili i formirali planete. U vanjskom dijelu Sunčevog sustava formirale su se velike planetarne jezgre koje su mogle zadržati određenu količinu plina u obliku primarnog oblaka. Teže čestice zadržavala je privlačnost Sunca i pod utjecajem plimnih sila dugo se nisu mogle oblikovati u planete. To je bio početak formiranja "plinovitih divova" - Jupitera, Saturna, Urana i Neptuna. Vjerojatno su razvili vlastite mini-diskove plina i prašine, koji su na kraju formirali mjesece i prstenove. Konačno, u unutarnjem Sunčevom sustavu čvrsta tvar tvori Merkur, Veneru, Zemlju i Mars.

Određivanje uvjeta vidljivosti planeta Venere prema „Školskom astronomskom kalendaru“.

ULAZNICA #13

Sunce je poput tipične zvijezde. Njegove glavne karakteristike.

Sunce, središnje tijelo Sunčevog sustava, vruća je plazma kugla. Zvijezda oko koje se Zemlja okreće. Obična zvijezda glavnog niza spektralnog tipa G2, samosvjetleća plinovita masa koja se sastoji od 71% vodika i 26% helija. Apsolutna magnituda je +4,83, efektivna površinska temperatura je 5770 K. U središtu Sunca je 15 * 10 6 K, što osigurava tlak koji može izdržati silu gravitacije, koja je 27 puta veća na površini Suncu (fotosferi) nego na Zemlji. Tako visoka temperatura nastaje zbog termonuklearnih reakcija pretvorbe vodika u helij (proton-proton reakcija) (energija s površine fotosfere 3,8 * 10 26 W). Sunce je sferno simetrično tijelo u ravnoteži. Ovisno o promjeni fizičkih uvjeta, Sunce se može podijeliti na nekoliko koncentričnih slojeva koji postupno prelaze jedan u drugi. Gotovo sva Sunčeva energija nastaje u središnjem području - jezgra, gdje se odvija reakcija nuklearne fuzije. Jezgra zauzima manje od 1/1000 volumena, gustoća je 160 g/cm 3 (gustoća fotosfere je 10 milijuna puta manja od gustoće vode). Zbog ogromne mase Sunca i neprozirnosti njegove materije, zračenje od jezgre do fotosfere putuje vrlo sporo – oko 10 milijuna godina. Tijekom tog vremena, frekvencija X-zraka se smanjuje, i postaje vidljiva svjetlost. Međutim, neutrini nastali u nuklearnim reakcijama slobodno napuštaju Sunce i, u načelu, daju izravne informacije o jezgri. Razlika između promatranog i teoretski predviđenog toka neutrina izazvala je ozbiljne kontroverze o unutarnja struktura Sunce. Preko zadnjih 15% polumjera nalazi se konvektivna zona. Konvektivna gibanja također igraju ulogu u prijenosu magnetskih polja generiranih strujama u njegovim rotirajućim unutarnjim slojevima, što se očituje u obliku Sunčeva aktivnost, najjača polja opažaju se kod Sunčevih pjega. Izvan fotosfere je Sunčeva atmosfera, u kojoj temperatura doseže minimalnu vrijednost od 4200 K, a zatim ponovno raste zbog disipacije udarnih valova generiranih subfotosferskom konvekcijom u kromosferi, gdje naglo raste do vrijednosti od 2 * 10 6 K, karakteristika korone. Visoka temperatura potonjeg dovodi do kontinuiranog odljeva plazmatske tvari u međuplanetarni prostor u obliku sunčevog vjetra. U nekim područjima jakost magnetskog polja može brzo i snažno porasti. Taj proces prati cijeli niz pojava sunčeva aktivnost. To uključuje solarne baklje (u kromosferi), prominencije (u solarnoj koroni) i koronalne rupe (posebna područja korone).

Masa Sunca je 1,99 * 10 30 kg, prosječni radijus, određen približno sfernom fotosferom, iznosi 700 000 km. To je ekvivalentno 330 000 masa odnosno 110 Zemljinih radijusa; U Sunce može stati 1,3 milijuna takvih tijela kao što je Zemlja. Rotacija Sunca uzrokuje kretanje njegovih površinskih formacija, kao što su Sunčeve pjege, u fotosferi i slojevima iznad nje. Prosječni period rotacije je 25,4 dana, a na ekvatoru je 25 dana, a na polovima - 41 dan. Rotacija je posljedica kompresije solarnog diska, koja iznosi 0,005%.

Utvrđivanje uvjeta vidljivosti planeta Marsa prema „Školskom astronomskom kalendaru“.

ULAZNICA #14

Najvažnije manifestacije Sunčeve aktivnosti, njihova povezanost s geofizičkim pojavama.

Sunčeva aktivnost je posljedica konvekcije srednjih slojeva zvijezde. Razlog za ovu pojavu leži u činjenici da je količina energije koja dolazi iz jezgre mnogo veća od one oduzete toplinskim provođenjem. Konvekcija uzrokuje jaka magnetska polja koja stvaraju struje u konvekcijskim slojevima. Glavne manifestacije Sunčeve aktivnosti koje utječu na Zemlju su Sunčeve pjege, Sunčev vjetar i prominencije.

sunčane pjege, formacije u fotosferi Sunca, promatrane su od davnina, a danas se smatraju područjima fotosfere s temperaturom nižom za 2000 K nego u okolnim, zbog prisutnosti jakog magnetskog polja ( cca 2000 gausa). S.p. sastoje se od relativno tamnog središta, dijela (sjene) i svjetlije vlaknaste polusjene. Strujanje plina iz sjene u polusjenu naziva se Evershed efekt (V=2km/s). Broj S.p. a njihov se izgled mijenja tijekom 11 godina ciklus sunčeve aktivnosti ili ciklus sunčevih pjega,što je opisano Spörerovim zakonom i grafički ilustrirano Maunderovim leptirovim dijagramom (kretanje pjega po geografskoj širini). Zürich relativni broj sunčane pjege označava ukupnu površinu koju pokriva S.p. Dugoročne varijacije su superponirane na glavni 11-godišnji ciklus. Primjerice, S.p. promijeniti magnet. polaritet tijekom 22-godišnjeg ciklusa Sunčeve aktivnosti. Ali naib, upečatljiv primjer dugoročne varijacije, je minimum. Maunder (1645-1715), kada je S.p. bili odsutni. Iako je općenito prihvaćeno da varijacije u broju S.p. određen difuzijom magnetskog polja iz rotirajuće sunčeve unutrašnjosti, proces još nije u potpunosti shvaćen. Jako magnetsko polje Sunčevih pjega utječe na Zemljino polje, uzrokujući radio smetnje i polarnu svjetlost. postoji nekoliko nepobitni kratkoročni učinci, tvrdnja o postojanju dugoročnih. odnos između klime i broja S.p., posebice 11-godišnjeg ciklusa, vrlo je kontroverzan, zbog poteškoća u ispunjavanju uvjeta koji su nužni pri provođenju precizne statističke analize podataka.

sunčan vjetar Istjecanje visokotemperaturne plazme (elektrona, protona, neutrona i hadrona) Sunčeve korone, zračenje intenzivnih valova radio spektra, x-zrake u okolni prostor. Formira tzv. heliosfera koja se proteže do 100 AJ. od sunca. Sunčev vjetar je toliko intenzivan da može oštetiti vanjske slojeve kometa, uzrokujući stvaranje "repa". S.V. ionizira gornje slojeve atmosfere, zbog čega nastaje ozonski omotač, uzrokuje polarnu svjetlost i povećanje radioaktivne pozadine te radio smetnje na mjestima gdje je ozonski omotač uništen.

Zadnja maksimalna solarna aktivnost bila je 2001. godine. Maksimalna Sunčeva aktivnost znači najveći broj Sunčevih pjega, zračenja i prominencija. Dugo je utvrđeno da promjena solarne aktivnosti Sunca utječe na sljedeće čimbenike:

* epidemiološka situacija na Zemlji;

* broj raznih vrsta prirodnih katastrofa (tajfuni, potresi, poplave i dr.);

* o broju cestovnih i željezničkih nesreća.

Maksimum svega toga pada na godine aktivnog Sunca. Kao što je ustanovio znanstvenik Chizhevsky, aktivno Sunce utječe na dobrobit osobe. Od tada se sastavljaju periodične prognoze dobrobiti osobe.

2. Određivanje uvjeta vidljivosti planeta Jupitera prema „Školskom astronomskom kalendaru“.

ULAZNICA #15

Metode određivanja udaljenosti do zvijezda, jedinice udaljenosti i međusobni odnos.

Za mjerenje udaljenosti do tijela Sunčevog sustava koristi se metoda paralakse. Pokazalo se da je polumjer Zemlje premalen da bi poslužio kao osnova za mjerenje paralaktičkog pomaka zvijezda i udaljenosti do njih. Stoga se umjesto vodoravne koristi jednogodišnja paralaksa.

Godišnja paralaksa zvijezde je kut (p) pod kojim se sa zvijezde može vidjeti velika poluos Zemljine orbite ako je okomita na liniju vida.

a je velika poluos Zemljine orbite,

p je godišnja paralaksa.

Također se koristi jedinica parsek. Parsek je udaljenost s koje je velika poluos Zemljine orbite, okomita na liniju vida, vidljiva pod kutom od 1².

1 parsec = 3,26 svjetlosnih godina = 206265 AJ e. = 3 * 10 11 km.

Mjerenjem godišnje paralakse može se pouzdano odrediti udaljenost do zvijezda koje nisu dalje od 100 parseka ili 300 ly. godine.

Ako su apsolutne i prividne magnitude poznate, tada se udaljenost do zvijezde može odrediti formulom lg(r)=0,2*(m-M)+1

Određivanje uvjeta vidljivosti Mjeseca prema „Školskom astronomskom kalendaru“.

ULAZNICA #16

Glavne fizičke karakteristike zvijezda, odnos tih karakteristika. Uvjeti ravnoteže zvijezda.

Glavne fizičke karakteristike zvijezda: sjaj, apsolutne i prividne magnitude, masa, temperatura, veličina, spektar.

Svjetlost- energija koju emitira zvijezda ili drugo nebesko tijelo u jedinici vremena. Obično se daje u jedinicama sunčevog luminoziteta, izraženog kao lg (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), gdje su L i M luminozitet i apsolutna magnituda izvora, Lc i Mc su odgovarajuće magnitude za Sunce (Mc = +4 .83). Također se određuje formulom L=4πR 2 σT 4 . Poznate su zvijezde čiji je sjaj višestruko veći od sjaja Sunca. Sjaj Aldebarana je 160, a Rigela 80 000 puta veći od Sunčevog. Ali velika većina zvijezda ima svjetlinu usporedivu ili manju od Sunca.

