Астрономія - одна з найзагадковіших і цікавих наук. Незважаючи на те, що в школах зараз на астрономію у кращому разі приділяється кілька уроків, інтерес людей до неї є. Тому починаючи з цього повідомлення, я почну цикл постів про основи цієї науки та цікавих питаннях, що зустрічаються під час її вивчення.

Коротка історія астрономії

Піднімаючи голову і дивлячись нагору, в небо, древня людина, напевно, неодноразово замислювався у тому, що з нерухомі " світлячки " розташовуються на небі. Спостерігаючи за ними, люди пов'язали деякі природні явища(наприклад, зміну пори року) з явищами небесними, і приписали останнім чарівні властивості. Наприклад, у Стародавньому Єгипті розлив Нілу збігався за часом з появою на небі яскравої зірки Сіріус (або Сотіс, як його називали єгиптяни). У зв'язку з цим вони винайшли календар - "Сотичний" рік - це проміжок між двома сходженнями (появами на небі) Сіріуса. Рік розділили для зручності на 12 місяців, по 30 днів у кожному. 5 днів, що залишилися (у році 365 днів, відповідно, 12 місяців по 30 днів - це 360, залишається 5 "зайвих" днів) оголошували святами.

Істотного прогресу в астрономії (і астрології) досягли вавилоняни. Їхня математика користувалася 60-річною системою числення (замість нашої десяткової, начебто у стародавніх вавилонян було 60 пальців), звідки й прийшло покарання для астрономів - 60-річне уявлення часу і кутових одиниць. В 1 годині - 60 хвилин (а не 100!), В 1 градусі - 60 хвилин, вся сфера - 360 градусів (не 1000!). Крім цього, саме вавилоняни виділили на небесній сфері зодіак:

Небесна сфера - уявна допоміжна сфера довільного радіусу, яку проектуються небесні світила: служить на вирішення різних астрометричних завдань. За центр небесної сфери, як правило, сприймають око спостерігача. Для спостерігача, що знаходиться на поверхні Землі, обертання небесної сфери відтворює добовий рух світил на небі.

Вавилоняни знали 7 "планет" - Сонце, Місяць, Меркурій, Венеру, Марс, Юпітер та Сатурн. Ймовірно, саме вони запровадили семиденний тиждень – щодня такого тижня був присвячений певному небесному світилу. Також вавилоняни навчилися пророкувати затемнення, чим чудово користувалися жерці, збільшуючи віру простого люду у свої нібито надприродні здібності.

Що таке на небі?

Насамперед, давайте визначимо нашу "Вселенську адресу" (діє для росіян):

• держава: Росія
• Планета Земля
• система: Сонячна
• галактика: Чумацький шлях
• група: Місцева група
• скупчення: надскупчення Діви
• Метагалатика
• Наш Всесвіт

Що означають усі ці гарні слова?

сонячна система

Ми з вами живемо на одній із восьми великих планет, що обертаються навколо Сонця. Сонце - це зірка, тобто досить велике небесне тіло, в якому йдуть термоядерні реакції (де виходить оооочень багатоенергії).

Планета - це небесне тіло сферичної форми (досить масивне, щоб під дією сили тяжіння приймати таку форму), на якому цих реакцій не відбувається. Великих планет лише вісім:

1. Меркурій
2. Венера
3. Земля
4. Юпітер
5. Сатурн
6. Нептун

У деяких планет (точніше, у всіх, крім Меркурія та Венери) є супутники - маленькі "планетки", що рухаються навколо великої планети. У Землі таким супутником є ​​Місяць, красива поверхня якого зображена на першому малюнку.

Ще в Сонячній системі є карликові планети - невелике тіло практично сферичної форми, яке не є супутником великої планети і не вміє "розчищати" свій шлях у Сонячній Системі (через брак маси). На даний момент відомо 5 карликових планет, одна з яких, Плутон, понад 70 років вважалася великою планетою:

1. Плутон
2. Церера
3. Хаумеа
4. Макемак
5. Еріда

Також у Сонячній системі є зовсім невеликі небесні тіла, за складом схожі на планети – астероїди. Головним чином вони розподілені на головному поясі астероїдів,між Марсом та Юпітером.

І, звичайно, є комети – "хвостаті зірки", провісники невдачі, як вважали давні. Вони складаються переважно з льоду і мають великий і красивий хвіст. Одна з таких комет, комета Хейла-Боппа (на честь Хейла та Боппа названа), яку багато мешканців Землі могли спостерігати у 1997 році на небі.

Чумацький шлях

Але наша Сонячна система - одна з багатьох інших планетних систем галактиці Чумацький Шлях(або Milky Way). Галактика – це велике числозірок та інших тіл, що обертаються навколо загального центру мас під впливом гравітації (комп'ютерна модель Галактики представлена ​​малюнку зліва). Розмір галактики в порівнянні з нашою Сонячною Системою воістину величезний - близько 100 000 світлових років. Тобто звичайному світлу, що рухається з найбільшою швидкістю у Всесвіті, знадобиться сто тисяч (!!!) років, щоб пролетіти з одного краю Галактики на інший. Це зачаровує - дивлячись на небо, на зірки, ми дивимося глибоко в минуле - адже світло, що доходить до нас, зародилося задовго до появи людства, а від ряду зірок - і задовго до появи Землі.

Сам Чумацький Шлях нагадує спіраль із "тарілкою" по центру. Роль "рукавів" спіралі виконують скупчення зірок. Загалом у Галактиці від 200 до 400 мільярдів (!) зірок. Звичайно, наша Галактика також не самотня у Всесвіті. Вона входить до складу так званої Місцевої групиале про це – наступного разу!

Корисні завдання з астрономії

1. Оцініть, чого більше – зірок у Галактиці чи комарів на Землі?
2. Оцініть, скільки зірок у Галактиці припадає на одну людину?
3. Чому вночі темно?

Космос – безповітряний простір – немає ні початку, ні кінця. У безкрайній космічній порожнечі то тут, то там поодинці та групами розташовані зірки. Невеликі групи з десятків, сотень чи тисяч зірок називаються зоряними скупченнями. Вони входять до складу гігантських (з мільйонів і мільярдів зірок) скупчення зірок, званих галактиками. У нашій Галактиці близько 200 мільярдів зірок. Галактики - крихітні зоряні острівці в безкрайньому океані космосу, що називається Всесвітом.

Все зоряне небо умовно поділено астрономами на 88 ділянок – сузір'їв, які мають певні межі. Усі космічні тіла, видимі всередині кордонів даного сузір'я, входять у це сузір'я. Насправді зірки в сузір'ях нічим не пов'язані ні між собою, ні із Землею, ні, тим більше, з людьми на Землі. Просто ми їх бачимо на цій ділянці неба. Є сузір'я, названі іменами тварин, предметів та людей. Потрібно знати контури та вміти знаходити на небі сузір'я: Велику та Малу Ведмедицю, Касіопею, Оріона, Ліру, Орла, Лебедя, Лева. Найяскравіша зірка на зоряному небі – Сіріус.

Усі явища у природі відбуваються у просторі. Видимий навколо нас простір на поверхні Землі називається горизонтом. Кордон видимого простору, де небо ніби стикається з поверхнею землі, називають лінією горизонту. Якщо піднятися на вежу або гору, горизонт розшириться. Якщо рухатися вперед, то лінія горизонту віддалятиметься від нас. Досягти лінії горизонту неможливо. На рівному, відкритому з усіх боків місці лінія горизонту має форму кола. Розрізняють 4 основні сторони горизонту: північ, південь, схід та захід. Між ними знаходяться проміжні сторони горизонту: північний схід, південний схід, південний захід та північний захід. На схемах прийнято північ позначати зверху. Число, яке показує, у скільки разів зменшено (збільшено) справжні відстані на кресленні, називають масштабом. Масштаб використовується при побудові плану та карти. План місцевості складають у великому масштабі, а карти – у дрібному.

Орієнтуватися – це означає знати своє місце розташування щодо відомих предметів, вміти визначати напрямок шляху відомим сторонамгоризонту. Опівдні Сонце перебуває над точкою півдня, а полуденная тінь від предметів спрямовано північ. По Сонцю можна орієнтуватися лише у ясну погоду. Компас – прилад визначення сторін горизонту. За компасом можна визначати сторони горизонту за будь-якої погоди, і вдень і вночі. Основна частина компасу – намагнічена стрілка. Коли її не підтримує запобіжник, стрілка завжди розташовується вздовж лінії північ-південь. Сторони горизонту можна визначати і за місцевими ознаками: за деревами, що окремо стоять, по мурашниках, пнях. Щоб правильно зорієнтуватися, необхідно обов'язково використовувати кілька місцевих ознак.

За сузір'ям Великої Ведмедиці легко знайти Полярну зірку. Полярна – тьмяна зірка. Вона завжди знаходиться над північною стороною обрію і ніколи не заходить за обрій. По Полярній зірці вночі можна визначити сторони горизонту: якщо стати обличчям до Полярної зірки, попереду буде північ, позаду південь, праворуч схід, а ліворуч захід.

Зірки – це великі розжарені газові кулі. У ясну безмісячну ніч неозброєному оку доступно для спостережень 3000 зірок. Це найближчі, найгарячіші і найбільші зірки. Вони подібні до Сонця, але знаходяться від нас у мільйони і мільярди разів далі Сонця. Тому ми їх бачимо як крапки, що світяться. Можна сміливо сказати, що зірки – це далекі сонця. Запущена із Землі сучасна ракета може долетіти до найближчої зірки лише за сотні тисяч років. Інші зірки від нас ще далі. В астрономічні прилади – телескопи – можна спостерігати мільйони зірок. Телескоп збирає світло космічних тіл та збільшує їх видимі розміри. У телескоп можна побачити слабкі, невидимі неозброєним оком зірки, але навіть у найпотужніший телескоп будь-які зірки виглядають як крапки, що світяться, тільки яскравіше.

Зірки не однакові за розмірами: одні в десятки разів більші за Сонце, інші в сотні разів менші за нього. І температура зірок теж різна. Від температури зовнішніх шарів зірки залежить її колір. Найхолодніші – червоні зірки, найгарячіші – блакитні. Чим гарячіша і більше зірка, тим яскравіше вона світить.

Сонце – величезна розпечена газова куля. Сонце в 109 разів більше Землі за діаметром і в 333 000 разів більше за Землю за масою. Усередині Сонця могло б поміститися понад 1 мільйон земних куль. Сонце - найближча до нас зірка, вона має середню величину і середню температуру. Сонце – жовта зірка. Сонце світить тому, що в ньому відбуваються атомні реакції. Температура на поверхні Сонця 6000° С. За такої температури всі речовини знаходяться в особливому газоподібному стані. З глибиною температура зростає й у центрі Сонця, там, де відбуваються атомні реакції, сягає 15 000 000 °З. Астрономи та фізики вивчають Сонце та інші зірки, щоб люди на Землі змогли побудувати атомні реактори, здатні забезпечити енергією всі енергетичні потреби людства.

Розжарена речовина випромінює світло та тепло. Світло поширюється із швидкістю близько 300 000 км/с. Від Сонця до Землі світло летить 8 хвилин 19 секунд. Світло поширюється прямолінійно від будь-якого предмета, що світиться. Більшість оточуючих тіл не випромінює власного світла. Ми їх бачимо тому, що на них падає світло від тіл, що світяться. Тому кажуть, що вони світять відбитим світлом.

Сонце має значення для життя Землі. Сонце освітлює і зігріває Землю та інші планети так само, як багаття освітлює і зігріває людей, що сидять навколо нього. Якби Сонце згасло, то Земля поринула б у темряву. Від найсильнішого холоду загинули б рослини та тварини. Сонячні промені нагрівають земну поверхню неоднаково. Чим вище Сонце над горизонтом, тим сильніше нагрівається поверхня, тим вища температура повітря. Найбільш високе становище Сонця спостерігається на екваторі. Від екватора до полюсів висота Сонця зменшується, зменшується надходження тепла. Навколо полюсів Землі льоди ніколи не тануть, там вічна мерзлота.

Земля, де ми живемо, – величезна куля, але помітити це важко. Тому довгий час вважалося, що Земля пласка, а зверху покрита, як ковпаком, твердим і прозорим небесним склепінням. Надалі люди отримали багато доказів кулястості Землі. Зменшену модель Землі називають глобусом. Глобус зображує форму Землі та її поверхню. Якщо перенести зображення поверхні Землі з глобуса на карту і умовно розділити її на дві півкулі, то вийде карта півкуль.

Земля набагато менше Сонця. Діаметр Землі близько 12750 км. Земля обертається навколо Сонця з відривом близько 150 000 000 км. Кожен оборот називається роком. У році 12 місяців: січень, лютий, березень, квітень, травень, червень, липень, серпень, вересень, жовтень, листопад та грудень. Щомісяця по 30 або 31 діб (у лютому 28 або 29 діб). Загалом у році 365 цілої доби та ще кілька годин.

Раніше вважалося, що довкола Землі рухається маленьке Сонце. Польський астроном Микола Коперник стверджував, що Земля рухається довкола Сонця. Джордано Бруно – італійський учений, який підтримував ідею Коперника, за що спалили інквізитори.

Земля обертається із заходу на схід навколо уявної лінії – осі, а нам з поверхні здається, що Сонце, Місяць та зірки рухаються небом зі сходу на захід. Зоряне небо обертається як єдине ціле, у своїй зірки зберігають своє становище щодо одне одного. 1 оборот зоряне небо здійснює те ж час, який Земля робить 1 оборот навколо осі.

На боці, освітленому Сонцем, - день, а на боці, що знаходиться в тіні – ніч. Обертаючи, Земля підставляє сонячним променям то одну сторону, то іншу. Так відбувається зміна дня та ночі. 1 оберт навколо своєї осі Земля здійснює за 1 добу. Доба триває 24 години. Година ділиться на 60 хвилин. Хвилина поділяється на 60 секунд. День – світлий час доби, ніч – темний час. День із вночі становлять добу («день та ніч – доба геть»).

Крапки, у яких вісь виходить на поверхню Землі, називаються полюсами. Їх два – північний та південний. Екватор - це уявна лінія, яка проходить на рівній відстані від полюсів, і ділить земну кулю на північну та південну півкулі. Довжина екватора 40000 км.

Вісь обертання Землі нахилена до земної орбіти. Через це висота Сонця над горизонтом і тривалість дня і ночі в одній і тій же місцевості Землі змінюється протягом року. Що вище Сонце над горизонтом, то довше триває день. З 22 грудня до 22 червня висота Сонця опівдні висота збільшується, тривалість дня збільшується, потім висота Сонця зменшується, і день стає коротшим. Тому в році виділили 4 сезони (пори року): літо – спекотне, з короткими ночами та тривалими днями, та Сонцем, що високо піднімається над горизонтом; зиму – холодну, з короткими днями та тривалими ночами, із Сонцем, що низько піднімається над горизонтом; весну – це перехідний сезон від зими до літа; осінь – це перехідний сезон від літа до зими. У кожному сезоні по 3 місяці: літо – червень, липень, серпень; осінь – вересень, жовтень, листопад; зима – грудень, січень, лютий; весна – березень, квітень, травень. Коли в північній півкулі Землі літо, у південній півкулі зима. І навпаки.

Навколо Сонця по орбітах рухаються 8 величезних кулястих тіл. Одні з них більші за Землю, інші менше. Але всі вони набагато менші за Сонце і не випромінюють власного світла. Це планети. Земля – одна із планет. Планети світять відбитим сонячним світлом, тому ми можемо бачити їх у небі. Планети рухаються різними відстанями від Сонця. Планети розташовані від Сонця в такому порядку: Меркурій, Венера, Земля, Марс, Юпітер, Сатурн, Уран та Нептун. Найбільша планета – Юпітер – в 11 разів більша за Землю за діаметром і в 318 разів за масою. Найменша з великих планет – Меркурій – у 3 рази менша за Землю за діаметром.

Чим ближче планета до Сонця, тим спекотніше на ній, а чим далі від Сонця, тим на ній холодніше. Опівдні поверхня Меркурію нагрівається до +400 °С. Найдальша з великих планет – Нептун – охолоджений до -200 °С.

Чим ближче планета до Сонця, тим коротше її орбіта, тим швидше планета обходить Сонце. Земля здійснює 1 оберт навколо Сонця за 1 рік або 365 діб 5 годин 48 хвилин 46 секунд. Для зручності календаря через кожні 3 «прості» роки по 365 діб включено 1 «високосний» рік у 366 діб. На Меркурії рік триває лише 88 земних діб. На Нептуні 1 рік триває 165 років. Усі планети обертаються навколо осей, одні швидше, інші – повільніше.

Навколо великих планет звертаються їхні супутники. Супутники схожі на планети, але значно менше їх за масою та розмірами.

Земля має лише 1 супутник – Місяць. На небі розміри Місяця і Сонця приблизно однакові, хоча Сонце діаметром в 400 разів більше Місяця. Це відбувається через те, що Місяць знаходиться в 400 разів ближче до Землі, ніж Сонце. Місяць не випромінює свого світла. Ми її бачимо тому, що вона світить відбитим сонячним світлом. Якби Сонце згасло, згасла б і Місяць. Місяць звертається навколо Землі так само, як Земля обертається навколо Сонця. Місяць бере участь у добовому русі зоряного неба, одночасно повільно переміщаючись із одного сузір'я до іншого. Місяць змінює свій вид на небі (фази) від одного молодика до іншого молодика за 29,5 діб залежно від того, як його висвітлює Сонце. Місяць обертається навколо своєї осі, тому на Місяці теж відбувається зміна дня та ночі. Однак доба на Місяці триває не 24 години, як на Землі, а 29,5 земної доби. Два тижні на Місяці триває день, і два тижні триває ніч. Кам'яна місячна куля із сонячного боку розжарюється до +170 °С.

Від Землі до Місяця 384 000 км. Місяць – найближче до Землі космічне тіло. Місяць у 4 рази менший за Землю за діаметром і у 81 раз менший за масою. Місяць здійснює 1 оборот навколо Землі за 27 земних діб. Місяць звернений до Землі завжди однією і тією ж стороною. Іншу сторону ми із Землі ніколи не бачимо. Але за допомогою автоматичних станцій вдалося сфотографувати та зворотний бікМісяця. Місяцем їздили місяцеходи. Перша людина, яка ступила на місячну поверхню – американець Ніл Армстронг (1969 р.).

