Astronomija je jedna od najtajanstvenijih i najzanimljivijih znanosti. Unatoč činjenici da se u školama, u najboljem slučaju, daje tek nekoliko sati astronomije, ljudi se za nju zanimaju. Stoga ću, počevši s ovom porukom, započeti seriju postova o osnovama ove znanosti i zanimljivim pitanjima koja se nameću prilikom njenog proučavanja.

Kratka povijest astronomije

Podižući glavu i gledajući u nebo, drevni čovjek je, vjerojatno, više puta razmišljao o tome kakve se nepomične "krijesnice" nalaze na nebu. Gledajući ih, ljudi su neke prirodne pojave (na primjer, promjenu godišnjih doba) povezivali s nebeskim pojavama, a potonjima su pripisivali magična svojstva. Na primjer, u starom Egiptu, poplava Nila vremenski se poklopila s pojavom najsjajnije zvijezde Sirius (ili Sothis, kako su ga Egipćani zvali) na nebu. S tim u vezi, izumili su kalendar - "Sothic" godina - to je interval između dva uspona (pojave na nebu) Siriusa. Godina je zbog pogodnosti podijeljena na 12 mjeseci, svaki po 30 dana. Preostalih 5 dana (u godini ima 365 dana, odnosno 12 mjeseci od po 30 dana - ovo je 360, preostalo je 5 "dodatnih" dana) proglašeni su praznicima.

Značajan napredak u astronomiji (i astrologiji) napravili 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 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 za središte nebeske sfere uzima oko promatrača. 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 upravo oni uveli sedmodnevni tjedan - svaki dan takvog tjedna bio je posvećen određenom nebeskom tijelu. Babilonci su također naučili predviđati pomrčine, što su svećenici divno koristili, povećavajući vjeru običnih ljudi u njihove navodno 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
• skup: Djevica superjata
• 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 se jako puno energija).

Planet je sferno 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 lijepa površina prikazana na prvoj slici.

U Sunčevom sustavu postoje i patuljasti planeti – malo tijelo gotovo sfernog oblika, koje nije satelit velikog planeta i ne može „raščistiti“ svoj put 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 - "repane zvijezde", vjesnici neuspjeha, kako su vjerovali drevni. Sastoje se uglavnom od leda i imaju velik i lijep rep. Jedan od ovih kometa, komet Hale-Bopp (nazvan po Haleu i Boppu), kojeg su mnogi stanovnici Zemlje mogli promatrati 1997. godine na nebu.

mliječna staza

Ali naš Sunčev sustav je jedan od mnogih drugih planetarnih sustava u galaksija Mliječni put(ili Mliječni put). Galaksija je veliki broj zvijezda i drugih tijela koja se okreću oko zajedničkog središta mase pod utjecajem gravitacije (na slici lijevo prikazan je računalni model Galaksije). Veličina galaksije u usporedbi s našim Sunčevim sustavom doista je ogromna - reda 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 – uostalom, svjetlost koja sada dopire do nas je nastala mnogo prije pojave čovječanstva, a od niza zvijezda – mnogo prije pojave Zemlje.

Sama Mliječna staza nalikuje spirali s "posudom" u središtu. Ulogu "rukavaca" spirale obavljaju nakupine zvijezda. Ukupno u Galaksiji ima od 200 do 400 milijardi (!) Zvijezda. Naravno, naša galaksija također nije sama u svemiru. Dio je tzv lokalna grupa, ali o tome više sljedeći put!

Korisni zadaci iz astronomije

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

Prostor – bezzračni prostor – nema ni početak ni kraj. U bezgraničnoj kozmičkoj praznini, tu i tamo, pojedinačno i u skupinama, nalaze se zvijezde. Male skupine od desetaka, stotina ili tisuća zvijezda nazivaju se zvjezdana jata. Oni su dio divovskih (milijuna i milijardi zvijezda) superjata zvijezda zvanih galaksije. U našoj galaksiji ima oko 200 milijardi zvijezda. Galaksije su sićušni otoci zvijezda u ogromnom svemirskom oceanu zvanom Svemir.

Cijelo zvjezdano nebo astronomi uvjetno dijele na 88 dijelova - zviježđa koja imaju određene granice. Sva kozmička tijela vidljiva unutar granica danog zviježđa uključena su u ovo zviježđe. Zapravo, zvijezde u sazviježđima nemaju nikakve veze jedna s drugom, niti sa Zemljom, a još više s ljudima na Zemlji. Vidimo ih samo na ovom dijelu neba. Postoje zviježđa koja su dobila imena po životinjama, predmetima i ljudima. Morate poznavati 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, takoreći, dodiruje površinu zemlje, naziva se linija horizonta. Ako se popnete na toranj ili planinu, horizont će se proširiti. Ako krenemo naprijed, tada će se linija horizonta udaljiti od nas. Nemoguće je doći do linije horizonta. Na ravnom, otvorenom mjestu sa svih strana, linija horizonta ima oblik kruga. Postoje 4 glavne strane horizonta: sjever, jug, istok i zapad. Između njih su međustrane horizonta: sjeveroistok, jugoistok, jugozapad i sjeverozapad. Na dijagramima je uobičajeno označiti sjever na vrhu. Broj koji pokazuje koliko su puta smanjene (povećane) stvarne udaljenosti na crtežu naziva se mjerilo. Mjerilo se koristi pri izradi plana i karte. Plan područja se izrađuje u velikom mjerilu, a karte se izrađuju u malom.

Orijentacija znači znati svoju lokaciju u odnosu na poznate objekte, moći odrediti smjer puta duž poznatih strana horizonta. U podne je Sunce iznad točke juga, a podnevna sjena od objekata usmjerena je prema sjeveru. Možete se kretati po Suncu 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 također se mogu odrediti lokalnim obilježjima: izoliranim stablima, mravinjacima, panjevima. Za ispravnu navigaciju potrebno je koristiti nekoliko lokalnih znakova.

U zviježđu Velikog medvjeda lako je pronaći zvijezdu 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 mjeseca, 3000 zvijezda dostupno je za promatranje golim okom. Ovo su najbliže, najtoplije i najveće zvijezde. Oni su slični Suncu, ali su milijune i milijarde 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 zvijezde su dalje od nas. U astronomskim instrumentima - teleskopima - možete promatrati milijune zvijezda. Teleskop prikuplja svjetlost kozmičkih tijela i povećava njihovu prividnu veličinu. S teleskopom možete vidjeti blijede, nevidljive zvijezde golim okom, ali čak i uz najmoćniji teleskop, 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 plave. Što je zvijezda toplija i veća, to sjajnije sjaji.

Sunce je ogromna vruća lopta plina. Sunce je 109 puta veće od Zemlje u promjeru i 333 000 puta u masi od Zemlje. Više od milijun globusa moglo bi stati unutar Sunca. Sunce nam je najbliža zvijezda, ima prosječnu magnitudu i prosječnu temperaturu. Sunce je žuta zvijezda. Sunce sja jer se unutar njega odvijaju atomske reakcije. Temperatura na površini Sunca je 6000° C. Pri ovoj 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 izgraditi 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 svjetlost iz svjetlećih tijela pada na njih. Stoga se kaže da sjaje 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. Kada bi se Sunce ugasilo, Zemlja bi uronila u tamu. Biljke i životinje bi umrle od ekstremne hladnoće. Sunčeve zrake različito zagrijavaju površinu zemlje. Što je Sunce više iznad horizonta, što se površina više zagrijava, to je temperatura zraka viša. Najviši položaj Sunca promatra se na ekvatoru. Od ekvatora prema polovima visina Sunca se smanjuje, a smanjuje se i protok topline. Oko polova Zemlje, led se nikada ne topi, postoji vječni led.

Zemlja na kojoj živimo je ogromna lopta, ali ju je teško primijetiti. Stoga se dugo vremena vjerovalo da je Zemlja ravna, a odozgo je prekrivena, poput kape, čvrstim i prozirnim nebeskim svodom. U budućnosti su ljudi dobili mnogo dokaza o sferičnosti Zemlje. Smanjeni 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 hemisfere, dobit ćete kartu hemisfera.

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 revolucija se zove godina. U godini postoji 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 ima 365 cijelih dana i još nekoliko sati u godini.

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 podržao ideju Kopernika, 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 okret u isto vrijeme kada Zemlja napravi 1 okret oko svoje osi.

Na strani obasjanoj Suncem dan je, a na strani koja je u sjeni je noć. Rotirajući, Zemlja izlaže sunčeve zrake na jednu, pa na drugu stranu. Tako dolazi do promjene dana i noći. Zemlja napravi 1 okret oko svoje ose za 1 dan. 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. Ima ih dva - sjeverna i južna. Ekvator je zamišljena linija koja prolazi jednako udaljena od polova i dijeli globus na sjevernu i južnu hemisferu. Duljina ekvatora je 40 000 km.

Zemljina os rotacije nagnuta je prema Zemljinoj orbiti. Zbog toga visina Sunca iznad horizonta i dužina dana i noći na istom području Zemlje variraju tijekom godine. Što je Sunce više iznad horizonta, dan duže traje. Od 22. prosinca do 22. lipnja visina Sunca u podne, visina raste, duljina dana se povećava, zatim visina Sunca opada, 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 koji se diže nisko iznad horizonta; proljeće je prijelazno doba iz zime u ljeto; jesen je prijelazno doba s ljeta na zimu. Svako godišnje doba ima 3 mjeseca: ljeto - lipanj, srpanj, kolovoz; jesen - rujan, listopad, studeni; zima - prosinac, siječanj, veljača; proljeće - ožujak, travanj, svibanj. Kad je ljeto na sjevernoj hemisferi Zemlje, na južnoj je zima. I obrnuto.

8 ogromnih sfernih tijela giba se po putanjama 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 se nalaze od Sunca ovim redoslijedom: Merkur, Venera, Zemlja, Mars, Jupiter, Saturn, Uran i Neptun. Najveći planet Jupiter je 11 puta veći od Zemlje u promjeru i 318 puta u masi. Najmanji od velikih planeta - Merkur - u promjeru je 3 puta manji od Zemlje.

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

Što je planet bliže Suncu, što mu je orbita kraća, to planet brže obilazi Sunce. Zemlja napravi 1 okret oko Sunca za 1 godinu ili 365 dana 5 sati 48 minuta 46 sekundi. Za praktičnost 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 planeti rotiraju oko svojih osi, neki brže, drugi sporije.

Njihovi sateliti se okreću 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 veće u promjeru od Mjeseca. To je zato što je Mjesec 400 puta bliži Zemlji od Sunca. Mjesec ne emitira vlastitu svjetlost. Vidimo ga jer sjaji reflektiranom sunčevom svjetlošću. Kad bi 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 svakodnevnom kretanju zvjezdanog neba, dok se polako kreće iz jednog zviježđa u drugo. 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 osvjetljava. Mjesec rotira oko svoje osi, tako da i mjesec ima dnevni i noćni ciklus. Međutim, dan na Mjesecu ne traje 24 sata, kao na Zemlji, već 29,5 zemaljskih dana. Dva tjedna na mjesecu su dan, a dva tjedna noć. Kamena lunarna kugla na sunčanoj strani zagrijava se do +170 °C.

Od Zemlje do Mjeseca 384.000 km. Mjesec je najbliže kozmičko tijelo Zemlji. Mjesec je 4 puta manji od Zemlje u promjeru i 81 puta manji u masi. Mjesec obavi jedan okret oko Zemlje za 27 zemaljskih dana. Mjesec je okrenut prema zemlji uvijek istom stranom. Nikada ne vidimo drugu stranu od Zemlje. No uz pomoć automatskih postaja bilo je moguće fotografirati dalju stranu Mjeseca. Lunohodi su putovali Mjesecom. Prva osoba koja je hodala po površini Mjeseca bio je Amerikanac Neil Armstrong (1969.).

Mjesec je prirodni satelit Zemlje. "Prirodno" znači stvoreno od prirode. Godine 1957. lansiran je prvi umjetni Zemljin satelit u našoj zemlji. "Umjetno" znači umjetno. Danas oko Zemlje leti nekoliko tisuća umjetnih satelita. 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 djelatnost, za prijenos televizijskih programa, provode mobilnu komunikaciju mobitela.

Kroz teleskop na Mjesecu vidljive su planine i ravnice – tzv. lunarnih mora i kratera. Krateri su jame koje nastaju kada veliki i mali meteoriti padnu na Mjesec. Na mjesecu nema vode ni zraka. Stoga tamo nema života.

Mars ima dva mala mjeseca. Jupiter ima najviše satelita – 63. Merkur i Venera nemaju satelita.

17. Između orbite Marsa i Jupitera, nekoliko stotina tisuća asteroida, željezno-kameni blokovi kreću se oko Sunca. Promjer najvećeg asteroida je oko 1000 km, a najmanjeg poznatog oko 500 metara.

Iz daleka od samih granica Sunčevog sustava, s vremena na vrijeme Suncu se približavaju ogromni kometi (repata svjetiljka). Jezgre kometa su ledeni blokovi očvrsnutih plinova u koje su se zamrznule čvrste čestice i kamenje. Što je bliže suncu, to je toplije. Stoga, kada se komet približi Suncu, njegova jezgra počinje isparavati. Rep kometa je mlaz plinova i čestica prašine. Rep kometa povećava se kako se komet približava Suncu i smanjuje kako se komet udaljava od Sunca. S vremenom se kometi raspadaju. U svemiru se nosi puno fragmenata kometa i asteroida. Ponekad padnu na zemlju. Fragmenti asteroida i kometa koji su pali na Zemlju ili neki drugi planet nazivaju se meteoriti.