Magnituda - mjera sjaja zvijezde. Z.v. ne daje pravu predodžbu o snazi ​​zračenja zvijezde. Blijeda zvijezda blizu Zemlje može izgledati sjajnije od udaljene sjajne zvijezde jer tok zračenja primljen od njega opada obrnuto proporcionalno kvadratu udaljenosti. Vidljivi Z.v. - sjaj zvijezde, koju promatrač vidi gledajući u nebo. Apsolutni Z.v. - mjera pravog sjaja, predstavlja razinu sjaja zvijezde koju bi ona imala da se nalazi na udaljenosti od 10 pc. Hiparh je izumio sustav vidljive Z.v. u 2. stoljeću PRIJE KRISTA. Zvijezdama su dodijeljeni brojevi prema njihovom prividnom sjaju; najsjajnije zvijezde bile su 1. magnitude, a najslabije 6. magnitude. Svi R. 19. stoljeća ovaj sustav je modificiran. Suvremeno mjerilo Z.v. utvrđeno je utvrđivanjem Z.v. reprezentativan uzorak zvijezda blizu sjevera. polovi svijeta (sjeverni polarni red). Prema njihovim riječima, Z.v. sve ostale zvijezde. Ovo je logaritamska ljestvica na kojoj su zvijezde 1. magnitude 100 puta svjetlije od zvijezda 6. magnitude. Kako je točnost mjerenja rasla, morale su se uvesti desetine. Najsjajnije zvijezde su svjetlije od 1. magnitude, a neke čak imaju i negativne magnitude.

zvjezdana masa - parametar izravno određen samo za komponente dvojnih zvijezda s poznatim orbitama i udaljenostima (M 1 +M 2 = R 3 /T 2). Da. utvrđene su mase samo nekoliko desetaka zvijezda, ali za puno veći broj, masa se može odrediti iz ovisnosti masa-luminoznost. Mase veće od 40 Sunčevih masa i manje od 0,1 Sunčeve mase vrlo su rijetke. Mase većine zvijezda manje su od mase Sunca. Temperatura u središtu takvih zvijezda ne može doseći razinu na kojoj počinju reakcije nuklearne fuzije, a jedini izvor njihove energije je Kelvin-Helmholtz kompresija. Takvi se objekti nazivaju smeđi patuljci.

Omjer masa-luminoznost, koji je 1924. pronašao Eddington, odnos između luminoziteta L i zvjezdane mase M. Omjer ima oblik L / Lc \u003d (M / Mc) a, gdje su Lc i Mc luminozitet i masa Sunca, redom , vrijednost A obično leži u rasponu od 3-5. Omjer proizlazi iz činjenice da su promatrana svojstva normalnih zvijezda određena uglavnom njihovom masom. Ovaj odnos za patuljaste zvijezde dobro se slaže s opažanjima. Vjeruje se da vrijedi i za superdivove i divove, iako je njihovu masu teško izravno izmjeriti. Omjer nije primjenjiv na bijele patuljke, jer povećava njihovu svjetlinu.

temperatura zvjezdana je temperatura nekog područja zvijezde. To je jedna od najvažnijih fizičkih karakteristika svakog objekta. Međutim, zbog činjenice da je temperatura različitih područja zvijezde različita, kao i zbog činjenice da je temperatura termodinamička veličina koja ovisi o toku elektromagnetskog zračenja i prisutnosti različitih atoma, iona i jezgri u određenom području zvjezdane atmosfere, sve su te razlike objedinjene u efektivnu temperaturu, koja je usko povezana sa zračenjem zvijezde u fotosferi. Efektivna temperatura, parametar koji karakterizira ukupnu količinu energije koju emitira zvijezda po jedinici površine svoje površine. Ovo je nedvosmislena metoda za opisivanje zvjezdane temperature. Ovaj. određena je kroz temperaturu potpuno crnog tijela, koje bi, prema Stefan-Boltzmannovom zakonu, zračilo istom snagom po jedinici površine kao zvijezda. Iako se spektar zvijezde u detaljima značajno razlikuje od spektra apsolutno crnog tijela, ipak, efektivna temperatura karakterizira energiju plina u vanjskim slojevima zvjezdane fotosfere i omogućuje korištenje Wienova zakona pomaka (λ max = 0,29/T), kako bi se odredilo na kojoj valnoj duljini postoji maksimum zvjezdanog zračenja, a time i boja zvijezde.

Po veličine Zvijezde se dijele na patuljaste, subpatuljaste, normalne zvijezde, divove, subdive i superdive.

Raspon zvijezda ovisi o njezinoj temperaturi, tlaku, gustoći plina njezine fotosfere, jakosti magnetskog polja i kemijskim tvarima. sastav.

Spektralne klase, klasifikacija zvijezda prema njihovim spektrima (prije svega prema intenzitetu spektralnih linija), koju je prvi uveo tal. astronom Secchi. Uvedene oznake slova, to-rye su izmijenjene kako se proširivalo znanje o unutarnjem. struktura zvijezda. Boja zvijezde ovisi o temperaturi njezine površine, dakle, u modernom. Draper spektralna klasifikacija (Harvard) S.K. raspoređeni silaznim redoslijedom temperature:

Hertzsprung-Russell dijagram, graf koji vam omogućuje da odredite dvije glavne karakteristike zvijezda, izražava odnos između apsolutne magnitude i temperature. Ime je dobio po danskom astronomu Hertzsprungu i američkom astronomu Ressellu, koji su 1914. godine objavili prvi dijagram. Najtoplije zvijezde leže na lijevoj strani dijagrama, a zvijezde najvećeg sjaja na vrhu. Od gornjeg lijevog kuta do donjeg desnog glavna sekvenca, odražavajući evoluciju zvijezda, a završava s patuljastim zvijezdama. Većina zvijezda pripada ovom nizu. Sunce također pripada ovom nizu. Iznad ovog niza su subdivi, supergiganti i divovi tim redoslijedom, ispod su subpatuljci i bijeli patuljci. Te se skupine zvijezda nazivaju klase luminoznosti.

Uvjeti ravnoteže: kao što je poznato, zvijezde su jedini prirodni objekti unutar kojih se odvijaju nekontrolirane reakcije termonuklearne fuzije, koje su popraćene oslobađanjem velike količine energije i određuju temperaturu zvijezda. Većina zvijezda je u stacionarnom stanju, odnosno ne eksplodiraju. Neke zvijezde eksplodiraju (tzv. nove i supernove). Zašto su zvijezde općenito u ravnoteži? Snaga nuklearnih eksplozija u nepomičnim zvijezdama uravnotežena je silom gravitacije, zbog čega te zvijezde održavaju ravnotežu.

Izračun linearnih dimenzija rasvjetnog tijela iz poznatih kutnih dimenzija i udaljenosti.

ULAZNICA #17

1. Fizičko značenje Stefan-Boltzmannova zakona i njegova primjena za određivanje fizičkih karakteristika zvijezda.

Stefan-Boltzmannov zakon, omjer između ukupne snage zračenja potpuno crnog tijela i njegove temperature. Ukupna snaga jedinice površine zračenja u W po 1 m 2 dana je formulom P \u003d σ T 4, Gdje σ \u003d 5,67 * 10 -8 W / m 2 K 4 - Stefan-Boltzmannova konstanta, T - apsolutna temperatura apsolutnog crnog tijela. Iako astronom rijetko zrači poput crnog tijela, njihov spektar emisije često je dobar model spektra stvarnog objekta. Ovisnost o temperaturi na 4. potenciju je vrlo jaka.

e je energija zračenja po jedinici površine zvijezde

L je sjaj zvijezde, R je radijus zvijezde.

Pomoću Stefan-Boltzmannove formule i Wienovog zakona određena je valna duljina koja odgovara maksimalnom zračenju:

l max T = b, b – Wienova konstanta

Možete nastaviti od suprotnog, tj. pomoću sjaja i temperature odrediti veličinu zvijezda

2. Definicija geografska širina mjesta promatranja prema zadanoj visini svjetlećeg tijela na vrhuncu i njegovoj deklinaciji.

H = 90 0 - +

h - visina svjetiljke

ULAZNICA #18

Promjenjive i nestacionarne zvijezde. Njihovo značenje za proučavanje prirode zvijezda.

Sjaj promjenjivih zvijezda mijenja se s vremenom. Sada poznato cca. 3*10 4 . P.Z. dijele se na fizičke, čija se svjetlina mijenja zbog procesa koji se odvijaju u njima ili u njihovoj blizini, i optičke, optičke, gdje je ta promjena posljedica rotacije ili orbitalnog gibanja.

Najvažnije vrste tjelesnih P.Z.:

pulsirajuće - Cefeide, zvijezde poput Mira Ceti, polupravilni i nepravilni crveni divovi;

Eruptivno(eksploziv) - zvijezde s školjkama, mlade nepravilne varijable, uklj. Zvijezde tipa T Bika (vrlo mlade nepravilne zvijezde povezane s difuznim maglicama), Hubble-Seineja superdivovi (vrući superdivovi velikog luminoziteta, najsvjetliji objekti u galaksijama. Nestabilni su i vjerojatni su izvori zračenja blizu Eddingtonove granice luminoziteta, kada se prekorači, "deflacija" zvjezdanih ljuski. Potencijalne supernove.), plamteći crveni patuljci;

Kataklizma - nove, supernove, simbiotske;

X-zrake dvojne zvijezde

Navedeni P.z. uključuju 98% poznatih fizičkih Optički uključuju pomračive binarne i rotirajuće, poput pulsara i magnetskih varijabli. Sunce pripada rotirajućim, jer. njegova se veličina malo mijenja kada se na disku pojave sunčeve pjege.

Među pulsirajućim zvijezdama vrlo su zanimljive cefeide koje su ime dobile po jednoj od prvih otkrivenih varijabli ovog tipa - 6 cefeja. Cefeide su zvijezde velikog sjaja i umjerene temperature (žuti superdivovi). Tijekom evolucije stekli su posebnu strukturu: na određenoj dubini nastao je sloj koji akumulira energiju koja dolazi iz crijeva, a zatim je vraća natrag. Zvijezda se povremeno skuplja dok se zagrijava i širi dok se hladi. Zbog toga zvjezdani plin ili apsorbira energiju zračenja, ionizirajući ga, ili se ponovno oslobađa kada, kada se plin ohladi, ioni zarobe elektrone, emitirajući pritom kvante svjetlosti. Kao rezultat toga, svjetlina Cepheida se mijenja, u pravilu, nekoliko puta s periodom od nekoliko dana. Cefeide imaju posebnu ulogu u astronomiji. Godine 1908. američka astronomka Henrietta Leavitt, koja je proučavala cefeide u jednoj od najbližih galaksija - Malom Magellanovom oblaku, skrenula je pozornost na činjenicu da su se te zvijezde pokazale to svjetlije što je duže razdoblje promjene njihove svjetline. Veličina Malog Magellanovog oblaka mala je u usporedbi s njegovom udaljenošću, što znači da razlika u prividnom sjaju odražava razliku u sjaju. Zahvaljujući ovisnosti period-luminoznost koju je pronašao Leavitt, lako je izračunati udaljenost do svake cefeide mjerenjem njezinog prosječnog sjaja i perioda varijabilnosti. A budući da su superdivovi jasno vidljivi, cefeide se mogu koristiti za određivanje udaljenosti čak i do relativno udaljenih galaksija u kojima se promatraju.Postoji i drugi razlog za posebnu ulogu cefeida. U 60-ima. Sovjetski astronom Jurij Nikolajevič Efremov otkrio je da je ova zvijezda mlađa što je razdoblje cefeida duže. Nije teško odrediti starost svake cefeide iz ovisnosti razdoblje-dob. Odabirom zvijezda s najvećim periodima i proučavanjem zvjezdanih skupina kojima pripadaju, astronomi istražuju najmlađe strukture u Galaksiji. Cefeide više od ostalih pulsirajućih zvijezda zaslužuju naziv periodičnih varijabli. Svaki sljedeći ciklus promjena svjetline obično vrlo točno ponavlja prethodni. Međutim, postoje iznimke, a najpoznatija od njih je Sjevernjača. Odavno je otkriveno da pripada cefeidama, iako mijenja svjetlinu u prilično beznačajnom rasponu. Ali posljednjih desetljeća te su fluktuacije počele blijedjeti, a do sredine 90-ih. Polarna zvijezda praktički je prestala pulsirati.