Місяць – природний супутник Землі. "Природний" - означає створений природою. У 1957 р. нашій країні було запущено перший штучний супутник Землі. "Штучний" - означає виготовлений людьми. Сьогодні довкола Землі літає кілька тисяч штучних супутників. Вони рухаються орбітами на різних відстанях від Землі. Супутники необхідні прогнози погоди, складання точних географічних карт, контролю пересування льодів в океанах, для військової розвідки, передачі телевізійних програм, вони здійснюють стільниковий зв'язок мобільних телефонів.

У телескоп Місяці видно гори, рівнини – т.зв. місячні моря та кратери. Кратери – це ями, які утворюються від падіння на Місяць великих та маленьких метеоритів. На Місяці нема ні води, ні повітря. Тому там немає життя.

У Марса два крихітні супутники. Найбільше супутників у Юпітера – 63. Меркурій і Венера не мають супутників.

17. Між орбітами Марса та Юпітера навколо Сонця рухається кілька сотень тисяч астероїдів, залізо-кам'яних брил. Діаметр найбільшого астероїда близько 1000 км, а найдрібнішого з відомих – близько 500 метрів.

Здалеку від самих кордонів Сонячної системи іноді до Сонця наближаються великі комети (хвостаті світила). Ядра комет – це крижані брили затверділих газів, у які вмерзли тверді частинки та каміння. Чим ближче до Сонця, тим тепліше. Тому коли комета наближається до Сонця, її ядро ​​починає випаровуватися. Хвіст комети – це потік газів та порошинок. Хвіст комети збільшується, коли комета наближається до Сонця, і зменшується, коли комета віддаляється від Сонця. Згодом комети розпадаються. У космосі носиться безліч уламків комет та астероїдів. Іноді вони падають на землю. Уламки астероїдів та комет, що впали на Землю або іншу планету, називають метеоритами.

Усередині Сонячної системи навколо Сонця звертається безліч дрібних камінчиків і порошин завбільшки з шпилькову головку – метеорних тіл. Вриваючись в атмосферу Землі на високій швидкості, вони розжарюються від тертя повітря і згоряють високо в небі, а людям здається, ніби з неба впала зірка. Це називається метеором.

Сонце і всі космічні тіла, що обертаються навколо нього, - планети зі своїми супутниками, астероїди, комети, метеорні тіла утворюють Сонячну систему. Інші зірки не входять до Сонячної системи.

Сонце, Земля, Місяць та зірки – космічні тіла. Космічні тіла дуже різноманітні: від маленької піщинки до величезного Сонця. Астрономія - наука про космічні тіла. Для вивчення будують великі телескопи, організують польоти космонавтів навколо Землі і Місяць, посилають у космос автоматичні апарати.

Наука про космічні польоти і дослідження космосу з допомогою космічних апаратів називається космонавтикою. Юрій Гагарін – перший космонавт планети Земля. Він першим облетів земну кулю (за 108 хвилин) на космічному кораблі «Схід» (12 квітня 1961 р.). Олексій Леонов – перша людина, яка вийшла у скафандрі з космічного корабляу відкритий космос (1965). Валентина Терешкова – перша жінка у космосі (1963 р.). Але перш ніж у космос полетіла людина, вчені запускали тварин – мавп та собак. Перше жива істотау космосі – собака Лайка (1961 р.).

Ця найдавніша наука виникла, щоб допомагати людині орієнтуватися в часі та просторі (календарі, географічні карти, навігаційні прилади створювалися на основі астрономічних знань), а також прогнозувати різні природні явища, так чи інакше пов'язані з переміщенням небесних тіл. Сучасна астрономіявключає кілька розділів.

Сферична астрономіяза допомогою математичних методів вивчає видиме розташування та рух Сонця, Місяця, зірок, планет, супутників, у тому числі штучних тіл на небесній сфері. З цим розділом астрономії пов'язана технологія теоретичних засадрахунки часу.

Практична астрономіяявляє собою знання про астрономічні інструменти та способи визначення з астрономічних спостережень часу, географічних координат та азимутів напрямків. Вона служить суто практичним цілям і залежно від місця застосування (у небі, землі чи море) поділяється на три виду: авіаційну, геодезичнуі морехідну.

Астрофізикавивчає фізичний стан та хімічний складнебесних тіл та їх систем, міжзоряного та міжгалактичного середовищ і процеси, що відбуваються в них. Будучи розділом астрономії, але у свою чергу ділиться на розділи залежно від об'єкта вивчення: фізика планет, природних супутників планет, Сонця, міжзоряного середовища, зіркових атмосфер, внутрішньої будови та еволюції зірок, міжзоряного середовища тощо.

Небесна механікавивчає рух небесних тіл Сонячної системи, включаючи комети та штучні супутники Землі у їхньому загальному гравітаційному полі. Упорядкування ефемерид теж належить до завдань цього розділу астрономії.

Астрометрія- Розділ астрономії, пов'язаний з вимірюванням координат небесних об'єктів і вивченням обертання Землі.

Зоряна астрономіявивчає зіркові системи (їх скупчення, галактики), їх склад, будову, динаміку, еволюцію.

Позагалактична астрономіявивчає космічні небесні тіла, що знаходяться за межами нашої зіркової системи (Галактики), а саме інші галактики, квазари та інші наддалекі об'єкти.

Космогоніявивчає походження та розвиток космічних тіл та їх систем (Сонячної системи в цілому, а також планет, зірок, галактик).

Космологія- Вчення про космос, що вивчає фізичні властивості Всесвіту в цілому, висновки робляться на основі результатів дослідження тієї її частини, яка доступна для спостереження та вивчення.

Астрологіянічого з перерахованого вище не вивчає і більшість астрономічних знань для астролога абсолютно марні. Астроному так само немає потреби розбиратися в астрології, а тим більше вступати в дискусії на цю тему, що лежить поза його інтересами та компетенцією. Проте на астрологічному сайті астрономії місце знайшлося. Буде тут той необхідний мінімум астрономічних відомостей, без яких астрологу не обійтися і все, що може бути цікаве будь-якій людині, яка цікавиться астрологією.

КВИТКИ ПО АСТРОНОМІЇ 11 КЛАС

КВИТОК № 1

Видимі рухи світив, як наслідок їхнього власного руху в просторі, обертання Землі та її звернення навколо Сонця.

Земля здійснює складні рухи: обертається навколо осі (Т=24 год.), рухається навколо Сонця (Т=1 рік), обертається разом із Галактикою (Т= 200 тис. років). Звідси видно, що всі спостереження, що здійснюються з Землі, відрізняються траекторіями, що здаються. Планети переміщаються по небосхилу то зі сходу на захід (прямий рух), то із заходу на схід (попятний рух). Моменти зміни напряму називаються стояннями. Якщо нанести цей шлях на карту, то вийде петля. Розміри петлі тим менші, чим більша відстань між планетою та Землею. Планети поділяються на нижні та верхні (нижні – усередині земної орбіти: Меркурій, Венера; верхні: Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун та Плутон). Всі ці планети звертаються так само, як і Земля навколо Сонця, але завдяки руху Землі можна спостерігати петлеподібний рух планет. Взаємні розташуванняпланет щодо Сонця та Землі називаються конфігураціями планет.

Зміни планет, Розл. геометричні. розташування планет по відношенню до Сонця та Землі. Деякі положення планет, видимі з Землі і вимірювані щодо Сонця, носять спец. назви. На іл. V - внутрішня планета, I-зовнішня планета, Е -Земля, S - Сонце. Коли внутр. планета лежить на одній прямій з Сонцем, вона знаходиться в з'єднанні.К.п. EV 1 S та ESV 2 називаються нижнім та верхнім з'єднаннямвідповідно. Зовніш. планета I знаходиться у верхньому з'єднанні, коли вона лежить на одній прямій із Сонцем ( ESI 4)і в протистояння,коли вона лежить у напрямку, протилежному Сонцю (I 3 ES). Кут між напрямками на планету і Сонце з вершиною Землі, напр. I 5 ES називається елонгацією. Для внутрішньо. планети макс, елонгація має місце, коли кут EV 8 S дорівнює 90 °; для зовніш. планети можлива елонгація в межах від 0 ° ESI 4) до 180 ° (I 3 ES). Коли елонгація дорівнює 90 °, кажуть, що планета знаходиться в квадратурі(I 6 ES, I 7 ES).

Період, протягом якого планета здійснює оберт навколо Сонця по орбіті, називається сидеричним (зоряним) періодом звернення - T, період часу між двома однаковими конфігураціями - синодичним періодом - S.

Планети рухаються навколо Сонця в одному напрямку і здійснюють повний оберт навколо Сонця за проміжок часу = сидеричному періоду

для внутрішніх планет

для зовнішніх планет

S – сидеричний період (щодо зірок), Т – синодичний період (між фазами), Т Å = 1 рік.

Комети та метеоритні тіла рухаються по еліптичних, параболічних та гіперболічних траєкторіях.

Обчислення відстані до галактики з урахуванням закону Хаббла.

H = 50 км\сек*Мпк - Постійна Хаббла

КВИТОК № 2

Принципи визначення географічних координат за астрономічними спостереженнями.

Існує 2 географічні координати: географічна широта та географічна довгота. Астрономія як практична наука дозволяє шукати ці координати. Висота полюса світу над горизонтом дорівнює географічній широті спостереження. Приблизно географічну широту можна визначити, вимірявши висоту Полярної зірки, т.к. вона від північного полюса світу приблизно на 1 0 . Можна визначити широту місця спостереження за висотою світила у верхній кульмінації ( Кульмінація- момент проходження світила через меридіан) за формулою:

j = d ± (90 – h), залежно від того, на південь чи на північ вона кульмінує від зеніту. h – висота світила, d – відмінювання, j – широта.

Географічна довгота – це друга координата, яка відраховується від нульового Грінвічського меридіана на схід. Земля розділена на 24 часових пояси, різниця в часі – 1 год. Різниця місцевих часів дорівнює різниці довгот:

T λ 1 – T λ 2 = λ 1 – λ 2 Т.о., дізнавшись різницю часів у двох пунктах, довгота одного з яких відома, можна визначити довготу іншого пункту.

Місцевий час– це сонячний час у цьому місці Землі. У кожній точці місцевий часпо-різному, тому люди живуть за поясним часом, тобто за часом середнього меридіана даного поясу. Лінія зміни дати проходить на сході (Берінгова протока).

Обчислення температури зірки на основі даних про її світність та розміри.

L – світність (Lc = 1)

R – радіус (Rc = 1)

T - Температура (Tc = 6000)

КВИТОК № 3

Причини зміни фаз Місяця. Умови настання та періодичність сонячних та місячних затемнень.

Фаза, в астрономії зміна фаз відбувається через періодич. зміни умов освітленості небесних тіл стосовно спостерігача. Зміна Ф. Місяця обумовлена ​​зміною взаємного становища Землі, Місяця та Сонця, а також тим, що Місяць світить відбитим від нього світлом. Коли Місяць знаходиться між Сонцем і Землею на прямій, що з'єднує їх, до Землі звернена неосвітлена частина місячної поверхні, тому ми її не бачимо. Ця Ф. - молодик.Через 1-2 доби Місяць відходить від цієї прямої, і Землі видно вузький місячний серп. Під час молодика та частина Місяця, яка не освітлена прямими сонячними променями, все ж таки видно на темному небі. Це явище назвали попелястим світлом.Через тиждень настає Ф. - перша чверть:освітлена частина Місяця становить половину диска. Потім настає повний місяць- Місяць знову на лінії, що з'єднує Сонце і Землю, але з ін. бік Землі. Видно освітлений повний диск Місяця. Потім починається спадання видимої частини і настає остання чверть,тобто. Знову можна спостерігати освітленим половину диска. Повний період зміни Ф. Місяця називається синодичним місяцем.

Затемнення, астрономічне явище, при якому одне небесне тіло повністю або частково закриває ін. або тінь одного тіла падає на ін. Сонячні 3. відбуваються, коли Земля потрапляє в тінь, що відкидається Місяцем, а місячні - коли Місяць потрапляє в тінь Землі. Тінь Місяця під час сонячного 3. складається з центральної тіні і навколишнього півтіні. За сприятливих умов повне місячне 3. може тривати 1 год. 45 хв. Якщо Місяць не повністю входить у тінь, то спостерігач на нічному боці Землі побачить приватне місячне 3. Кутові діаметри Сонця та Місяця майже однакові, тому повне сонячне 3. триває всього неск. хвилин. Коли Місяць перебуває в апогеї, його кутові розміри трохи менше, ніж Сонця. Сонячне 3. може статися, якщо лінія, що з'єднує центри Сонця та Місяця, перетинає земну поверхню. Діаметри місячної тіні при падінні на Землю можуть досягати дек. сотень кілометрів. Спостерігач бачить, що темний місячний диск не повністю закрив Сонце, залишивши відкритим його край як яскраве кільце. Це т.зв. кільцеве сонячне 3. Якщо ж кутові розміри Місяця більше, ніж Сонця, то спостерігач біля точки перетину лінії, що з'єднує їх центри із земною поверхнею, побачить повне сонячне 3. Т.к. Земля обертається навколо своєї осі, Місяць - навколо Землі, а Земля - ​​навколо Сонця, місячна тінь швидко ковзає по земній поверхні від точки, де вона на неї впала, до ін., де її покине, і прокреслює на Землі смугу повного або кільцевого 3. Приватне 3. можна спостерігати, коли Місяць загороджує лише частину Сонця. Час, тривалість і картина сонячного чи місячного 3. залежить від геометрії системи Земля-Луна-Сонце. Через нахилу місячної орбіти щодо екліптики сонячні та місячні 3. відбуваються не в кожен молодик або повний місяць. Порівняння передбачення 3. із спостереженнями дозволяє уточнити теорію руху Місяця. Оскільки геометрія системи майже точно повторюється кожні 18 років 10 діб, 3. відбуваються із цим періодом, званим саросом. Реєстрації 3. з давніх часів дозволяють перевірити вплив припливів на місячну орбіту.

Визначення координат зірок за зірковою картою.

КВИТОК № 4

Особливості добового рухуСонця на різних географічних широтах у різні пори року.

Розглянемо річне переміщення Сонця небесною сферою. Повний оборот навколо Сонця Земля здійснює протягом року, протягом однієї доби Сонце зміщується по екліптиці із заходу Схід приблизно 1°, а 3 місяці - на 90°. Однак на даному етапі важливо, що переміщення Сонця по екліптиці супроводжується зміною його відмінювання в межах від δ = -e (зимове сонцестояння) до δ = +e (літнє сонцестояння), де e – кут нахилу земної осі. Тому протягом року змінюється і розташування добової паралелі Сонця. Розглянемо середні широти північної півкулі.

Під час проходження Сонцем точки весняного рівнодення (α = 0 год), наприкінці березня відмінювання Сонця дорівнює 0°, тому в цей день Сонце знаходиться практично на небесному екваторі, сходить на сході, піднімається у верхній кульмінації на висоту h = 90° - φ і заходить на заході. Оскільки небесний екватор ділить небесну сферу навпіл, Сонце половину діб перебуває над горизонтом, половину - під нею, тобто. день дорівнює ночі, як і відбито у назві " рівнодність " . У момент рівнодення дотична до екліптики в місці знаходження Сонця нахилена до екватора на максимальний кут, що дорівнює e, тому швидкість збільшення відмінювання Сонця в цей час також максимальна.

Після весняного рівнодення відмінювання Сонця швидко збільшується, тому з кожним днем ​​все більша частина добової паралелі Сонця виявляється над горизонтом. Сонце піднімається все раніше, піднімається у верхній кульмінації все вище і заходить все пізніше. Точки сходу та заходу щодня зміщуються на північ, а день подовжується.

Однак кут нахилу дотичної до екліптики в місці знаходження Сонця з кожним днем ​​зменшується, а разом з ним зменшується швидкість збільшення відмінювання. Нарешті, наприкінці червня Сонце досягає найпівнічнішої точки екліптики (α = 6 год, δ = +e). До цього моменту воно піднімається у верхній кульмінації на висоту h = 90° - φ + e, сходить приблизно на північному сході, заходить на північному заході, і тривалість дня досягає максимального значення. Водночас щоденне збільшення висоти Сонця у верхній кульмінації припиняється, та полуденне Сонцеяк би "зупиняється" у своєму русі на північ. Звідси і назва "літнє сонцестояння".

Після цього відмінювання Сонця починає зменшуватися - спочатку дуже повільно, а потім все швидше. Сходить воно з кожним днем ​​пізніше, заходить раніше, точки сходу і заходу переміщаються назад, на південь.

До кінця вересня Сонце досягає другої точки перетину екліптики з екватором (α = 12 год), і знову настає рівнодення, тепер уже осіннє. Знову швидкість зміни відмінювання Сонця досягає максимуму, і воно швидко зміщується на південь. Ніч стає довшою за день, і з кожним днем ​​висота Сонце у верхній кульмінації зменшується.

До кінця грудня Сонце досягає найпівденнішої точки екліптики (α = 18 год) і його рух на південь припиняється, воно знову "зупиняється". Це зимове сонцестояння. Сонце сходить майже на південному сході, заходить на південному заході, а опівдні піднімається на півдні на висоту h = 90 ° - φ - e.

А потім все починається спочатку - відмінювання Сонця збільшується, висота у верхній кульмінації зростає, день подовжується, точки сходу та заходу зміщуються на північ.

Через розсіювання світла земною атмосферою небо продовжує залишатися світлим і після заходу Сонця. Цей період називається сутінками. По глибині занурення Сонця під обрій різняться сутінки цивільні (-8° -12°) та астрономічні (h>-18°), після закінчення яких яскравість нічного неба залишається приблизно постійною.

Влітку, при d = + e, висота Сонця в нижній кульмінації дорівнює h = φ + e - 90 °. Тому на північ від широти ~ 48°.5 в літнє сонцестояння Сонце в нижній кульмінації занурюється під горизонт менше, ніж на 18°, і літні ночі стають світлими через астрономічні сутінки. Аналогічно при ? > 54 °. 5 в літнє сонцестояння висота Сонця h > -12 ° - всю ніч тривають навігаційні сутінки (в цю зону потрапляє Москва, де не темніє по три місяці на рік - з початку травня до початку серпня). Ще північніше, при ? > 58 °. 5, влітку вже не припиняються цивільні сутінки (тут розташований Петербург з його знаменитими "білими ночами").