Unutar Sunčevog sustava, puno malih kamenčića i čestica prašine veličine glave igle - meteoroidi - okreću se oko Sunca. Probijajući velikom brzinom u Zemljinu atmosferu, zagrijavaju se od trenja sa zrakom i izgaraju visoko na nebu, a ljudima se čini da je zvijezda pala s neba. Taj se fenomen naziva meteor.

Sunce i sva kozmička tijela koja se okreću oko njega – planeti sa svojim satelitima, asteroidi, kometi, meteoroidi – tvore Sunčev sustav. Druge zvijezde nisu dio Sunčevog sustava.

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

Znanost o svemirskim letovima i istraživanju svemira uz pomoć letjelica naziva se astronautika. Jurij Gagarin je prvi kozmonaut planete Zemlje. Prvi je obišao globus (za 108 minuta) na letjelici Vostok (12. travnja 1961.). Aleksej Leonov je prva osoba koja je izašla u svemir u svemirskom odijelu (1965.). Valentina Tereshkova - prva žena u svemiru (1963.). No, prije nego je čovjek odletio u svemir, znanstvenici su lansirali životinje - majmune i pse. Prvo živo biće u svemiru je pas Lajka (1961.).

Ova drevna znanost nastala je kako bi pomogla čovjeku da se kreće u vremenu i prostoru (kalendari, karte, navigacijski instrumenti stvoreni su na temelju astronomskih znanja), kao i da predvidi razne prirodne pojave, na ovaj ili onaj način povezane s kretanjem nebeskih tijela. . Moderna astronomija uključuje nekoliko odjeljaka.

Sferna astronomija koristeći matematičke metode, proučava prividni položaj i kretanje Sunca, Mjeseca, zvijezda, planeta, satelita, uključujući umjetna tijela u nebeskoj sferi. Ova grana astronomije povezana je s razvojem teorijskih osnova računanja vremena.

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

Astrofizika proučava fizičko stanje i kemijski sastav nebeskih tijela i njihovih sustava, međuzvjezdane i međugalaktičke medije te procese koji se u njima odvijaju. Budući da je dio astronomije, ali je zauzvrat podijeljen 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 Sunčevog sustava, uključujući komete i umjetne satelite Zemlje u njihovom zajedničkom gravitacijskom polju. U zadaće ovog odjeljka astronomije spada i sastavljanje efemerida.

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

zvjezdana astronomija proučava zvjezdane sustave (njihova jata, galaksije), njihov sastav, strukturu, dinamiku, evoluciju.

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

Kozmogonija proučava nastanak i razvoj kozmičkih tijela i njihovih sustava (Sunčev sustav u cjelini, kao i planete, zvijezde, galaksije).

kozmologija- doktrina kozmosa, koja proučava fizička svojstva svemira u cjelini, 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 treba 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 se naći onaj nužni minimum astronomskih informacija, bez kojih astrolog ne može, i sve ono što može biti od interesa za bilo koju osobu zainteresiranu za astrologiju.

ASTRONOMIJA ULAZNICE 11 RAZRED

ULAZNICA #1

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

Zemlja čini složena kretanja: rotira oko svoje osi (T=24 sata), kreće se oko Sunca (T=1 godina), rotira zajedno s Galaksijom (T=200 tisuća godina). To pokazuje da se sva promatranja napravljena 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 zaustavljanjima. Ako ovu stazu stavite na kartu, dobit ćete petlju. Veličina petlje je manja, što je veća udaljenost između planeta i Zemlje. Planete se dijele na donje i gornje (donje - unutar zemljine orbite: Merkur, Venera; gornje: 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. Relativni položaji planeta u odnosu na Sunce i Zemlju nazivaju se planetarne konfiguracije.

Konfiguracije planeta, razl. geometrijski položaje planeta u odnosu na sunce i zemlju. Određeni položaji planeta, vidljivi sa Zemlje i mjereni u odnosu na Sunce, su posebni. naslovi. Na bolestan. V - unutarnji planet, ja- vanjski planet, E - Zemlja, S - Sunce. Kad je unutarnja planet leži u pravoj liniji sa suncem, nalazi se u vezu. K.p. EV 1S i ESV 2 pozvao donji i gornji spoj odnosno. Ext. planet I je u superiornoj konjunkciji kada leži u pravoj liniji sa Suncem ( ESI 4) i u sukob, kada leži u smjeru suprotnom od Sunca (I 3 ES). I 5 ES, naziva se produljenje. Za unutarnje planeta max, elongacija se javlja 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 se planet okreće oko Sunca u svojoj orbiti naziva se sideralno (zvjezdano) razdoblje okretanja - T, razdoblje između dvije identične konfiguracije - sinodičko razdoblje - S.

Planeti se okreću oko Sunca u jednom smjeru i završe jednu revoluciju oko Sunca u određenom vremenskom razdoblju = sideralni period

za unutarnje planete

za vanjske planete

S je sideričko razdoblje (u odnosu na zvijezde), T je sinodičko razdoblje (između faza), T Å = 1 godina.

Kometi i meteoritska tijela kreću se eliptičnom, paraboličnom i hiperboličkom putanjom.

Izračun udaljenosti do galaksije na temelju Hubbleovog zakona.

H = 50 km/sec*Mpc – Hubble konstanta

ULAZNICA #2

Principi određivanja zemljopisnih koordinata iz astronomskih promatranja.

Postoje 2 geografske koordinate: geografska širina i geografska dužina. Astronomija kao praktična znanost omogućuje vam da pronađete te koordinate. Visina nebeskog pola iznad horizonta jednaka je geografskoj širini mjesta promatranja. Približna geografska širina može se odrediti mjerenjem visine Sjevernjače, jer. to je oko 1 0 od sjevernog nebeskog pola. Geografsku širinu mjesta promatranja moguće je odrediti po visini 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 od zenita. h je visina svjetiljke, d je deklinacija, j je zemljopisna širina.

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

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

Lokalno vrijeme je solarno vrijeme na toj lokaciji na Zemlji. U svakoj točki lokalno vrijeme je drugačije, pa ljudi žive po standardnom vremenu, odnosno prema vremenu srednjeg meridijana ove zone. Linija promjene datuma ide na istoku (Beringov tjesnac).

Proračun temperature zvijezde na temelju podataka o njezinoj svjetlosti i veličini.

L - osvjetljenje (Lc = 1)

R - polumjer (Rc = 1)

T - Temperatura (Tc = 6000)

ULAZNICA #3

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

Faza, u astronomiji, do promjene faze dolazi zbog periodičnosti. promjene uvjeta osvjetljenja nebeskih tijela u odnosu na promatrača. Promjena faze Mjeseca posljedica je promjene međusobnog položaja Zemlje, Mjeseca i Sunca, kao i činjenice da Mjesec sja svjetlošću koja se odbija od njega. Kada je Mjesec između Sunca i Zemlje na pravoj liniji koja ih povezuje, neosvijetljeni dio mjesečeve površine je okrenut prema Zemlji, pa ga ne možemo vidjeti. Ovaj F. - mladi mjesec. Nakon 1-2 dana, Mjesec odlazi iz ove ravne linije, a sa Zemlje je vidljiv uski Mjesečev srp. Za vrijeme mladog mjeseca na tamnom nebu još uvijek je vidljiv onaj dio mjeseca koji nije osvijetljen izravnim sunčevim svjetlom. Ovaj fenomen je tzv pepeljasto svjetlo. Tjedan dana kasnije dolazi F. - prva četvrtina: osvijetljeni dio mjeseca je polovica diska. Onda dolazi Puni mjesec- Mjesec je opet na liniji koja spaja Sunce i Zemlju, ali na drugoj strani Zemlje. Vidljiv je osvijetljeni puni Mjesečev disk. Tada se vidljivi dio počinje smanjivati ​​i zadnja četvrtina, oni. opet se može promatrati osvijetljena polovica diska. Puni period promjene F. Mjeseca naziva se sinodijski mjesec.

Zasjeniti, astronomska pojava, u kojoj jedno nebesko tijelo potpuno ili djelomično prekriva drugo, ili sjena jednog tijela pada na druga Sunčeva 3. nastaju kada Zemlja padne u sjenu koju baca Mjesec, a lunarna - kada Mjesec upadne u sjena Zemlje. Mjesečeva sjena tijekom solarnog 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 u potpunosti u sjenu, tada će promatrač na noćnoj strani Zemlje vidjeti djelomični lunarni 3. Kutni promjeri Sunca i Mjeseca su gotovo isti, tako da ukupni solarni 3. traje samo jedan nekoliko. minutama. Kada je Mjesec u apogeju, njegove su kutne dimenzije nešto manje od Sunčevih. Solarni 3. može nastati ako linija koja povezuje središta Sunca i Mjeseca prijeđe zemljinu površinu. Promjeri mjesečeve sjene prilikom pada na Zemlju mogu doseći nekoliko. stotine kilometara. Promatrač vidi da tamni lunarni disk nije u potpunosti 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 točke presjeka linije koja povezuje njihova središta sa zemljinom površinom vidjeti punu solarnu 3. Zemlja se okreće oko svoje osi, Mjesec - oko Zemlje, a Zemlja - oko Sunca, mjesečeva sjena brzo klizi po površini zemlje od točke gdje je pala na nju do druge, gdje je napušta i povlači Zemlja * traka pune ili prstenaste 3. Privatne 3. može se promatrati kada Mjesec blokira samo dio Sunca. Vrijeme, trajanje i obrazac solarnog ili lunarnog 3. ovise o geometriji sustava Zemlja-Mjesec-Sunce. Zbog nagiba mjesečeve orbite u odnosu na *ekliptiku, Sunčeve i Mjesečeve 3. ne javljaju se na svakom mladom ili punom mjesecu. Usporedba predviđanja 3. s opažanjima omogućuje preciziranje teorije gibanja mjeseca. Budući da se geometrija sustava gotovo točno ponavlja svakih 18 godina 10 dana, 3. se javljaju s tim razdobljem, koje se naziva saros. 3. Registracije iz davnih vremena omogućuju testiranje učinka plime i oseke na lunarnu orbitu.

Određivanje koordinata zvijezda na zvjezdanoj karti.

ULAZNICA #4

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

Razmotrimo godišnje kretanje Sunca u 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 fazi važno je da kretanje Sunca po ekliptici bude popraćeno promjenom 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 proljetnog ekvinocija od strane Sunca (α = 0 h), krajem ožujka, deklinacija Sunca je 0°, stoga je na današnji dan Sunce 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 ispod njega pola, t.j. dan je jednak noći, što se odražava u nazivu "ekvinocij". U trenutku ekvinocija, tangenta ekliptike na mjestu Sunca je nagnuta prema ekvatoru pod najvećim kutom jednakim e, stoga je brzina povećanja deklinacije Sunca u ovom trenutku također maksimalna.

Nakon proljetnog ekvinocija, deklinacija Sunca se brzo povećava, pa je svakim danom sve više dnevne paralele Sunca iznad horizonta. Sunce izlazi ranije, diže se više u gornjem vrhuncu i zalazi kasnije. Točke izlaska i zalaska sunca svakim se danom pomiču na sjever, a dan se produžuje.

Međutim, kut nagiba tangente na ekliptiku na mjestu Sunca svakim se danom smanjuje, a s njim se smanjuje i brzina povećanja deklinacije. Konačno, krajem lipnja Sunce stiže do najsjevernije točke ekliptike (α = 6 h, δ = +e). Do tog trenutka se diže u gornjem vrhuncu do visine h = 90° - φ + e, diže se otprilike na sjeveroistoku, zalazi na sjeverozapadu, a duljina dana doseže svoju maksimalnu vrijednost. Pritom se dnevno povećanje visine Sunca zaustavlja na gornjoj kulminaciji, a podnevno Sunce, takoreći, "zaustavlja" u svom kretanju prema sjeveru. Otuda i naziv "ljetni solsticij".

Nakon toga se deklinacija Sunca počinje smanjivati ​​– isprva vrlo sporo, a potom sve brže i brže. Svakim danom izlazi sve kasnije, zalazi ranije, točke izlaska i zalaska sunca se vraćaju na jug.

Do kraja rujna Sunce dolazi do druge točke presjeka ekliptike s ekvatorom (α = 12 h), a opet nastupa ekvinocij, sada jesenski. Opet, brzina promjene deklinacije Sunca doseže svoj maksimum i brzo se pomiče prema jugu. Noć postaje duža od dana, a svakim danom visina Sunca na njegovom vrhuncu opada.

Do kraja prosinca Sunce dolazi do najjužnije točke ekliptike (α = 18 sati) i njegovo kretanje prema jugu prestaje, ponovno „zastaje“. Ovo je zimski solsticij. Sunce izlazi gotovo na jugoistoku, zalazi na jugozapadu, a u podne izlazi na jugu do visine h = 90° - φ - e.