Zvijezde sa školjkama, zvijezde koje kontinuirano ili u nepravilnim razmacima ispuštaju prsten plina s ekvatora ili sferičnu ljusku. 3. s otprilike. - divovi ili patuljaste zvijezde spektralne klase B, brzo rotirajuće i blizu granice uništenja. Izbacivanje školjke obično je popraćeno smanjenjem ili povećanjem svjetline.

Simbiotske zvijezde, zvijezde čiji spektri sadrže emisijske linije i kombiniraju karakteristične značajke crvenog diva i vrućeg objekta - bijelog patuljka ili akrecijskog diska oko takve zvijezde.

Zvijezde RR Lyrae predstavljaju drugu važnu skupinu pulsirajućih zvijezda. To su stare zvijezde otprilike iste mase kao Sunce. Mnogi od njih su u kuglastim zvjezdanim skupovima. U pravilu mijenjaju svoj sjaj za jednu magnitudu u otprilike jednom danu. Njihova svojstva, kao i svojstva cefeida, koriste se za izračunavanje astronomskih udaljenosti.

R Sjeverna kruna a zvijezde poput nje ponašaju se na potpuno nepredvidive načine. Obično se ova zvijezda može vidjeti golim okom. Svakih nekoliko godina njegov sjaj pada na otprilike osmu magnitudu, a zatim se postupno povećava, vraćajući se na prethodnu razinu. Očigledno, razlog je taj što ova superdivovska zvijezda izbacuje oblake ugljika, koji se kondenziraju u zrnca, tvoreći nešto poput čađe. Ako jedan od ovih gustih crnih oblaka prođe između nas i zvijezde, on zaklanja svjetlost zvijezde sve dok se oblak ne rasprši u svemiru. Zvijezde ove vrste stvaraju gustu prašinu, što nije od male važnosti u područjima gdje nastaju zvijezde.

bljeskajuće zvijezde. Magnetske pojave na Suncu uzrokuju Sunčeve pjege i Sunčeve baklje, ali ne mogu bitno utjecati na sjaj Sunca. Za neke zvijezde - crvene patuljke - to nije tako: na njima takvi bljeskovi dosežu goleme razmjere, a kao rezultat toga, emisija svjetlosti može se povećati za cijelu zvjezdanu magnitudu, pa čak i više. Zvijezda najbliža Suncu, Proxima Centauri, jedna je od takvih zvijezda u plamenu. Ti bljeskovi svjetlosti ne mogu se unaprijed predvidjeti i traju samo nekoliko minuta.

Izračun deklinacije svjetlećeg tijela prema njegovoj visini u kulminaciji na određenoj geografskoj širini.

H = 90° - +

h - visina svjetiljke

ULAZNICA #19

Dvojne zvijezde i njihova uloga u određivanju fizičkih karakteristika zvijezda.

Dvojna zvijezda je par zvijezda povezanih u jedan sustav gravitacijskim silama koje se okreću oko zajedničkog težišta. Zvijezde koje čine dvojnu zvijezdu nazivaju se njezinim sastavnicama. Dvojne zvijezde vrlo su česte i dijele se na nekoliko vrsta.

Svaka komponenta vizualne dvojne zvijezde jasno je vidljiva kroz teleskop. Udaljenost između njih i međusobna orijentacija polako se mijenjaju s vremenom.

Elementi pomračivog binarnog sustava naizmjenično se zaklanjaju, pa sjaj sustava privremeno slabi, period između dvije promjene sjaja jednak je polovici orbitalnog perioda. Kutni razmak između komponenti je vrlo mali, te ih ne možemo promatrati odvojeno.

Spektralne dvojne zvijezde detektiraju se promjenama u njihovim spektrima. Uz međusobnu cirkulaciju, zvijezde se povremeno kreću ili prema Zemlji ili od Zemlje. Dopplerov efekt u spektru može se koristiti za određivanje promjena u kretanju.

Polarizacijske dvojnike karakteriziraju periodične promjene u polarizaciji svjetlosti. U takvim sustavima zvijezde u svom orbitalnom kretanju osvjetljavaju plin i prašinu u međuprostoru, kut upada svjetlosti na tu tvar povremeno se mijenja, dok se raspršena svjetlost polarizira. Precizna mjerenja ovih učinaka omogućuju izračun orbite, omjeri zvjezdanih masa, veličine, brzine i udaljenosti između komponenti. Na primjer, ako je zvijezda i pomrčina i spektroskopski binarna, tada se može odrediti masu svake zvijezde i nagib orbite. Po prirodi promjene svjetline u trenucima pomrčina može se odrediti relativne veličine zvijezda i proučavati strukturu njihove atmosfere. Dvojne zvijezde koje služe kao izvor zračenja u rendgenskom području nazivaju se rendgenske dvojne zvijezde. U nizu slučajeva opaža se treća komponenta koja se okreće oko središta mase binarnog sustava. Ponekad se jedna od komponenti binarnog sustava (ili oboje) može pokazati kao binarne zvijezde. Bliske komponente binarne zvijezde u trostrukom sustavu mogu imati period od nekoliko dana, dok se treći element može vrtjeti oko zajedničkog centra mase bliskog para s periodom od stotina ili čak tisuća godina.

Mjerenje brzina zvijezda u dvojnom sustavu i primjena zakona univerzalne gravitacije važna je metoda za određivanje masa zvijezda. Proučavanje dvojnih zvijezda jedini je izravan način za izračunavanje zvjezdanih masa.

U sustavu blisko razmaknutih dvojnih zvijezda, međusobne gravitacijske sile nastoje rastegnuti svaku od njih, dajući joj oblik kruške. Ako je gravitacija dovoljno jaka, dolazi do kritičnog trenutka kada materija počinje otjecati s jedne zvijezde i padati na drugu. Oko ove dvije zvijezde postoji određeno područje u obliku trodimenzionalne osmice, čija je površina kritična granica. Ove dvije figure u obliku kruške, svaka oko svoje zvijezde, nazivaju se Rocheovi režnjevi. Ako jedna od zvijezda naraste toliko da ispuni svoj Rocheov režanj, tada materija iz nje hrli prema drugoj zvijezdi na mjestu gdje se dodiruju šupljine. Često zvjezdani materijal ne pada izravno na zvijezdu, već se prvo uvija okolo, tvoreći ono što je poznato kao akrecijski disk. Ako su se obje zvijezde toliko proširile da su ispunile svoje Rocheove režnjeve, formira se kontaktna binarna zvijezda. Materijal iz obje zvijezde se miješa i stapa u kuglu oko dvije zvjezdane jezgre. Budući da na kraju sve zvijezde nabubre, pretvarajući se u divove, a mnoge su zvijezde binarne, binarni sustavi koji međusobno djeluju nisu neuobičajeni.

Izračun visine svjetlećeg tijela na kulminaciji iz poznate deklinacije za danu geografsku širinu.

H = 90° - +

h - visina svjetiljke

ULAZNICA #20

Evolucija zvijezda, njezine faze i završne faze.

Zvijezde nastaju u međuzvjezdanim oblacima plina i prašine i maglicama. Glavna sila koja "oblikuje" zvijezde je gravitacija. Pod određenim uvjetima vrlo razrijeđena atmosfera (međuzvjezdani plin) počinje se skupljati pod utjecajem gravitacijskih sila. U središtu se kondenzira oblak plina, gdje se zadržava toplina oslobođena tijekom kompresije - pojavljuje se protozvijezda koja emitira u infracrvenom području. Protozvijezda se zagrijava pod djelovanjem tvari koja pada na nju, a reakcije nuklearne fuzije počinju oslobađanjem energije. U ovom stanju, to je već promjenjiva zvijezda T Bika. Ostatak oblaka se rasprši. Gravitacijske sile zatim povlače atome vodika prema središtu, gdje se spajaju u helij i oslobađaju energiju. Povećanje pritiska u središtu sprječava daljnje kontrakcije. Ovo je stabilna faza evolucije. Ova zvijezda je zvijezda glavnog niza. Sjaj zvijezde raste kako se njezina jezgra zbija i zagrijava. Vrijeme koje zvijezda ostaje u glavnom nizu ovisi o njezinoj masi. Za Sunce je to približno 10 milijardi godina, ali zvijezde puno masivnije od Sunca postoje u stacionarnom režimu samo nekoliko milijuna godina. Nakon što zvijezda potroši vodik sadržan u središnjem dijelu, unutar zvijezde se događaju velike promjene. Vodik počinje izgarati ne u središtu, već u ljusci, koja se povećava u veličini, bubri. Kao rezultat toga, veličina same zvijezde dramatično se povećava, a temperatura njezine površine pada. Upravo taj proces dovodi do nastanka crvenih divova i superdivova. Završne faze evolucije zvijezde također su određene masom zvijezde. Ako ta masa ne premašuje Sunčevu masu više od 1,4 puta, zvijezda se stabilizira i postaje bijeli patuljak. Katastrofalna kontrakcija se ne događa zbog osnovnog svojstva elektrona. Postoji takav stupanj kompresije pri kojem se počinju odbijati, iako više nema izvora toplinske energije. To se događa samo kada su elektroni i atomske jezgre nevjerojatno čvrsto stisnuti, tvoreći iznimno gustu materiju. Bijeli patuljak mase Sunca približno je jednak Zemljinom volumenu. Bijeli patuljak postupno se hladi, na kraju se pretvarajući u tamnu kuglu radioaktivnog pepela. Astronomi procjenjuju da su barem jedna desetina svih zvijezda u galaksiji bijeli patuljci.

Ako masa zvijezde koja se smanjuje premašuje masu Sunca više od 1,4 puta, tada se takva zvijezda, dostigavši ​​stadij bijelog patuljka, neće tu zaustaviti. Gravitacijske sile su u ovom slučaju tolike da su elektroni pritisnuti prema unutra atomske jezgre. Kao rezultat toga, protoni se pretvaraju u neutrone, koji se mogu međusobno lijepiti bez ikakvih razmaka. Gustoća neutronskih zvijezda nadilazi čak i gustoću bijelih patuljaka; ali ako masa materijala ne prelazi 3 solarne mase, neutroni, poput elektrona, mogu sami spriječiti daljnju kompresiju. Tipična neutronska zvijezda ima samo 10 do 15 km u promjeru, a jedan kubični centimetar njenog materijala teži oko milijardu tona. Osim goleme gustoće, neutronske zvijezde imaju još dva posebna svojstva koja ih čine detektabilnima unatoč njihovoj maloj veličini: brzu rotaciju i jako magnetsko polje.

Ako je masa zvijezde veća od 3 solarne mase, tada je krajnji stadij njezinog životnog ciklusa vjerojatno crna rupa. Ako je masa zvijezde, a time i gravitacijska sila tako velika, tada je zvijezda podvrgnuta katastrofalnoj gravitacijskoj kontrakciji kojoj se ne mogu oduprijeti nikakve stabilizacijske sile. Gustoća materije tijekom ovog procesa teži beskonačnosti, a polumjer objekta - na nulu. Prema Einsteinovoj teoriji relativnosti, singularnost prostor-vremena nastaje u središtu crne rupe. Gravitacijsko polje na površini zvijezde koja se smanjuje raste, pa je zračenju i česticama sve teže napustiti je. Na kraju takva zvijezda završi ispod horizonta događaja, što se može vizualizirati kao jednostrana membrana koja propušta materiju i zračenje samo prema unutra, a ništa van. Zvijezda u kolapsu pretvara se u crnu rupu, a može se otkriti samo oštrom promjenom svojstava prostora i vremena oko nje. Radijus horizonta događaja naziva se Schwarzschildov radijus.