Зрештою, на широті φ = 90° - e добова паралель Сонця під час сонцестояння торкнеться горизонту. Ця широта – північне полярне коло. Ще на північ від Сонця на деякий час влітку не заходить за обрій - настає полярний день, а взимку - не сходить - полярна ніч.

А тепер розглянемо південніші широти. Як мовилося раніше, південніше широти φ = 90° - e - 18° ночі завжди темні. При подальшому русі на південь Сонце будь-якої пори року піднімається все вище і вище, а різниця між частинами його добової паралелі, що знаходяться над і під горизонтом, зменшується. Відповідно, і тривалість дня і ночі навіть під час сонцестоянь різняться дедалі менше. Зрештою, на широті j = e добова паралель Сонця для літнього сонцестояння пройде через зеніт. Ця широта називається північним тропіком, в момент літнього сонцестояння в одній із точок на цій широті Сонце буває точно в зеніті. Нарешті, на екваторі добові паралелі Сонця завжди діляться горизонтом на дві рівні частини, тобто день там завжди дорівнює ночі, а Сонце буває в зеніті під час рівнодення.

На південь від екватора все буде аналогічно вищеописаному, тільки більшу частину року (а на південь від південного тропіка - завжди) верхня кульмінація Сонця відбуватиметься на північ від зеніту.

Наведення на заданий об'єкт та фокусування телескопа .

КВИТОК № 5

1. Принцип роботи та призначення телескопа.

Телескопастрономічний прилад для спостереження небесних світил. Добре сконструйований телескоп здатний збирати електромагнітне випромінювання у різних діапазонах спектра. В астрономії оптичний телескоп призначений збільшення зображення і збирання світла від слабких джерел, особливо невидимих ​​неозброєним оком, т.к. в порівнянні з ним здатний збирати більше світлаі забезпечувати високу кутову роздільну здатність, тому у збільшеному зображенні можна бачити більше деталей. У телескопі-рефракторі як об'єктив використовується велика лінза, що збирає і фокусує світло, а зображення розглядається за допомогою окуляра, що складається з однієї або кількох лінз. Основною проблемою при конструюванні телескопів-рефракторів є хроматична аберація (кольорова облямівка навколо зображення, що створюється простою лінзою внаслідок того, що світло різних довжин хвиль фокусується на різних відстанях). Її можна усунути, використовуючи комбінацію опуклої та увігнутої лінз, проте лінзи більше деякого граничного розміру (близько 1 метра в діаметрі) виготовити неможливо. Тому в даний час перевагу віддають телескопам-рефлекторам, в яких як об'єктив використовується дзеркало. Перший телескоп-рефлектор винайшов Ньютон за своєю схемою, яка називається системою Ньютона.Зараз існує кілька методів спостереження зображення: системи Ньютона, Кассегрена (становище фокусу зручно для реєстрації та аналізу світла за допомогою інших приладів, таких, як фотометр або спектрометр), куди (схема дуже зручна, коли для аналізу світла потрібне громіздке обладнання), Максутова ( так звана меніскова), Шмідта (застосовується, коли необхідно зробити масштабні огляди неба).

Поряд із оптичними телескопами є телескопи, що збирають електромагнітне випромінювання в інших діапазонах. Наприклад, широко поширені різні типи радіотелескопів (з параболічним дзеркалом: нерухомі та повноповоротні; типу РАТАН-600; синфазні; радіоінтерферометри). Є також телескопи для реєстрації рентгенівського та гамма-випромінювання. Оскільки останнє поглинається земною атмосферою, рентгенівські телескопи зазвичай встановлюються супутниках чи повітряних зондах. Гамма-астрономія використовує телескопи на супутниках.

Обчислення періоду звернення планети з урахуванням третього закону Кеплера.

Т з = 1 рік

а з = 1 астрономічна одиниця

1 парсек = 3,26 світлового року= 206265 а. е. = 3 * 10 11 км.

КВИТОК № 6

Способи визначення відстаней до тіл Сонячної системи та їх розмірів.

Спершу визначається відстань до якоїсь доступної точки. Ця відстань називається базисом. Кут, під яким з недоступного місця видно базис, називають паралаксом. Горизонтальним паралаксом називають кут, під яким з планети видно радіус Землі, перпендикулярний до променя зору.

p² – паралакс, r² – кутовий радіус, R – радіус Землі, r – радіус світила.

Радіолокаційний метод.Він у тому, що у небесне тіло посилають потужний короткочасний імпульс, та був приймають відбитий сигнал. Швидкість поширення радіохвиль дорівнює швидкості світла у вакуумі: відома. Тому якщо точно виміряти час, який знадобився сигналу, щоб дійти до небесного тілаі повернутися назад, то легко обчислити відстань, яку шукає.

Радіолокаційні спостереження дозволяють з великою точністю визначати відстань до небесних тіл Сонячної системи. Цим методом уточнено відстані до Місяця, Венери, Меркурія, Марса, Юпітера.

Лазерна локація Місяця.Незабаром після винаходу потужних джерел світлового випромінювання - квантових оптичних генераторів (лазерів) - стали проводитися досліди з лазерної локації Місяця. Метод лазерної локації аналогічний радіолокації, проте точність виміру значно вища. Оптична локація дає можливість визначити відстань між вибраними точками місячної та земної поверхні з точністю до сантиметрів.

Для визначення розмірів Землі визначають відстань між двома пунктами, розташованими одному меридіані, потім довжину дуги l , відповідної 1° - n .

Для визначення розмірів тіл Сонячної системи можна виміряти кут, під яким видно земному спостерігачеві – кутовий радіус світила r і відстань до світила D.

Враховуючи p 0 - горизонтальний паралакс світила і, що кути p 0 і r малі,

Визначення світності зірки на основі даних про її розміри та температуру.

L – світність (Lc = 1)

R – радіус (Rc = 1)

T - Температура (Tc = 6000)

КВИТОК № 7

1. Можливості спектрального аналізу та позаатмосферних спостережень для вивчення природи небесних тіл.

Розкладання електромагнітного випромінювання по довжинах хвиль з метою вивчення називається спектроскопією. Аналіз спектрів - основний метод вивчення астрономічних об'єктів, що застосовується в астрофізиці. Вивчення спектрів дає інформацію про температуру, швидкість, тиск, хімічний склад та про інші найважливіші властивості астрономічних об'єктів. По спектру поглинання (точніше, за наявності певних ліній у спектрі) можна будувати висновки про хімічному складі атмосфери зірки. За інтенсивністю спектра можна визначити температуру зірок та інших тіл:

l max T = b, b – постійна вина. Багато чого про зірку можна дізнатися за допомогою ефекту Доплера. В 1842 він встановив, що довжина хвилі λ, прийнята спостерігачем, пов'язана з довжиною хвилі джерела випромінювання співвідношенням: де V-проекція швидкості джерела на промінь зору. Відкритий ним закон отримав назву закону Доплера: . Зміщення ліній у спектрі зірки щодо спектру порівняння в червоний бік свідчить, що зірка віддаляється від нас, зміщення у фіолетову бік спектру – що зірка наближається до нас. Якщо лінії в спектрі періодично змінюються, зірка має супутник і вони звертаються навколо загального центру мас. Ефект Доплера також дозволяє оцінити швидкість обертання зірок. Навіть коли випромінюючий газ немає відносного руху, спектральні лінії, випромінювані окремими атомами, зміщуватимуться щодо лабораторного значення через безладного теплового руху. Для загальної маси газу це виражатиметься у розширенні спектральних ліній. При цьому квадрат доплерівської ширини спектральної лінії пропорційний температурі. Таким чином, по ширині спектральної лінії можна будувати висновки про температурі випромінюючого газу. У 1896 році нідерландським фізиком Зеєманом було відкрито ефект розщеплення ліній спектра в сильному магнітному полі. За допомогою цього ефекту тепер можна було «вимірювати» космічні магнітні поля. Схожий ефект (називається ефектом Штарка) спостерігається в електричному полі. Він проявляється, коли у зірці короткочасно виникає сильне електричне поле.

Земна атмосфера затримує частину випромінювання, що йде з космосу. Видиме світло, проходячи через неї, теж спотворюється: рух повітря розмиває зображення небесних тіл, і зірки мерехтять, хоча насправді їхня яскравість незмінна. Тому з середини ХХ століття астрономи почали вести спостереження із космосу. Поза атмосферними телескопами збирають та аналізують рентгенівське, ультрафіолетове, інфрачервоне та гамма випромінювання. Перші три можна вивчати лише поза атмосферою, останнє ж частково досягає поверхні Землі, але поєднується з ІЧ самої планети. Тому краще виносити інфрачервоні телескопи в космос. Рентгенівське випромінювання виявляє у Всесвіті, де особливо бурхливо виділяється енергія (наприклад чорні дірки), а також невидимі в інших променях об'єкти, наприклад пульсари. Інфрачервоні телескопи дозволяють досліджувати теплові джерела, приховані оптики, у великому діапазоні температур. Гамма-астрономія дозволяє знайти джерела электрон-позитронной анігіляції, тобто. джерела високих енергій.

2. Визначення за зірковою картою відмінювання Сонця на цей день та обчислення його висоти опівдні.

h – висота світила

КВИТОК № 8

Найважливіші напрями та завдання дослідження та освоєння космічного простору.

Основні проблеми сучасної астрономії:

Немає вирішення багатьох приватних проблем космогонії:

· Як сформувався Місяць, як утворилися кільця навколо планет-гігантів, чому Венера обертається дуже повільно та у зворотному напрямку;

У зірковій астрономії:

· Немає детальної моделі Сонця, здатної точно пояснити всі його властивості (зокрема, потік нейтрино з ядра).

· Немає детальної фізичної теорії деяких проявів зоряної активності. Наприклад, не до кінця зрозумілі причини вибуху наднових зірок; не зовсім зрозуміло, чому з околиць деяких зірок викидаються вузькі струмені газу. Однак особливо загадковими є короткі спалахи гамма-випромінювання, що регулярно відбуваються в різних напрямках на небі. Не зрозуміло навіть, чи пов'язані вони зі зірками чи з іншими об'єктами, і яку від нас перебувають ці об'єкти.

У галактичній та позагалактичній астрономії:

· Не вирішена проблема прихованої маси, яка полягає в тому, що гравітаційне поле галактик і скупчень галактик у кілька разів сильніше, ніж це може забезпечити речовина, що спостерігається. Ймовірно, більшість речовини Всесвіту досі прихована від астрономів;

· Немає єдиної теорії формування галактик;

· Не вирішені основні проблеми космології: немає закінченої фізичної теорії народження Всесвіту і не зрозуміла її доля у майбутньому.

Ось деякі питання, на які астрономи сподіваються отримати відповіді у 21 столітті:

· Чи існують у найближчих зірок планети земного типу і чи є у них біосфери (чи є на них життя)?

· Які процеси сприяють початку формування зірок?

· Як утворюються та поширюються по Галактиці біологічно важливі хімічні елементи, такі, як вуглець, кисень?

· Чи є чорні дірки джерелом енергії активних галактик та квазарів?

· Де і коли сформувалися галактики?

· Чи буде Всесвіт розширюватися вічно, або його розширення зміниться колапсом?

КВИТОК № 9

Закони Кеплера, їх відкриття, значення та межі застосування.

Три закони руху планет щодо Сонця було виведено емпірично німецьким астрономом Йоганном Кеплером на початку XVII століття. Це стало можливо завдяки багаторічним спостереженням датського астронома Тихо Браге.

Першийзакон Кеплера. Кожна планета рухається еліпсом, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце ( e = c / a, де з- Відстань від центру еліпса до його фокусу, а- велика піввісь, е – ексцентриситетеліпса. Чим більше, тим більше еліпс відрізняється від кола. Якщо з= 0 (фокуси збігаються з центром), тобто = 0 і еліпс перетворюється на коло радіусом а).

Другийзакон Кеплера (закон рівних площ). Радіус- вектор планети за рівні проміжки часу описує рівновеликі площі. Інше формулювання цього закону: секторіальна швидкість планети стала.

Третійзакон Кеплера. Квадрати періодів звернень планет навколо Сонця пропорційні кубам великих півосей їх еліптичних орбіт.

Сучасне формулювання першого закону доповнено так: у незбуреному русі орбіта тіла, що рухається, є крива другого порядку - еліпс, парабола або гіпербола.

На відміну від двох перших, третій закон Кеплера застосовується тільки до еліптичних орбіт.

Швидкість руху планети в перигелії: де V c = кругова швидкість при R = a.

Швидкість в афелії.

Кеплер відкрив свої закони емпіричним шляхом. Ньютон вивів закони Кеплера із закону всесвітнього тяжіння. Для визначення мас небесних тіл важливе значення має узагальнення Ньютоном третього закону Кеплера на будь-які системи тіл, що звертаються. В узагальненому вигляді цей закон зазвичай формулюється так: квадрати періодів T 1 і T 2 обігу двох тіл навколо Сонця, помножені на суму мас кожного тіла (відповідно M 1 і M 2) і Сонця (М с), відносяться як куби великих півосей a 1 і a 2 їх орбіт: . При цьому взаємодія між тілами M1 та M2 не враховується. Якщо знехтувати масами цих тіл у порівнянні з масою Сонця, то вийде формулювання третього закону, дане самим Кеплером: .Третій закон Кеплера можна також висловити як залежність між періодом T поводження по орбіті тіла з масою M і великою піввіссю орбіти a: . Третій закон Кеплера можна використати, щоб визначити масу подвійних зірок.

Нанесення на зіркову карту об'єкта (планета, комета тощо) за заданими координатами.

КВИТОК № 10

Планети земної групи: Меркурій, Марс, Венера, Земля, Плутон.Мають невеликі розміри та маси, середня щільність цих планет у кілька разів більша за щільність води. Вони повільно обертаються довкола своїх осей. Вони мають мало супутників. Планети земної групи мають тверді поверхні. Подібність планет земної групи не виключає і значних відмінностей. Наприклад, Венера на відміну інших планет обертається у напрямі, зворотному її руху навколо Сонця, причому у 243 разу повільніше Землі. Плутон найменша з планет (діаметр Плутона = 2260 км, супутник - Харон у 2 рази менше, приблизно так само як і система Земля - ​​Місяць, є «подвійною планетою»), але за фізичними характеристиками він близький до цієї групи.

Меркурій. Маса: 3*10 23 кг(0.055 земний) R орбіти: 0.387 а. D планети: 4870 км Атмосфера практично відсутня, гелій і водень Сонця, натрій, що виділяється перегрітою поверхнею планети. Поверхня: порита кратерами, Існує западина 1300 км в діаметрі, іменована «Басейн Калоріс» Особливості: Доба триває два роки.

Венера. Маса: 4.78*10 24 кг R орбіти: 0.723 а. D планети: 12100 км Склад атмосфери: В основному вуглекислий газ з домішками азоту та кисню, хмари конденсату сірчаної та плавикової кислоти. Поверхня: Кам'яниста пустеля, відносно гладка, втім є кратери Особливості: Тиск на поверхні в 90 разів > земного, зворотне обертання по орбіті, сильний парниковий ефект (Т=475 0 З).

Земля . R орбіти: 1 а. (150 000 000 км) R планети: 6400 км Склад атмосфери: Азот на 78%, кисень на 21% та вуглекислий газ. Поверхня: Найрізноманітніша. Особливості: Багато води, умови, необхідні для зародження та існування життя. Є 1 супутник - Місяць.

Марс. Маса: 6.4*1023 кг R орбіти: 1,52 а. (228 млн км) D планети: 6670 км Склад атмосфери: Вуглекислий газ із домішками. Поверхня: Кратери, долина «Маринера», гора Олімп – найвища в системі Особливості: Багато води в полярних шапках, імовірно раніше, клімат був придатний для органічного життя на вуглецевій основі, причому еволюція клімату Марса оборотна. Є 2 супутники – Фобос та Деймос. Фобос повільно падає на Марс.

Плутон/Харон.

Маса: 1.3*10 23 кг/1.8*10 11 кг

R орбіти: 29.65-49.28 а.

D планети: 2324/1212 км

Склад атмосфери: Тонкий шар метану

Особливості: Подвійна планета, можливо планетеземаль, орбіта не лежить у площині інших орбіт. Плутон і Харон завжди звернені одна до одної однією стороною

Планети-гіганти: Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун.

Вони мають великі розміри та маси (маса Юпітера > маси Землі у 318 разів, за обсягом – у 1320 разів). Планети-гіганти дуже швидко обертаються довкола своїх осей. Результат цього – великий стиск. Планети розташовані далеко від Сонця. Відрізняються великою кількістю супутників (у Юпітера -16, Сатурн - 17, Уран - 16, Нептун - 8). Особливість планети-гігантів - кільця, що складаються з частинок та брил. Ці планети не мають твердих поверхонь, щільність у них мала, складаються в основному з водню та гелію. Газоподібний водень атмосфери перетворюється на рідку, та був у тверду фазу. При цьому швидке обертання і те, що водень стає провідником електрики, обумовлює значні магнітні поля цих планет, які вловлюють заряджені частки, що летять від Сонця, і утворюють радіаційні пояси.

Юпітер Маса: 1.9*10 27 кг R орбіти: 5,2 ае D планети: 143 760 км за екватором Склад: Водень з домішками гелію. Супутники: В Європі багато води, Ганімед з льодом, Іо з сірчаним вулканом. Особливості: Велика Червона пляма, майже зірка, 10% випромінювання – власне, відтягує у нас Місяць (по 2 метри на рік).	Сатурн. Маса: 5,68* 10 26 R орбіти: 9,5 а. D планети: 120 420 км Склад: Водень та гелій. Супутники: Титан більший за Меркурія, має атмосферу. Особливості: Красиві кільця, низька щільність, багато супутників, полюси магнітного поляпрактично збігаються з віссю обертання.
Уран Маса: 8,5 * 1025кг R орбіти: 19.2 а. D планети: 51 300 км Склад: Метан, аміак. Супутники: Міранда має дуже складний рельєф. Особливості: Вісь обертання спрямована до Сонця, не випромінює власної енергії, великий кутвідхилення магнітної осі від осі обертання.	Нептун. Маса: 1*10 26 кг R орбіти: 30 а. D планети: 49500 км Склад: Метан, аміак воднева атмосфера. Супутники Тритон має азотну атмосферу, воду. Особливості: Випромінює в 2.7 рази більше енергії, що поглинається.