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

Zbog raspršivanja svjetlosti Zemljinom atmosferom, nebo je i dalje svijetlo još 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, pri d = +e, visina Sunca na donjoj kulminaciji je h = φ + e - 90°. Stoga, sjeverno od zemljopisne širine ~ 48°,5 za vrijeme ljetnog solsticija, Sunce na svojoj nižoj kulminaciji tone manje od 18° ispod horizonta, 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 (Moskva spada u ovu zonu, gdje ne pada mrak 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 zemljopisnoj širini φ = 90° - e, dnevna paralela Sunca dodirivat će horizont tijekom solsticija. Ova zemljopisna širina je arktički krug. Sjevernije Sunce neko vrijeme ljeti ne zalazi ispod horizonta – zalazi polarni dan, a zimi – ne izlazi – polarna noć.

Sada razmislite o južnijim geografskim širinama. Kao što je već spomenuto, južno od zemljopisne širine φ = 90° - e - 18° noći su uvijek tamne. Daljnjim kretanjem prema jugu Sunce se sve više diže 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 geografskoj širini j = e, dnevna paralela Sunca za ljetni solsticij proći će kroz zenit. Ova zemljopisna širina se zove sjeverni trop, u vrijeme ljetnog solsticija na jednoj od točaka na ovoj geografskoj širini, Sunce je točno u zenitu. Konačno, na ekvatoru su dnevne paralele Sunca horizontom uvijek podijeljene 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 će se veći dio godine (i južno od južnog tropa - uvijek) gornji klimaks Sunca događati sjeverno od zenita.

Usmjeravanje na 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 je optički teleskop dizajniran za povećanje slike i prikupljanje svjetlosti iz slabih izvora, posebno onih nevidljivih golim okom, jer u usporedbi s njim, u stanju je prikupiti više svjetla i pružiti visoku kutnu rezoluciju, pa se na uvećanoj slici može vidjeti više detalja. 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 (okruženje 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 određene granice veličine (oko 1 metar u promjeru). Stoga se trenutno prednost daje reflektirajućim teleskopima, u kojima se zrcalo koristi kao objektiv. Prvi reflektirajući teleskop izumio je Newton prema svojoj shemi, tzv Newtonov sustav. Sada postoji nekoliko metoda za promatranje slike: sustavi Newton, Cassegrain (položaj fokusa je prikladan za snimanje i analizu svjetlosti pomoću drugih uređaja, kao što su fotometar ili spektrometar), kude (shema je vrlo prikladna kada je potrebna glomazna oprema za svjetlosna analiza), Maksutov (tzv. meniskus), Schmidt (koristi se kada je potrebno napraviti velike preglede neba).

Uz optičke teleskope, postoje i 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; u fazi; radio interferometri). Postoje i teleskopi za detekciju x-zraka i gama zraka. Budući da potonje apsorbira Zemljina atmosfera, rendgenski teleskopi se obično postavljaju na satelite ili sonde u zraku. Gama-astronomija koristi teleskope smještene na satelitima.

Proračun razdoblja revolucije planeta na temelju Keplerovog trećeg zakona.

T s \u003d 1 godina

a z = 1 astronomska jedinica

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

ULAZNICA #6

Metode određivanja udaljenosti do tijela Sunčevog sustava i njihovih veličina.

Najprije se određuje udaljenost do neke dostupne točke. Ta se udaljenost naziva baza. Kut pod kojim je osnova vidljiva s nepristupačnog mjesta naziva se paralakse. Horizontalna paralaksa je kut pod kojim je polumjer Zemlje vidljiv s planeta, okomito na liniju vida.

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

radarska metoda. Sastoji se u činjenici da se moćni kratkotrajni impuls šalje nebeskom tijelu, a zatim se prima reflektirani signal. Brzina širenja radio valova jednaka je brzini svjetlosti u vakuumu: poznato. Stoga, ako točno izmjerite vrijeme koje je signalu trebalo da stigne do nebeskog tijela i vrati se natrag, tada je lako izračunati potrebnu udaljenost.

Radarska opažanja omogućuju s velikom točnošću određivanje udaljenosti do nebeskih tijela Sunčevog sustava. Ovom metodom su pročišćene 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 eksperimenti na laserskoj lokaciji Mjeseca. Metoda laserskog lociranja slična je radaru, ali je točnost mjerenja mnogo veća. Optički položaj omogućuje određivanje udaljenosti između odabranih točaka na mjesečevoj i zemljinoj površini s točnošću do centimetara.

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 vidljiva 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 svjetline 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.

Razlaganje 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 daje informacije o temperaturi, brzini, tlaku, kemijskom sastavu i drugim važnim svojstvima astronomskih objekata. Iz spektra apsorpcije (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 puno 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 vidnu liniju. Zakon koji je otkrio nazvan je Dopplerov zakon:. Pomak linija u spektru zvijezde u odnosu na usporedni spektar na crvenu stranu ukazuje da se zvijezda udaljava od nas, pomak na ljubičastu stranu spektra ukazuje da nam se zvijezda približava. Ako se linije u spektru povremeno mijenjaju, tada zvijezda ima suputnika i one se okreću oko zajedničkog centra mase. Dopplerov efekt također omogućuje procjenu brzine rotacije zvijezda. Čak i kada zrači plin nema relativnog gibanja, spektralne linije koje emitiraju pojedinačni atomi pomaknut će se u odnosu na laboratorijsku vrijednost zbog neredovitog 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 zraka koji zrače može se suditi iz širine spektralne linije. Godine 1896. nizozemski fizičar Zeeman otkrio je učinak cijepanja linija spektra u jakom magnetskom polju. S ovim učinkom sada je moguće "mjeriti" kozmička magnetska polja. Sličan učinak (nazvan Starkov efekt) opaža se u električnom polju. Očituje se kada se u zvijezdi nakratko pojavi jako električno polje.

Zemljina atmosfera odgađa dio zračenja koje dolazi iz svemira. Vidljiva svjetlost koja prolazi kroz njega također je izobličena: 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. Teleskopi izvan atmosfere prikupljaju i analiziraju rendgenske, ultraljubičaste, infracrvene i gama zrake. Prva tri se mogu proučavati samo izvan atmosfere, dok potonja djelomično dopire do površine Zemlje, ali se miješa s IR samog planeta. Stoga je poželjno odnijeti infracrvene teleskope u svemir. Rentgensko 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. Astronomija gama zraka omogućuje otkrivanje izvora anihilacije elektron-pozitrona, t.j. visoki izvori energije.

2. Određivanje deklinacije Sunca određenog dana iz zvjezdane karte i izračunavanje njegove visine u podne.

h - visina svjetiljke

ULAZNICA #8

Najvažniji pravci i zadaci 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 (posebno tok neutrina iz jezgre).

· Ne postoji detaljna fizikalna teorija nekih manifestacija zvjezdane aktivnosti. Primjerice, uzroci eksplozija supernove nisu potpuno jasni; nije posve jasno zašto se uski mlazovi plina izbacuju iz blizine nekih zvijezda. Međutim, posebno su zbunjujući kratki bljeskovi gama zraka koji se redovito pojavljuju u raznim smjerovima po nebu. Nije jasno ni jesu li povezani sa zvijezdama ili drugim objektima, te na kojoj se udaljenosti ti objekti nalaze od nas.

U galaktičkoj i ekstragalaktičkoj astronomiji:

· Nije riješen problem skrivene mase koji se sastoji u tome što je gravitacijsko polje galaksija i nakupina galaksija nekoliko puta jače nego što ga promatrana tvar 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 potpuna fizička teorija rođenja svemira i nije jasna njegova sudbina u budućnosti.

Evo nekih od pitanja na koja se astronomi nadaju da će odgovoriti u 21. stoljeću:

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

Koji procesi doprinose nastanku zvijezda?

· Kako su biološki važni kemijski elementi, kao što su ugljik i kisik, nastali i raspoređeni po Galaksiji?

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

Gdje i kada su 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 gibanja planeta 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 planet se kreće u elipsi sa Suncem u jednom od njegovih žarišta ( e = c / a, gdje s je udaljenost od središta elipse do njenog fokusa, a- velika poluosovina, e - ekscentričnost elipsa. Što je e veće, to se elipsa više razlikuje od kružnice. Ako je a s= 0 (žarišta se poklapaju sa središtem), tada je e = 0 i elipsa se pretvara u krug polumjera a).

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

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

Suvremena formulacija prvog zakona dopunjena je na sljedeći način: u neometanom gibanju, orbita tijela u gibanju je krivulja drugog reda - elipsa, parabola ili hiperbola.

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

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

Brzina u afelu:.

Kepler je svoje zakone otkrio empirijski. Newton je Keplerove zakone izveo iz zakona univerzalne gravitacije. Za određivanje mase nebeskih tijela od velike je važnosti Newtonova generalizacija Keplerovog trećeg zakona na bilo koji sustav cirkulirajućih tijela. U generaliziranom obliku, ovaj se zakon obično formulira na sljedeći način: kvadrati razdoblja T 1 i T 2 okretanja dvaju tijela oko Sunca, pomnoženi zbrojem masa svakog tijela (M 1 i M 2, odnosno) i Sunce (M s), povezani su kao kocke velikih poluosi a 1 i a 2 njihovih putanja: . U ovom slučaju interakcija između tijela M 1 i M 2 se ne uzima u obzir. Ako zanemarimo mase ovih tijela u usporedbi s masom Sunca, dobivamo formulaciju trećeg zakona koju je dao sam Kepler: Keplerov treći zakon također se može izraziti kao odnos između perioda T putanje nekog tijelo s masom M i velikom poluosom orbite a: . Keplerov treći zakon može se koristiti za određivanje mase binarnih zvijezda.

Crtanje objekta (planeta, kometa, itd.) na zvjezdanoj karti prema određenim 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 svojih 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, otprilike isti kao sustav Zemlja - Mjesec, oni su "dvostruki planet"), ali po fizičkim karakteristikama je blizak ovoj grupi.

Merkur. Težina: 3*10 23 kg (0,055 Zemlja) R orbita: 0,387 AJ D planeti: 4870 km Atmosferska svojstva: Praktički nema atmosfere, helija i vodika sa Sunca, natrija koji oslobađa pregrijana površina planeta. Površina: ispucana kraterima, postoji udubljenje promjera 1300 km, nazvano "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 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 planeti: 6400 km Sastav atmosfere: 78% dušika, 21% kisika i ugljičnog dioksida. 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 baziran na ugljiku, a evolucija marsovske klime 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 AJ

D planeti: 2324/1212 km

Sastav atmosfere: Tanki sloj metana

Značajke: Dvostruki planet, vjerojatno planetesemalna, 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 za 318 puta, po volumenu - za 1320 puta). Divovski planeti vrlo brzo rotiraju oko svojih 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, njihova je gustoća niska, sastoje se uglavnom od vodika i helija. Plinoviti vodik iz atmosfere prelazi u tekuću, a zatim u čvrstu fazu. Istodobno, brza rotacija i činjenica da vodik postaje vodič električne energije uzrokuje značajna magnetska polja ovih planeta, koja zarobljavaju nabijene čestice koje lete sa Sunca i formiraju 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% zračenja je vlastito, 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, polovi magnetskog polja gotovo se podudaraju 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. Značajke: Os rotacije je usmjerena prema Suncu, ne zrači vlastitom energijom, najveći kut odstupanja 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 njezinu orijentaciju prema stranama horizonta.

ULAZNICA #11

Prepoznatljive značajke Mjeseca i satelita planeta.

Mjesec je jedini prirodni satelit Zemlje. Površina Mjeseca je vrlo nehomogena. Glavne formacije velikih razmjera - mora, planine, krateri i možda svijetle zrake - emisije su materije. Mora, tamne, glatke ravnice, udubljenja su ispunjena očvrslom lavom. Promjeri najvećeg od njih prelaze 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. pojedinosti o mjesecu i površinskom sloju stijena. Nakon razdoblja bombardiranja uslijedilo je punjenje mora bazaltnom lavom nastalom radioaktivnim zagrijavanjem Mjesečeve unutrašnjosti. Svemirski instrumenti. aparati serije Apollo zabilježili su seizmičku aktivnost mjeseca, tzv. l šok. Uzorci lunarnog tla koje su na Zemlju donijeli astronauti pokazali su da se starost od L. 4,3 milijarde godina, vjerojatno ista kao i Zemlja, sastoji od iste kemikalije. elemenata kao i Zemlja, s istim približnim omjerom. Atmosfere na L. nema i vjerojatno nikada nije ni bilo, a nema ni razloga za tvrdnju da je tamo ikad postojao život. Prema najnovijim teorijama, L. je nastao kao rezultat sudara planetezimala veličine Marsa i mlade Zemlje. Temperatura Mjesečeve površine doseže 100°C u lunarnom danu, a pada na -200°C u lunarnoj noći. Na L. nema erozije, za tvrdnju. sporo uništavanje stijena zbog naizmjeničnog toplinskog širenja i skupljanja i slučajnih iznenadnih lokalnih katastrofa uslijed udara meteora.

Masa L. je točno izmjerena proučavanjem orbita njezinih artikala, satelita i povezana je s masom 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 jednog kilometra. Period rotacije L. jednak je razdoblju okretanja oko Zemlje, tako da se, osim za djelovanje libracije, uvijek okreće jednom stranom prema njoj. oženiti se gustoća je 3330 kg/m 3 , vrijednost vrlo bliska gustoći glavnih stijena koje leže ispod zemljine kore, a gravitacijska sila na površini Mjeseca je 1/6 zemljine. Mjesec je najbliže nebesko tijelo Zemlji. Kada bi Zemlja i Mjesec bili točkaste mase ili krute sfere, čija se gustoća mijenja samo s udaljenošću od središta, a ne postoje druga nebeska tijela, tada bi Mjesečeva putanja oko Zemlje bila nepromjenjiva elipsa. Međutim, Sunce i, u mnogo manjoj mjeri, planeti vrše gravitaciju. utjecaj na orbitu, uzrokujući poremećaj njenih orbitalnih elemenata, stoga su velika poluos, ekscentricitet i nagib kontinuirano podvrgnuti cikličkim perturbacijama, oscilirajući oko prosječnih vrijednosti.