Zvijezde s masom manjom od 1,4 solarne na kraju svog životnog ciklusa polako se bacaju gornja ljuska naziva planetarna maglica. Masivnije zvijezde koje se pretvore u neutronsku zvijezdu ili crnu rupu prvo eksplodiraju kao supernove, njihov sjaj se u kratkom vremenu poveća za 20 magnituda ili više, oslobađa se više energije nego što Sunce emitira u 10 milijardi godina, a ostaci eksplodiranog zvijezde se razlijeću brzinom od 20 000 km u sekundi.

Promatranje i skiciranje položaja Sunčevih pjega teleskopom (na ekranu).

ULAZNICA #21

Sastav, struktura i dimenzije naše galaksije.

Galaksija, zvjezdani sustav kojem pripada Sunce. Galaksija sadrži najmanje 100 milijardi zvijezda. Tri glavne komponente: središnje zadebljanje, disk i galaktički halo.

Centralnu izbočinu čine zvijezde stare populacije tipa II (crveni divovi), smještene vrlo gusto, au središtu (jezgri) nalazi se snažan izvor zračenja. Pretpostavljalo se da se u jezgri nalazi crna rupa koja pokreće opažene snažne energetske procese popraćene zračenjem u radio spektru. (Plinski prsten se okreće oko crne rupe; vrući plin koji izlazi iz njegovog unutarnjeg ruba pada u crnu rupu, oslobađajući energiju, koju promatramo.) Ali nedavno je bljesak vidljivog zračenja otkriven u jezgri, a crna rupa hipoteza je odbačena. Parametri središnjeg zadebljanja: 20 000 svjetlosnih godina u promjeru i 3 000 svjetlosnih godina debljine.

Disk galaksije, koji sadrži mlade zvijezde tipa I populacije (mladi plavi superdivovi), međuzvjezdanu tvar, otvorene zvjezdane skupove i 4 spiralna kraka, ima promjer od 100 000 svjetlosnih godina i debljinu od samo 3 000 svjetlosnih godina. Galaksija rotira, njezini unutarnji dijelovi prolaze kroz svoje orbite puno brže od vanjskih. Sunce napravi potpunu revoluciju oko jezgre u 200 milijuna godina. U spiralnim krakovima postoji kontinuirani proces stvaranja zvijezda.

Galaktički halo koncentričan je s diskom i središnjim izbočenjem i sastoji se od zvijezda koje su pretežno članovi globularnih skupova i pripadaju populaciji tipa II. Međutim, većina materije u aureoli je nevidljiva i ne može biti sadržana u običnim zvijezdama, to nije plin ili prašina. Dakle, aureola sadrži tamna nevidljiva tvar. Izračuni brzine rotacije Velikog i Malog Magellanovog oblaka, koji su sateliti Mliječne staze, pokazuju da je masa sadržana u aureoli 10 puta veća od mase koju promatramo u disku i zgušnjavanju.

Sunce se nalazi na udaljenosti od 2/3 od središta diska u Orionovom kraku. Njegova lokalizacija u ravnini diska (galaktički ekvator) omogućuje da se zvijezde diska sa Zemlje vide u obliku uskog pojasa mliječna staza, pokrivajući cijelu nebesku sferu i nagnuta pod kutom od 63° prema nebeskom ekvatoru. Središte galaksije nalazi se u Strijelcu, ali nije vidljivo u vidljivom svjetlu zbog tamnih maglica plina i prašine koje apsorbiraju svjetlost zvijezda.

Izračunavanje polumjera zvijezde iz podataka o njezinu sjaju i temperaturi.

L - osvjetljenje (Lc = 1)

R - polumjer (Rc = 1)

T - Temperatura (Tc = 6000)

ULAZNICA #22

zvjezdani skupovi. Fizičko stanje međuzvjezdanog medija.

Zvjezdani skupovi su skupine zvijezda smještenih relativno blizu jedna drugoj i povezanih zajedničkim kretanjem u prostoru. Očigledno se gotovo sve zvijezde rađaju u skupinama, a ne pojedinačno. Stoga su zvjezdani skupovi vrlo česta stvar. Astronomi vole proučavati zvjezdane skupove jer su sve zvijezde u skupu nastale otprilike u isto vrijeme i na približno istoj udaljenosti od nas. Sve primjetne razlike u sjaju između takvih zvijezda su prave razlike. Posebno je korisno proučavati zvjezdane skupove sa stajališta ovisnosti njihovih svojstava o masi - uostalom, starost tih zvijezda i njihova udaljenost od Zemlje približno su jednake, tako da se međusobno razlikuju samo u njihovu masu. Postoje dvije vrste zvjezdanih jata: otvoreni i kuglasti. U otvorenom skupu svaka je zvijezda vidljiva zasebno, raspoređene su više ili manje ravnomjerno na nekom dijelu neba. A kuglasti su skupovi, naprotiv, poput sfere tako gusto ispunjene zvijezdama da se u njezinu središtu pojedinačne zvijezde ne mogu razlikovati.

Otvoreni skupovi sadrže od 10 do 1000 zvijezda, mnogo više mladih nego starih, a najstariji jedva da su stariji od 100 milijuna godina. Činjenica je da se u starijim skupovima zvijezde postupno udaljavaju jedna od druge dok se ne pomiješaju s glavnim skupom zvijezda. Iako gravitacija donekle drži otvorene klastere na okupu, oni su ipak prilično krhki i gravitacija drugog objekta može ih raskomadati.

Oblaci u kojima nastaju zvijezde koncentrirani su u disku naše Galaksije i tamo se nalaze otvoreni zvjezdani skupovi.

Za razliku od otvorenih, kuglasti skupovi su sfere gusto ispunjene zvijezdama (od 100 tisuća do 1 milijun). Tipičan kuglasti skup ima 20 do 400 svjetlosnih godina u promjeru.

U gusto zbijenim središtima tih klastera, zvijezde su u tolikoj blizini jedna drugoj da ih međusobna gravitacija veže jednu za drugu, tvoreći kompaktne dvojne zvijezde. Ponekad čak dolazi i do potpunog spajanja zvijezda; u bliskom pristupu, vanjski slojevi zvijezde mogu kolabirati, izlažući središnju jezgru izravnom promatranju. U kuglastim skupovima dvostruke su zvijezde 100 puta češće nego bilo gdje drugdje.

Oko naše Galaksije znamo za oko 200 kuglastih zvjezdanih jata, koji su raspoređeni po aureoli koja sadrži Galaksiju. Svi ovi skupovi su vrlo stari i pojavili su se više-manje u isto vrijeme kad i sama Galaksija. Čini se da su klasteri nastali kada su se dijelovi oblaka od kojih je stvorena galaksija podijelili na manje fragmente. Kuglasti skupovi se ne razilaze, jer su zvijezde u njima smještene vrlo blizu, a njihove snažne međusobne gravitacijske sile povezuju skup u gustu jedinstvenu cjelinu.

Tvar (plin i prašina) koja se nalazi u prostoru između zvijezda naziva se međuzvjezdani medij. Većina je koncentrirana u spiralnim krakovima Mliječnog puta i čini 10% njegove mase. U nekim je područjima tvar relativno hladna (100 K) i detektira se infracrvenim zračenjem. Takvi oblaci sadrže neutralni vodik, molekularni vodik i druge radikale koji se mogu detektirati radioteleskopima. U područjima u blizini zvijezda visokog sjaja temperatura plina može doseći 1000-10000 K, a vodik je ioniziran.

Međuzvjezdani medij je vrlo razrijeđen (oko 1 atom po cm3). Međutim, u gustim oblacima koncentracija tvari može biti i 1000 puta veća od prosjeka. Ali čak iu gustom oblaku postoji samo nekoliko stotina atoma po kubnom centimetru. Razlog zašto još uvijek uspijevamo promatrati međuzvjezdanu tvar je taj što je vidimo u velikoj debljini svemira. Veličine čestica su 0,1 mikrona, sadrže ugljik i silicij, a u međuzvjezdani medij ulaze iz atmosfere hladnih zvijezda kao rezultat eksplozije supernove. Dobivena smjesa oblikuje nove zvijezde. Međuzvjezdani medij ima slabo magnetsko polje i prožet je tokovima kozmičkih zraka.

Naš solarni sustav nalazi se u onom području galaksije gdje je gustoća međuzvjezdane tvari neobično niska. Ovo područje se naziva Lokalni "mjehur"; proteže se u svim smjerovima oko 300 svjetlosnih godina.

Izračun kutnih dimenzija Sunca za promatrača koji se nalazi na drugom planetu.

ULAZNICA #23

Glavne vrste galaksija i njihove karakteristične značajke.

galaksije, sustavi zvijezda, prašine i plina ukupne mase od 1 milijun do 10 bilijuna. mase sunca. Prava priroda galaksija konačno je objašnjena tek 1920-ih. nakon žestokih rasprava. Do tada su, promatrane teleskopom, izgledale kao difuzne svjetlosne mrlje nalik maglicama, ali samo uz pomoć 2,5-metarskog reflektirajućeg teleskopa zvjezdarnice Mount Wilson, koji je prvi put korišten 1920-ih, bilo je moguće dobiti slike od maglica. zvijezde u maglici Andromeda i dokazati da je to galaksija. Isti je teleskop koristio Hubble za mjerenje perioda cefeida u Andromedinoj maglici. Ove su promjenjive zvijezde dovoljno dobro proučene da se mogu točno odrediti njihove udaljenosti. Maglica Andromeda udaljena je cca. 700 kpc, tj. nalazi se daleko izvan naše galaksije.

Postoji nekoliko vrsta galaksija, a glavne su spiralne i eliptične. Bilo je pokušaja da se klasificiraju pomoću abecednih i numeričkih shema, kao što je Hubbleova klasifikacija, međutim, neke se galaksije ne uklapaju u te sheme, u kojem slučaju su nazvane po astronomima koji su ih prvi identificirali (na primjer, Seyfert i Markarianske galaksije), ili dati abecedne oznake klasifikacijskih shema (na primjer, N-tip i cD-tip galaksija). Galaksije koje nemaju jasan oblik klasificiraju se kao nepravilne. Podrijetlo i evolucija galaksija još nisu u potpunosti shvaćeni. Spiralne galaksije su najbolje proučene. To uključuje objekte koji imaju svijetlu jezgru iz koje izlaze spiralni krakovi plina, prašine i zvijezda. Većina spiralnih galaksija ima 2 kraka koji zrače sa suprotnih strana jezgre. U pravilu su zvijezde u njima mlade. Ovo su normalne zavojnice. Postoje i ukrižene spirale koje imaju središnji most od zvijezda koji povezuje unutarnje krajeve dva kraka. U spiralu spada i naš G. Mase gotovo svih spiralnih G. leže u rasponu od 1 do 300 milijardi solarnih masa. Oko tri četvrtine svih galaksija u svemiru su eliptični. Imaju eliptični oblik, bez vidljive spiralne strukture. Njihov oblik može varirati od gotovo sferičnog do oblika cigare. Razlikuju se u veličini, od patuljastih s masom od nekoliko milijuna solarnih masa do divovskih s masom od 10 trilijuna solarnih. Najveći poznati galaksije tipa CD. Imaju veliku jezgru, ili moguće nekoliko jezgri koje se brzo kreću jedna u odnosu na drugu. Često su to prilično jaki radio izvori. Galaksije Markarian identificirao je sovjetski astronom Veniamin Markarian 1967. One su jaki izvori zračenja u ultraljubičastom rasponu. galaksije N-tip imaju slabo svjetleću jezgru sličnu zvijezdi. Oni su također jaki radio izvori i očekuje se da će evoluirati u kvazare. Na fotografiji Seyfertove galaksije izgledaju poput normalnih spirala, ali s vrlo svijetlom jezgrom i spektrom sa širokim i svijetlim emisijskim linijama, što ukazuje na prisutnost velike količine brzo rotirajućeg vrućeg plina u njihovim jezgrama. Ovu vrstu galaksija otkrio je američki astronom Karl Seifert 1943. Galaksije koje se promatraju optički, a ujedno su i jaki izvori radija, nazivaju se radiogalaksije. To uključuje Seyfertove galaksije, CD- i N-tip G. i neke kvazare. Mehanizam stvaranja energije radiogalaksija još nije shvaćen.