Встановлює модель небесної сфери для даної широти та її орієнтацію по сторонах горизонту.

КВИТОК № 11

Відмінні риси Місяця та супутників планет.

Місяць- Єдиний природний супутник Землі. Поверхня Місяця дуже неоднорідна. Основні великомасштабні утворення – моря, гори, кратери та яскраві промені, можливо – викиди речовини. Моря, темні, гладкі рівнини, є депресії, заповнені застиглою лавою. Діаметри найбільших із них перевищують 1000 км. Др. Три типи утворень з великою ймовірністю є наслідком бомбардування місячної поверхні ранніх стадіях існування Сонячної системи. Бомбардування тривало дек. сотень мільйонів років, а уламки осідали на поверхні Місяця та планет. Уламки астероїдів діаметром від сотень кілометрів до дрібних пилових частинок сформували гол. деталі Місяця та поверхневий шар скельних порід. За періодом бомбардування відбулося заповнення морів базальтовою лавою, породженою радіоактивним розігрівом місячних надр. Прилади косміч. апаратів серії «Аполлон» було зареєстровано сейсмічна активність Місяця, т. зв. л утрясіння.Зразки місячного ґрунту, доставлені на Землю астронавтами, показали, що вік Л. 4,3 млрд. років, ймовірно, такий самий, як і Землі, складається з тих же хім. елементів, що і Земля, з таким самим приблизно співвідношенням. На Л. немає і, ймовірно, ніколи не було атм-ри, і немає підстав стверджувати, що будь-коли там існувало життя. Згідно з останніми теоріями, Л. утворилася в результаті зіткнення планети зимали розмірами з Марс і молодої Землі. Темп-pa місячної поверхні досягає 100 ° С місячним днем ​​і падає до -200 ° С місячної ночі. На Л. немає ерозії, за позов. повільного руйнування скель через поперемінне теплове розширення та стискування та випадкові раптові локальні катастрофи внаслідок метеоритних ударів.

Маса Л. точно виміряна шляхом вивчення орбіт її мистецтв, супутників і відноситься до маси Землі як 1/81,3; її діаметр 3476 км. складає 1/3,6 діаметра Землі. Л. має форму еліпсоїда, хоча три взаємно перпендикулярні діаметри розрізняються не більше, ніж на кілометр. Період обертання Л. дорівнює періоду звернення навколо Землі, отже, якщо не брати до уваги ефектів лібрації, вона завжди повернута до неї однією стороною. Порівн. щільність 3330 кг/м 3 значення дуже близьке до щільності основних порід, що лежать під земною корою, а сила гравітації на поверхні Місяця становить 1/6 земної. Місяць – найближче до Землі небесне тіло. Якби Земля і Місяць були точковими масами або жорсткими сферами, щільність яких змінюється тільки з відстанню від центру, і не було б ін. небесних тіл, то орбіта Місяця навколо Землі була б еліпсом, що незмінним. Однак Сонце і значно меншою мірою планети надають гравітації. вплив на Л., викликаючи обурення її орбітальних елементів, тому велика піввісь, ексцентриситет і спосіб безперервно піддаються циклічним збуренням, осцилюючи щодо середніх значень.

Супутники природні, природне тіло обертається навколо планети. У Сонячній системі відомо понад 70 супутників різних розмірів і весь час відкриваються нові. Сім найбільших супутників – це Місяць, чотири галілеєві супутники Юпітера, Титан і Тритон. Всі вони мають діаметри, що перевищують 2500 км, і є маленькими світами зі складною геол. історією; у деяких є атмосфера. Решта супутники мають розміри, порівнянні з астероїдами, тобто. від 10 до 1500 км. Вони можуть складатися зі скельних порід або льоду, форма варіюється від майже сферичної до неправильної, поверхня - або давня з численними кратерами, або зміна, пов'язана з активністю в надрах. Розміри орбіт лежать у діапазоні від двох до кількох сотень радіусів планети, період звернення - від кількох годин до року. Вважають, деякі супутники були захоплені гравітаційним тяжінням планети. Вони мають неправильні орбіти і іноді звертаються у напрямку, протилежному орбітальному руху планети навколо Сонця (т.зв. зворотний рух). Орбіти С.Є. можуть бути сильно нахилені до площини орбіти планети або дуже витягнуті. Протяжні системи С.Є. з регулярними орбітами навколо чотирьох планет-гігантів, ймовірно, виникли з газопилової хмари, що оточувала батьківську планету, подібно до утворення планет у протосонячній туманності. С.Є. розмірами менше дек. сотень кілометрів мають неправильну форму і, ймовірно, утворилися при руйнівних зіткненнях більших тіл. У зовніш. областях Сонячної системи вони часто звертаються поблизу кілець. Елементи орбіт зовніш. Тобто, особливо ексцентриситети, схильні до сильних обурень, викликаних Сонцем. Неск. пар і навіть трійок С.Є. мають періоди звернення, пов'язані простим співвідношенням. Напр., супутник Юпітера Європа має період, майже рівний половині періоду Ганімеда. Таке явище називається резонансом.

Визначення умов видимості планети Меркурій за даними Шкільного астрономічного календаря.

КВИТОК № 12

Комети та астероїди. Основи сучасних уявленьпро походження Сонячної системи

Комета, Небесне тіло Сонячної системи, що складається з частинок льоду і пилу, що рухаються по сильно витягнутих орбітах, на значить, відстані від Сонця виглядають плямами овальної форми, що слабо світяться. У міру наближення до Сонця навколо цього ядра утворюються кома (Майже сферична газопилова оболонка, що оточує голову комети при її наближенні до Сонця. Ця «атмосфера», безперервно здуває сонячним вітром, заповнюється газом і пилом, що випаровуються з ядра. Діаметр К0. км Швидкість втікання газу і пилу становить кілька кілометрів в секунду щодо ядра, і вони розсіюються в міжпланетному просторі частково через хвіст комети. просторі атмосфери комети.У більшості комет X. з'являється, коли вони наближаються до Сонця на відстань менше 2 а.е.X. завжди спрямований від Сонця. чіткі межі, типова ширина 1 млн. км, довжина - десятки мільйонів кілометрів.Структура X. може помітно змінюватися протягом дек. годин. Швидкість окремих молекул коливається від 10 до 100 км/с. Пиловий X. більш розпливчастий і викривлений, причому його кривизна залежить від маси пилових частинок. Пил безперервно виділяється з ядра і захоплюється потоком газу.). Центр, частина До. називається ядром і є крижане тіло - залишки величезних скупчень крижаних планетезималей, що утворилися під час формування Сонячної системи. Тепер вони зосереджені на периферії – у хмарі Оорта-Епіка. Середня маса ядра К. 1-100 млрд. кг, діаметр 200-1200 м, щільність 200 кг/м 3 ("/5 щільності води). третини з пилового в-ва.Лід головним чином водяний, але є домішки інших сполук.При кожному поверненні до Сонця лід тане, молекули газу залишають ядро ​​і захоплює за собою частинки пилу і льоду, при цьому навколо ядра утворюється сферична оболонка - кома, довгий плазмовий хвіст, спрямований від Сонця, і пиловий хвіст.Кількість втраченого в-ва залежить від кількості пилу, що покриває ядро, і відстані від Сонця в перигелії.Дані, отримані в результаті спостережень космічного апарату «Джотто» за кометою Галлея з близької відстані, підтвердили багато теорії будівлі До.

зазвичай називають на честь їх відкривачів із зазначенням року, коли вони спостерігалися в останній раз. Поділяються на короткоперіодич. і довгоперіо-дич. Короткоперіодич. звертаються навколо Сонця з періодом в дек. років, у порівн. бл. 8 років; Найкоротший період – трохи більше 3 років – має К. Енке. Ці К. були захоплені гравітаціями. полем Юпітера і почали обертатися відносно малих орбітах. Типова їх має відстань у перигелії 1,5 а.е. та повністю руйнується після 5 тис. оборотів, породжуючи метеорний потік. Астрономи спостерігали розпад К. Веста у 1976 р. та К. *Біела. Навпаки, періоди звернення довгоперіодич. К. можуть досягати 10 тис., а то і 1 млн. років, і їх афелії можуть перебувати на "/від відстані до найближчих зірок. У наст, час відомо близько 140 короткоперіодич. близько 30 нових К. Наші знання про ці об'єкти неповні, тому що їх виявляють лише тоді, коли вони наближаються до Сонця на відстань приблизно 2,5 а.є.. Передбачається, що навколо Сонця звертається бл.

Астероїд(asteroid), мала планета, яка має близьку до кругової орбіту, що лежить поблизу площини екліптики між орбітами Марса і Юпітера. Знову відкритим А. присвоюється порядковий номер після визначення їхньої орбіти, достатньо точної, щоб А. «не загубився». У 1796 р. франц. астроном Жозеф Же-ром Лаланд запропонував приступити до пошуків «відсутньої» планети між Марсом і Юпітером, що передбачається правилом Боде. У новорічну ніч 1801 р. італ. астроном Джузеппе Піацці під час спостережень для складання зіркового каталогу відкрив Цереру. Нім. вчений Карл Гаус вирахував її орбіту. До теперішнього часу відомо близько 3500 астероїдів. Радіуси Церери, Палади та Вести – 512, 304 та 290 км відповідно, решти – менше. За оцінками в гол. поясі знаходиться прибл. 100 млн. А., їх сумарна маса, мабуть, становить близько 1/2200 маси, що спочатку була присутня в цій галузі. Виникнення совр. А., можливо, пов'язано з руйнуванням планети (традиційна звана Фаетон, совр. Назва - планета Ольберса) в рез-ті зіткнення з ін. Тілом. Поверхні спостережуваних А. складаються з металів та скельних порід. Залежно від складу астероїди діляться типи (C, S, M, U). Склад типу U не впізнаний.

А. групуються також за елементами орбіт, утворюючи т.зв. сімейства Хіраями. Більшість А. має період звернення прибл. 8 год. Всі А. радіусом менше 120 км мають неправильну форму, орбіти схильні до гравітації. впливу Юпітера. У рез-те у розподілі А. по великих півосях орбіт існують прогалини, звані люками Кірквуда. А., які у ці люки, мали б періоди, кратні орбітальному періоду Юпітера. Орбіти астероїдів у цих люках украй нестійкі. внутр. і зовніш. краю пояса А. лежать у областях, де це співвідношення дорівнює 1: 4 та 1: 2. А.

Коли протозірка стискається, вона утворює диск із речовини, що оточує зірку. Частина речовини цього диска падає назад на зірку, підкоряючись силі тяжіння. Газ та пил, що залишаються в диску, поступово охолоджуються. Коли температура опускається досить низько, речовина диска починає збиратися у невеликі згустки – осередки конденсації. Так виникають планети зималі. У процесі формування Сонячної системи частина планетезималей зруйнувалася внаслідок зіткнень, інші об'єдналися, щоб утворити планети. У зовнішній частині Сонячної системи утворилися великі планетні ядра, які здатні були утримати у собі кілька газу як первинної хмари. Більш важкі частки утримувалися тяжінням Сонця і під впливом приливних сил довго було неможливо сформуватися в планети. Так було започатковано утворення «газових гігантів» - Юпітера, Сатурна, Урана та Нептуна. У них, ймовірно, з'явилися власні міні-диски з газу і пилу, з яких зрештою утворилися місяці і кільця. Нарешті, у внутрішній Сонячній системі із твердої речовини формуються Меркурій, Венера, Земля та Марс.

Визначення умов видимості планети Венера за даними Шкільного астрономічного календаря.

КВИТОК № 13

Сонце як типова зірка. Його основні характеристики.

Сонце, центральне тіло Сонячної системи, являє собою розпечену плазмову кулю. Зірка, довкола якої звертається Земля. Звичайна зірка головної послідовності спектрального класу G2, газова маса, що самосвітиться, що складається на 71% з водню і на 26% з гелію. Абсолютна зоряна величина +4,83, ефективна температура поверхні 5770 К. У центрі Сонця вона 15*10 6 К, що забезпечує тиск, здатний протистояти силі гравітації, яка на поверхні Сонця (фотосфері) у 27 разів більша, ніж на Землі. Така висока температура виникає за рахунок термоядерних реакцій перетворення водню на гелій (протон-протонна реакція) (вихід енергії з поверхні фотосфери 3,8*10 26 Вт). Сонце - сферично симетричне тіло, що у рівновазі. Залежно від зміни фізичних умов Сонце можна розділити на кілька концентричних шарів, які поступово переходять один в одного. Майже вся енергія Сонця генерується у центральній області - ядрі,де відбувається реакція термоядерного синтезу. Ядро займає менше 1/1000 його обсягу, щільність - 160 г/см 3 (щільність фотосфери у 10 млн. разів менша за щільність води). Через величезну масу Сонця і непрозорість його речовини випромінювання йде з ядра до фотосфери дуже повільно - близько 10 млн. років. За цей час зменшується частота рентгенівського випромінюванняі воно стає видимим світлом. Однак нейтрино, що утворюються в ядерних реакціях, вільно покидають Сонце і забезпечують безпосереднє отримання інформації про ядро. Розбіжність між спостережуваним і передбачуваним теорією потоком нейтрино породило серйозні суперечки про внутрішній будовіСонце. Протягом останніх 15% радіусу знаходиться конвективна зона. Конвективні рухи також відіграють роль у переносі магнітних полів, що генеруються струмами в його обертових внутрішніх шарах, що проявляється у вигляді сонячної активності,причому найсильніші поля спостерігаються у сонячних плямах. За межами фотосфери знаходиться сонячна атмосфера, в якій температура досягає мінімального значення 4200 К, а потім знову збільшується внаслідок дисипації ударних хвиль, що породжуються підфотосферною конвекцією, у хромосфері, де різко зростає до значення 2*10 6 К, характерного для корони. Висока температура останньої веде до безперервного закінчення плазмової речовини міжпланетний простір у вигляді сонячного вітру. В окремих областях може швидко та сильно зростати напруженість магнітного поля. Цей процес супроводжується цілим комплексом явищ сонячної активності. До них відносяться сонячні спалахи (у хромосфері), протуберанці (у сонячній короні) та корональні дірки (особливі області корони).

Маса Сонця 1,99*10 30 кг, середній радіус, який визначається приблизно сферичною фотосферою, - 700 000 км. Це еквівалентно 330 000 мас і 110 радіусам Землі відповідно; у Сонці може вміститися 1,3 млн. таких тіл, як Земля. Обертання Сонця викликає рух його поверхневих утворень, таких, як сонячні плями, у фотосфері та розташованих над нею шарах. Середній період обертання 25,4 дня, причому на екваторі він становить 25 діб, а на полюсах – 41 день. Обертанням обумовлено стиснення сонячного диска, що становить 0,005%.

Визначення умов видимості планети Марс за даними Шкільного астрономічного календаря.

КВИТОК № 14

Найважливіші прояви сонячної активності, їхній зв'язок з геофізичними явищами.

Сонячна активність є наслідком конвекції середніх верств зірки. Причина цього явища полягає в тому, що кількість енергії, що надходить від ядра набагато більше відводиться теплопровідністю. Конвекція викликає сильні магнітні поля, що генеруються струмами конвектирующих шарах. Основними проявами сонячної активності, що впливають на землю є сонячні плями, сонячний вітер, протуберанці.

Сонячні плями, утворення у фотосфері Сонця, спостерігалися з давніх часів, і в даний час їх вважають областями фотосфери з темп-рою на 2000 К нижче, ніж в оточуючих, через наявність сильного магнітного поля (бл. 2000 Гс). С.П. складаються з відносно темної центр, частини (тіні) і світлішого волокнистого півтіні. Потік газу з тіні у півтінь називається ефектом Евершеда (V=2км/с). Число С.п. та їх поява змінюються протягом 11-річного циклу сонячної активності, або циклу сонячних плям,який описується законом Шперера та графічно ілюструється метеликової діаграмою Маундера (переміщення плям по широті). Цюріхське відносне числосонячних плямвказує загальну площу поверхні, покриту С.П. На основний 11-річний цикл накладаються довгострокові варіації. напр., С.П. змінюють магн. полярність протягом 22-річного циклу сонячної активності. Але наиб, разючий приклад довгоперіодичних варіацій - це мінімум. Маундера (1645-1715), коли С.П. були відсутні. Хоча визнано, що варіації числа С.п. визначаються дифузією магнітного поля з сонячних надр, що обертаються, процес ще не зрозумілий до кінця. Сильне магнітне поле сонячних плям впливає на полі Землі, викликаючи перешкоди радіозв'язку та полярне сяйво. існує дек. незаперечних короткоперіодичних ефектів, твердження про існування довгоперіодич. зв'язку між кліматом і числом С.п., особливо 11-річним циклом, дуже спірно, що обумовлено труднощами дотримання умов, які необхідні при проведенні точного статистичного аналізу даних.

сонячний вітерВиникнення високотемпературної плазми (електрони, протони, нейтрони та адрони) сонячної корони, випромінювання інтенсивних хвиль радіоспектру, рентгенівських променів в навколишній простір. Утворює т.зв. геліосферу, що тягнеться на 100 а. від сонця. Сонячний вітер такий інтенсивний, що здатний пошкоджувати зовнішні шари комет, викликаючи появу «хвоста». С.В. іонізує верхні шари атмосфери, завдяки чому утворюється озоновий шар, викликає полярні сяйва та підвищення радіоактивного фону та перешкоди радіозв'язку в місцях руйнування озонового шару.

Останній максимум сонячної активності був у 2001 році. Максимум сонячної активності означає найбільшу кількість плям, випромінювання та протуберанців. Давно встановлено, що зміна сонячної активності Сонце впливає такі факторы:

* епідеміологічну обстановку Землі;

* кількість різноманітних стихійних лих (тайфуни, землетрусу, повені тощо. буд.);

* на кількість автомобільних та залізничних аварій.

Максимум цього припадає на роки активного Сонця. Як встановив учений Чижевський, активне Сонце впливає самопочуття людини. З того часу складаються періодичні прогнози самопочуття людини.

