1. Die theoretische Auflösung des Teleskops:

Woher λ - die durchschnittliche Länge der Lichtwelle (5,5 · 10 -7 m), D ist der Durchmesser des Teleskopobjektivs, oder , wo D ist der Durchmesser des Teleskopobjektivs in Millimetern.

2. Teleskopvergrößerung:

Woher F ist die Brennweite des Objektivs, f ist die Brennweite des Okulars.

3. Die Höhe der Leuchten am Höhepunkt:

die Höhe der Leuchten am oberen Höhepunkt, südlich des Zenits kulminierend ( d < j):

, wo j- Breitengrad des Beobachtungsortes, d- Deklination des Sterns;

die Höhe der Leuchten am oberen Höhepunkt, nördlich des Zenits kulminierend ( d > j):

, wo j- Breitengrad des Beobachtungsortes, d- Deklination des Sterns;

die Höhe der Leuchten am unteren Höhepunkt:

, wo j- Breitengrad des Beobachtungsortes, d- Deklination der Leuchte.

4. Astronomische Refraktion:

Ungefähre Formel zur Berechnung des Brechungswinkels, ausgedrückt in Bogensekunden (bei einer Temperatur von +10 °C und einem atmosphärischen Druck von 760 mmHg):

, wo z ist die Zenitentfernung des Sterns (für z<70°).

Sternzeit:

Woher a- die Rektaszension einer Koryphäe, t ist sein Stundenwinkel;

mittlere Sonnenzeit (lokale mittlere Zeit):

T m = T  + h, wo T- wahre Sonnenzeit, h ist die Zeitgleichung;

Weltzeit:

Wobei l der Längengrad des Punktes mit lokaler mittlerer Zeit ist T m , ausgedrückt in Stunden, T 0 - Weltzeit in diesem Moment;

Normalzeit:

Woher T 0 - Weltzeit; n– Zeitzonennummer (für Greenwich n=0, für Moskau n=2, für Krasnojarsk n=6);

Mutterschaftszeit:

oder

6. Formeln, die sich auf die siderische (stellare) Periode der Planetenumdrehung beziehen T mit der synodischen Periode seiner Zirkulation S:

für obere Planeten:

für die niederen Planeten:

, wo TÅ ist die siderische Periode der Umdrehung der Erde um die Sonne.

7. Keplers drittes Gesetz:

, wo T1 und T 2- Umlaufzeiten der Planeten, a 1 und a 2 sind große Halbachsen ihrer Umlaufbahn.

8. Gravitationsgesetz:

Woher m 1 und m2 sind die Massen angezogener materieller Punkte, r- der Abstand zwischen ihnen, G ist die Gravitationskonstante.

9. Keplers drittes verallgemeinertes Gesetz:

, wo m 1 und m2 sind die Massen zweier sich gegenseitig anziehender Körper, r ist der Abstand zwischen ihren Mittelpunkten, T ist die Umlaufzeit dieser Körper um einen gemeinsamen Massenmittelpunkt, G ist die Gravitationskonstante;

für das System Sonne und zwei Planeten:

, wo T1 und T 2- siderische (stellare) Perioden der Planetenumdrehung, M ist die Masse der Sonne, m 1 und m2 sind die Massen der Planeten, a 1 und a 2 - große Halbachsen der Umlaufbahnen der Planeten;

für Systeme Sonne und Planet, Planet und Satellit:

, wo M ist die Masse der Sonne; m 1 ist die Masse des Planeten; m 2 ist die Masse des Satelliten des Planeten; T 1 und eine 1- die Umlaufzeit des Planeten um die Sonne und die große Halbachse seiner Umlaufbahn; T 2 und eine 2 ist die Umlaufzeit des Satelliten um den Planeten und die große Halbachse seiner Umlaufbahn;

beim M >> m 1 und m 1 >> m 2 ,

10. Lineargeschwindigkeit des Körpers auf einer Parabelbahn (Parabelgeschwindigkeit):

, wo G M ist die Masse des Zentralkörpers, r ist der Radiusvektor des gewählten Punktes der Parabelbahn.

11. Lineargeschwindigkeit des Körpers auf einer Ellipsenbahn an einem gewählten Punkt:

, wo G ist die Gravitationskonstante, M ist die Masse des Zentralkörpers, r ist der Radiusvektor des gewählten Punktes der Ellipsenbahn, a ist die große Halbachse einer Ellipsenbahn.

12. Lineargeschwindigkeit des Körpers auf einer Kreisbahn (Kreisgeschwindigkeit):

, wo G ist die Gravitationskonstante, M ist die Masse des Zentralkörpers, R ist der Radius der Umlaufbahn, v p ist die Parabelgeschwindigkeit.

13. Die Exzentrizität der elliptischen Umlaufbahn, die den Grad der Abweichung der Ellipse vom Kreis charakterisiert:

, wo c ist der Abstand vom Fokus zum Mittelpunkt der Umlaufbahn, a ist die große Halbachse der Umlaufbahn, b ist die kleine Halbachse der Umlaufbahn.

14. Verhältnis der Abstände von Periapsis und Apoapsis mit großer Halbachse und Exzentrizität der Ellipsenbahn:

Woher r P - Entfernungen vom Fokus, in dem sich der zentrale Himmelskörper befindet, zur Periapsis, r A - Entfernungen vom Fokus, in dem sich der zentrale Himmelskörper befindet, zum Apozentrum, a ist die große Halbachse der Umlaufbahn, e ist die Exzentrizität der Umlaufbahn.