Utvrđivanje uvjeta vidljivosti planeta Saturna prema „Školskom astronomskom kalendaru“.

ULAZNICA #24

Osnove suvremenih ideja o strukturi i evoluciji svemira.

U 20. stoljeću postignuto je razumijevanje Svemira kao jedinstvene cjeline. Prvi važan korak učinjen je dvadesetih godina prošlog stoljeća kada su znanstvenici došli do zaključka da je naša galaksija – Mliječni put – jedna od milijuna galaksija, a Sunce jedna od milijuna zvijezda u Mliječnom putu. Naknadno proučavanje galaksija pokazalo je da se one udaljavaju od Mliječne staze, a što su dalje, ta je brzina (mjerena crvenim pomakom u spektru) veća. Dakle, živimo u svemir koji se širi. Recesija galaksija se ogleda u Hubbleovom zakonu, prema kojem je crveni pomak galaksije proporcionalan udaljenosti do nje. Osim toga, na najvećoj skali, tj. na razini superklastera galaksija, Svemir ima ćelijsku strukturu. Moderna kozmologija (doktrina evolucije svemira) temelji se na dva postulata: svemir je homogen i izotropan.

Postoji nekoliko modela svemira.

U Einstein-de Sitterovom modelu širenje Svemira traje neograničeno dugo, u statičkom modelu Svemir se ne širi i ne evoluira, u pulsirajućem Svemiru ciklusi širenja i skupljanja se ponavljaju. Međutim, statički model je najmanje vjerojatan, protiv njega ne govori samo Hubbleov zakon, već i pozadinsko reliktno zračenje otkriveno 1965. (tj. zračenje primarne šireće užarene četverodimenzionalne sfere).

Neki kozmološki modeli temelje se na teoriji "vrućeg svemira" navedenoj u nastavku.

U skladu s Friedmanovim rješenjima Einsteinovih jednadžbi, prije 10-13 milijardi godina, u početnom trenutku vremena, polumjer Svemira bio je jednak nuli. Sva energija Svemira, sva njegova masa bila je koncentrirana u nultom volumenu. Gustoća energije je beskonačna, a beskonačna je i gustoća materije. Takvo stanje se naziva singularno.

Godine 1946. Georgij Gamov i njegovi kolege razvili su fizikalna teorija početni stupanj širenja svemira, objašnjavajući prisutnost u njemu kemijski elementi sinteza na vrlo visokim temperaturama i pritiscima. Stoga je početak širenja prema Gamowlovoj teoriji nazvan “Veliki prasak”. Gamowljevi koautori bili su R. Alfer i G. Bethe, pa se ponekad ova teorija naziva "α, β, γ-teorija".

Svemir se širi iz stanja beskonačne gustoće. U singularnom stanju ne vrijede uobičajeni zakoni fizike. Očigledno, sve temeljne interakcije pri tako visokim energijama ne mogu se razlikovati jedna od druge. I iz kojeg radijusa Svemira ima smisla govoriti o primjenjivosti zakona fizike? Odgovor je iz Planckove duljine:

Počevši od trenutka vremena t p = R p /c = 5*10 -44 s (c je brzina svjetlosti, h je Planckova konstanta). Najvjerojatnije se kroz t P gravitacijska interakcija odvojila od ostatka. Prema teoretskim proračunima, tijekom prvih 10 -36 s, kada je temperatura Svemira bila veća od 10 28 K, energija po jedinici volumena ostala je konstantna, a Svemir se širio brzinom puno većom od brzine svjetlosti. Ova činjenica nije u suprotnosti s teorijom relativnosti, jer se nije tolikom brzinom širila materija, već sam prostor. Ovaj stupanj evolucije naziva se inflacijski. Iz modernih teorija kvantne fizike proizlazi da se u to vrijeme jaka nuklearna sila odvojila od elektromagnetske i slabe sile. Pritom oslobođena energija uzrokovala je katastrofalno širenje Svemira, koji je u sićušnom vremenskom intervalu od 10 - 33 s porastao od veličine atoma do veličine Sunčevog sustava. Istovremeno su se pojavile nama poznate elementarne čestice i nešto manji broj antičestica. Materija i zračenje još uvijek su bili u termodinamičkoj ravnoteži. Ovo doba se zove radijacija stupanj evolucije. Na temperaturi od 5∙10 12 K, stupanj rekombinacija: gotovo svi protoni i neutroni anihilirani, pretvarajući se u fotone; ostale su samo one za koje nije bilo dovoljno antičestica. Početni višak čestica nad antičesticama je milijardni dio njihova broja. Upravo se od te "pretjerane" materije uglavnom sastoji tvar vidljivog Svemira. Nekoliko sekundi nakon Big Banga, pozornica je počela primarna nukleosinteza, kada su nastale jezgre deuterija i helija, u trajanju od oko tri minute; tada je počelo mirno širenje i hlađenje Svemira.

Otprilike milijun godina nakon eksplozije poremećena je ravnoteža između materije i zračenja, atomi su se počeli formirati od slobodnih protona i elektrona, a zračenje je počelo prolaziti kroz materiju, kao kroz proziran medij. Upravo je to zračenje nazvano reliktno, njegova temperatura bila je oko 3000 K. Trenutno se bilježi pozadina s temperaturom od 2,7 K. Reliktno pozadinsko zračenje otkriveno je 1965. godine. Pojavilo se u visok stupanj izotropan i svojim postojanjem potvrđuje model vrućeg Svemira koji se širi. Nakon primarna nukleosinteza materija se počela samostalno razvijati, zbog varijacija u gustoći materije, nastale u skladu s Heisenbergovim načelom nesigurnosti tijekom inflacijske faze, pojavile su se protogalaksije. Tamo gdje je gustoća bila nešto iznad prosjeka, formirali su se centri privlačenja, regije s nižom gustoćom postajale su sve rjeđe, kako je tvar odlazila iz njih prema gušćim regijama. Tako je praktički homogeni medij podijeljen na zasebne pragalaksije i njihove klastere, a nakon stotina milijuna godina pojavile su se prve zvijezde.

Kozmološki modeli navode na zaključak da sudbina svemira ovisi samo o prosječnoj gustoći materije koja ga ispunjava. Ako je ispod neke kritične gustoće, širenje svemira nastavit će se zauvijek. Ova opcija se zove "otvoreni svemir". Sličan scenarij razvoja čeka ravni Svemir kada je gustoća kritična. Za googol godina sva će tvar u zvijezdama izgorjeti, a galaksije će uroniti u tamu. Ostat će samo planeti, bijeli i smeđi patuljci, a sudari među njima bit će iznimno rijetki.

Međutim, ni u ovom slučaju metagalaksija nije vječna. Ako je teorija o velikom ujedinjenju međudjelovanja točna, za 10 40 godina protoni i neutroni koji čine bivše zvijezde će se raspasti. Nakon otprilike 10.100 godina, divovske crne rupe će ispariti. U našem svijetu ostat će samo elektroni, neutrini i fotoni, odvojeni golemim udaljenostima. U određenom smislu, ovo će biti kraj vremena.

Ako se gustoća Svemira pokaže prevelikom, onda je naš svijet zatvoren, a širenje će prije ili kasnije zamijeniti katastrofalno skupljanje. Svemir će završiti svoj život gravitacijskim kolapsom u nekom smislu, što je još gore.

Izračunavanje udaljenosti do zvijezde iz poznate paralakse.

1. DIO. OSNOVE SFERNE ASTRONOMIJE

1. poglavlje Uvod

Opća astronomija, njen nastanak i moderne karakteristike, glavni dijelovi. Predmet kozmonautike, glavni dijelovi, formiranje moderne kozmonautike. Astronomske zvjezdarnice na Zemlji iu svemiru. Ekskurzija u Zvjezdarnica Pulkovo

Predmet astronomije, njeni glavni dijelovi

Astronomija- znanost o fizička struktura, kretanje, podrijetlo i evolucija nebeskih tijela, njihovih sustava i proučavanje Svemira kao cjeline ( moderna definicija iz 18. stoljeća)

Astronomija - 2 grčke riječi (astro - zvijezda, nomos - zakon), t.j. . zvjezdani zakon - znanost o zakonima života zvijezda (doba starih Grka - V - VI st. pr. Kr., tj. prije ~ 2,5 tisuće godina)

Astronomski objekti:

· Sunčev sustav i njegove komponente (Sunce, veliki i mali planeti, planetarni sateliti, asteroidi, kometi, prašina).

· Zvijezde i njihovi skupovi i sustavi, maglice, naša Galaksija u cjelini i druge galaksije i njihovi skupovi.

Razni objekti u različitim dijelovima spektra elektromagnetskih valova (kvazari, pulsari, kozmičke zrake, gravitacijski valovi, reliktno zračenje (pozadina)

· Svemir kao cjelina (struktura velikih razmjera, tamna tvar itd.).

Ugrubo se mogu razlikovati sljedeće glavne grane astronomije:

1. Astrometrija – ovo je klasični dio astronomije (od starih Grka - 5-1 st. pr. Kr.) proučava koordinate (položaje) nebeskih tijela i njihove promjene na nebeskoj sferi; konkretnije: stvara inercijski sustav koordinate (fiksne) SC; Sve u svemu: znanost o mjerenju prostora i vremena.

Astrometrija uključuje 3 pododjeljka:

A) sferna astronomija – ovo je teorijski dio astrometrije, matematički aparat za izražavanje koordinata nebeskih tijela i njihovih promjena;

b) praktična astronomija - razvija metode promatranja i njihove obrade, teoriju astronomskih instrumenata i čuvara točne vremenske ljestvice (servis vremena); služi za rješavanje problema određivanja koordinata geografskih točaka na kopnu (terenska astronomija), na moru (nautička astronomija), u zraku (zrakoplovna astronomija), nalazi primjenu u satelitskoj navigaciji i geodeziji;

V) fundamentalna astrometrija – rješava pitanja određivanja koordinata i vlastitih gibanja nebeskih tijela na sferi, kao i astronomskih konstanti (precesija, aberacija i nutacija), uključujući fotografsku i CCD astrometriju – definicija a,d i ma , d nebeskih tijela metodama fotografskih i CCD opažanja.

2. Nebeska mehanika (teorijska astronomija)– proučava prostorna gibanja nebeskih tijela i njihovih sustava pod utjecajem sila međusobne gravitacije i druge fizičke prirode; proučava likove nebeskih tijela i njihovu stabilnost radi razumijevanja procesa nastanka i evolucije nebeskih tijela i njihovih sustava; određuje elemente putanja nebeskih tijela prema opažanjima, predviđa prividne položaje (koordinate) nebeskih tijela.