2.Визначення умов видимості планети Юпітер за даними Шкільного астрономічного календаря.

КВИТОК № 15

Способи визначення відстаней до зірок, одиниці відстані та зв'язок між ними.

Для вимірювання відстані до тіл Сонячної системи застосовується метод паралаксу. Радіус землі виявляється занадто малим, щоб бути базисом для виміру паралактичного зміщення зірок і відстані до них. Тому користуються річним паралаксом замість горизонтального.

Річним паралаксом зірки називають кут (p), під яким із зірки можна було б бачити велику піввісь земної орбіти, якщо вона перпендикулярна до променя зору.

a – велика піввісь земної орбіти,

p – річний паралакс.

Також використовується одиниця відстані парсек. Парсек – відстань, з якої велика піввісь земної орбіти, перпендикулярна до променя зору видно під кутом 1².

1 парсек = 3,26 світлового року = 206 265 а. е. = 3 * 10 11 км.

Вимірюванням річного паралаксу можна надійно встановити відстань до зірок, що знаходяться не далі 100 парсек або 300 св. років.

Якщо відомі абсолютна та видима зіркові величини, то відстань до зірки можна визначити за формулою lg(r)=0.2*(m-M)+1

Визначення умов видимості Місяця за даними Шкільного астрономічного календаря.

КВИТОК № 16

Основні фізичні характеристики зірок, взаємозв'язок цих показників. Умови рівноваги зірок.

Основні фізичні характеристики зірок: світність, абсолютна та видима зіркові величини, маса, температура, розмір, спектр.

Світність- Енергія, що випромінюється зіркою або іншим небесним тілом за одиницю часу. Зазвичай дається в одиницях світності Сонця, виражається формулою lg (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), де L і M – світність та абсолютна зоряна величина джерела, Lc та Mc – відповідні величини для Сонця (Mc = +4 ,83). Також визначається за формулою L=4πR 2 σT 4 . Відомі зірки, світність яких у багато разів перевищує світність Сонця. Світність Альдебарана в 160, а Рігеля в 80 000 разів більше, ніж Сонця. Але переважна більшість зірок мають світимості, порівняні з сонячною або меншою за неї.

Зоряна величина –міра яскравості зірки. З.В. не дає справжнього уявлення про потужність випромінювання зірки. Близька до Землі слабка зірка може бути яскравіше, ніж далека яскрава зірка, т.к. потік випромінювання, що приймається від неї, зменшується обернено пропорційно квадрату відстані. Видима З.В. - блиск зірки, який бачить спостерігач, дивлячись на небо. Абсолютна З.В. - міра істинної яскравості, являє собою рівень блиску зірки, який вона мала б, перебуваючи на відстані 10 пк. Гіппарх винайшов систему видимих ​​З.В. у 2 ст. до н.е. Зіркам були приписані числа залежно від їхньої видимої яскравості; Найяскравіші зірки були 1-ї величини, а найслабші - 6-ї. Все р. 19 ст. ця система була модифікована. Сучасна шкала З.В. була встановлена ​​шляхом визначення З.В. представницької вибірки зірок поблизу сівби. полюси світу (півн. полярний ряд). За ними визначалися З.В. всіх ін. зірок. Це логарифмічна шкала, на якій зірки 1-ї величини в 100 разів яскравіше зірок 6-ї величини. У міру зростання точності вимірів довелося вводити десяті частки. Найяскравіші зірки яскравіші за 1-у величину, а деякі навіть мають негативні зоряні величини.

Маса зіркова –параметр, що безпосередньо визначається тільки для компонентів подвійних зірок з відомими орбітами і відстанями (M 1 +M 2 = R 3 /T 2). Т.о. встановлені маси лише кількох десятків зірок, але для набагато більшої кількості масу можна визначити із залежності маса – світність. Маси більше 40 сонячних та менше 0,1 сонячних дуже рідкісні. Маси більшості зірок менші за сонячну. Температура в центрі таких зірок не може досягати рівня, при якому починаються реакції ядерного синтезу, і джерелом їхньої енергії є лише стиск Кельвіна – Гельмгольця. Такі об'єкти називаються коричневі карлики.

Маса-світливість співвідношення, Знайдене в 1924 р. Еддінгтон співвідношення між світністю L і зоряною масою М. Співвідношення має вигляд L/Lс = (М/Мс) а, де Lс і Мс - світність і маса Сонця відповідно, значення азазвичай лежить у діапазоні 3-5. Співвідношення випливає з того факту, що спостерігаються св-ва нормальних зірок визначаються головним чином їхньою масою. Це співвідношення для зірок-карликів добре узгоджується зі спостереженнями. Вважається, що вона справедлива також для надгігантів і гігантів, хоча їхня маса погано піддається прямим вимірам. Співвідношення не застосовується до білих карликів, т.к. завищує їхню світність.

Температура зіркова- Температура деякої області зірки. Належить до найважливіших фізичних характеристикбудь-якого об'єкта. Однак через те, що температура різних областей зірки відрізняється, а також через те, що температура – ​​термодинамічна величина, яка залежить від потоку електромагнітного випромінювання та присутності різних атомів, іонів та ядер у деякій галузі зіркової атмосфери, всі ці відмінності поєднують ефективну температуру, тісно пов'язану з випромінюванням зірки у фотосфері. Ефективна температура, параметр, що характеризує повну кількість енергії, випромінюваної зіркою з одиниці площі її поверхні. Це однозначний спосіб опису зоряної температури. е.т. визначається через температуру абсолютно чорного тіла, яке, згідно із законом Стефана-Больцмана, випромінювало таку ж потужність на одиницю площі поверхні, як і зірка. Хоча спектр зірки в деталях значно відрізняється від спектру абсолютно чорного тіла, проте ефективна температура характеризує енергію газу у зовнішніх шарах зіркової фотосфери і дозволяє, використовуючи закон зміщення Вина (λ max =0,29/Т), визначити, на яку довжину хвилі припадає максимум зоряного випромінювання, отже і колір зірки.

за розмірамзірки поділяються на карлики, субкарлики, нормальні зірки, гіганти, субгіганти та надгіганти.

Спектрзірок залежить від її температури, тиску щільності газу її фотосфери, сили магнітного поля та хім. складу.

Спектральні класи, класифікація зірок за їх спектрами (в першу чергу за відносними, інтенсивностями спектральних ліній), вперше введена італ. астрономом Секкі. Ввів літерні позначення, які були модифіковані в міру розширення знань про внутр. будова зірок. Колір зірки залежить від температури її поверхні, тому в суч. спектральної класифікації Дрэпера (гарвардської) С.К. розташовані в порядку зменшення темп-ри:

Герцшпрунга – Ресселла діаграма, графік, що дозволяє визначити дві основні характеристики зірок, виражає зв'язок між абсолютною зоряною величиною та температурою. Названа на честь датського астронома Герцшпрунга та американського астронома Ресселла, що опублікували першу діаграму в 1914 р. Найгарячіші зірки лежать у лівій діаграмі, а зірки найвищої світності – вгорі. Від верхнього лівого кута до нижнього правого проходить головна послідовність,що відображає еволюцію зірок, і закінчується зірками-карликами. Більшість зірок належить цій послідовності. Сонце відноситься також до цієї послідовності. Вище цієї послідовності розташовуються у вказаному порядку субгіганти, надгіганти та гіганти, нижче – субкарлики та білі карлики. Ці групи зірок називаються класами світності.

Умови рівноваги: ​​як відомо, зірки є єдиними об'єктами природи, всередині яких відбуваються некеровані термоядерні реакції синтезу, які супроводжуються виділенням великої кількості енергії та визначають температуру зірок. Більшість зірок перебувають у стаціонарному стані, тобто не вибухають. Деякі зірки вибухають (так звані нові та наднові зірки). Чому ж переважно зірки перебувають у рівновазі? Сила ядерних вибухів у стаціонарних зірок врівноважується силою тяжіння, тому ці зірки зберігають рівновагу.

Обчислення лінійних розмірів світила за відомими кутовими розмірами та відстанню.

КВИТОК № 17

1. Фізичний зміст закону Стефана-Больцмана та його застосування для визначення фізичних характеристик зірок.

Стефана-Больцмана закон, Співвідношення між повною потужністю випромінювання абсолютно чорного тіла та його темп-рой. Повна потужність одиничної площі випромінювання Вт на 1 м 2 дається формулою Р = σ Т 4 ,де σ = 5,67*10 -8 Вт/м 2 К 4 - стала Стефана-Больцмана, Т - абсолютна температура абсолютного чорного тіла. Хоча астроном, об'єкти рідко випромінюють як абсолютно чорне тіло, їх спектр випромінювання часто є вдалою моделлю спектра реального об'єкта. Залежність від температури 4-го ступеня є дуже сильною.

e – енергія випромінювання одиниці поверхні зірки

L – світність зірки, R – радіус зірки.

За допомогою формули Стефана-Больцмана та закону Вина визначають довжину хвилі, на яку припадає максимум випромінювання:

l max T = b, b – постійна вина

Можна виходити із зворотного, тобто за допомогою світності та температури визначати розміри зірок

2. Визначення географічної широтимісця спостереження за заданою висотою світила в кульмінації та його відмінювання.

H = 90 0 - +

h – висота світила

КВИТОК № 18

Змінні та нестаціонарні зірки. Їхнє значення для вивчення природи зірок.

Блиск змінних зірок змінюється з часом. Наразі відомо бл. 3*10 4 . П.З. поділяються на фізичні, блиск яких змінюється внаслідок процесів, що протікають у них або біля них, та оптичні П.З., де ця зміна обумовлена ​​обертанням або орбітальним рухом.

Найважливіші типи фіз. П.З.:

Пульсуючі –цефеїди, зірки типу Світу Кита, напівправильні та неправильні червоні гіганти;

Еруптивні(вибухові) – зірки з оболонками, молоді неправильні змінні, зокрема. зірки типу Т Тельця (дуже молоді неправильні зірки, пов'язані з дифузними туманностями), надгіганти типу Хаббла – Сейнеджа (Гарячі надгіганти високої світності, яскраві об'єкти в галактиках. Вони нестійкі і, ймовірно, є джерелами випромінювання поблизу межі світла «здування» оболонок зірок (потенційні наднові), що спалахують червоні карлики;

Катаклізмічні -нові, наднові, симбіотичні;

Рентгенівські подвійні зірки

Зазначені П.З. включають 98% відомих фізичних п.з. До оптичних відносяться затемнено-подвійні і такі, що обертаються, як пульсари і магнітні змінні. Сонце відноситься до тих, що обертаються, т.к. його зоряна величина слабко змінюється, коли сонячні плями з'являються диску.

Серед пульсуючих зірок дуже цікаві цефеїди, названі так на ім'я однієї з перших відкритих змінних цього типу - 6 Цефея. Цефеїди - це зірки високої світності та помірної температури (жовті надгіганти). У ході еволюції вони набули особливої ​​структури: на певній глибині виник шар, що акумулює енергію, що приходить з надр, а потім знову віддає її. Зірка періодично стискається, розігріваючись і розширюється, охолоджуючись. Тому енергія випромінювання то поглинається зоряним газом, іонізуючи його, то знову виділяється, коли при охолодженні газу іони захоплюють електрони, випромінюючи при цьому світлові кванти. В результаті блиск цефеїди змінюється, як правило, у кілька разів із періодом у кілька діб. Цефеїди відіграють особливу роль астрономії. У 1908 р. американський астроном Генрієтта Лівітт, яка досліджувала цефеїди в одній з найближчих галактик - Малій Магеллановій Хмарі, звернула увагу на те, що ці зірки виявлялися тим яскравішими, чим тривалішим був період зміни їхнього блиску. Розміри Малої Магелланова Хмари невеликі в порівнянні з відстанню до нього, а це означає, що різниця у видимій яскравості відображає відмінність у світності. Завдяки знайденій Лівітт залежності період - світність легко розрахувати відстань до кожної цефеїди, вимірявши її середній блиск та період змінності. А оскільки надгіганти добре помітні, цефеїди можна використовувати для визначення відстаней навіть до порівняно далеких галактик, в яких вони спостерігаються. Є й друга причина особливої ​​ролі цефеїд. У 60-ті роки. Радянський астроном Юрій Миколайович Єфремов встановив, що чим триваліший період цефеїди, тим молодша ця зірка. За період - вік неважко визначити вік кожної цефеїди. Відбираючи зірки з максимальними періодами та вивчаючи зоряні угруповання, до яких вони входять, астрономи досліджують наймолодші структури Галактики. Цефеїди більше за інших пульсуючих зірок заслуговують назви періодичних змінних. Кожен наступний цикл змін блиску зазвичай точно повторює попередній. Проте трапляються й винятки, найвідоміше їх - Полярна зірка. Вже давно виявлено, що вона відноситься до цефеїдів, хоч і змінює блиск у досить незначних межах. Але в останні десятиліття ці коливання стали згасати, а до середини 90-х років. Полярна зірка практично перестала пульсувати.

Зірки з оболонками, зірки, безперервно або з неправильними інтервалами, що скидають кільце газу з екватора або сферичну оболонку. 3. з о. - гіганти або зірки-карлики спектрального класу В, що швидко обертаються і близькі до межі руйнування. Скидання оболонки зазвичай супроводжується падінням чи збільшенням блиску.

Симбіотичні зірки, зірки, спектри яких містять емісійні лінії та поєднують характерні особливості червоного гіганта та гарячого об'єкта - білого карлика або акреційного диска навколо такої зірки.

Зірки типу RR Ліри являють собою іншу важливу групу пульсуючих зірок. Це старі зірки приблизно такої ж маси, як Сонце. Багато хто з них знаходиться в кульових зоряних скупченнях. Як правило, вони змінюють свій блиск на одну зіркову величину приблизно за добу. Їхні властивості, як і властивості цефеїд, використовують для обчислення астрономічних відстаней.

R Північної Корониі зірки, подібні до неї, поводяться абсолютно непередбачуваним чином. Зазвичай цю зірку можна побачити неозброєним оком. Кожні кілька років її блиск падає приблизно до восьмої зіркової величини, а потім поступово зростає, повертаючись до попереднього рівня. Очевидно, причина тут у тому, що ця зірка-надгігант скидає з себе хмари вуглецю, який конденсується в крупинки, утворюючи щось на зразок сажі. Якщо одна з цих густих чорних хмар проходить між нами та зіркою, вона затуляє світло зірки, поки хмара не розсіється у просторі. Зірки цього виробляють густу пил, що має важливе значення у областях, де утворюються зірки.

Зірки, що спалахують. Магнітні явища на Сонці є причиною сонячних плям та сонячних спалахів, але вони не можуть суттєво вплинути на яскравість Сонця. Для деяких зірок – червоних карликів – це не так: на них подібні спалахи досягають величезних масштабів, і в результаті світлове випромінювання може зростати на цілу зіркову величину, а то й більше. Найближча до Сонця зірка, Проксима Кентавра, є однією з таких зірок, що спалахують. Ці світлові викиди не можна передбачити заздалегідь, а вони тривають лише кілька хвилин.

Обчислення відмінювання світила за даними про його висоту у кульмінації на певній географічній широті.

H = 90 0 - +

h – висота світила

КВИТОК № 19

Подвійні зірки та його роль визначенні фізичних характеристик зірок.

Подвійна зірка, пара зірок, пов'язана в одну систему силами тяжіння і обертається навколо загального центру тяжіння. Зірки, що становлять подвійну зірку, називаються її компонентами. Подвійні зірки дуже поширені і поділяються на кілька типів.

Кожен компонент візуально-подвійної зірки чітко видно телескоп. Відстань між ними та взаємна орієнтація повільно змінюються з часом.

Елементи затемнено-подвійний поперемінно загороджують один одного, тому блиск системи тимчасово слабшає, період між двома змінами блиску. дорівнює половиніорбітального періоду. Кутова відстань між компонентами дуже мала, і ми не можемо спостерігати їх окремо.

Спектрально-подвійні зірки виявляють зі змін їх спектрів. При взаємному зверненні зірки періодично рухаються то у напрямку Землі, то Землі. За ефектом Допплера у спектрі можна визначати зміни руху.

Поляризаційні подвійні характеризуються періодичними змінами поляризації світла. У таких системах зірки при своєму орбітальному русі висвітлюють газ і пил у просторі між ними, кут падіння світла на цю речовину періодично змінюється, при цьому розсіяне світло поляризується. Точні вимірювання цих ефектів дозволяють обчислити орбіти, відносини зоряних мас, розміри, швидкості та відстань між компонентами. Наприклад, якщо зірка одночасно затемнена та спектрально-подвійна, то можна визначити масу кожної зірки та нахил орбіти. За характером зміни блиску в моменти затемнення можна визначати відносні розміри зірок та вивчати будову їх атмосфер. Подвійні зірки, що є джерелом випромінювання в рентгенівському діапазоні, називаються рентгенівськими подвійними. У ряді випадків спостерігається третій компонент, що обертається довкола центру мас подвійної системи. Іноді один із компонентів подвійної системи (або обидва), у свою чергу, може виявитися подвійними зірками. Тісні компоненти подвійної зірки в потрійній системі можуть мати період кілька діб, тоді як третій елемент може звертатися навколо загального центру мас тісної пари з періодом сотні і навіть тисячі років.

Вимірювання швидкостей зірок подвійної системи та застосування закону всесвітнього тяжіння є важливим методом визначення мас зірок. Вивчення подвійних зірок – це єдиний прямий спосіб обчислення зоряних мас.

У системі близько розташованих подвійних зірок взаємні сили тяжіння прагнуть розтягнути кожну їх, надати їй форму груші. Якщо тяжіння досить сильне, настає критичний момент, коли речовина починає витікати з однієї зірки і падати на іншу. Навколо цих двох зірок є деяка область у формі тривимірної вісімки, поверхня якої є критичним кордоном. Ці дві грушоподібні фігури, кожна довкола своєї зірки, називаються порожнинами Роша. Якщо одна із зірок виростає настільки, що заповнює свою порожнину Роша, то речовина з неї спрямовується на іншу зірку в тій точці, де порожнини стикаються. Часто зірковий матеріал не опускається прямо на зірку, а спочатку закручується, утворюючи так званий акреційний диск. Якщо обидві зірки настільки розширилися, що заповнили свої порожнини Роша, виникає контактна подвійна зірка. Матеріал обох зірок перемішується і зливається у кулю навколо двох зіркових ядер. Оскільки в кінцевому рахунку всі зірки набухають, перетворюючись на гіганти, а багато зірок є подвійними, то подвійні системи, що взаємодіють, - явище нерідке.