Prirodni sateliti, prirodno tijelo koje kruži oko planeta. U Sunčevom sustavu poznato je više od 70 mjeseci različitih veličina, a stalno se otkrivaju novi. Sedam najvećih satelita su Mjesec, četiri Galilejeva satelita Jupiter, Titan i Triton. Svi oni imaju promjere veće od 2500 km i mali su "svjetovi" sa složenim geolom. 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 sfernog do nepravilnog, a površina je ili drevna s brojnim kraterima ili izmijenjena podzemnom aktivnošću. Veličine orbita kreću se od manje od dva do nekoliko stotina radijusa planeta, period okretanja je od nekoliko sati do više od godinu dana. Vjeruje se da su neki sateliti zarobljeni gravitacijskim privlačenjem planeta. Imaju nepravilne orbite i ponekad se okreću u smjeru suprotnom orbitalnom kretanju planeta oko Sunca (tzv. obrnuto kretanje). Orbite S.e. mogu biti jako nagnuti prema ravnini orbite planeta ili vrlo izduženi. Prošireni sustavi S.e. s pravilnim orbitama oko četiri divovska planeta, vjerojatno je nastala 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 nastaju tijekom destruktivnih sudara većih tijela. U ekst. područja Sunčevog sustava, često kruže u blizini prstenova. Orbitalni elementi ekst. SE, posebno ekscentriciteti, podložni su jakim perturbacijama uzrokovanim Suncem. Nekoliko parovi pa čak i trojke S.e. imaju razdoblja cirkulacije povezana jednostavnom relacijom. Na primjer, Jupiterov mjesec Europa ima razdoblje gotovo jednako kao Ganimed. Taj se fenomen naziva rezonancija.

Određivanje uvjeta vidljivosti planeta Merkur prema "Školskom astronomskom kalendaru".

ULAZNICA #12

Kometi i asteroidi. Osnove modernih ideja o nastanku Sunčevog sustava.

Kometa, nebesko tijelo Sunčevog sustava, koje se sastoji od čestica leda i prašine, koje se kreću u jako izduženim orbitama, na udaljenosti od Sunca, izgledaju kao slabo svjetleće ovalne mrlje. Kako se približava Suncu, oko ove jezgre nastaje koma (gotovo sferična ljuska plina i prašine koja okružuje glavu kometa dok se približava Suncu. Ova "atmosfera", koju neprestano otpuhuje Sunčev vjetar, nadopunjuje se plinom i prašinom bježanje 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 (Plin i prašinu). strujanje prašine nastalo pod djelovanjem laganog pritiska i interakcije sa Sunčevim vjetrom iz prostora atmosfere kometa.. U većini kometa X. se pojavljuje kada se približe Suncu na udaljenosti manjoj od 2 AU X. uvijek je usmjeren od Sunca Plinoviti X. nastaje ioniziranim molekulama izbačenim iz jezgre, pod utjecajem sunčevog zračenja ima plavkastu boju, jasne granice, tipičnu širinu 1 milijun km, duljinu - desetke milijuna kilometara. Struktura X. može se primjetno promijeniti tijekom nekoliko godina. sati. Brzina pojedinih molekula varira od 10 do 100 km/sec. Prašina X. je više difuzna i zakrivljena, a njezina zakrivljenost ovisi o masi čestica prašine. Prašina se kontinuirano oslobađa iz jezgre i odnosi se strujanjem plina.). Središte, dio K. naziva se jezgra i ledeno je tijelo – ostaci golemih nakupina ledenih planetezimala nastalih tijekom formiranja Sunčevog sustava. Sada su koncentrirani na periferiji - u oblaku Oort-Epic. Prosječna masa jezgre K. 1-100 milijardi kg, promjer 200-1200 m, gustoća 200 kg / m 3 ("/5 gustoća vode). U jezgrima postoje praznine. To su krhke formacije koje se sastoje od jedna trecina leda i dvije trecine prasine in-va. Led je uglavnom voda, ali ima i necistoca drugih spojeva. Svakim povratkom na Sunce led se topi, molekule plina napuštaju jezgru i povlace cestice prašine i leda. s njima, dok se oko jezgre formira sferna ljuska - koma, dugačak plazma rep usmjeren od Sunca i rep prašine. Količina izgubljene energije ovisi o količini prašine koja prekriva jezgru i udaljenosti od Sunca u perihelu . Halleyev komet iz blizine, potvrdio je mnoge teorije o strukturi K.

K. se obično nazivaju po svojim otkrivačima s naznakom godine kada su posljednji put promatrani. 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. uhvatila je gravitacija. Jupiterovo polje i počeo se okretati u relativno malim orbitama. Tipični ima perihelijsku udaljenost od 1,5 AJ. i potpuno se sruši nakon 5 tisuća okretaja, što dovodi do kiše meteora. Astronomi su promatrali propadanje K. Westa 1976. i K. * Biela. Naprotiv, razdoblja cirkulacije su dugoperiodična. C. može doseći 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 tim objektima je nepotpuno, jer se detektiraju tek kada se približe Suncu na udaljenosti od oko 2,5 AJ Pretpostavlja se da se oko trilijuna K okrene oko Sunca.

Asteroid(asteroid), mali planet, koji ima gotovo kružnu orbitu koja leži blizu ravnine ekliptike između orbite Marsa i Jupitera. Novootkrivenim A. dodjeljuje se serijski broj nakon utvrđivanja njihove orbite, dovoljno točan da se A. "ne izgubi". Godine 1796. Francuzi. astronom Joseph Gerome Lalande predložio je početak traženja "nestalog" planeta između Marsa i Jupitera, što je predviđeno Bodeovom vladavinom. Na Novu godinu 1801. Talijan. astronom Giuseppe Piazzi otkrio je Ceres tijekom svojih promatranja kako bi sastavio zvjezdani katalog. njemački znanstvenik Carl Gauss izračunao je njegovu orbitu. Do sada je poznato oko 3500 asteroida. Polumjeri Ceres, Pallas i Vesta su 512, 304 i 290 km, respektivno, ostali su manji. Prema procjenama u pogl. pojas je cca. 100 milijuna A., njihova ukupna masa, po svemu sudeći, iznosi oko 1/2200 mase izvorno prisutne na ovom području. Pojava moderne A. je, možda, povezan s uništenjem planeta (tradicionalno nazvanog Phaeton, moderno ime - Olbersov planet) kao rezultat sudara s drugim tijelom. Površine promatranog A. sastoje se od metala i stijena. Ovisno o sastavu, asteroidi se dijele na tipove (C, S, M, U). Konvoj tipa U nije identificiran.

A. se također grupiraju prema elementima orbita, tvoreći tzv. obitelj Hirayama. Većina A. ima razdoblje cirkulacije 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 raspodjeli A. duž velikih polu-osi orbita, koje se nazivaju Kirkwoodovi otvori. A. koji bi upao u ove otvore imao bi periode koji su višekratnici orbitalnog perioda Jupitera. Orbite asteroida u ovim otvorima su vrlo nestabilne. Int. i ekst. rubovi A. pojasa leže u područjima gdje je taj omjer 1:4 i 1:2. A.

Kada se protozvijezda skupi, ona 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 grudice - džepove kondenzacije. Tako nastaju planetezimali. Tijekom formiranja Sunčevog sustava, neki od planetezimala su kolabirali kao rezultat sudara, dok su se drugi spojili u planete. U vanjskom dijelu Sunčevog sustava nastale su velike planetarne jezgre, koje su mogle zadržati određenu količinu plina u obliku primarnog oblaka. Teže čestice držale su se privlačenjem Sunca i pod utjecajem plimnih sila dugo se nisu mogle formirati u planete. To je bio početak formiranja "plinskih 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, je vruća 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 pritisak 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-protonska reakcija) (energetski izlaz s površine fotosfere 3,8 * 10 26 W). Sunce je sferno simetrično tijelo u ravnoteži. Ovisno o promjeni fizičkih uvjeta, Sunce se može podijeliti u nekoliko koncentričnih slojeva, koji se postupno pretvaraju jedan u drugi. Gotovo sva Sunčeva energija se proizvodi u središnjoj regiji - jezgra, gdje se odvija reakcija nuklearne fuzije. Jezgra zauzima manje od 1/1000 svog 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 putuje od jezgre do fotosfere vrlo sporo – oko 10 milijuna godina. Tijekom tog vremena, frekvencija X-zraka se smanjuje i postaje vidljivo svjetlo. Međutim, neutrini nastali u nuklearnim reakcijama slobodno napuštaju Sunce i, u principu, daju izravne informacije o jezgri. Nesklad između promatranog i teorijski predviđenog toka neutrina doveo je do ozbiljnih sporova oko unutarnje strukture Sunca. Preko zadnjih 15% radijusa nalazi se konvektivna zona. Konvektivna gibanja također igraju ulogu u prijenosu magnetskih polja koje stvaraju struje u njegovim rotirajućim unutarnjim slojevima, što se očituje kao solarna aktivnost, najjača polja uočavaju se u sunčevim pjegama. Izvan fotosfere je sunčeva atmosfera u kojoj temperatura doseže minimalnu vrijednost od 4200 K, a zatim ponovno raste zbog disipacije udarnih valova nastalih subfotosferskom konvekcijom u kromosferi, gdje naglo raste na vrijednost od 2 * 10 6 K, karakteristično za koronu. Visoka temperatura potonjeg dovodi do kontinuiranog odljeva tvari plazme u međuplanetarni prostor u obliku sunčevog vjetra. U nekim područjima jakost magnetskog polja može se brzo i snažno povećati. Ovaj proces prati cijeli kompleks fenomena sunčeve aktivnosti. To uključuje sunčeve baklje (u kromosferi), prominencije (u solarnoj koroni) i koronalne rupe (posebne regije korone).

Masa Sunca je 1,99 * 10 30 kg, prosječni polumjer, određen približno sfernom fotosferom, iznosi 700 000 km. To je ekvivalentno 330 000 masa i 110 Zemljinih polumjera; 1,3 milijuna takvih tijela kao što je Zemlja može stati na Sunce. Rotacija Sunca uzrokuje pomicanje njegovih površinskih formacija, kao što su sunčeve pjege, u fotosferi i slojevima iznad nje. Prosječno razdoblje 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 za vidljivost planeta Marsa prema "Školskom astronomskom kalendaru".

ULAZNICA #14

Najvažnije manifestacije sunčeve aktivnosti, njihova povezanost s geofizičkim pojavama.

Sunčeva aktivnost posljedica je konvekcije srednjih slojeva zvijezde. Razlog za ovaj fenomen leži u činjenici da je količina energije koja dolazi iz jezgre mnogo veća od one koja se uklanja toplinskom vodljivošću. Konvekcija uzrokuje jaka magnetska polja koja stvaraju struje u konvekcijskim slojevima. Glavne manifestacije sunčeve aktivnosti koje utječu na Zemlju su sunčeve pjege, solarni vjetar i prominencije.

sunčane pjege, formacije u fotosferi Sunca, promatraju se od davnina, a danas se smatraju područjima fotosfere s temperaturom za 2000 K nižom nego u okolnim, zbog prisutnosti jakog magnetskog polja (cca. 2000 gausa). S.p. sastoje se od relativno tamnog središta, dijela (sjene) i svjetlije vlaknaste polusjenice. Protok plina od sjene do polusjene naziva se Evershedov efekt (V=2km/s). Broj S.p. a njihov izgled se mijenja tijekom 11 godina ciklus solarne aktivnosti ili ciklus sunčevih pjega, koji je opisan Spörerovim zakonom i grafički ilustriran Maunderovim leptirovim dijagramom (pomicanje točaka u geografskoj širini). Zürich relativni broj sunčeve pjege označava ukupnu površinu koju pokriva S.p. Dugoročne varijacije su superponirane na glavni 11-godišnji ciklus. Primjerice, S.p. mijenjati magnet. polaritet tijekom 22-godišnjeg ciklusa sunčeve aktivnosti. Ali naib, upečatljiv primjer dugotrajne varijacije, je minimum. Maunder (1645-1715), kada je S.p. bili odsutni. Iako je općeprihvaćeno 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 aurore. ima ih nekoliko nepobitni kratkoročni učinci, tvrdnja o postojanju dugoročnih. odnos klime i broja S.p., posebice 11-godišnjeg ciklusa, vrlo je kontroverzan, zbog poteškoća u ispunjavanju uvjeta koji su nužni pri provođenju točne statističke analize podataka.

sunčani vjetar Istjecanje visokotemperaturne plazme (elektrona, protona, neutrona i hadrona) solarne korone, zračenje valova intenzivnog radio spektra, X-zraka u okolni prostor. Tvori 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 aurore i povećanje radioaktivne pozadine i radio smetnje na mjestima gdje je ozonski omotač uništen.