Astrometrija i nebeska mehanika proučavaju samo geometriju i mehaniku okolnog prostora.

3.astrofizika nastao 1860. godine na temelju otkrića spektralne analize. Ovo je glavni dio moderne astronomije. Proučava fizičko stanje i procese koji se odvijaju na površini i u utrobi nebeskih tijela, kemijski sastav (temperatura, svjetlina, sjaj, prisutnost elektromagnetskih valova), svojstva medija između nebeskih tijela itd.

Uključuje odjeljke:

A) praktična astrofizika – razvija metode astrofizičkih promatranja i njihovu obradu, bavi se teoretskom i praktičnom primjenom astrofizičkih instrumenata

b) teorijska astrofizika - bavi se objašnjenjem zbivanja na nebeskim tijelima fizički procesi i promatrane pojave temeljene na teorijskoj fizici.

Novi odjeljci o rasponu korištenih elektromagnetskih valova:

V) radioastronomija istražuje nebeska tijela pomoću radara, proučava njihovo zračenje u radijskom području (od mm do km valnih duljina), kao i zračenje međuzvjezdanog i međugalaktičkog medija. Nastao je 1930. nakon otkrića K. Jansky (SAD), Reber radio emisije Mliječnog puta, Sunca;

G) također odjeljci astrofizike ili astronomije (zemaljske, izvanatmosferske i svemirske):

infracrvena astronomija (astrofizika)

rendgenski snimak

neutrino

Mogu postojati pododsjeci astrofizike prema predmetima proučavanja:

astronomija blizu Zemlje:

solarna fizika

fizika zvijezda

fizika planeta, mjeseca itd.

4. Zvjezdana astronomija– bavi se proučavanjem gibanja i rasporeda u prostoru zvijezda (prvenstveno u našoj Galaksiji), plinsko-prašnih maglica i zvjezdanih sustava (globularnih i otvorenih zvjezdanih skupova), njihove strukture i evolucije, problematike njihove stabilnosti.

Uključuje sljedeće pododjeljke:

Izvangalaktička astronomija - proučavanje svojstava i distribucije zvjezdanih sustava (galaksija) smještenih izvan naše Galaksije (ima ih stotine milijuna - vidi Deep Survey Hubble Space Telescope);

Dinamika zvjezdanih sustava itd.

5. Kozmogonija– razvija probleme nastanka i razvoja nebeskih tijela i njihovih sustava, uključujući i tijela Sunčeva sustava (uključujući i Zemlju), kao i probleme nastanka zvijezda.

6. Kozmologija - proučava Svemir kao cjelinu: njegovu geometrijsku strukturu, evoluciju i porijeklo svih sastavnih objekata, opće parametre, kao što su starost, materija, energija itd.

Zauzima zasebno mjesto svemirska astronomija , pri čemu se posebno može izdvojiti kozmonautika - kao sklop niza grana znanosti (uključujući astronomiju) i tehnologije, čija je svrha proučavanje i istraživanje svemira.

Predmet astronautika i njezini dijelovi

astronautika - ovo je kompleks niza grana znanosti i tehnologije, s ciljem prodora u svemir kako bi se njegovo proučavanje i razvoj. Već - letovi u svemir. Astronautika zauzima posebno mjesto u astronomiji.

astronautika - od grčkog "cosmos" - Svemir, "nautix" - plivanje, tj. plivanje (putovanje) u svemiru ili (zarub.) astronautika - navigacija zvijezdama

Možemo razlikovati glavne dijelove astronautike:

1. Teorijska astronautika(na temelju nebeske mehanike) - proučava kretanje svemirskih letjelica (SC) u gravitacijskom polju Zemlje, Mjeseca i tijela Sunčev sustav: izvođenje letjelice u orbitu, manevriranje, spuštanje letjelice na Zemlju i tijela Sunčevog sustava.

2. Praktična astronautika- studije:

Uređaj i rad raketnih i svemirskih sustava, metode implementacije svemirski letovi

Oprema na brodu.

Astronomska istraživanja pomoću astronautike

svemirska astrometrija

Svemirska astrofizika (tijela Sunčevog sustava, Sunce)

4. Istraživanje Zemlje svemirskim letjelicama(svemirska geodezija, komunikacije, TV, navigacija, daljinska detekcija Zemlje (ERS), tehnologija, poljoprivreda, geologija i dr.)

Dostignuća u astronomiji 20. stoljeća

LUNA-AO

HST

Terminologija

Obično se daje pogled na nebesku sferu izvana, dok je promatrač u njezinu središtu. Sve konstrukcije predstavljaju na površini nebeske sfere (iznutra, samo u planetariju)

U točki O nalazi se promatrač - polovina vidljive nebeske sfere.)

Zemlja - uzeta za loptu!

Sl.2.2 Elementi nebeske sfere (a); cijele nebeske sfere, gdje je u središtu t. O promatrač (b).

Visak dir. - pravac koji prolazi kroz bilo koju točku na površini Zemlje (promatrač, promatrana točka smjera iznad glave) i središte mase Zemlje ZOZ¢. Visak siječe nebesku sferu u 2 točke - Z ( zenit – točno iznad glave promatrača) i Z¢ ( nadir je suprotna točka na sferi).

Ravnina okomita na visak koja prolazi kroz točku O zove se pravi ili matematički horizont (velika kružnica nebeske sfere NESW, odnosno zamišljena, imaginarna kružnica na sferi). Postoji pravi vidljivi horizont, Leži na površini Zemlje i ovisi o terenu. U trenucima izlaska i zalaska sunca, smatra se da su svjetiljke na pravom horizontu.

Dnevna rotacija nebeske sfere. Iz promatranja zvjezdanog neba vidljivo je da se nebeska sfera polako okreće u smjeru od istoka prema zapadu ( dnevni džeparac - budući da je njezin period jednak jednom danu), ali to je vidljivo (ako stojite okrenuti prema jugu, onda je rotacija nebeske sfere u smjeru kazaljke na satu). U stvarnosti se Zemlja okreće oko svoje osi u smjeru od zapada prema istoku (potvrđeno eksperimentima s Foucaultovim njihalom, otklon pada tijela prema istoku). U astronomiji je sačuvana terminologija prividnih pojava: izlazak i zalazak nebeskih tijela, dnevna kretanja Zemlje i Mjeseca, rotacija zvjezdanog neba.

Dnevna rotacija Zemlje događa se oko zemljine osi pp¢, a prividna rotacija nebeske sfere događa se oko njenog promjera PP¢, paralelnog sa zemljinom osi i tzv. os svijeta.

Os svijeta siječe se s nebeskom sferom u 2 točke - sjeverni nebeski pol (P) na sjevernoj hemisferi nalazi se na udaljenosti od ~ 1° od zvijezde a u zviježđu Malog medvjeda i južnog pola (P¢) na južnoj hemisferi nalazi se u zviježđu Oktant (br sjajne zvijezde, ali možete odrediti prema zviježđu Južni križ). Oba pola su učvršćena na nebeskoj sferi.

Veliki krug (QQ¢) nebeske sfere, čija je ravnina okomita na svjetsku os, naziva se nebeski ekvator, također prolazi središtem nebeske sfere. Nebeski ekvator siječe se s ravninom horizonta u 2 dijametralno suprotne točke: istočnoj točki (E) i zapadnoj točki (W). Nebeski ekvator rotira zajedno s nebeskom sferom!

Veliki krug nebeske sfere koji prolazi kroz nebeske polove (P, P¢), zenit (Z) i nadir (Z¢) naziva se nebeski meridijan (fiksan) . U točkama se siječe s pravim horizontom jug (S) I sjever (N), udaljena od točaka E i W za 90 0 .

Visak i os svijeta leže u ravnini nebeskog meridijana, koji se sijeku s ravninom pravog horizonta po promjeru (NOS) nebeske sfere, prolazeći kroz točku N i točku S. Ova podnevna linija , budući da je Sunce u podne blizu nebeskog meridijana.

Vidljiva nebeska sfera se okreće, točke Zenita, Nadira i sve točke pravog horizonta su fiksne u odnosu na promatrača, tj. ne rotiraju s nebeskom sferom. Nebeski meridijan prolazi kroz fiksne točke i polne točke i također ne rotira, tj. povezan sa zemljom. On čini ravninu zemljinog (zemljopisnog) meridijana, na kojem se nalazi promatrač, te stoga ne sudjeluje u dnevnoj rotaciji nebeske sfere. Za sve promatrače koji se nalaze na zajedničkom geografskom meridijanu zajednički je nebeski meridijan.

U dnevnoj rotaciji nebeske sfere oko osi svijeta nebeska se tijela gibaju po malim kružnicama, dnevnim ili nebeskim paralelama, čije su ravnine paralelne s ravninom nebeskog ekvatora.

Svaka zvijezda dva puta dnevno prelazi (prolazi) nebeski meridijan. Nekada - njegova južna polovica ( gornji vrhunac - visina svjetiljke iznad horizonta je najveća) i drugi put - njegova sjeverna polovica, nakon 12 sati - ( donji vrhunac - visina svjetiljke iznad horizonta je najmanja ).

Poglavlje 4

Kretanje Zemlje kao prirodni proces za računanje vremena. Pravo solarno vrijeme. Jedinice vremena: dan, sat, minuta, sekunda. Problem srednjeg sunčevog vremena, srednjeg Sunca. Jednadžba vremena i njene komponente. Zvjezdano vrijeme. Prijelaz iz srednjeg vremena u zvjezdano vrijeme i obrnuto.

Lokalno, standardno, ljetno vrijeme. Prijelaz iz jedne vrste vremena u drugu. Svjetsko i regionalno vrijeme. Datumska linija.

Univerzalno (UT) i koordinirano (UTC) vrijeme. Nepravilnost Zemljine rotacije, efemeride i dinamičko (TDT) vrijeme.

Pravo solarno vrijeme

Srednje solarno vrijeme je jednoliko vrijeme određeno kretanjem srednjeg sunca. Korišten je kao standard uniformnog vremena s ljestvicom od jedne srednje solarne sekunde (1/86400 dio srednjeg solarnog dana) do 1956.

Jednadžba vremena

Uspostavlja se veza između dva solarna vremenska sustava jednadžba vremena razlika između srednjeg solarnog vremena (T cf) . pravo solarno vrijeme (T ist): h \u003d T cf - T ist. Jednadžba vremena je varijabla. Doseže +16 minuta početkom studenog i -14 minuta sredinom veljače. Jednadžba vremena objavljena je u Astronomskim godišnjacima (AE). Odabirom iz AE vrijednosti h i izravnim mjerenjem satnog kuta pravog sunčevog vremena, možete pronaći prosječno vrijeme: T cf \u003d t ist +12 h + h.

oni. srednje solarno vrijeme u bilo kojem trenutku jednako je pravom solarnom vremenu plus jednadžba vremena.

Dakle, izravnim mjerenjem satnog kuta Sunca t¤ , odredite pravo Sunčevo vrijeme i, znajući jednadžbu vremena h u ovom trenutku, pronađite srednje Sunčevo vrijeme: Tm = t¤ + 12 h + h. Budući da prosječno ekvatorsko sunce prolazi kroz meridijan ranije ili kasnije od pravog Sunca, razlika u njihovim satnim kutovima (jednadžba vremena) može biti i pozitivna i negativna.