Обчислення висоти світила в кульмінації за відомим відхиленням для заданої географічної широти.

H = 90 0 - +

h – висота світила

КВИТОК № 20

Еволюція зірок, її етапи та кінцеві стадії.

Зірки утворюються в міжзоряних газопилових хмарах та туманностях. Основна сила, яка «формує» зірки – гравітація. За певних умов дуже розріджена атмосфера (міжзоряний газ) починає стискатися під впливом сил гравітації. Хмара газу ущільнюється в центрі, де утримується тепло, що виділяється при стисканні - виникає протозірка, що випромінює в інфрачервоному діапазоні. Протозірка розігрівається під впливом падаючої її у речовини, і починаються реакції ядерного синтезу із енергії. У такому стані це вже змінна зірка типу Т-Тельця. Залишки хмари розсіюються. Далі гравітаційні сили стягують атоми водню до центру, де зливаються, утворюючи гелій і виділяючи енергію. Зростаючий тиск у центрі перешкоджає подальшому стиску. Це – стабільна фаза еволюції. Ця зірка є зіркою Головної послідовності. Світність зірки зростає в міру ущільнення та розігріву її ядра. Час, протягом якого зірка належить до Головної послідовності, залежить від її маси. У Сонця це приблизно 10 мільярдів років, проте зірки набагато масивніші, ніж Сонце, існують у стаціонарному режимі лише кілька мільйонів років. Після того, як зірка витратить водень, що міститься в центральній її частині, всередині зірки відбуваються великі зміни. Водень починає перегоряти над центрі, а оболонці, яка збільшується у вигляді, набухає. В результаті розмір самої зірки різко зростає, а температура поверхні падає. Саме цей процес і породжує червоних гігантів та надгігантів. Кінцеві стадії еволюції зірки також визначаються масою зірки. Якщо ця маса не перевищує сонячну більш ніж у 1,4 рази, зірка стабілізується, стаючи білим карликом. Катастрофічного стиснення немає завдяки основним властивості електронів. Існує такий ступінь стиснення, за якого вони починають відштовхуватися, хоча жодного джерела теплової енергії вже немає. Це відбувається лише тоді, коли електрони та атомні ядра стиснуті неймовірно сильно, утворюючи надзвичайно щільну матерію. Білий карлик з масою Сонця за обсягом приблизно дорівнює Землі. Білий карлик поступово остигає, зрештою перетворюючись на темну кулю радіоактивного попелу. За оцінками астрономів, щонайменше десятої частини всіх зірок Галактики – білі карлики.

Якщо маса зірки, що стискається, перевершує масу Сонця більш ніж в 1,4 рази, то така зірка, досягнувши стадії білого карлика, на цьому не зупиниться. Гравітаційні сили в цьому випадку настільки великі, що електрони вдавлюються всередину атомних ядер. В результаті протони перетворюються на нейтрони, здатні прилягати один до одного без будь-яких проміжків. Щільність нейтронних зірок перевершує навіть густину білих карликів; Але якщо маса матеріалу не перевищує 3 сонячних мас, нейтрони, як і електрони, здатні самі запобігти подальшому стиску. Типова нейтронна зірка має в поперечнику лише від 10 до 15 км, а один кубічний сантиметр її речовини важить близько мільярда тонн. Крім величезної щільності, нейтронні зірки мають ще дві особливі властивості, які дозволяють їх виявити, незважаючи на такі малі розміри: це швидке обертання і сильне магнітне поле.

Якщо маса зірки перевищує 3 маси Сонця, кінцевою стадією її життєвого циклу є, ймовірно, чорна діра. Якщо маса зірки, отже, і сила тяжіння такі великі, то зірка піддається катастрофічному гравітаційному стиску, якому що неспроможні протистояти ніякі стабілізуючі сили. Щільність речовини під час цього процесу прагне нескінченності, а радіус об'єкта - до нуля. Відповідно до теорії відносності Ейнштейна, у центрі чорної діри виникає сингулярність простору-часу. Гравітаційне поле на поверхні зірки, що стискається, росте, тому випромінюванню і частинкам стає все важче її покинути. Зрештою, така зірка виявляється під горизонтом подій, який можна наочно уявити як односторонню мембрану, що пропускає речовину та випромінювання тільки всередину і не випускає нічого назовні. Колапсуюча зірка перетворюється на чорну дірку, і її можна виявити тільки по різкій зміні властивостей простору та часу біля неї. Радіус горизонту подій називається радіусом Шварцшільда.

Зірки з масою менше 1,4 сонячної наприкінці життєвого циклу повільно скидають верхню оболонку, яку називають планетарною туманністю Більш масивні зірки, які перетворюються на нейтронну зірку або чорну дірку, спочатку вибухають як наднові, їх блиск за короткий час збільшується на 20 величин і більше, вивільняється енергії більше, ніж випромінює Сонце за 10 мільярдів років, а залишки зірки, що вибухнула, розлітаються зі швидкістю 20 000 км на секунду.

Спостереження та замальовування положень сонячних плям за допомогою телескопа (на екрані).

КВИТОК № 21

Склад, структура та розміри нашої Галактики.

Галактика, зіркова система, до якої належить Сонце Галактика містить щонайменше 100 млрд зірок. Три головні складові: центральне потовщення, диск та галактичне гало.

Центральне потовщення складається із старих зірок населення II типу (червоні гіганти), розташованих дуже щільно, а в його центрі (ядрі) знаходиться потужне джерело випромінювання. Передбачалося що в ядрі знаходиться чорна дірка, що ініціює потужні енергетичні процеси, що спостерігаються, супроводжуються випромінюванням в радіоспектрі. (Газове кільце обертається навколо чорної діри; гарячий газ, зриваючись з його внутрішнього краю, падає на чорну дірку, при цьому виділяється енергія, яку ми і спостерігаємо.) Але нещодавно в ядрі було зареєстровано спалах видимого випромінювання та гіпотеза про чорну дірку відпала. Параметри центрального потовщення: 20 000 світлових років у поперечнику та 3000 світлових років у товщину.

Диск Галактики, що містить молоді зірки населення І типу (молоді блакитні надгіганти), міжзоряну матерію, розсіяні зоряні скупчення та 4 спіральні рукави, має діаметр 100 000 світлових років та товщину всього 3000 світлових років. Галактика обертається, внутрішні її частини проходять своїми орбітами набагато швидше, ніж зовнішні. Сонце здійснює повний оборот навколо ядра за 200 млн. років. У спіральних рукавах йде безперервний процес зіркоутворення.

Галактичне гало концентрично з диском і центральним потовщенням і складається із зірок, які переважно є членами кульових скупчень і належать до населення II типу. Однак більша частина речовини в гало невидима і не може бути укладена у звичайних зірках, це не газ і не пил. Таким чином у гало міститься темна невидима речовина.Розрахунки швидкості обертання Великої та Малої Магелланових Хмар, які є супутниками Чумацького Шляху, показують, що маса, укладена в гало, у 10 разів перевищує масу, яку ми спостерігаємо у диску та потовщенні.

Сонце розташоване на відстані 2/3 від центру диска в Оріоновому рукаві. Його локалізація у площині диска (галактичного екватора) дозволяє бачити із Землі зірки диска у вигляді вузької смуги. Чумацького Шляху,що охоплює всю небесну сферу і нахилену під кутом 63° до небесного екватора. Центр Галактики лежить у Стрільці, але він не спостерігається у видимому світлі через темні туманності з газу та пилу, що поглинають світло зірок.

Обчислення радіуса зірки за даними про її світність та температуру.

L – світність (Lc = 1)

R – радіус (Rc = 1)

T - Температура (Tc = 6000)

КВИТОК № 22

Зоряні скупчення. Фізичний стан міжзоряного середовища.

Зоряні скупчення - це групи зірок, розташованих відносно близько один до одного і пов'язаних загальним рухом у просторі. Очевидно, майже всі зірки народжуються групами, а чи не окремо. Тому зоряні скупчення – річ дуже поширена. Астрономи люблять вивчати зоряні скупчення, тому що всі зірки, що входять у скупчення, утворилися приблизно в той самий час і приблизно на однаковій відстані від нас. Будь-які помітні відмінності у блиску між такими зірками є справжніми відмінностями. Особливо корисно вивчення зоряних скупчень з погляду залежності їх властивостей від маси - адже вік цих зірок та їхня відстань від Землі приблизно однакові, так що вони відрізняються один від одного лише своєю масою. Є два типи зоряних скупчень: відкриті та кульові. У відкритому скупченні кожна зірка видно окремо, вони розподілені на деякій ділянці неба більш менш рівномірно. А кульові скупчення, навпаки, є хіба що сферу, настільки щільно заповнену зірками, що у її центрі окремі зірки невиразні.

Відкриті скупчення містять від 10 до 1000 зірок, серед них набагато більше молодих, ніж старих, а найстаріші навряд чи налічують понад 100 мільйонів років. Справа в тому, що в більш старих скупченнях зірки поступово віддаляються один від одного, поки не змішаються з основним безліччю зірок. Хоча тяжіння до певної міри утримує відкриті скупчення разом, вони все ж таки досить неміцні, і тяжіння іншого об'єкта може їх розірвати.

Хмари, в яких утворюються зірки, сконцентровані в диску нашої Галактики, і саме там виявляють відкриті зоряні скупчення.

На противагу відкритим, кульові скупчення є сферами, щільно заповненими зірками (від 100 тис до 1 млн). Розмір типового кульового скупчення - від 20 до 400 світлових років у поперечнику.

У щільно набитих центрах цих скупчень зірки перебувають у такій близькості одна до одної, що взаємне тяжіння пов'язує їх друг з одним, утворюючи компактні подвійні зірки. Іноді відбувається навіть повне злиття зірок; при тісному зближенні зовнішні шари зірки можуть зруйнуватися, виставляючи на прямий огляд центральне ядро. У кульових скупченнях подвійні зірки зустрічаються в 100 разів частіше, ніж будь-де ще.

Навколо нашої Галактики ми знаємо близько 200 кульових зоряних скупчень, які розподілені по всьому гало, що містить Галактику. Всі ці скупчення дуже старі, і виникли вони більш менш у той же час, що і сама Галактика. Схоже те що, що скупчення утворилися, коли частини хмари, з якого було створено Галактика, розділилися більш дрібні фрагменти. Кульові скупчення не розходяться, оскільки зірки у яких сидять дуже тісно, ​​та його потужні взаємні сили тяжіння пов'язують скупчення в щільне єдине ціле.

Речовина (газ і пил), що знаходиться в просторі між зірками, називається міжзоряним середовищем. Більшість його сконцентрована в спіральних рукавах Чумацького Шляху і становить 10% його маси. У деяких областях речовина відносно холодна (100 К) і виявляється інфрачервоним випромінюванням. Такі хмари містять нейтральний водень, молекулярний водень та інші радикали, наявність яких можна знайти за допомогою радіотелескопів. В областях поблизу зірок високої світності температура газу може досягати 1000-10000 К і водень іонізований.

Міжзоряне середовище дуже сильно розріджене (близько 1 атома см 3). Однак у щільних хмарах концентрація речовини може бути в 1000 разів вищою за середню. Але й у щільній хмарі на кубічний сантиметр припадає лише кілька сотень атомів. Причина, через яку нам все ж таки вдається спостерігати міжзоряну речовину, полягає в тому, що ми бачимо її у великій товщі простору. Розміри частинок становлять 0,1 мкм, вони містять вуглець і кремній, надходять у міжзоряне середовище з атмосфери холодних зірок внаслідок вибухів наднових. Суміш, що утворюється, формує нові зірки. Міжзоряне середовище має слабке магнітне поле та пронизане потоками космічних променів.

Наша Сонячна система знаходиться в області Галактики, де щільність міжзоряної речовини надзвичайно низька. Ця область називається Місцевою «бульбашкою»; вона простягається на всі боки приблизно на 300 світлових років.

Обчислення кутових розмірів Сонця для спостерігача, що знаходиться на іншій планеті.

КВИТОК № 23

Основні типи галактик та його відмінні риси.

Галактики, системи зірок, пилу та газу повною масою від 1 млн. до 10 трлн. мас Сонця. Справжня природа галактик була остаточно пояснена лише у 1920-х роках. після гострих дискусій. До цього часу при спостереженнях у телескоп вони виглядали як дифузні плями світла, що нагадують туманності, але тільки за допомогою 2,5-метрового телескопа-рефлектора обсерваторії Маунт-Вілсон, вперше використаного в 1920-х рр., вдалося отримати зображення отд. зірок у туманності Андромеди і довести, що це галактика. Той самий телескоп застосовувався Хабблом для виміру періодів цефеїд у туманності Андромеди. Ці змінні зірки вивчені досить добре, щоб можна було визначити відстані до них. Відстань до туманності Андромеди становить прибл. 700 кпк, тобто. вона лежить далеко поза нашої Галактики.

Є кілька типів галактик, основні - спіральні та еліптичні. Робилися спроби класифікувати їх за допомогою літерних та цифрових схем, таких, як класифікація Хаббла, проте деякі галактики не укладаються в ці схеми, в цьому випадку їх називають на честь астрономів, які вперше виділили їх (наприклад, галактики Сейферта та Маркаряна), або дають буквені позначення класифікаційних схем (наприклад Галактики N-типу та cD-типу). Галактики, які мають чіткої форми, класифікуються як неправильні. Походження та еволюція галактик ще до кінця не зрозумілі. Найкраще вивчені спіральні галактики. До них відносяться об'єкти, що мають яскраве ядро, з якого виходять спіральні рукави з газу, пилу та зірок. Більшість спіральних галактик мають 2 рукави, що виходять із протилежних сторін ядра. Як правило, зірки в них молоді. Це звичайні спіралі. Ще є пересічені спіралі, які мають центральну перемичку зі зірок, що з'єднує внутрішні кінці двох рукавів. Наша Р. також належить до спіральних. Маси багатьох спіральних Р. лежать у діапазоні від 1 до 300 млрд. мас Сонця. Близько трьох чвертей всіх галактик у Всесвіті є еліптичними. Вони мають еліптичну форму, позбавлену помітної спіральної структури. Їхня форма може змінюватися від майже сферичної до сигароподібної. За розміром вони дуже різноманітні – від карликових масою кілька мільйонів сонячних до величезних масою 10 трлн сонячних. Найбільші з відомих - Галактики cD-типу. Вони мають велике ядро ​​або, можливо, кілька ядер, що швидко рухаються один до одного. Часто це досить сильні радіоджерела. Галактики Маркаряна були виділені радянським астрономом Веніаміном Маркаряном у 1967 р. Вони є сильними джерелами випромінювання в ультрафіолетовому діапазоні. Галактики N-типумають схоже на зірку ядро, що слабо світиться. Вони також сильні радіоджерела і, ймовірно, еволюціонують у квазари. На фото сейфертовські галактики виглядають як нормальні спіралі, але з дуже яскравим ядром і спектрами з широкими і яскравими емісійними лініями, що вказують на присутність в їх ядрах великої кількості швидко обертається гарячого газу. Цей тип Галактик відкритий американським астрономом Карлом Сейфертом в 1943 р. Галактики, які оптично спостерігаються і в той же час є сильними радіоджерелами, називаються радіогалактиками. До них відносяться сейфертовські Галактики, Р. сD- та N-типу та деякі квазари. Механізм генерації енергії радіогалактик ще не зрозумілий.

Визначення умов видимості планети Сатурн за даними Шкільного астрономічного календаря.

КВИТОК № 24

Основи сучасних уявлень про будову та еволюцію Всесвіту.

У 20 ст. було досягнуто розуміння Всесвіту як єдиного цілого. Перший важливий крок був зроблений у 1920-х рр., коли вчені дійшли висновку, що наша Галактика – Чумацький Шлях – одна з мільйонів галактик, а Сонце – одна з мільйонів зірок Чумацького Шляху. Подальше вивчення галактик показало, що вони віддаляються від Чумацького Шляху, причому чим далі вони знаходяться, тим більша ця швидкість (виміряна по червоному зміщенню в її спектрі). Т.ч., ми живемо в Всесвіту, що розширюється.Розбігання галактик відбито у законі Хаббла, за яким червоне усунення галактики пропорційно відстані до нее.Кроме того, у найбільшому масштабі, тобто. на рівні скупчень галактик, Всесвіт має пористу структуру. Сучасна космологія (вчення про еволюцію Всесвіту) базується на двох постулатах: Всесвіт однорідний та ізотропний.

Існує кілька моделей Всесвіту.

У моделі Ейнштейна - де Сіттера розширення Всесвіту триває нескінченно довго, у статичній моделі Всесвіт не розширюється і не еволюціонує, у пульсуючому Всесвіті цикли розширення та стиснення повторюються. Проте статична модель найменш ймовірна, над її користь каже як закон Хаббла, а й виявлене 1965 року фонове реліктове випромінювання (тобто. випромінювання первинного розжареної чотиривимірної сфери).

В основі деяких космологічних моделей лежить теорія гарячого Всесвіту, викладена нижче.

Відповідно до рішень Фрідмана рівнянь Ейнштейна 10-13 мільярдів років тому, в початковий момент часу, радіус Всесвіту дорівнював нулю. У нульовому обсязі була зосереджена вся енергія Всесвіту, вся її маса. Щільність енергії нескінченна, нескінченна та щільність речовини. Подібний стан називається сингулярним.

1946 року Георгій Гамов та його колеги розробили фізичну теоріюпочаткового етапу розширення Всесвіту, що пояснює наявність у ньому хімічних елементівсинтезом при дуже високих температурі та тиску. Тому початок розширення з теорії Гамова назвали «Великим Вибухом». Співавторами Гамова були Р. Альфер та Г. Бете, тому іноді цю теорію називають "α, β, γ-теорія".