Posljednja maksimalna sunčeva aktivnost bila je 2001. godine. Maksimalna sunčeva aktivnost znači najveći broj sunčevih pjega, zračenja i prominencija. Odavno je utvrđeno da promjena sunčeve aktivnosti Sunca utječe na sljedeće čimbenike:

* epidemiološka situacija na Zemlji;

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

* o broju cestovnih i željezničkih nesreća.

Maksimum svega toga pada na godine aktivnog Sunca. Kako 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 za određivanje udaljenosti do zvijezda, jedinice udaljenosti i odnos među njima.

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

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

a je velika poluos zemljine orbite,

p je godišnja paralaksa.

Također se koristi jedinica parsec. 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

Utvrđivanje uvjeta vidljivosti mjeseca prema "Školskom astronomskom kalendaru".

ULAZNICA #16

Glavne fizičke karakteristike zvijezda, odnos tih karakteristika. Uvjeti za ravnotežu zvijezda.

Glavne fizičke karakteristike zvijezda: sjaj, apsolutna i prividna veličina, masa, temperatura, veličina, spektar.

Svjetlost- energija koju emitira zvijezda ili drugo nebesko tijelo u jedinici vremena. Obično se daju u jedinicama sunčeve svjetlosti, izražene kao lg (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), gdje su L i M osvjetljenje i apsolutna veličina izvora, Lc i Mc su odgovarajuće veličine 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. Svjetlost Aldebarana je 160, a Rigel je 80 000 puta veći od Sunčevog. No, velika većina zvijezda ima svjetline usporedive ili manje od Sunca.

magnituda - mjera sjaja zvijezde. Z.v. ne daje pravu ideju o snazi ​​zračenja zvijezde. Slaba zvijezda blizu Zemlje može izgledati svjetlije od udaljene svijetle zvijezde jer tok zračenja primljen od njega opada obrnuto s kvadratom udaljenosti. Vidljivo Z.v. - sjaj zvijezde, koji promatrač vidi gledajući u nebo. Apsolutni Z.v. - mjera pravog sjaja, predstavlja razinu sjaja zvijezde, koju bi ona imala na udaljenosti od 10 kom. Hiparh je izumio sustav vidljivih Z.v. u 2. stoljeću PRIJE KRISTA. Zvijezdama su dodijeljeni brojevi prema njihovom prividnom sjaju; najsjajnije zvijezde bile su 1. magnitude, a najslabije 6. Svi R. 19. stoljeća ovaj sustav je izmijenjen. Moderna ljestvica Z.v. utvrđeno je utvrđivanjem Z.v. reprezentativni 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 sjajnije od zvijezda 6. magnitude. Kako se povećavala točnost mjerenja, morale su se uvesti desetinke. Najsjajnije zvijezde su svjetlije od 1. magnitude, a neke čak imaju i negativne magnitude.

zvjezdana masa - parametar izravno određen samo za komponente binarnih zvijezda s poznatim orbitama i udaljenostima (M 1 +M 2 = R 3 /T 2). Da. utvrđene su mase samo nekoliko desetaka zvijezda, ali za mnogo veći broj, masa se može odrediti iz ovisnosti masa-svjetlost. Mase veće od 40 solarnih masa i manje od 0,1 solarne mase vrlo su rijetke. Mase većine zvijezda su manje 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-Helmholtzova kompresija. Takvi se objekti nazivaju smeđi patuljci.

Omjer mase i osvjetljenja, koji je Eddington pronašao 1924. godine, odnos između svjetline L i zvjezdane mase M. Omjer ima oblik L / Lc \u003d (M / Mc) a, gdje su Lc i Mc sjaj i masa Sunca, respektivno , 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 njihov sjaj.

temperatura zvjezdana je temperatura neke regije 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 protoku elektromagnetskog zračenja i prisutnosti različitih atoma, iona i jezgri u određenom području zvjezdane atmosfere, sve te razlike objedinjene su 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 njezine površine. Ovo je nedvosmislena metoda za opisivanje zvjezdane temperature. Ovaj. određuje se kroz temperaturu potpuno crnog tijela, koje bi, prema Stefan-Boltzmannovom zakonu, zračilo istu snagu po jedinici površine kao zvijezda. Iako se spektar zvijezde u pojedinostima značajno razlikuje od spektra apsolutno crnog tijela, ipak, efektivna temperatura karakterizira energiju plina u vanjskim slojevima zvjezdane fotosfere i to omogućuje korištenjem Wienovog zakona pomaka (λ max = 0,29/T), kako bi se odredilo po kojoj valnoj duljini postoji maksimum zvjezdanog zračenja, a time i boje zvijezde.

Po veličine Zvijezde se dijele na patuljke, podpatuljke, normalne zvijezde, divove, subdivove i superdivove.

Domet zvijezde ovisi o njezinoj temperaturi, tlaku, gustoći plina fotosfere, jačini magnetskog polja i kemijskoj tvari. sastav.

Spektralne klase, klasifikaciju zvijezda prema njihovim spektrima (prije svega, prema intenzitetu spektralnih linija), koju je prvi uveo Tal. astronom Secchi. Uvedene slovne oznake, to-rye su modificirane kako se proširilo znanje o internom. struktura zvijezda. Boja zvijezde ovisi o temperaturi njezine površine, dakle, u modernom. spektralna klasifikacija Draper (Harvard) S.K. raspoređeni u padajućem redoslijedu 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. 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, odražava evoluciju zvijezda, a završava patuljastim zvijezdama. Većina zvijezda pripada ovom nizu. Ovom nizu pripada i sunce. Iznad ovog niza su poddivovi, superdivi i divovi tim redoslijedom, ispod su potpatuljci i bijeli patuljci. Ove skupine zvijezda se nazivaju klase svjetline.

Uvjeti ravnoteže: kao što je poznato, zvijezde su jedini prirodni objekti unutar kojih se događaju nekontrolirane reakcije termonuklearne fuzije, koje su praćene 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? Sila nuklearnih eksplozija u stacionarnim zvijezdama uravnotežena je silom gravitacije, zbog čega te zvijezde održavaju ravnotežu.

Proračun linearnih dimenzija svjetiljke 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 ukupne snage zračenja potpuno crnog tijela i njegove temperature. Ukupna snaga jedinične površine zračenja u W po 1 m 2 data 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 emisijski spektar često je dobar model spektra stvarnog objekta. Ovisnost o temperaturi na 4. stepen je vrlo jaka.

e je energija zračenja po jedinici površine zvijezde

L je sjaj zvijezde, R je polumjer zvijezde.

Koristeći Stefan-Boltzmannovu formulu i Wienov zakon, određuje se valna duljina koja predstavlja maksimalno zračenje:

l max T = b, b – Wienova konstanta

Možete krenuti od suprotnog, tj. pomoću svjetline i temperature odrediti veličinu zvijezda

2. Određivanje geografske širine mjesta promatranja prema zadanoj visini svjetiljke na kulminaciji i njezinoj deklinaciji.

H = 90 0 - +

h - visina svjetiljke

ULAZNICA #18

Promjenjive i nestacionarne zvijezde. Njihov značaj za proučavanje prirode zvijezda.

Svjetlina 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 blizu njih, i optičke optičke, gdje je ta promjena posljedica rotacije ili orbitalnog kretanja.

Najvažnije vrste tjelesnih P.Z.:

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

Eruptivno(eksplozivno) - zvijezde s školjkama, mlade nepravilne varijable, uklj. Zvijezde tipa T Tauri (vrlo mlade nepravilne zvijezde povezane s difuznim maglicama), supergiganti tipa Hubble-Seineja (Vrući supergiganti velike svjetlosti, najsjajniji objekti u galaksijama. Oni su nestabilni i vjerojatni su izvori zračenja blizu Eddingtonove granice svjetline, kada se prekorače , "deflacija" zvjezdanih školjki. Potencijalne supernove.), plameni crveni patuljci;

Kataklizmično - novae, supernove, simbiotski;

Rentgenske dvostruke zvijezde

Navedeni P.z. uključuju 98% poznatih fizičkih Optički uključuju pomračujuće binarne i rotirajuće, kao što su pulsari i magnetske varijable. Sunce spada u rotirajuće, jer. njegova se veličina malo mijenja kada se na disku pojave sunčeve pjege.

Među pulsirajućim zvijezdama vrlo su zanimljive Cefeide koje su dobile ime po jednoj od prvih otkrivenih varijabli ove vrste - 6 Cefeja. Cefeide su zvijezde visokog sjaja i umjerene temperature (žuti superdivi). Tijekom evolucije stekli su posebnu strukturu: na određenoj dubini nastao je sloj koji akumulira energiju koja dolazi iz crijeva, a zatim je ponovno vraća. Zvijezda se povremeno skuplja dok se zagrijava i širi dok se hladi. Stoga, energiju zračenja ili apsorbira zvjezdani plin, ionizirajući ga, ili se ponovno oslobađa kada, kada se plin ohladi, ioni zarobe elektrone, emitirajući kvante svjetlosti. Kao rezultat toga, svjetlina Cefeida se u pravilu mijenja nekoliko puta u razdoblju od nekoliko dana. Cefeidi 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 se pokazalo da su te zvijezde svjetlije, što je razdoblje promjene njihovog sjaja bilo duže. Veličina Malog Magellanova oblaka je mala u usporedbi s njegovom udaljenosti, što znači da razlika u prividnoj svjetlini odražava razliku u svjetlini. Zahvaljujući ovisnosti o razdoblju i svjetlini koju je pronašao Leavitt, lako je izračunati udaljenost do svake cefeide mjerenjem njezine prosječne svjetline i razdoblja varijabilnosti. A budući da su superdivi 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-im godinama. Sovjetski astronom Jurij Nikolajevič Efremov otkrio je da što je razdoblje Cefeida duže, to je zvijezda mlađa. Nije teško odrediti starost svake cefeide iz ovisnosti o razdoblju i dobi. Odabirom zvijezda s maksimalnim 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 prilično točno ponavlja prethodni. Međutim, postoje iznimke, najpoznatija od njih je Sjevernjača. Odavno je otkriveno da pripada Cefeidima, iako mijenja svjetlinu u prilično beznačajnom rasponu. No, posljednjih desetljeća te su fluktuacije počele blijedjeti, a sredinom 90-ih. Polarna zvijezda je praktički prestala pulsirati.

Zvijezde sa školjkama, zvijezde koje neprekidno ili u nepravilnim razmacima izbacuju plinski prsten iz ekvatora ili sferne ljuske. 3. s oko. - 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 emisione linije i kombiniraju karakteristične značajke crvenog diva i vrućeg objekta - bijelog patuljka ili akrecijskog diska oko takve zvijezde.

Zvijezde RR Lyrae predstavljaju još jednu važnu skupinu pulsirajućih zvijezda. To su stare zvijezde približno iste mase kao Sunce. Mnogi od njih su u kuglastim zvjezdanim skupovima. U pravilu mijenjaju svoju svjetlinu za jednu magnitudu otprilike za jedan dan. Njihova svojstva, poput onih Cefeida, koriste se za izračunavanje astronomskih udaljenosti.

R Sjeverna kruna a zvijezde poput nje ponašaju se na potpuno nepredvidive načine. Ova zvijezda se obično može vidjeti golim okom. Svakih nekoliko godina njegova svjetlina pada na otprilike osmu magnitudu, a zatim se postupno povećava, vraćajući se na prethodnu razinu. Očigledno, razlog je ovdje taj što ova supergigantska zvijezda izbacuje oblake ugljika, koji se kondenzira u zrnca, tvoreći nešto poput čađe. Ako jedan od ovih gustih crnih oblaka prođe između nas i zvijezde, zaklanja svjetlost zvijezde sve dok se oblak ne rasprši u svemir. Zvijezde ove vrste stvaraju gustu prašinu, koja je od velike važnosti u područjima gdje se zvijezde formiraju.

blistave 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 postižu goleme razmjere, a kao rezultat toga, emisija svjetlosti može se povećati za cijelu zvjezdanu magnitudu, ili čak i više. Najbliža zvijezda Suncu, Proxima Centauri, jedna je takva blještava zvijezda. Ti se bljeskovi ne mogu unaprijed predvidjeti, a traju samo nekoliko minuta.

Proračun deklinacije svjetiljke prema njegovoj visini u kulminaciji na određenoj geografskoj širini.

H = 90 0 - +

h - visina svjetiljke

ULAZNICA #19

Binarne zvijezde i njihova uloga u određivanju fizičkih karakteristika zvijezda.

Binarna zvijezda je par zvijezda povezanih u jedan sustav gravitacijskim silama i koji se okreću oko zajedničkog težišta. Zvijezde koje čine binarnu zvijezdu nazivaju se njezinim komponentama. Binarne zvijezde su vrlo česte i podijeljene su u nekoliko tipova.

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

Elementi binarne pomrčine naizmjence se međusobno blokiraju, pa svjetlina sustava privremeno slabi, period između dvije promjene svjetline jednak je polovici orbitalnog razdoblja. Kutna udaljenost između komponenti je vrlo mala i ne možemo ih promatrati zasebno.

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

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

Mjerenje brzina zvijezda u binarnom sustavu i primjena zakona univerzalne gravitacije važna je metoda za određivanje masa zvijezda. Proučavanje binarnih zvijezda jedini je izravan način izračunavanja zvjezdanih masa.