Jednadžba vremena i njegova promjena tijekom godine prikazana je na slici punom krivuljom (1). Ova krivulja je zbroj dviju sinusoida - s godišnjim i polugodišnjim periodima.

Sinusoida s jednogodišnjim periodom (isprekidana krivulja) daje razliku između pravog i srednjeg vremena, zbog neravnomjernog kretanja Sunca duž ekliptike. Ovaj dio jednadžbe vremena naziva se jednadžba središta ili jednadžba ekscentriciteta (2). Sinusoida s polugodišnjim periodom (crtkasta krivulja) predstavlja vremensku razliku uzrokovanu nagibom ekliptike prema nebeskom ekvatoru, a naziva se jednadžba nagiba ekliptike (3).

Jednadžba vremena nestaje oko 15. travnja, 14. lipnja, 1. rujna i 24. prosinca i ide do ekstrema četiri puta godišnje; od kojih su najznačajniji oko 11. veljače (h = +14 m) i 2. studenog (h = -16 m).

Jednadžba vremena može se izračunati za svaki trenutak. Obično se objavljuje u astronomskim kalendarima i godišnjacima za svaku ponoć na meridijanu u Greenwichu. Ali treba imati na umu da je u nekima od njih jednadžba vremena dana u smislu "pravo vrijeme minus prosjek" (h = T ¤ - T t) i stoga ima suprotan predznak. Značenje jednadžbe vremena uvijek se objašnjava u objašnjenju za kalendare (godišnjake).

4.3 zvjezdano vrijeme. Prijelaz iz srednjeg vremena u zvjezdano vrijeme i obrnuto

Zvjezdani dan je vremenski interval između dva uzastopna istoimena vrhunca na proljetnom ekvinociju na istom meridijanu. Gotovo je trajno razdoblje vrijeme, tj. period rotacije Zemlje u odnosu na udaljene zvijezde. Za početak zvjezdanog dana uzima se trenutak njegove donje kulminacije, odnosno ponoć kada

S = t¡ = 0. Točnost zvjezdane vremenske skale je do 10 -3 sekundi za nekoliko mjeseci.

Dakle, proces rotacije Zemlje oko svoje osi određuje tri vrste doba dana za mjerenje kratak intervali: pravo solarno vrijeme, srednje solarno vrijeme I zvjezdano vrijeme.

Lokalno, standardno, ljetno vrijeme. Prijelaz iz srednjeg vremena u zvjezdano vrijeme i obrnuto

Prosječni dan je dulji (duži) od zvjezdanih, jer se za jedan okret nebeske sfere u smjeru od istoka prema zapadu samo Sunce pomakne od zapada prema istoku za 1 stupanj (tj. 3 m 56 s).

Tako, V tropska godina srednji dan je jedan dan manji od zvjezdanog dana.

Za mjerenje dugotrajan vremenskim intervalima koristi se kretanje zemlje oko sunca. tropska godina- Ovo vremenski interval između dva uzastopna prolaza srednje sunce kroz sredinu proljetni ekvinocij i jednako 365,24219879 srednji sunčevi dani ili 366.24219879 zvjezdani dani.

Prevođenje srednjih vremenskih intervala u zvjezdano vrijeme i obrnuto provodi se prema tablicama, češće na računalu, koristeći AE, AK i općenito prema formulama: DT \u003d K¢ ´ DS i DS \u003d K ´ DT,

gdje je K=366,24/365,24 = 1,002728 i K¢ =365,24/366,24 = 0,997270.

Prosječni zvjezdani dan jednak je 23 sata 56 minuta 04,0905 sekundi srednjeg solarnog dana. Zvjezdana godina sadrži 365,2564 srednji sunčevi dani, tj. više od tropske godine za 20 m 24 s zbog pomicanja točke g prema Suncu.

Na različitim točkama na istom geografskom meridijanu vrijeme (solarno, zvjezdano) je isto.

Lokalno vrijeme - ovaj put T m mjeren na bilo kojem određenom geografskom meridijanu. Svaka točka na Zemlji ima svoje lokalno vrijeme. Na primjer, kada je udaljenost između dva promatrača 1¢ = 1852 metra (za ekvator), vremenska razlika doseže 4 minute! Neugodno u životu.

Standardno vrijeme - ovo vrijeme T p je lokalno solarno vrijeme središnjeg meridijana bilo koje vremenske zone. Prema T p računa se vrijeme na području dane vremenske zone. T p je uveden od 1884. odlukom međunarodne konferencije (u Rusiji od 1919.) pod uvjetima:

1) Zemaljska je kugla bila podijeljena po dužini u 24 zone od 15 stupnjeva;

3) Vremenska razlika između dvije susjedne zone jednaka je jednom satu. Geografska dužina središnjeg meridijana pojasa (u satima) jednaka je broju ovog pojasa. Glavni meridijan prolazi središtem opservatorija Greenwich (Engleska);

4) Granice vremenskih zona na oceanima idu zemljopisnim meridijanima, na kopnu uglavnom duž administrativnih granica

Vremenske ljestvice

astronomsko vrijeme

Do 1925. u astronomskoj praksi za poč srednji sunčev dan uzeo trenutak gornjeg vrhunca (podne) srednje sunce. Takvo se vrijeme nazivalo srednjim astronomskim ili jednostavno astronomskim. Jedinica mjere bila je srednja solarna sekunda.

Univerzalno (ili svjetsko) vrijeme UT

Od 1. siječnja 1925. umjesto astronomskog vremena koristi se univerzalno vrijeme. Računa se od donje kulminacije srednjeg sunca na meridijanu u Greenwichu. Drugim riječima, lokalno srednje vrijeme meridijana s nultom zemljopisnom dužinom (Greenwich) naziva se univerzalno (svjetsko) vrijeme (Universal Time - UT). Standard sekunde za UT skalu je određeni dio perioda rotacije Zemlje oko svoje osi 1 \ 365,2522 x 24 x 60 x 60. Međutim, zbog nestabilnosti Zemljine aksijalne rotacije, UT skala nije jednoliko: kontinuirano usporavanje je oko 50 sekundi. za 100 godina; nepravilne promjene do 0,004 sec. dnevno; sezonske fluktuacije su oko 0,001 s godišnje.

Regionalno vrijeme se unosi za pojedinačne regije, kao što je srednjoeuropsko vrijeme, srednje pacifičko vrijeme, londonsko vrijeme itd.

Ljetno vrijeme. Radi uštede materijalnih sredstava zbog racionalnijeg korištenja dnevnog svjetla, niz zemalja uvodi ljetno računanje vremena – tj. "prijevod kazaljki" sata 1 sat unaprijed u odnosu na struk. Ali raspored svih vrsta aktivnosti ljudi nije se promijenio! Ljetno računanje vremena obično se uvodi krajem ožujka u ponoć sa subote na nedjelju, a ukida se krajem listopada, također u ponoć sa subote na nedjelju.

efemeridno vrijeme

Efemeridno vrijeme (ET - Ephemeris time) ili zemaljsko dinamičko vrijeme (Terrestrial Dynamical Time - TDT) ili Newtonovo vrijeme:

nezavisna varijabla (argument) u nebeskoj mehanici (Newtonova teorija gibanja nebeskih tijela). Uvedeno od 1. siječnja 1960. u astronomske godišnjake kao jednoobraznije od univerzalnog vremena, pogoršano dugotrajnim nepravilnostima u Zemljinoj rotaciji. To je trenutno najstabilnija vremenska skala za potrebe astronomije i astronautike. Određuje se promatranjem tijela Sunčeva sustava (uglavnom Mjeseca). e se uzima kao mjerna jedinica. femerid drugi poput 1/31556925.9747 podijeliti tropska godina za trenutak 1900. siječnja 0, 12 sati ET ili, inače, kao 1/86400 dio trajanja srednji sunčev dan za isti trenutak.

Efemeridno vrijeme je povezano sa univerzalnim vremenom omjerom:

Pretpostavlja se da je DT korekcija za 2000. godinu +64,7 sekundi.

5. poglavlje

Vrste kalendara: solarni, lunarni i lunisolarni kalendari. julijanski i gregorijanski kalendar. kalendarske ere. Julijansko razdoblje i Julijanski dani.

Definicija

Kalendar je sustav za brojanje dugih vremenskih razdoblja s cjelobrojnim vrijednostima broja dana u dužim vremenskim jedinicama. Kalendarski mjesec i kalendarska godina sadrže cijeli broj dana tako da se početak svakog mjeseca i godine poklapa s početkom dana.

Dakle, kalendarski i prirodni mjesec i godina ne bi smjeli biti jednaki.

Kalendarski zadaci: 1) utvrđivanje redoslijeda brojanja dana, 2) određivanje broja dana u dugim vremenskim razdobljima (godinama), 3) utvrđivanje početka brojanja razdoblja.

Kalendar se temelji na: 1) razdoblju godišnjih promjena na Zemlji - godini ( solarni kalendar ), 2) razdoblje promjene mjesečevih mijena - mjesec ( mjesečev kalendar). postojati lunarni i lunisolarni kalendari.

Vrste solarnih kalendara

Solarni kalendar temelji se na tropskoj godini = 365,2422 srednjih solarnih dana.

Staroegipatski kalendar- jedan od prvih (3000 pr. Kr.). Godina ima 360 dana; broj mjeseci 12, trajanje 30 dana. Ekliptika je bila podijeljena na 360 jednake dijelove- stupnjevi. Kasnije su svećenici odredili duljinu godine: od 365 dana do 365,25!

Rimski kalendar. 8. stoljeće pr Ali bio je manje točan od egipatskog.

Godina ima 304 dana; broj mjeseci 10.

Julijanski kalendar. Uveden od 1. siječnja 45. pr. Julije Cezar prema egipatskom kalendaru. Godina ima 365,25 dana; broj mjeseci je 12. Svaka 4. prijestupna godina djeljiva je sa 4 bez ostatka, tj. 366,25 dana (365,365,365,366!)

Koristi se u Europi više od 1600 godina!

Gregorijanski kalendar. Godina u julijanskom kalendaru bila je 0,0078 dana duža od prave, pa se tako kroz 128 godina nakupio dan viška koji je trebalo dodati. U 14. stoljeću je to zaostajanje bilo poznato, a 1582. godine, odlukom pape Grgura XIII, datumi su u kalendaru prebačeni odmah 10 dana unaprijed. Oni. nakon 4. listopada 14. listopada 1582. odmah je počelo! Osim toga, bilo je uobičajeno isključiti 3 prijestupne godine svakih 400 godina (u stoljećima koja nisu bila djeljiva s 4).

Novi kalendar postao je poznat kao gregorijanski - "novi stil". Godina u gregorijanskom kalendaru (365.2425) razlikuje se od prave (365.242198) za 0.0003 dana, pa se višak dana nakuplja tek u 3300 godina!

Novi stil je sada u širokoj upotrebi. Njegov minus je nejednak broj dana u mjesecima (29,30,31) i kvartalima. To otežava planiranje.

Predloženo je nekoliko projekata reforme gregorijanskog kalendara koji predviđaju uklanjanje ili smanjenje tih nedostataka.

Jedan od njih, naizgled najjednostavniji, je sljedeći. sva tromjesečja u godini imaju isto trajanje od 13 tjedana, tj. za 91 dan. Prvi mjesec svakog kvartala ima 31 dan, a druga dva po 30 dana. Stoga će svako tromjesečje (i godina) uvijek započeti na isti dan u tjednu. No budući da 4 četvrtine od 91 dana sadrže 364 dana, a godina mora sadržavati 365 ili 366 dana (prijestupna godina), tada između 30. prosinca i 1. siječnja umeće se dan izvan brojanja mjeseci i tjedana - međunarodni neradni dan Nova godina. A u prijestupnoj godini isti neradni dan, isključujući mjesece i tjedne, ubacuje se iza 30. lipnja.