Всесвіт розширюється зі стану з нескінченною щільністю. У сингулярному стані нормальні закони фізики непридатні. Очевидно, всі фундаментальні взаємодії за таких високих енергіях не відрізняються друг від друга. А з якого радіусу Всесвіту має сенс говорити про застосовність законів фізики? Відповідь – з планківської довжини:

Починаючи з часу t p = R p /c = 5*10 -44 з (c – швидкість світла, h – стала Планка). Швидше за все, саме через t P гравітаційна взаємодія відокремилася від решти. За теоретичними розрахунками, протягом перших 10 -36 с, коли температура Всесвіту була більше 10 28 К, енергія в одиниці обсягу залишалася постійною, а Всесвіт розширювався зі швидкістю значно перевищує швидкість світла. Цей факт не суперечить теорії відносності, тому що з такою швидкістю розширювалася не речовина, а простір. Ця стадія еволюції називається інфляційної. Із сучасних теорій квантової фізикислід, що в цей час сильна ядерна взаємодія відокремилася від електромагнітного та слабкого. Енергія, що виділилася в результаті і стала причиною катастрофічного розширення Всесвіту, яка за крихітний проміжок часу в 10 - 33 з збільшилася від розмірів атома до розмірів Сонячної системи. У цей час з'явилися звичні нам елементарні часткита трохи менша кількість античастинок. Речовина та випромінювання все ще знаходилося в термодинамічній рівновазі. Ця епоха називається радіаційноїстадією еволюції. При температурі 5∙10 12 К закінчилась стадія рекомбінації: майже всі протони та нейтрони анігілювали, перетворившись на фотони; залишилися лише ті, для яких не вистачило античасток. Початковий надлишок частинок у порівнянні з античастинками становить одну мільярдну від їх числа. Саме з цієї «надлишкової» речовини і складається в основному речовина Всесвіту, що спостерігається. Через кілька секунд після Великого Вибуху почалася стадія первинного нуклеосинтезу, коли утворювалися ядра дейтерію і гелію, що тривала близько трьох хвилин; потім почалося спокійне розширення та охолодження Всесвіту.

Приблизно через мільйон років після вибуху рівновага між речовиною та випромінюванням порушилася, з вільних протонів та електронів почали утворюватися атоми, а випромінювання почало проходити через речовину, як через прозоре середовище. Саме це випромінювання назвали реліктовим, його температура була близько 3000 К. В даний час реєструється тло з температурою 2,7 К. Реліктове фонове випромінювання відкрили у 1965 році. Воно опинилося в високого ступеняізотропним і своїм існуванням підтверджує модель гарячого Всесвіту, що розширюється. Після первинного нуклеосинтезуречовина почала еволюціонувати самостійно, через варіації густини речовини, що утворилися відповідно до принципу невизначеності Гейзенберга під час інфляційної стадії, з'явилися протогалактики. Там, де щільність була трохи більше середньої, утворилися вогнища тяжіння, області зі зниженою щільністю робилися все розрідженішим, оскільки речовина йшла з них у більш щільні області. Саме так практично однорідне середовище розділилося на окремі протогалактики та їх скупчення, а через сотні мільйонів років з'явилися перші зірки.

Космологічні моделі приводять до висновку, що доля Всесвіту залежить тільки від середньої щільності речовини, що її заповнює. Якщо вона нижче деякої критичної щільності, розширення Всесвіту триватиме вічно. Цей варіант називається «відкритий Всесвіт». Схожий сценарій розвитку чекає і на плоский Всесвіт, коли щільність дорівнює критичній. Через гугол років прогорить вся речовина в зірках, і галактики поринуть у пітьму. Залишаться лише планети, білі та коричневі карлики, а зіткнення між ними будуть вкрай рідкісні.

Однак у цьому випадку метагалактика не вічна. Якщо вірна теорія великого поєднання взаємодій, через 10 40 років розпадуться складові колишні зірки протони і нейтрони. Приблизно через 10 100 років випаруються гігантські чорні дірки. У світі залишаться лише електрони, нейтрино і фотони, віддалені друг від друга великі відстані. У певному сенсі це буде кінець часу.

Якщо ж щільність Всесвіту виявиться занадто великою, то наш світ замкнутий, а розширення рано чи пізно зміниться катастрофічним стиском. Всесвіт закінчить своє життя в гравітаційному колапсі у певному сенсі це ще гірше.

Обчислення відстані до зірки за відомим паралаксом.

ЧАСТИНА 1. ОСНОВИ СФЕРИЧНОЇ АСТРОНОМІЇ

Розділ 1. Вступ

Загальна астрономія, її виникнення та сучасні особливості, основні розділи Предмет космонавтики, основні розділи, розвиток сучасної космонавтики. Астрономічні обсерваторії на Землі та в космосі. Екскурсія до Пулковську обсерваторію

Предмет астрономії, її основні розділи

Астрономія– наука про фізичну будову, русі, походження та еволюції небесних тіл, їх систем та вивчення Всесвіту в цілому ( сучасне визначенняз XVIII ст.)

Астрономія – 2 грецькі слова (астро – зірка, номос – закон), тобто . зіркозаконня – наука про закони життя зірок (часи древніх греків – V – VI ст. до н.е., тобто ~ 2,5 тис. років тому)

Об'єкти астрономії:

· Сонячна система та її складові (Сонце, великі та малі планети, супутники планет, астероїди, комети, пил).

· Зірки та їх скупчення та системи, туманності, наша Галактика в цілому та інші галактики та їх скупчення.

· Різні об'єкти в різних ділянках спектру електромагнітних хвиль (квазари, пульсари, космічні промені, гравітаційні хвилі, реліктове випромінювання (фон)

· Всесвіт загалом (велико-масштабна структура, темна матерія та ін.).

Орієнтовно можна виділити такі основні розділи астрономії:

1. Астрометрія – це класична частина астрономії (від давніх греків - 5-1 століття до н.е.) вивчає координати (положення) небесних тіл та їх зміни на небесній сфері; конкретніше: створює інерційну системукоординат (нерухому) СК; в загальному: наука про вимір простору та часу.

Астрометрія включає 3 підрозділи:

а) сферична астрономія – це теоретична частина астрометрії, математичний апарат для вираження координат небесних тіл та їх зміни;

б) практична астрономія - розробляє методи спостережень та їх обробки, теорію астрономічних приладів та зберігачів шкали точного часу (служба часу); служить для вирішення завдань визначення координат географічних пунктів на суші (польова астрономія), на морі (морехідна астр-я), у повітрі (авіаційна астрономія), знаходить застосування у супутниковій навігації та геодезії;

в) фундаментальна астрометрія – вирішує питання визначення координат та власних рухів небесних об'єктів на сфері, а також астрономічних постійних (прецесії, аберації та нутації), у тому числі фотографічна та ПЗЗ астрометрія – визначення a,dі m a , d небесних тіл методами фотографічних та ПЗЗ спостережень.

2. Небесна механіка (теоретична астрономія)– вивчає просторові рухи небесних тіл та їх систем під дією сил взаємного тяжіння та іншої фізичної природи; вивчає фігури небесних тіл та їх стійкість для розуміння процесів походження та еволюції небесних тіл та їх систем; визначає елементи орбіт небесних тіл за даними спостережень, передбачає видимі положення (координати) небесних тіл.

Астрометрія та небесна механіка вивчають лише геометрію та механіку навколишнього космосу.

3.Астрофізика виникла 1860 р. з урахуванням відкриття спектрального аналізу. Це переважна більшість сучасної астрономії. Вивчає фізичний стан та процеси, що відбуваються на поверхні та в надрах небесних тіл, хімічний склад (температура, яскравість, блиск, наявність електромагнітних хвиль), властивості середовища між небесними тілами та ін.

Включає розділи:

а) практична астрофізика – розробляє способи астрофізичних спостережень та їх обробки, займається теоретичним та практичним застосуваннямастрофізичних інструментів

б) теоретична астрофізика – займається поясненням тих, що відбуваються на небесних тілах фізичних процесіві явищ, що спостерігаються на основі теоретичної фізики.

Нові розділи по діапазону, що використовуються електромагнітних хвиль:

в) радіоастрономія досліджує небесні тіла за допомогою радіолокації, вивчає їх випромінювання в радіодіапазоні (від мм до км довжин хвиль), а також випромінювання міжзоряного та міжгалактичного середовища. Виникла 1930 р. після відкриття К. Янським (USA), Робером радіовипромінювання Чумацького Шляху, Сонця;

г) також розділи астрофізики або астрономії (наземні, заатмосферні та космічні):

інфрачервона астрономія (астрофізика)

рентгенівська

нейтринна

Можуть бути підрозділи астрофізики з об'єктів дослідження:

навколоземна астрономія:

фізика Сонця

фізика зірок

фізика планет, Місяця та ін.

4. Зоряна астрономія– займається дослідженням руху та розподілу у просторі зірок (насамперед у нашій Галактиці), газо-пилових туманностей та зоряних систем (кульових та розсіяних зоряних скупчень) їхньою структурою та еволюцією, проблемами їхньої стійкості.

Включає такі підрозділи:

Позагалактична астрономія – дослідження властивостей та розподілів зоряних систем (галактик), що знаходяться за межами нашої Галактики (їх сотні мільйонів – див. Глибокий Огляд космічного телескопа Хаббла);

Динаміка зоряних систем та ін.

5. Космогонія– розробляє проблеми походження та еволюції небесних тіл та їх систем, у тому числі і тіл Сонячної системи (включаючи Землю), а також проблеми зореутворення.

6. Космологія –вивчає Всесвіт як єдине ціле: її геометричну структуру, еволюцію та походження всіх складових об'єктів, загальні параметри, типу вік, матерія, енергія та ін.

Окреме місце займає космічна астрономія , Де особливо можна виділити космонавтику - як комплекс ряду галузей науки (включаючи астрономію) і техніку, мета якої - вивчення та освоєння космосу.

Предмет космонавтики та її розділи

Космонавтика - Це комплекс низки галузей науки і техніки, що має на меті здійснити проникнення в космічний простір з метою його вивчення та освоєння.Вже – польоти до космічного простору. Космонавтика посідає особливе становище в астрономії.

Космонавтика – з грецького “космос” – Всесвіт, “наутикс” – плавання, тобто. плавання (подорож) у Всесвіті або (заруб.) астронавтика – зореплавання

Можна виділити основні розділи космонавтики:

1. Теоретична космонавтика(в основі лежить небесна механіка) – вивчає рух космічних апаратів (КА) у полі тяжіння Землі, Місяця та тіл сонячної системи: виведення КА на орбіту, маневрування, спуск КА на Землю та тіла сонячної системи.

2. Практична космонавтика– вивчає:

Влаштування та роботу ракетно-космічних систем, методи здійснення космічних польотів

Бортове встаткування.

Астрономічні дослідження засобами космонавтики

Космічна астрометрія

Космічна астрофізика (тіла Сонячної системи, Сонце)

4. Вивчення Землі з КА(космічна геодезія, зв'язок, ТV, навігація, дистанційне зондування Землі (ДЗЗ), технології, землеробство, геологія та ін.)

Досягнення астрономії 20 століття

Місяць-АТ

HST

Термінологія

Зазвичай дається вид небесної сфери ззовні, тоді як спостерігач перебуває у її центрі. Усі побудови репрезентують на поверхні небесної сфери (зсередини, лише в планетарії)

У т.ч. знаходиться спостерігач – половина видимої небесної сфери.)

Земля – прийнята за кулю!

Рис.2.2 Елементи небесної сфери (а); вся небесна сфера, де у центрі т. про - спостерігач (б).

Напр-е прямовисної лінії - лінія, що проходить через будь-яку точку на поверхні Землі (спостерігач, пункт напрямку над головою набл.) та центр мас Землі ZOZ¢. Вертикальна лінія перетинає небесну сферу в 2-х точках - Z ( зеніт – точно над головою спостерігача) та Z¢ ( надир - Протилежна точка на сфері).

Площина, перпендикулярна до прямовисної лінії і проходить через т. Про називається істинним або математичним горизонтом (велике коло небесної сфери NESW, тобто, уявне, уявне коло на сфері). Є реальний, видимий горизонт, Він лежить на Землі і залежить від рельєфу місцевості. У моменти сходу та заходу світила вважають такими, що знаходяться на справжньому горизонті.

Добове обертання небесної галузі.Зі спостережень зоряного неба видно, що небесна сфера повільно обертається у напрямку від сходу на захід ( добове - оскільки її період дорівнює одній добі), але це здається (якщо стояти обличчям на Південь, то обертання небесної сфери за годинниковою стрілкою). Реально ж Земля обертається навколо осі у напрямі із заходу Схід (підтверджується дослідами з маятником Фуко, відхиленням падаючих тіл на схід). В астрономії збережена термінологія явищ, що здаються:схід та захід небесних світил, добові рухи Землі та Місяця, обертання зоряного неба.

Добове обертання Землі відбувається навколо земної осі рр¢, а видиме обертання небесної сфери відбувається навколо її діаметра РР¢, паралельного земній осі та званого віссю світу.

Вісь світу перетинається з небесною сферою у 2-х точках – північний полюс світу (P) у північній півкулі знаходиться на відстані ~ 1° від зірки a у сузір'ї Малої Ведмедиці та Південний полюс(P¢) у південній півкулі знаходиться у сузір'ї Октанта (ні яскравих зірок, але можна визначитися за сузір'ям Південний Хрест). Обидва полюси нерухомі на небесній сфері.

Велике коло (QQ¢) небесної сфери, площина якого перпендикулярна до осі світу називається небесним екватором, також відбувається через центр небесної сфери. Небесний екватор перетинається з площиною горизонту в 2-х діаметрально протилежних точках: точка схід (Е) та точка захід (W). Небесний екватор обертається разом із небесною сферою!

Велике коло небесної сфери, що проходить через полюси світу (Р, Р¢), зеніт (Z) та надир (Z¢) називається небесним меридіаном (нерухомим) . Він перетинається із справжнім горизонтом у точках півдня (S) і півночі (N), віддалених від точок Е та W на 90 0 .

Вертикальна лінія і вісь світу лежить у площині небесного меридіана, які перетинаються з площиною істинного горизонту діаметром (NOS) небесної сфери, що проходить через точку N і точку S. Це південна лінія оскільки Сонце опівдні знаходиться поблизу небесного меридіана.

Обертається видима небесна сфера, аточки Зеніту, Надира і всі точки істинного горизонту нерухомі щодо спостерігача, тобто. не обертаються разом із небесною сферою. Небесний меридіан проходить через нерухомі точки і точки полюса і теж не обертається, тобто. пов'язаний із Землею.Він утворює площину земного (географічного) меридіана, у якому перебуває спостерігач і тому бере участь у добовому обертанні небесної сфери. Для всіх спостерігачів, розташованих на загальному географічному меридіані, загальний небесний меридіан.

У добовому обертанні небесної сфери навколо осі світу небесні світила рухаються малими колами, добовими або небесними паралелями, площини яких паралельні площині небесного екватора.

Кожне світило двічі на день перетинає (проходить) небесний меридіан. Один раз – його південну половину ( верхня кульмінація – висота світила над горизонтом найбільша) і вдруге - його північну половину, через 12 годин - ( нижня кульмінація - висота світила над горизонтом найменша ).

Розділ 4. Час

Рух Землі як природний процес для часу. Справжній сонячний час. Одиниці виміру часу: доба, година, хвилина, секунда. Проблема середнього сонячного часу, середнє сонце. Рівняння часу та його компоненти. Зоряний час. Перехід від середнього часу до зоряного та назад.

Місцевий, поясний, літній час. Перехід від одного виду часу до іншого. Всесвітній та регіональний час. Лінія зміни дат.

Всесвітній (UT) та координований (UTC) час. Нерівномірність обертання Землі, ефемеридний та динамічний (TDT) час.

Справжній сонячний час

Середній сонячний час – рівномірний час, що визначається рухом середнього сонця. Використовувалося як стандарт рівномірного часу з масштабом за одну середню сонячну секунду (1/86400 частка середньої сонячної доби) до 1956 року.

Рівняння часу

Зв'язок між двома системами сонячного часу встановлює рівняння часу –різницю між середнім сонячним часом (Т порівн.) . істинним сонячним часом (Т іст): h = Т ср - Т іст. Рівняння часу – величина змінна. Вона досягає +16 хвилин на початку листопада і -14 хвилин у середині лютого. Рівняння часу публікується в астрономічних щорічниках (АЕ). Вибираючи з АЕ величину h і вимірюючи безпосередньо годинний кут справжнього сонця t іст можна знайти середній час: Т ср = t іст +12 h + h.

тобто. середній сонячний час у будь-який момент дорівнює справжньому сонячному часу плюс рівняння часу.

Таким чином, вимірявши безпосередньо годинний кут Сонця t¤ визначають істинний сонячний час і, знаючи рівняння часу h в цей момент, знаходять середній сонячний час: T m = t¤+12 h+h. Так як середнє екваторіальне сонце проходить через меридіан то раніше, то пізніше істинного Сонця, різниця їх вартових кутів (рівняння часу) може бути як позитивною, так і негативною величиною.

Рівняння часу та його зміна протягом року представлено на малюнку суцільною кривою (1). Ця крива є сумою двох синусоїд - з річним та піврічним періодами.

Синусоїда з річним періодом (штрихова крива) дає різницю між істинним і середнім часом, обумовлену нерівномірним рухом Сонця з екліптики. Ця частина рівняння часу називається рівнянням центру або рівнянням ексцентриситету (2).Синусоїда з піврічним періодом (штрих-пунктирна крива) представляє різницю часів, викликану нахилом екліптики до небесного екватора, і називається рівнянням від нахилу екліптики (3).

Рівняння часу звертається в нуль близько 15 квітня, 14 червня, 1 вересня та 24 грудня та чотири рази на рік набуває екстремальних значень; їх найбільш значні близько 11 лютого (h = +14 m) та 2 листопада (h = -16 m).

Рівняння часу можна визначити для будь-якого моменту. Воно зазвичай публікується в астрономічних календарях та щорічниках для кожної середньої опівночі на меридіані Грінвіча. Але слід мати на увазі, що в деяких із них рівняння часу дається в значенні «справжній час мінус середній» (h = T ¤ - Т т) і тому має протилежний знак. Сенс рівняння часу завжди пояснюється поясненнями до календарів (щорічників).