U sustavu blisko raspoređenih binarnih zvijezda, međusobne gravitacijske sile nastoje rastegnuti svaku od njih, dajući joj oblik kruške. Ako je gravitacija dovoljno jaka, dolazi kritični trenutak kada materija počinje otjecati od 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, zovu se Rocheovi režnjevi. Ako jedna od zvijezda naraste toliko da ispuni svoj Rocheov režanj, tada materija iz nje juri prema drugoj zvijezdi na mjestu gdje se šupljine dodiruju. Često, zvjezdani materijal ne pada izravno na zvijezdu, već se prvo okreće oko sebe, tvoreći ono što je poznato kao akrecijski disk. Ako su se obje zvijezde toliko proširile da su ispunile svoje Rocheove režnjeve, tada nastaje kontaktna binarna zvijezda. Materijal obje zvijezde miješa se i stapa u kuglu oko dvije zvjezdane jezgre. Budući da na kraju sve zvijezde nabujaju, pretvaraju se u divove, a mnoge su zvijezde binarne, binarni sustavi u interakciji nisu neuobičajeni.

Proračun visine svjetiljke na kulminaciji iz poznate deklinacije za zadanu geografsku širinu.

H = 90 0 - +

h - visina svjetiljke

ULAZNICA #20

Evolucija zvijezda, njezini stadiji i završne faze.

Zvijezde nastaju u međuzvjezdanim oblacima i maglicama plina i prašine. 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 utjecajem 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 tada 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 glavne sekvence. Svjetlost zvijezde raste kako se njezina jezgra zbija i zagrijava. Vrijeme zadržavanja zvijezde u glavnom nizu ovisi o njezinoj masi. Za Sunce je to otprilike 10 milijardi godina, ali zvijezde puno masivnije od Sunca postoje u stacionarnom režimu samo nekoliko milijuna godina. Nakon što je zvijezda potrošila vodik sadržan u svom središnjem dijelu, unutar zvijezde se događaju velike promjene. Vodik počinje izgarati ne u središtu, već u ljusci, koja se povećava u veličini, nabubri. Kao rezultat toga, veličina same zvijezde dramatično se povećava, a temperatura njezine površine pada. Upravo taj proces dovodi do crvenih divova i superdinova. Završne faze evolucije zvijezde također su određene masom zvijezde. Ako ova masa ne premašuje Sunčevu za više od 1,4 puta, zvijezda se stabilizira i postaje bijeli patuljak. Do katastrofalne kontrakcije ne dolazi zbog osnovnog svojstva elektrona. Postoji takav stupanj kompresije pri kojem se počinju odbijati, iako više nema izvora toplinske energije. To se događa samo kada se elektroni i atomske jezgre stisnu nevjerojatno čvrsto, tvoreći iznimno gustu tvar. Bijeli patuljak s masom Sunca približno je jednak Zemljinom volumenu. Bijeli patuljak se postupno hladi, na kraju se pretvara u tamnu kuglu radioaktivnog pepela. Astronomi procjenjuju da su barem desetina svih zvijezda u Galaksiji bijeli patuljci.

Ako masa zvijezde koja se smanjuje premašuje masu Sunca za više od 1,4 puta, tada se takva zvijezda, nakon što je dosegla stupanj bijelog patuljka, neće tu zaustaviti. Gravitacijske sile su u ovom slučaju tolike da su elektroni utisnuti u atomske jezgre. Kao rezultat toga, protoni se pretvaraju u neutrone, koji su sposobni prianjati jedan uz drugog bez ikakvih praznina. Gustoća neutronskih zvijezda nadilazi čak i gustoću bijelih patuljaka; ali ako masa materijala ne prelazi 3 solarne mase, neutroni, kao i elektroni, mogu sami spriječiti daljnje kompresije. Tipična neutronska zvijezda promjera je samo 10 do 15 km, a jedan kubični centimetar njenog materijala težak je oko milijardu tona. Osim svoje ogromne gustoće, neutronske zvijezde imaju još dva posebna svojstva koja ih čine uočljivim unatoč njihovoj maloj veličini: brzu rotaciju i jako magnetsko polje.

Ako masa zvijezde premašuje 3 solarne mase, tada je posljednja faza njezina životnog ciklusa vjerojatno crna rupa. Ako je masa zvijezde, a time i gravitacijska sila, tako velika, tada je zvijezda podvrgnuta katastrofalnoj gravitacijskoj kontrakciji, kojoj nikakve stabilizirajuće sile ne mogu odoljeti. Gustoća materije tijekom ovog procesa teži beskonačnosti, a polumjer objekta - nuli. 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 završava ispod horizonta događaja, koji se može vizualizirati kao jednostrana membrana koja omogućuje da materija i zračenje prolaze samo unutra, a ništa van. Zvijezda u kolapsu pretvara se u crnu rupu, a može se otkriti samo naglom 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 odbacuju gornju ljusku, koja se naziva planetarna maglica. Masivnije zvijezde koje se pretvaraju u neutronsku zvijezdu ili crnu rupu prvo eksplodiraju kao supernove, njihov sjaj se u kratkom vremenu povećava za 20 magnituda ili više, oslobađa se više energije nego što Sunce emitira u 10 milijardi godina, a ostaci eksplodiraju zvijezda se razlijeće 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 Sunce pripada. Galaksija sadrži najmanje 100 milijardi zvijezda. Tri glavne komponente: središnje zadebljanje, disk i galaktički halo.

Središnju izbočinu čine stare populacijske zvijezde tipa II (crveni divovi), smještene vrlo gusto, au njegovom središtu (jezgri) nalazi se snažan izvor zračenja. Pretpostavljalo se da u jezgri postoji crna rupa koja pokreće uočene snažne energetske procese praćene zračenjem u radio spektru. (Plinski prsten vrti se oko crne rupe; vrući plin koji izlazi iz njezina unutarnjeg ruba pada u crnu rupu, oslobađajući energiju, što opažamo.) Ali nedavno je u jezgri otkriven prasak vidljivog zračenja, a hipoteza o crnoj rupi je odbačeno. Parametri središnjeg zadebljanja: 20 000 svjetlosnih godina u prečniku i 3 000 svjetlosnih godina u debljini.

Disk Galaksije, koji sadrži mlade populacijske zvijezde tipa I (mladi plavi superdivi), međuzvjezdanu tvar, otvorena zvjezdana jata i 4 spiralna kraka, ima promjer od 100.000 svjetlosnih godina i debljinu od samo 3.000 svjetlosnih godina. Galaksija se rotira, njezini unutarnji dijelovi prolaze kroz svoje orbite mnogo brže od vanjskih. Sunce napravi potpunu revoluciju oko jezgre za 200 milijuna godina. U spiralnim krakovima postoji kontinuirani proces stvaranja zvijezda.

Galaktički halo je koncentričan s diskom i središnjim ispupčenjem i sastoji se od zvijezda koje su pretežno članovi kuglastih skupova i pripadaju populaciji tipa II. Međutim, većina materije u halou je nevidljiva i ne može se sadržavati u običnim zvijezdama, nije plin ili prašina. Dakle, halo sadrži tamna nevidljiva tvar. Proračuni brzine rotacije Velikog i Malog Magellanovog oblaka, koji su sateliti Mliječne staze, pokazuju da je masa sadržana u halou 10 puta veća od mase koju opažamo u disku i zadebljanju.

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

Proračun polumjera zvijezde iz podataka o njezinoj svjetlosti i temperaturi.

L - osvjetljenje (Lc = 1)

R - polumjer (Rc = 1)

T - Temperatura (Tc = 6000)

ULAZNICA #22

zvjezdana jata. Fizičko stanje međuzvjezdanog medija.

Zvjezdana jata su skupine zvijezda koje se nalaze relativno blizu jedna drugoj i povezane su zajedničkim kretanjem u svemiru. Navodno se gotovo sve zvijezde rađaju u skupinama, a ne pojedinačno. Stoga su zvjezdana jata vrlo česta stvar. Astronomi vole proučavati zvjezdana jata jer su sve zvijezde u skupu nastale otprilike u isto vrijeme i na približno istoj udaljenosti od nas. Sve zamjetne razlike u sjaju između takvih zvijezda su prave razlike. Posebno je korisno proučavati zvjezdana jata s gledišta ovisnosti njihovih svojstava o masi – uostalom, starost ovih zvijezda i njihova udaljenost od Zemlje su približno jednaki, tako da se međusobno razlikuju samo po njihova masa. Postoje dvije vrste zvjezdanih jata: otvorene i kuglaste. U otvorenom jatu svaka zvijezda je vidljiva zasebno, raspoređene su više-manje ravnomjerno na nekom dijelu neba. A kuglasti skupovi su, naprotiv, poput kugle tako gusto ispunjene zvijezdama da se u njenom središtu pojedine zvijezde ne mogu razlikovati.

Otvoreni skupovi sadrže od 10 do 1000 zvijezda, mnogo više mladih nego starih, a najstarije jedva da su starije od 100 milijuna godina. Činjenica je da se u starijim nakupinama zvijezde postupno udaljavaju jedna od druge dok se ne pomiješaju s glavnim skupom zvijezda. Iako gravitacija u određenoj mjeri drži otvorene nakupine zajedno, one su još uvijek prilično krhke, a gravitacija drugog objekta može ih razdvojiti.

Oblaci u kojima nastaju zvijezde koncentrirani su u disku naše Galaksije, a tamo se nalaze otvorena zvjezdana jata.

Za razliku od otvorenih, kuglasti skupovi su kugle gusto ispunjene zvijezdama (od 100 tisuća do 1 milijun). Tipični kuglasti skup ima prečnik od 20 do 400 svjetlosnih godina.

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

Oko naše Galaksije znamo oko 200 kuglastih zvjezdanih skupova, koji su raspoređeni po halou koji sadrži Galaksiju. Svi su ti skupovi vrlo stari, a pojavili su se manje-više u isto vrijeme kada i sama Galaksija. Čini se da su skupovi nastali kada su se dijelovi oblaka iz kojeg je nastala galaksija podijelili na manje fragmente. Kuglasti skupovi se ne razilaze, jer zvijezde u njima sjede vrlo blizu, a njihove snažne međusobne gravitacijske sile vežu jato 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 Mliječne staze i čini 10% njezine mase. U nekim područjima materija je 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 blizu zvijezda velike svjetlosti, temperatura plina može doseći 1000-10000 K, a vodik se ionizira.

Međuzvjezdani medij je vrlo razrijeđen (oko 1 atom po cm3). Međutim, u gustim oblacima koncentracija tvari može biti 1000 puta veća od prosjeka. Ali čak iu gustom oblaku postoji samo nekoliko stotina atoma po kubičnom centimetru. Razlog zašto još uvijek uspijevamo promatrati međuzvjezdanu materiju 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 posljedica eksplozija supernove. Dobivena smjesa formira nove zvijezde. Međuzvjezdani medij ima slabo magnetsko polje i prožet je tokovima kozmičkih zraka.

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

Proračun 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 trilijuna. mase sunca. Prava priroda galaksija konačno je objašnjena tek 1920-ih. nakon žestokih rasprava. Do tada, kada su se promatrale teleskopom, izgledale su kao difuzne svjetlosne mrlje nalik na maglice, ali samo uz pomoć reflektirajućeg teleskopa od 2,5 metara opservatorija Mount Wilson, prvi put korištenog 1920-ih, bilo je moguće dobiti slike od maglica. zvijezde u maglici Andromeda i dokazati da je to galaksija. Isti teleskop koristio je Hubble za mjerenje razdoblja Cefeida u maglici Andromeda. Ove promjenjive zvijezde su dovoljno dobro proučene da bi se mogle točno odrediti njihove udaljenosti. Andromedina maglica je cca. 700 kpc, tj. leži daleko izvan naše galaksije.

Postoji nekoliko vrsta galaksija, a glavne su spiralne i eliptične. Pokušali su ih klasificirati pomoću abecednih i brojčanih shema, kao što je Hubbleova klasifikacija, ali neke galaksije se ne uklapaju u te sheme, u tom slučaju su nazvane po astronomima koji su ih prvi identificirali (na primjer, Seyfert i Markarian galaksije) ili daju abecedne oznake klasifikacijskih shema (na primjer, galaksije tipa N i cD). Galaksije koje nemaju poseban oblik klasificiraju se kao nepravilne. Podrijetlo i evolucija galaksija još nisu u potpunosti shvaćeni. Spiralne galaksije su najbolje proučavane. To uključuje objekte koji imaju svijetlu jezgru iz koje izviru 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. Tu su i ukrštene spirale koje imaju središnji most od zvijezda koji spaja unutarnje krajeve dvaju krakova. Naš G. također pripada spirali. Mase gotovo svih spiralnih G. leže u rasponu od 1 do 300 milijardi solarnih masa. Oko tri četvrtine svih galaksija u svemiru jesu eliptični. Imaju eliptični oblik, bez vidljive spiralne strukture. Njihov oblik može varirati od gotovo sfernog do oblika cigare. Razlikuju se po veličini, od patuljaka 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. Markarianske galaksije 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 kao normalne spirale, 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 i ujedno su jaki radio izvori nazivaju se radio galaksije. To uključuje Seyfertove galaksije, CD- i N-tip G. i neke kvazare. Mehanizam stvaranja energije radio galaksija još nije shvaćen.

Određivanje uvjeta za vidljivost planeta Saturn prema "Školskom astronomskom kalendaru".