Međutim, pitanje uvođenja novog kalendara može se riješiti samo na međunarodnoj razini.

Mjesečev kalendar

Na temelju promjene mjesečevih mijena, tj. razdoblje između dva uzastopna trenutka prve pojave mjesečevog srpa nakon mladog mjeseca. Točno trajanje lunarnog mjeseca utvrđuje se promatranjima pomrčine Sunca– 29,530588 srednjih solarnih dana. U lunarnoj godini - 12 lunarnih mjeseci = 354,36708 sr. Sunčani dani. Lunarni kalendar pojavio se gotovo istovremeno sa solarnim, još sredinom 3. stoljeća pr. U isto vrijeme uveden je i sedmodnevni tjedan (prema broju tada poznatih svjetiljki (Sunce, Mjesec + 5 planeta od Merkura do Saturna)

Trenutno se lunarni kalendar koristi kao muslimanski kalendar u azijskim zemljama itd.

5.4 Matematičke osnove izrade kalendara (samostalno)

5.5 Kalendarske ere

Brojanje godina nužno podrazumijeva neki početni trenutak kronološkog sustava – kalendarska era. Doba- znači i sustav kronologije. Bilo je do 200 različitih razdoblja u ljudskoj povijesti. Na primjer, bizantska era "od stvaranja svijeta", u kojoj je kao "stvaranje svijeta" uzeta 5508. godina prije Krista. Kinesko "cikličko" doba - od 2637. pr. Od stvaranja Rima - 753. pr. Kr. i tako dalje.

Naša era je kršćanska era - ušao u upotrebu tek 1. siječnja 533. od rođendana biblijske osobe (ne povijesne) I. Krista.

Realniji razlog proizvoljnog odabira početka naše ere (AD) vezan je uz periodičnost broja 532 godine = 4x7x19. Uskrs pada u nedjelju na isti datum svake 532 godine! Ovo je korisno za predviđanje datuma proslave kršćanskog blagdana. Uskrs. Temelji se na razdobljima povezanim s kretanjem Mjeseca i Sunca (4 - razdoblje visokih godina, 7 - broj dana u tjednu, 19 - broj godina kroz koje mjesečeve mijene padaju na isti kalendarski brojevi (metonski ciklus poznat je još 432. pr. Kr.) Meton je bio starogrčki astronom.

Opći pojmovi

Utjecaj refrakcije važan je problem za zemaljsku astronomiju, gdje se vrše mjerenja velikih kutova na nebeskoj sferi, pri određivanju ekvatorijalnih koordinata svjetlih tijela, računanju trenutaka njihova izlaska i zalaska.

astronomska (ili atmosferska) refrakcija . Zbog toga je opažena (prividna) zenitna udaljenost z¢ svjetiljke manja od njegove prave (tj. u odsutnosti atmosfere) zenitne udaljenosti z, a prividna visina h¢ je nešto veća od stvarne visine h. Refrakcija, takoreći, podiže svjetiljku iznad horizonta.

Razlika r = z - z¢ = h¢ - h naziva se refrakcija.

Riža. Fenomen refrakcije u zemljinoj atmosferi

Refrakcija mijenja samo zenitne udaljenosti z, ali ne mijenja satne kutove. Ako je svjetlilo na svom vrhuncu, tada lom mijenja samo njegovu deklinaciju i to za isti iznos kao i udaljenost zenita, jer se u tom slučaju ravnine njegovih satnih i okomitih krugova podudaraju. U drugim slučajevima, kada se te ravnine sijeku pod određenim kutom, lom mijenja i deklinaciju i rektascenziju zvijezde.

Treba napomenuti da refrakcija u zenitu ima vrijednost r = 0, a na horizontu doseže 0,5 - 2 stupnja. Zbog refrakcije, diskovi Sunca i Mjeseca izgledaju ovalno blizu horizonta, budući da je refrakcija na donjem rubu diska 6¢ veća nego na gornjem, pa se čini da je okomiti promjer diska skraćen u usporedbi na horizontalni promjer, koji nije iskrivljen lomom.

Empirijski, tj. empirijski izvedeni iz opažanja približan izraz za definiranje općenito (prosječno) refrakcije:

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

gdje je: B - atmosferski tlak, t 0 - temperatura zraka.

Zatim, pri temperaturi jednakoj 0 0 i pri tlaku od 760 mm žive, refrakcija za vidljive zrake (l \u003d 550 milimikrona) jednaka je:

r =60².25 ´ tgz¢ = K´ tgz¢. Ovdje je K konstanta loma pod gornjim uvjetima.

Prema gornjim formulama, refrakcija se izračunava za zenitnu udaljenost ne veću od 70 kutnih stupnjeva s točnošću od 0,¢¢01. Pulkovske tablice (5. izdanje) omogućuju uzimanje u obzir učinka refrakcije do zenitnog razmaka z = 80 kutnih stupnjeva.

Za točnije izračune, ovisnost refrakcije se uzima u obzir ne samo o visini objekta iznad horizonta, već io stanju atmosfere, uglavnom o njezinoj gustoći, koja je sama funkcija, uglavnom temperature i tlaka . Korekcije refrakcije izračunavaju se pri tlaku U[mmHg] i temperatura t° Uz prema formuli:

Da bi se uzeo u obzir utjecaj refrakcije s visokom točnošću (0,¢¢01 i više), teorija refrakcije je prilično komplicirana i razmatra se u posebnim tečajevima (Yatsenko, Nefed'eva AI i drugi). Funkcionalno, veličina refrakcije ovisi o mnogim parametrima: visini (H), zemljopisnoj širini (j), također i temperaturi zraka (t), atmosferskoj pritisak (p), atmosferski tlak (B) na putu svjetlosne zrake od nebeskog tijela do promatrača i različit je za različite valne duljine elektromagnetskog spektra (l) i svaku zenitnu udaljenost (z). Suvremeni proračuni refrakcije provode se na računalu.

Također treba napomenuti da se refrakcija, prema stupnju svog utjecaja i razmatranja, dijeli na normalno (tablica) i abnormalno. Točnost uzimanja u obzir normalne refrakcije određena je kvalitetom standardnog modela atmosfere i do zenitnih udaljenosti od ne više od 70 stupnjeva doseže 0,¢¢01 i više. Ovdje je od velike važnosti izbor mjesta za promatranje - visoke planine, s dobrim astroklima i pravilan teren, osiguravajući odsutnost nagnutih slojeva zraka. U diferencijalnim mjerenjima s dovoljnim brojem referentnih zvijezda u CCD okvirima, može se uzeti u obzir utjecaj varijacija refrakcije, kao što su dnevne i godišnje.

anomalna refrakcija, kao što su instrumentalni i paviljonski obično se dosta dobro uzima u obzir uz pomoć sustava za prikupljanje vremenskih podataka. U površinskom sloju atmosfere (do 50 metara) koriste se metode poput postavljanja vremenskih senzora na jarbole i sondiranja. U svim tim slučajevima moguće je postići točnost obračunavanja refrakcijskih grešaka ne goru od 0,201. Teže je eliminirati utjecaj refrakcijskih fluktuacija zbog visokofrekventnih atmosferskih turbulencija koje imaju dominantan utjecaj. Spektar snage podrhtavanja pokazuje da je njihova amplituda značajna u rasponu od 15 Hz do 0,02 Hz. Iz ovoga proizlazi da bi optimalno vrijeme za registraciju nebeskih tijela trebalo biti najmanje 50 sekundi. Empirijske formule koje je izveo E. Heg (e =± 0,²33(T+0,65) - 0,25 ,

gdje je T vrijeme registracije) i I.G. Kolchinsky (e =1\Ön(± 0,²33(secz) 0,5 , gdje je n broj trenutaka registracije) pokazuju da s takvim vremenom registracije za zenitnu udaljenost (z) jednaka nuli, točnost položaja (e) zvijezde, oko 0,²06-0,²10.

Prema drugim procjenama, ovaj tip refrakcije može se uzeti u obzir mjerenjem unutar jedne ili dvije minute s točnošću od 0,03 (A. Yatsenko), do 0,03-0,06 za zvijezde u rasponu magnitude 9-16 (I .Reqiume ) ili do 0."05 (E.Hog). Proračuni koje su na zvjezdarnici USNO proveli Stone i Dun pokazali su da je registracijom CCD-a na automatskom meridijanskom teleskopu (vidno polje 30" x 30" i vrijeme ekspozicije 100 sekundi) moguće diferencijalno odrediti položaje zvijezda s točnošću od 0,²04. Prospektivna procjena koju su napravili američki astronomi Colavita, Zacharias i dr. (vidi tablicu 7.1) za širokokutna promatranja u vidljivom rasponu valnih duljina pokazuje da se atmosferska granica točnosti od oko 0,²01 može postići korištenjem tehnike dvije boje.

Za napredne teleskope s CCD vidnim poljem, reda veličine 60"x60", koristeći tehniku ​​promatranja u više boja, reflektirajuću optiku i konačno koristeći diferencijalne metode referentnih kataloga visoke gustoće i točnosti na razini svemirskih kataloga kao što su kao HC i TC

sasvim je moguće postići točnost reda veličine nekoliko milisekundi (0,²005).

Refrakcija

Prividni položaj zvijezde iznad horizonta, strogo govoreći, razlikuje se od onog izračunatog formulom (1.37). Činjenica je da zrake svjetlosti nebeskog tijela, prije nego što uđu u oko promatrača, prolaze kroz Zemljinu atmosferu i u njoj se lome, a budući da se gustoća atmosfere povećava prema površini Zemlje, svjetlosni snop (sl. 19.) ) se sve više otklanja u istom smjeru duž zakrivljene linije, tako da pravac OM 1 , prema kojoj promatrač OKO vidi svjetiljku, ispada da je skrenuta prema zenitu i ne podudara se sa smjerom OM 2 (paralelno VM), kojim bi vidio svjetiljku u nedostatku atmosfere.

Pojava loma svjetlosnih zraka pri prolasku kroz zemljinu atmosferu naziva se astronomska refrakcija.

Kutak M 1 OM 2 pozvana lomni kut ili refrakcija r . Kutak ZOM 1 nazvao vidljivo zenitna udaljenost svjetiljke z", i kut ZOM 2 - istina zenitna udaljenost z.

Izravno sa Sl. 19 slijedi

z - z"= r ili z = z" + r ,

oni. prava zenitna udaljenost svjetiljke veća je od vidljive udaljenosti za količinu loma r . Refrakcija, takoreći, podiže svjetiljku iznad horizonta.

Prema zakonima loma svjetlosti, upadna i lomljena zraka leže u istoj ravnini. Prema tome, put zraka MVO i upute OM 2 i OM 1 leže u istoj okomitoj ravnini. Prema tome, refrakcija ne mijenja azimut svjetiljke, štoviše, jednaka je nuli ako je svjetiljka u zenitu.

Ako je svjetlilo na svom vrhuncu, tada lom mijenja samo njegovu deklinaciju i to za isti iznos kao i udaljenost zenita, jer se u tom slučaju ravnine njegovih satnih i okomitih krugova podudaraju. U drugim slučajevima, kada se ove ravnine sijeku pod nekim kutom, lom i