4.3 Зоряний час. Перехід від середнього часу до зоряного та назад

Зоряна доба - проміжок часу між двома послідовними однойменними кульмінаціями точки весняного рівнодення на одному меридіані. Це більше постійний періодчасу, тобто. період обертання Землі щодо далеких зірок. За початок зоряної доби прийнято момент її нижньої кульмінації, тобто опівночі тоді, коли

S = t ¡ = 0.Точність зоряної шкали часу до 10 -3 секунд протягом кількох місяців.

Таким чином, процес обертання Землі навколо своєї осі визначає три види доби для вимірювання короткихінтервалів: справжній сонячний час, середній сонячний часі зірковий час.

Місцевий, поясний, літній час. Перехід від середнього часу до зоряного та назад

Середня доба довша (триваліша) зіркових, оскільки за один оборот небесної сфери у напрямку зі сходу на захід саме сонце зміщується із заходу на схід на 1 градус (тобто 3 m 56 s).

Таким чином, в тропічному році середньої доби на день менше, ніж у зоряному.

Для виміру тривалихПроміжків часу використовується рух землі навколо Сонця. Тропічний рік- цепроміжок часу між двома послідовними проходженнями середнього сонцячерез середню точку весняного рівнодення тадорівнює 365,24219879 середньосонячної добиабо 366,24219879 зоряної доби.

Переведення інтервалів середнього часу в зоряне і назад виконується за таблицями, частіше на ЕОМ, за допомогою АЕ, АК, а в загальному вигляді за формулами: DТ = К DS і DS = К DT,

де K = 366.24/365.24 = 1.002728 і К =365.24/366.24 = 0.997270.

Середня зоряна доба дорівнює 23 годин 56 хвилин 04.0905 секунд середньосонячної доби. Зірковий рік містить 365,2564 середньосонячної доби, тобто. більше ніж тропічний рік на 20 м 24 s через рух точки g назустріч Сонцю.

У різних пунктах одному географічному меридіані час (сонячний, зоряний) однаково.

Місцевий час -цей час Т м виміряний на якомусь конкретному географічному меридіані. Для кожної точки на Землі існує свій місцевий час. Наприклад, на відстані між двома спостерігачами 1¢ = 1852 метри (для екватора) різниця в часі досягає 4-х хвилин! Незручно у житті.

Поясний час –цей час Т п місцевий сонячний час центрального меридіана якогось часового поясу. По Т п проводиться рахунок часу біля даного часового поясу. Т п було введено з 1884 року за рішенням міжнародної конференції(у Росії з 1919 року) за умов:

1) Земна куля була поділена по довготі на 24 пояси по 15 градусів;

3) Різниця в часі двох сусідніх поясів дорівнює одній годині. Географічна довгота центрального меридіана пояса (у годиннику) дорівнює номеру цього пояса. Нульовий меридіан проходить через центр Грінвічської обсерваторії (Англія);

4) Кордони часових поясів на океанах проходять географічними меридіанами, на суші в основному, по адміністративних кордонах

Шкали часу

Астрономічний час

До 1925 року в астрономічній практиці за початок середньої сонячної добиприймали момент верхньої кульмінації (полудні) середнього сонця. Такий час називався середнім астрономічним або просто астрономічним. Як одиниця виміру використовувалася Середня сонячна секунда.

Всесвітній (або світовий) час UT

Всесвітній час використовується з 1 січня 1925 замість астрономічного часу. Відраховується від нижньої кульмінації середнього сонця на меридіані Грінвіча. Іншими словами місцеве середнє меридіана з нульовою довготою (Грінвічського) називають всесвітнім (світовим) часом (Universal Time - UT). Еталоном секунди для шкали UT служить певна частина періоду обертання Землі навколо своєї осі 1\365.2522 х 24 х 60 х 60. Однак, через нестабільність осьового обертання Землі шкала UT не рівномірна: безперервне уповільнення близько 50 сек. за 100 років; нерегулярні зміни до 0,004 сек. на добу; сезонні коливання близько 0.001 сік на рік.

Регіональний час вводиться для окремих регіонів, наприклад, середньоєвропейський час, середньо-тихоокеанський час, лондонський час тощо.

Літній час. З метою економії матеріальних ресурсів з допомогою раціональнішого використання світлого пори року у низці країн вводиться літній час – т.т. «переведення стрілок» годинника на 1 годину вперед порівняно з поясним. Але графік усіх видів діяльності людей не змінювався! Літній час вводиться зазвичай наприкінці березня опівночі із суботи на неділю, а скасовується наприкінці жовтня, також опівночі із суботи на неділю.

Ефемеридний час

Ефемеридний час (ET - Ephemeris time) або земний динамічний час (Terrestrial Dynamical Time - TDT) або Ньютонівський час:

незалежна змінна (аргумент) у небесній механіці (ньютонівська теорія руху небесних тіл). Введено з 1 січня 1960 року в астрономічних щорічниках як рівномірніше, ніж Всесвітній час, обтяжений довгоперіодичними нерівномірностями в обертанні Землі. В даний час це найстабільніша тимчасова шкала для потреб астрономії та космонавтики. Визначається зі спостереження тіл сонячної системи (переважно Місяця). Як одиниця виміру прийнята е фемеридна секундаяк 1/31556925,9747 частка тропічного рокудля моменту 1900 січень 0, 12 годин ЕТ або, інакше, як 1/86400 частка тривалості середньої сонячної добидля цього моменту.

Ефемеридний час-пов'язаний зі світовим часом співвідношенням:

Виправлення DT на 2000 рік приймається рівною +64.7 секунди.

Розділ 5. Календар

Види календарів: сонячний, місячний та місячно-сонячний календарі. Юліанський та Григоріанський календар. Календарні епохи. Юліанський період та юліанські дні.

Визначення

Календар - це система рахунки тривалих проміжків часу при цілочисельних значеннях кількості діб більш тривалих одиницях часу. Календарний місяць та календарний рік містять цілу кількість діб, щоб початок кожного місяця та року збігався з початком доби.

Тому – календарні та природні місяць і рік не повинні дорівнювати.

Завдання календаря: 1) встановлення порядку рахунку днів; 2) визначення числа діб у тривалих періодах часу (рік); 3) встановлення початку рахунку періодів.

В основу календаря покладено: 1) період сезонних змін на Землі – рік ( сонячний календар ), 2) період зміни фаз Місяця – місяць ( місячний календар). Існують місячний та місячно-сонячний календарі.

Види сонячних календарів

В основу сонячного календаря покладено тропічний рік = 365,2422 середньої сонячної доби.

Давньоєгипетський календар- Один з перших (3000 до н.е.). Рік – тривалістю 360 днів; число місяців 12, тривалістю 30 днів. Екліптика була поділена на 360 рівних частин– градусів. Пізніше жерці уточнювали тривалість року: від 365 днів до 365.25!

Римський календар. 8-е століття до н. Але він був менш точним, ніж єгипетський.

Рік – тривалістю 304 днів; кількість місяців 10.

Юліанський календар.Введено з 1 січня 45 року до н.е. Юлієм Цезарем на основі єгипетського календаря. Рік – тривалістю 365.25 днів; число місяців 12. Кожен 4-й рік високосний - ділиться на 4 без залишку, тобто. 366.25 днів (365,365,365,366!)

Використовувався у Європі понад 1600 років!

Григоріанський календар.Рік у юліанському календарі був довшим за справжній на 0.0078 діб і таким чином за 128 років накопичувалася зайва доба, яку треба було додавати. У 14 столітті це відставання було відоме і в 1582 році рішенням Папи Григорія 13-го в календарі були переведені дати відразу на 10 днів уперед. Тобто. після 4 жовтня одразу розпочиналося 14 жовтня 1582 року! Крім того, було прийнято кожні 400 років виключати 3 високосні роки (у століттях, які не ділилися на 4).

Новий календар став називатись Григоріанським – «новий стиль». Рік у Григоріанському календарі (365.2425) відрізняється від справжнього (365.242198) на 0.0003 діб і таким чином накопичується зайва доба лише за 3300 років!

Новий стиль зараз використовується повсюдно. Його мінус – неоднакове число днів на місяцях (29,30,31) та кварталах. Це ускладнює планування.

Запропоновано декілька проектів реформи григоріанського календаря, які передбачають усунення чи зменшення цих недоліків.

Один із них, мабуть найпростіший, полягає в наступному. всі квартали року мають однакову тривалість до 13 тижнів, тобто. по 91 дню. Перший місяць кожного кварталу містить 31 день, решта - по 30 днів. Таким чином, кожен квартал (і рік) буде починатися завжди в той самий день тижня. Але оскільки 4 квартали по 91 дню містить 364 дні, а рік має містити 365 або 366 днів (високосний), то між 30 грудня та 1 січня вставляється день поза рахунком місяців та тижнів - міжнародний неробочий день Нового року А у високосному році такий самий неробочий день, поза рахунком місяців та тижнів, вставляється після 30 червня.

Однак питання про введення нового календаря може бути вирішене лише у міжнародному масштабі.

Місячний календар

Базується на зміні фаз Місяця, тобто. період між двома послідовними моментами першої появи місячного серпа після молодика. Точну тривалість місячного місяця встановлено за спостереженнями сонячних затемнень- 29.530588 середньої сонячної доби. У місячному році - 12 місячних місяців = 354.36708 порівн. сонячної доби. Місячний календар з'явився майже одночасно із сонячним, ще в середині 3-го століття до н. Тоді ж було запроваджено і семиденний тиждень (за кількістю відомих тоді світил (Сонце, місяць + 5 планет від Меркурія до Сатурна))

В даний час місячний календар застосовується як мусульманський календар у країнах Азії та ін.

5.4 Математичні основи побудови календаря (самостійно)

5.5 Календарні епохи

Рахунок років обов'язково передбачає деякий початковий момент системи літочислення – календарну епоху. Ера- означає також систему літочислення. В історії людства існувало до 200 різних епох. Наприклад, Візантійська епоха «від створення світу», у якій за «створення світу» було прийнято 5508 до н.е. Китайська "циклічна" ера - від 2637 до н.е. Від створення Риму – 753 до н.е. і т.п.

Наша ера – християнська ера – увійшла у вжиток лише з 1 січня 533 року від дня народження біблійної особистості (не історичної) І. Христа.

Реальніша причина довільного вибору початку нашої ери (н.е.) пов'язана з періодичністю числа 532 року = 4х7х19. Великдень припадає на воскресіння однієї й тієї ж дати кожні 532 роки! Це зручно для передрахувань дат святкування християнського свята Великдень. В основі лежать періоди, пов'язані з рухом Місяця і Сонця (4 - період високосних років, 7 - число днів у тижні, 19 - число років, через які місячні фази припадають на одні й ті самі календарні числа (метонов цикл був відомий ще в 432) року до н.е.) Метон – давньогрецький астроном.

Загальні поняття

Вплив рефракції є важливою проблемоюдля наземної астрономії, де виконуються вимірювання великих кутів на небесній сфері, щодо екваторіальних координат світил, обчисленні моментів їхнього сходу і заходу.

астрономічною (або атмосферною) рефракцією . Через це спостерігається (видима) зенітна відстань z¢ світила менше його істинної (тобто за відсутності атмосфери) зенітної відстані z, а видима висота h¢ дещо більша від істинної висоти h. Рефракція ніби піднімає світило над обрієм.

Різниця r = z - z¢ = h¢ - hназивається рефракцією.

Мал. Явище рефракції у земній атмосфері

Рефракція змінює лише зенітні відстані z, але змінює часові кути. Якщо світило знаходиться в кульмінації, то рефракція змінює тільки його відмінювання і на ту ж величину, що і зенітна відстань, тому що в цьому випадку площини його вартового та вертикального кіл збігаються. В інших випадках, коли ці площини перетинаються під деяким кутом, рефракція змінює і відмінювання, і пряме сходження світила.

Слід зазначити, що рефракція в зеніті набуває значення r = 0, але в горизонті вона сягає 0.5 - 2 градуса.Через рефракцію диски Сонця та Місяця поблизу горизонту виглядають овальними, так як у нижнього краю диска рефракція на 6¢ більша, ніж у верхнього і тому вертикальний діаметр диска здається укороченим у порівнянні з горизонтальним діаметром, який рефракцією не спотворюється.

Емпірично, тобто. дослідним шляхом зі спостережень виведено п риближене вираз визначення загальної (середньої) рефракції:

r = 60².25 'В\760'273\(273 0 +t 0) ' tgz¢,

де: В – атмосферний тиск, t 0 – температура повітря.

Тоді при температурі, що дорівнює 0 0 і при тиску 760 мм ртутного стовпа рефракція для видимих ​​променів (l = 550 мілімікрон) дорівнює:

r =60².25 'tgz¢ = К'tgz¢.Тут К – стала рефракції за зазначених вище умов.

За наведеними формулами рефракція обчислюється для зенітної відстані не більше 70 кутових градусів з точністю до 0.00. Пулковские таблиці (5-те видання) дозволяють враховувати вплив рефракції до зенітної відстані z = 80 кутових градусів.

Для більш точних розрахунків враховується залежність рефракції як від висоти об'єкта над горизонтом, а й стану атмосфери, головним чином її щільності, яка сама є функцією, переважно температури і тиску. Поправки на рефракцію розраховуються під час тиску У[мм.рт.ст.] та температурі t°З за формулою:

Для обліку впливу рефракції з високою точністю (0. ¢ 01 і вище) теорія рефракції досить складна і розглядається у спеціальних курсах (Яценко, Нефедьєва А.І. та ін). Функціонально величина рефракції залежить від багатьох параметрів: висоти (H), широти місця (j), а також температури повітря (t), атмосферного тиску (p), атмосферного тиску (В) на шляху світлового променя від небесного світила до спостерігача і різна для різних довжин хвиль електромагнітного спектру (l) та кожної зенітної відстані (z). Сучасні розрахунки рефракції виконуються на ЕОМ.

Слід також зазначити, що рефракцію за ступенем її впливу та обліку поділяють на нормальну (табличну) та аномальну. Точність обліку нормальної рефракції визначається якістю моделі стандартної атмосфери і до зенітних відстаней трохи більше 70 градусів сягає 0.¢¢01 і від. Велике значеннятут має вибір місця спостережень - високогір'я, з гарним астрокліматом та регулярним рельєфом місцевості, що забезпечує відсутність похилих шарів повітря. При диференціальних вимірах з достатньою кількістю опорних зірок на ПЗЗ кадрах можна враховувати вплив варіацій рефракції, таких як денна та річна.

Аномальна рефракція, така як інструментальна і павільйонна зазвичай враховується досить добре за допомогою систем збору метеоданих. У приземному шарі атмосфери (до 50 метрів) використовуються такі методи, як розміщення метеодатчиків на щоглах та зондування. У всіх випадках можна досягти точності обліку аномалій рефракції не гірше 0.201. Найважче усунути вплив флуктуацій рефракції, зумовлених атмосферною турбуленцією високої частоти, які мають домінуючий вплив. Спектр потужності тремтіння показує, що їхня амплітуда значна в діапазоні від 15гц до 0.02гц. Звідси випливає, що оптимальний час реєстрації небесних об'єктів має бути не менше ніж 50 секунд. Емпіричні формули, виведені Е.Хегом (e =± 0.233(T+0.65) - 0.25 ,

де Т - час реєстрації) та І.Г.Колчинським (e = 1\Ön(± 0.²33(secz) 0.5 , де n - число моментів реєстрації) показують, що за такого часу реєстрації для зенітної відстані (z) рівного нулю, Точність положення (e) зірки, близько 0.206-0.10.

За іншими оцінками, такий тип рефракції може бути врахований за допомогою вимірювань протягом однієї-двох хвилин з точністю до 0."03 (А.Яценко), до 0."03-0."06 для зірок в діапазоні 9-16 величини (I .Reqiume) або до 0. "05 (E.Hog). Розрахунки, проведені в обсерваторії США USNO Стоуном і Даном, показали, що при ПЗЗ реєстрації на автоматичному меридіанному телескопі (поле зору 30" x 30" і час експозиції 100 секунд) можна визначити положення зірок диференціально з точністю до 0.204. Перспективна оцінка, виконана американськими астрономами Colavita, Zacharias та ін. (Див. табл.7.1) для ширококутних спостережень у видимому діапазоні довжин хвиль показує, що за допомогою двоколірної методики можна досягти атмосферної межі точності, близько 0.201.

Для перспективних телескопів з полем зору ПЗЗ, порядку, 60"x60", з використанням багатоколірної методики спостережень, відбивної оптики, нарешті з використанням диференціальних методів опорних каталогів високої щільності та точності на рівні космічних каталогів типу HC і TC

Цілком реальне досягнення точності, порядку кількох мілісекунд (0.2005).

Рефракція

Видимий стан світила над горизонтом, строго кажучи, відрізняється від обчисленого за формулою (1.37). Річ у тім, що промені світла від небесного тіла, як потрапити у око спостерігача, проходять крізь атмосферу Землі і заломлюються у ній, оскільки щільність атмосфери збільшується до Землі, то промінь світла (мал. 19) дедалі більше відхиляється в один і той же бік по кривій лінії, так що напрямок ОМ 1 , за яким спостерігач Пробачить світило, виявляється відхиленим у бік зеніту і таким, що не збігається з напрямком ОМ 2 (паралельним ВМ), яким він бачив би світило за відсутності атмосфери.

Явище заломлення світлових променів під час проходження ними земної атмосфери називається астрономічною рефракцією.

Кут M 1 OM 2 називається кутом рефракціїабо рефракцією r. Кут ZOM 1 називається видимимзенітною відстанню світила z",а кут ZOM 2 - істиннимзенітною відстанню z.

Безпосередньо із рис. 19 слід

z - z"= r або z = z" + r ,

тобто. істинна зенітна відстань світила більше видимого на величину рефракції r . Рефракція ніби піднімає світило над обрієм.

За законами заломлення світла промінь, що падає, і промінь заломлений лежать в одній площині. Отже, траєкторія променя МВОта напрямки ОМ 2 та OM 1 лежать у одній вертикальній площині. Тому рефракція не змінює азимуту світила, і, до того ж, дорівнює нулю, якщо світило перебуває у зеніті.

Якщо світило знаходиться в кульмінації, то рефракція змінює тільки його відмінювання і на ту ж величину, що і зенітна відстань, тому що в цьому випадку площини його вартового та вертикального кіл збігаються. В інших випадках, коли ці площини перетинаються під деяким кутом, рефракція та