ULAZNICA #24

Osnove modernih 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 – Mliječna staza – jedna od milijuna galaksija, a Sunce jedna od milijuna zvijezda u Mliječnoj stazi. Naknadno proučavanje galaksija pokazalo je da se one udaljuju od Mliječne staze, a što su dalje, to je ta brzina veća (mjerena crvenim pomakom u svom spektru). Dakle, živimo u širenje svemira. Recesija galaksija se ogleda u Hubbleovom zakonu, prema kojem je crveni pomak galaksije proporcionalan udaljenosti do nje. Osim toga, u najvećoj skali, t.j. na razini superjata galaksija, Svemir ima staničnu 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 se nastavlja u nedogled, u statičkom modelu Svemir se ne širi i ne evoluira, u pulsirajućem Svemiru ponavljaju se ciklusi širenja i kontrakcije. Međutim, statički model je najmanje vjerojatan; protiv njega ne govori samo Hubbleov zakon, već i pozadinsko reliktno zračenje otkriveno 1965. (tj. zračenje primarne šireće vruće četverodimenzionalne sfere).

Neki kozmološki modeli temelje se na teoriji "vrućeg svemira" opisanoj 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 gustoća materije je također beskonačna. Takvo stanje se naziva singularno.

Godine 1946. Georgy Gamov i njegovi kolege razvili su fizikalnu teoriju o početnoj fazi širenja Svemira, objašnjavajući prisutnost kemijskih elemenata u njemu sintezom pri vrlo visokim temperaturama i pritiscima. Stoga je početak ekspanzije prema Gamowovoj teoriji nazvan "Veliki prasak". Gamowovi 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. Očito se sve temeljne interakcije pri tako visokim energijama ne razlikuju jedna od druge. A iz kojeg radijusa Svemira ima smisla govoriti o primjenjivosti zakona fizike? Odgovor je iz Planckove duljine:

Počevši od trenutka t p = R p /c = 5*10 -44 s (c je brzina svjetlosti, h je Planckova konstanta). Najvjerojatnije se upravo kroz t P gravitacijska interakcija odvojila od ostalih. Prema teorijskim 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 mnogo većom od brzine svjetlosti. Ova činjenica ne proturječi teoriji relativnosti, budući da se takvom brzinom nije širila materija, već sam prostor. Ova faza evolucije se zove inflatorno. Iz modernih teorija kvantne fizike proizlazi da se u to vrijeme jaka nuklearna sila odvojila od elektromagnetske i slabe sile. Tako oslobođena energija bila je uzrok katastrofalnog širenja Svemira, koji se u sićušnom vremenskom intervalu od 10 - 33 s povećao s veličine atoma na veličinu Sunčevog sustava. Istodobno su se pojavile i nama poznate elementarne čestice i nešto manji broj antičestica. Materija i zračenje još su bili u termodinamičkoj ravnoteži. Ovo doba se zove radijacija faza evolucije. Na temperaturi od 5∙10 12 K stup rekombinacija: gotovo svi protoni i neutroni su anihilirani, pretvarajući se u fotone; ostali su samo oni za koje nije bilo dovoljno antičestica. Početni višak čestica u odnosu na antičestice je milijardni dio njihovog broja. Od te "prekomjerne" materije uglavnom se sastoji supstancija opaženog Svemira. Nekoliko sekundi nakon Velikog praska počela je pozornica 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 tvari i zračenja, atomi su se počeli stvarati od slobodnih protona i elektrona, a zračenje je počelo prolaziti kroz materiju, kao kroz prozirni medij. Upravo je to zračenje nazvano relikt, njegova temperatura je bila oko 3000 K. Trenutno se bilježi pozadina s temperaturom od 2,7 K. Reliktno pozadinsko zračenje otkriveno je 1965. godine. Pokazalo se da je vrlo izotropan i svojim postojanjem potvrđuje model svemira koji se vruće širi. Nakon primarna nukleosinteza materija se počela samostalno razvijati, zbog varijacija u gustoći materije, formirane u skladu s Heisenbergovim principom nesigurnosti tijekom inflacijske faze, pojavile su se protogalaksije. Tamo gdje je gustoća bila nešto iznad prosjeka, formirali su se centri privlačenja, područja s nižom gustoćom sve su se prorjeđivala, jer ih je tvar ostavljala u gušća područja. Tako je praktički homogeni medij podijeljen na zasebne protogalaksije i njihove nakupine, a nakon stotina milijuna godina pojavile su se prve zvijezde.

Kozmološki modeli dovode do zaključka da sudbina svemira ovisi samo o prosječnoj gustoći materije koja ga ispunjava. Ako je ispod neke kritične gustoće, širenje svemira će se nastaviti zauvijek. Ova opcija se zove "otvoreni svemir". Sličan scenarij razvoja čeka ravan Svemir kada je gustoća kritična. Za googol godina, sva će materija 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, čak ni u ovom slučaju, metagalaksija nije vječna. Ako je teorija velikog ujedinjenja interakcija točna, za 10 40 godina protoni i neutroni koji čine nekadašnje zvijezde će se raspasti. Nakon otprilike 10.100 godina, divovske crne rupe će ispariti. U našem svijetu ostat će samo elektroni, neutrini i fotoni, razdvojeni golemim udaljenostima. U određenom smislu, ovo će biti kraj vremena.

Ako se pokaže da je gustoća Svemira previsoka, tada je naš svijet zatvoren, a prije ili kasnije širenje će zamijeniti katastrofalna kontrakcija. Svemir će svoj život završiti u gravitacijskom kolapsu u određenom smislu, što je još gore.

Izračunavanje udaljenosti do zvijezde iz poznate paralakse.

DIO 1. OSNOVE SFERIJSKE ASTRONOMIJE

1. poglavlje Uvod

Opća astronomija, njezino podrijetlo i moderna obilježja, glavni dijelovi. Predmet kozmonautike, glavni dijelovi, formiranje suvremene kozmonautike. Astronomske zvjezdarnice na Zemlji i u svemiru. Izlet u zvjezdarnicu Pulkovo

Predmet astronomije, njezini glavni dijelovi

Astronomija- znanost o fizičkoj strukturi, kretanju, nastanku i evoluciji nebeskih tijela, njihovih sustava i proučavanje svemira u cjelini (moderna definicija iz 18. stoljeća)

Astronomija - 2 grčke riječi (astro - zvijezda, nomos - zakon), t.j. . zvjezdani zakon - znanost o zakonima života zvijezda (vrijeme starih Grka - V - VI stoljeća prije Krista, 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 njihova jata i sustavi, maglice, naša Galaksija u cjelini i druge galaksije i njihova jata.

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

· Svemir u cjelini (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 u nebeskoj sferi; točnije: stvara inercijski koordinatni sustav (fiksni) 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 skale (vremenska služba); služi za rješavanje problema određivanja koordinata geografskih točaka na kopnu (terenska astronomija), na moru (nautička astronomija), u zraku (astronomija zrakoplovstva), nalazi primjenu u satelitskoj navigaciji i geodeziji;

u) 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 – određivanje a, d i m a, d nebeskih tijela metodama fotografskih i CCD promatranja.

2. Nebeska mehanika (teorijska astronomija)– proučava prostorna kretanja 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. na temelju otkrića spektralne analize. Ovo je glavni dio moderne astronomije. Proučava fizičko stanje i procese koji se odvijaju na površini i u dubinama 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 njihove obrade, bavi se teoretskom i praktičnom primjenom astrofizičkih instrumenata

b) teorijska astrofizika - bavi se objašnjenjem fizikalnih procesa koji se događaju na nebeskim tijelima i promatranih pojava na temelju teorijske fizike.

Novi odjeljci o rasponu korištenih elektromagnetskih valova:

u) radio astronomija istražuje nebeska tijela pomoću radara, proučava njihovo zračenje u radio rasponu (od mm do km valnih duljina), kao i zračenje međuzvjezdanog i međugalaktičkog medija. Nastala je 1930. nakon otkrića K. Janskyja (SAD), Rebera, radio emisije Mliječne staze, Sunca;

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

infracrvena astronomija (astrofizika)

rendgenski snimak

neutrina

Mogu postojati pododjeljci astrofizike po predmetima proučavanja:

astronomija blizu Zemlje:

solarna fizika

fizika zvijezda

fizika planeta, mjeseca itd.

4. Zvjezdana astronomija– bavi se proučavanjem kretanja i raspodjele u prostoru zvijezda (prvenstveno u našoj Galaksiji), maglica plina i prašine i zvjezdanih sustava (globularnih i otvorenih zvjezdanih jata), njihove strukture i evolucije, problema njihove stabilnosti.

Uključuje sljedeće pododjeljke:

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

Dinamika zvjezdanih sustava itd.

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

6. Kozmologija - proučava svemir u cjelini: njegovu geometrijsku strukturu, evoluciju i podrijetlo svih sastavnih objekata, opće parametre, kao što su starost, materija, energija itd.

Zauzima zasebno mjesto svemirska astronomija , gdje se posebno izdvaja kozmonautika - kao kompleks niza grana znanosti (uključujući astronomiju) i tehnologije, čija je svrha proučavanje i istraživanje svemira.

Predmet astronautike i njezini dijelovi

astronautika - riječ je o kompleksu niza grana znanosti i tehnologije, s ciljem prodiranja u svemir kako bi se njegovo proučavanje i razvoj. Već - letovi u svemir. Astronautika zauzima poseban položaj u astronomiji.

astronautika - od grčkog "cosmos" - Svemir, "nautix" - plivanje, tj. plivanje (putovanje) u svemir 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 Sunčevog sustava: lansiranje letjelice u orbitu, manevriranje, spuštanje letjelice do Zemlja i tijela Sunčevog sustava.

2. Praktična astronautika- studije:

Projektiranje i rad raketnih i svemirskih sustava, metode letenja u svemir

Oprema na brodu.

Astronomska istraživanja pomoću astronautike

svemirska astrometrija

Svemirska astrofizika (tijela Sunčevog sustava, Sunce)

4. Istraživanje Zemlje letjelicama(svemirska geodezija, komunikacije, TV, navigacija, daljinsko istraživanje Zemlje (ERS), tehnologija, poljoprivreda, geologija itd.)

Dostignuća u astronomiji 20. stoljeća

LUNA-AO

HST

Terminologija

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

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

Zemlja - uzeta za loptu!

Slika 2.2 Elementi nebeske sfere (a); cijelu nebesku sferu, gdje je u središtu t. O promatrač (b).

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

Ravnina okomita na visak i koja prolazi kroz točku O naziva 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 svjetla na pravom horizontu.

Dnevna rotacija nebeske sfere. Iz promatranja zvjezdanog neba može se vidjeti da se nebeska sfera polako rotira u smjeru od istoka prema zapadu ( dnevni džeparac - budući da je njegovo razdoblje jednako jednom danu), ali to je očito (ako stojite okrenuti prema jugu, tada je rotacija nebeske sfere u smjeru kazaljke na satu). U stvarnosti, Zemlja rotira oko svoje osi u smjeru od zapada prema istoku (potvrđeno pokusima s Foucaultovim njihalom, otklonom tijela koja padaju na istok). 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¢, paralelno sa Zemljinom osi i tzv. osi svijeta.

Osovina 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 Oktantus (nema svijetlih zvijezda, ali možete odrediti prema zviježđu Južnog križa). Oba pola su fiksirana na nebeskoj sferi.

Veliki krug (QQ¢) nebeske sfere, čija je ravnina okomita na svjetsku os, naziva se nebeski ekvator, također prolazi kroz središte nebeske sfere. Nebeski ekvator siječe se s ravninom horizonta u 2 dijametralno suprotne točke: istočnoj (E) i zapadnoj (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), udaljen od točaka E i W za 90 0 .

Visak i svjetska os leže u ravnini nebeskog meridijana, koji se sijeku s ravninom pravog horizonta duž promjera (NOS) nebeske sfere, prolazeći kroz točku N i točku S. Ovo podnevni red , budući da je Sunce u podne blizu nebeskog meridijana.

Vidljiva nebeska sfera rotira, točke Zenita, Nadira i sve točke pravog horizonta fiksirane su u odnosu na promatrača, t.j. ne rotiraju s nebeskom sferom. Nebeski meridijan prolazi kroz fiksne točke i polne točke i također se ne rotira, t.j. povezan sa zemljom. Ona čini ravninu zemaljskog (geografskog) meridijana, na kojoj 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 kreću u malim krugovima, dnevnim ili nebeskim paralelama, čije su ravnine paralelne s ravninom nebeskog ekvatora.

Svaka zvijezda prijeđe (prolazi) nebeski meridijan dva puta dnevno. 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 brojanja vremena. Pravo solarno vrijeme. Vremenske jedinice: dan, sat, minuta, sekunda. Problem srednjeg sunčevog vremena, srednjeg Sunca. Jednadžba vremena i njezine 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 jednolično vrijeme određeno kretanjem srednjeg sunca. Koristio se kao standard jednolikog vremena sa ljestvicom od jedne srednje solarne sekunde (1/86400 djelić srednjeg sunčevog dana) do 1956. godine.

Jednadžba vremena

Uspostavlja se veza između dva solarna vremenska sustava jednadžba vremena razlika između srednjeg sunčevog vremena (T cf) . pravo solarno vrijeme (T ist): h \u003d T cf - T ist. Jednadžba vremena je varijabla. Dostiže +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 sunca, 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¤ , odrediti pravo sunčevo vrijeme i, znajući jednadžbu vremena h u ovom trenutku, pronaći srednje solarno vrijeme: Tm = t¤ + 12 h + h. Budući da prosječno ekvatorijalno sunce prolazi kroz meridijan prije ili kasnije od pravog Sunca, razlika u njihovim satnim kutovima (jednadžba vremena) može biti i pozitivna i negativna.

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

Sinusoida s jednogodišnjim razdobljem (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 razdobljem (crtica isprekidana 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 u ekstreme 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 Greenwicha. No 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 je objašnjeno u objašnjenju za kalendare (godišnjake).

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

Siderični dan je vremenski interval između dva uzastopna istoimena vrhunca u proljetnom ekvinociju na istom meridijanu. Ovo je trajniji vremenski period, tj. period rotacije Zemlje u odnosu na udaljene zvijezde. Za početak sideralnog dana uzima se trenutak njegove donje kulminacije, odnosno ponoć kada

S = t¡ = 0. Točnost zvjezdane vremenske skale je do 10 -3 sekunde 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 duži (duži) od zvjezdanih, budući da se za jedan okret nebeske sfere u smjeru od istoka prema zapadu samo sunce pomiče od zapada prema istoku za 1 stupanj (tj. 3 m 56 s).

Tako, u 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 solarni dani ili 366.24219879 zvjezdani dani.

Prevođenje srednjih vremenskih intervala u sideralno 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 siderički dan jednak je 23 sata 56 minuta 04,0905 sekundi srednjeg sunčevog dana. Siderična godina sadrži 365.2564 srednji solarni 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, sideralno) je isto.

Lokalno vrijeme - ovaj put T m mjeren na bilo kojem 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, vrijeme se računa na području određene vremenske zone. T p je uveden od 1884. odlukom međunarodne konferencije (u Rusiji od 1919.) pod uvjetima:

1) Zemljina kugla je po geografskoj dužini podijeljena na 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 zvjezdarnice Greenwich (Engleska);

4) Granice vremenskih zona na oceanima idu uzduž geografskih meridijana, na kopnu, uglavnom duž administrativnih granica

Vremenske skale

astronomsko vrijeme

Do 1925. u astronomskoj praksi za poč srednji solarni dan uzeo je trenutak gornjeg vrhunca (podne) srednje sunce. Takvo vrijeme nazivalo se srednjim astronomskim ili jednostavno astronomskim. Jedinica mjere je bila 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 grinwičkom meridijanu. Drugim riječima, lokalno srednje vrijeme meridijana s nultom zemljopisnom dužinom (Greenwich) naziva se univerzalno (svjetsko) vrijeme (Universal Time - UT). Standard sekunde za UT ljestvicu je određeni dio razdoblja Zemljine rotacije oko svoje osi 1 \ 365,2522 x 24 x 60 x 60. Međutim, zbog nestabilnosti aksijalne rotacije Zemlje, UT skala nije ujednačeno: kontinuirano usporavanje je oko 50 sekundi. za 100 godina; nepravilne promjene do 0,004 sec. dnevno; sezonske fluktuacije su oko 0,001 sec godišnje.

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

Ljetno vrijeme. Radi uštede materijalnih sredstava zbog racionalnijeg korištenja dnevnog vremena, niz zemalja uvodi ljetno računanje vremena – t.j. "prijevod kazaljki" sata 1 sat unaprijed u odnosu na struk. No, raspored svih vrsta narodnih aktivnosti nije se mijenjao! Ljetno računanje vremena obično se upisuje 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 - efemeridno vrijeme) 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 ujednačenije od univerzalnog vremena, pogoršano dugotrajnim nepravilnostima u Zemljinoj rotaciji. To je trenutno najstabilnija vremenska skala za potrebe astronomije i astronautike. Određuje se promatranjem tijela Sunčevog sustava (uglavnom Mjeseca). e se uzima kao mjerna jedinica. femerid drugi like 1/31556925.9747 udio tropska godina u ovom trenutku 19:00 0 siječnja, 12 sati ET ili, inače, kao 1/86400 djelić trajanja srednji solarni dan za isti trenutak.

Vrijeme efemerida povezano je s univerzalnim vremenom omjerom:

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

Poglavlje 5

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 jedinicama vremena. Kalendarski mjesec i kalendarska godina sadrže cijeli broj dana tako da se početak svakog mjeseca i godine poklapa s početkom dana.

Stoga kalendarski i prirodni mjesec i godina ne bi trebali biti jednaki.

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

Kalendar se temelji na: 1) razdoblju sezonskih promjena na Zemlji - godini ( solarni kalendar ), 2) razdoblje promjene mjesečevih faza - mjesec dana ( 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 traje 360 ​​dana; broj mjeseci 12, trajanje 30 dana. Ekliptika je bila podijeljena na 360 jednakih dijelova - stupnjeva. Kasnije su svećenici odredili duljinu godine: od 365 dana do 365,25!

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

Godina traje 304 dana; broj mjeseci 10.

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

Koristi se u Europi više od 1600 godina!

Gregorijanski kalendar. Godina je u julijanskom kalendaru bila 0,0078 dana dulja od prave, pa se tako tijekom 128 godina nakupio dodatni dan koji je morao biti zbrojen. U 14. stoljeću to je zaostajanje bilo poznato, a 1582. godine, odlukom pape Grgura 13., datumi su prebačeni odmah 10 dana unaprijed u kalendar. Oni. nakon 4. listopada odmah je počelo 14. listopada 1582! 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 dodatni dani nakupljaju samo 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 za reformu gregorijanskog kalendara koji predviđaju otklanjanje ili smanjenje ovih 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 tromjesečja sadrži 31 dan, druga dva - po 30 dana. Stoga će svako tromjesečje (i godina) uvijek početi istog dana u tjednu. Ali budući da 4 četvrtine od 91 dana sadrže 364 dana, a godina mora sadržavati 365 ili 366 dana (prijestupna godina), onda između 30. prosinca i 1. siječnja ubacuje se dan izvan brojanja mjeseci i tjedana - međunarodni neradni dan Nove godine. A u prijestupnoj godini isti se neradni dan, isključujući mjesece i tjedne, ubacuje nakon 30. lipnja.

Međutim, pitanje uvođenja novog kalendara može se riješiti samo u međunarodnim razmjerima.

Mjesečev kalendar

Na temelju promjene mjesečevih faza, t.j. razdoblje između dva uzastopna trenutka prve pojave Mjesečevog polumjeseca nakon mladog mjeseca. Točno trajanje lunarnog mjeseca utvrđeno je promatranjem pomrčina Sunca - 29,530588 srednjih sunčevih dana. U lunarnoj godini - 12 lunarnih mjeseci = 354,36708 sr. Sunčani dani. Mjesečev kalendar pojavio se gotovo istovremeno sa solarnim, još sredinom 3. stoljeća pr. Istovremeno je uveden 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 Matematički temelji izrade kalendara (samostalno)

5.5 Kalendarske ere

Brojanje godina nužno podrazumijeva neki početni trenutak kronološkog sustava - kalendarska era. Doba- također znači sustav kronologije. U ljudskoj povijesti bilo je do 200 različitih razdoblja. Na primjer, bizantska era "od stvaranja svijeta", u kojoj je 5508. pr. Kr. uzeto kao "stvaranje svijeta". Kinesko "cikličko" doba - od 2637. pr. Od stvaranja Rima - 753. pr. itd.

Naše doba je kršćansko doba - ušao u upotrebu tek 1. siječnja 533. od rođendana biblijske ličnosti (ne povijesne) I. Krista.

Stvarniji razlog za proizvoljan izbor početka naše ere (AD) vezan je za periodičnost broja 532 godine = 4x7x19. Uskrs pada na nedjelju istog datuma svake 532 godine! Ovo je korisno za predviđanje datuma proslave kršćanskog blagdana. Uskrs. Temelji se na razdobljima povezanim s kretanjem Mjeseca i Sunca (4 je razdoblje velikih godina, 7 je broj dana u tjednu, 19 je broj godina kroz koje mjesečeve faze padaju na isto kalendarski brojevi (metonički ciklus bio je poznat još 432. pr. Kr.) Meton je bio starogrčki astronom.

Opći pojmovi

Utjecaj refrakcije važan je problem za zemaljsku astronomiju, gdje se provode mjerenja velikih kutova na nebeskoj sferi, pri određivanju ekvatorijalnih koordinata svjetiljki, računanju momenata njihovog uspona i zalaska.

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

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

Riža. Fenomen loma u zemljinoj atmosferi

Refrakcija mijenja samo zenitne udaljenosti z, ali ne mijenja satne kutove. Ako je svjetiljka na vrhuncu, tada lom mijenja samo njegovu deklinaciju i to za istu količinu kao i udaljenost zenita, budući da se u tom slučaju ravnine njegovih satnih i okomitih krugova poklapaju. U drugim slučajevima, kada se te ravnine sijeku pod određenim kutom, lom mijenja i deklinaciju i pravi uspon zvijezde.

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

Empirijski, tj. empirijski proizašli iz zapažanja približan izraz definirati 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, lom vidljivih zraka (l = 550 milimikrona) jednak je:

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

Prema gornjim formulama, lom se izračunava za zenitnu udaljenost ne veću od 70 kutnih stupnjeva s točnošću od 0.¢¢01. Tablice Pulkovo (5. izdanje) omogućuju uzimanje u obzir efekta loma do zenitne udaljenosti z = 80 kutnih stupnjeva.

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

Kako bi se uz visoku preciznost (0.¢¢01 i više) uzeo u obzir utjecaj refrakcije, teorija loma je prilično komplicirana i razmatra se u posebnim tečajevima (Yatsenko, Nefedeva A.I., itd.). Funkcionalno, vrijednost loma ovisi o mnogim parametrima: visini (H), zemljopisnoj širini (j), također temperaturi zraka (t), atmosferskom pritisak (p), atmosferski tlak (B) na putu svjetlosnog snopa od nebeskog tijela do promatrača i različit je za različite valne duljine elektromagnetskog spektra (l) i svaku zenitnu udaljenost (z). Suvremeni proračuni loma provode se na računalu.

Također treba napomenuti da se lom, 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 ne većih od 70 stupnjeva doseže 0.¢¢01 i više. Ovdje je od velike važnosti izbor mjesta promatranja - 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 obračuna lomnih grešaka ne lošiju 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 toga slijedi da bi optimalno vrijeme za registraciju nebeskih objekata 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 registracijskih momenata) pokazuju da je s takvim vremenom registracije za zenitnu udaljenost (z) jednako na nulu, točnost položaja (e) zvijezde, oko 0,²06-0,²10.

Prema drugim procjenama, ova vrsta 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 magnituda 9-16 (I. Reqiume) ili do 0."05 (E.Hog). Proračuni koje su Stone i Dun proveli u zvjezdarnici USNO pokazali su da je s CCD registracijom na automatskom meridijanskom teleskopu (vidno polje 30" x 30" i vrijeme ekspozicije 100 sekundi) moguće različito odrediti položaj zvijezda s točnošću od 0,²04. Prospektivna procjena koju su izvršili američki astronomi Colavita, Zacharias i suradnici (vidi tablicu 7.1) za širokokutna promatranja u rasponu vidljivih valnih duljina pokazuje da se granica atmosferske točnosti od oko 0,201 može doseći tehnikom dvije boje.

Za napredne teleskope s CCD vidnim poljem, reda veličine 60"x60", koristeći tehniku ​​višebojnog promatranja, reflektirajuću optiku i konačno korištenjem diferencijalnih metoda referentnih kataloga visoke gustoće i točnosti na razini svemirskih kataloga kao što je HC i TC

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

Refrakcija

Prividni položaj zvijezde iznad horizonta, strogo govoreći, razlikuje se od onoga izračunatog po formuli (1.37). Činjenica je da zrake svjetlosti iz nebeskog tijela, prije nego što uđu u promatračevo oko, prolaze kroz Zemljinu atmosferu i u njoj se lome, a budući da se gustoća atmosfere povećava prema Zemljinoj površini, svjetlosni snop (sl. 19.) ) se sve više i više otklanja u istom smjeru duž krivulje, tako da pravac OM 1 , prema kojem promatrač O vidi svjetiljku, ispada da je skrenuta prema zenitu i da se ne poklapa sa smjerom OM 2 (paralelno VM), po kojem bi vidio svjetiljku u nedostatku atmosfere.

Fenomen loma svjetlosnih zraka prilikom prolaska kroz Zemljinu atmosferu naziva se astronomska refrakcija.

Injekcija M 1 OM 2 zove lomni kut ili lom r . Injekcija ZOM 1 nazvao vidljivo zenitnu udaljenost svjetiljke z", i kut ZOM 2 - istina zenit 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, upadni snop i lomljeni snop leže u istoj ravnini. Stoga, put zraka MVO i upute OM 2 i OM 1 leže u istoj okomitoj ravnini. Dakle, lom ne mijenja azimut svjetiljke, i, štoviše, jednak je nuli ako je svjetiljka u zenitu.

Ako je svjetiljka na vrhuncu, tada lom mijenja samo njegovu deklinaciju i to za istu količinu kao i udaljenost zenita, budući da se u tom slučaju ravnine njegovih satnih i okomitih krugova poklapaju. U drugim slučajevima, kada se ove ravnine sijeku pod nekim kutom, lom i