15. Entfernung zum Leuchtkörper (innerhalb des Sonnensystems):

, wo R ρ 0 - horizontale Parallaxe des Sterns, ausgedrückt in Bogensekunden,

oder wo D 1 und D 2 - Entfernungen zu den Leuchten, ρ 1 und ρ 2 – ihre horizontalen Parallaxen.

16. Leuchtenradius:

Woher ρ - der Winkel, in dem der Radius der Leuchtscheibe von der Erde aus sichtbar ist (Winkelradius), RÅ ist der Äquatorialradius der Erde, ρ 0 - horizontale Parallaxe des Sterns m - scheinbare Helligkeit, R ist die Entfernung zum Stern in Parsec.

20. Stefan-Boltzmann-Gesetz:

ε=σT 4, wo ε ist die Energie, die pro Zeiteinheit von einer Einheitsfläche abgestrahlt wird, T ist die Temperatur (in Kelvin) und σ ist die Stefan-Boltzmann-Konstante.

21. Weingesetz:

Woher λ max - Wellenlänge, die die maximale Strahlung eines schwarzen Körpers ausmacht (in Zentimetern), T ist die absolute Temperatur in Kelvin.

22. Hubbles Gesetz:

, wo v ist die Radialgeschwindigkeit der zurückweichenden Galaxie, c ist die Lichtgeschwindigkeit, Δ λ ist die Dopplerverschiebung von Linien im Spektrum, λ ist die Wellenlänge der Strahlungsquelle, z- Rotverschiebung, r ist die Entfernung zur Galaxie in Megaparsec, H ist die Hubble-Konstante gleich 75 km / (s × Mpc).

1. Sirius, Sonne, Algol, Alpha Centauri, Albireo. Finden Sie ein zusätzliches Objekt in dieser Liste und begründen Sie Ihre Entscheidung. Entscheidung: Das andere Objekt ist die Sonne. Alle anderen Sterne sind binär oder mehrfach. Es kann auch angemerkt werden, dass die Sonne der einzige Stern auf der Liste ist, um den herum Planeten gefunden wurden. 2. Schätzen Sie den atmosphärischen Druck in der Nähe der Marsoberfläche, wenn bekannt ist, dass die Masse seiner Atmosphäre 300-mal geringer ist als die Masse der Erdatmosphäre und der Marsradius ungefähr 2-mal geringer ist als der Erdradius. Entscheidung: Eine einfache, aber ziemlich genaue Schätzung kann erhalten werden, wenn wir davon ausgehen, dass die gesamte Atmosphäre des Mars in einer oberflächennahen Schicht mit konstanter Dichte gesammelt wird, die gleich der Dichte an der Oberfläche ist. Dann kann der Druck nach der bekannten Formel berechnet werden, wobei die Dichte der Atmosphäre nahe der Marsoberfläche, die Beschleunigung des freien Falls auf der Oberfläche und die Höhe einer solchen homogenen Atmosphäre ist. Eine solche Atmosphäre wird sich als ziemlich dünn herausstellen, sodass die Änderung mit der Höhe vernachlässigt werden kann. Aus dem gleichen Grund kann die Masse der Atmosphäre dargestellt werden als wo ist der Radius des Planeten. Da wo die Masse des Planeten ist, ist sein Radius, ist die Gravitationskonstante, kann der Ausdruck für Druck als Verhältnis proportional zur Dichte des Planeten geschrieben werden, also ist der Druck auf der Oberfläche proportional zu . Offensichtlich kann die gleiche Argumentation auf die Erde angewendet werden. Da die durchschnittlichen Dichten von Erde und Mars, zwei terrestrischen Planeten, nahe beieinander liegen, kann die Abhängigkeit von der durchschnittlichen Dichte des Planeten vernachlässigt werden. Der Marsradius ist etwa zweimal kleiner als der Erdradius, daher kann der atmosphärische Druck auf der Marsoberfläche als der der Erde geschätzt werden, d.h. etwa kPa (eigentlich geht es um kPa). 3. Es ist bekannt, dass die Winkelgeschwindigkeit der Rotation der Erde um ihre Achse mit der Zeit abnimmt. Wieso den? Entscheidung: Aufgrund der Existenz von Mond- und Sonnengezeiten (im Ozean, in der Atmosphäre und in der Lithosphäre). Gezeitenbuckel bewegen sich entlang der Erdoberfläche in entgegengesetzter Richtung zu ihrer Rotationsrichtung um ihre Achse. Da die Bewegung von Erdhügeln auf der Erdoberfläche nicht reibungsfrei erfolgen kann, verlangsamen Erdhügel die Erdrotation. 4. Wo ist der Tag des 21. März länger: in St. Petersburg oder Magadan? Wieso den? Der Breitengrad von Magadan ist . Entscheidung: Die Länge des Tages wird durch die durchschnittliche Deklination der Sonne während des Tages bestimmt. Um den 21. März herum nimmt die Deklination der Sonne mit der Zeit zu, sodass der Tag länger wird, wenn der 21. März später kommt. Magadan liegt östlich von St. Petersburg, daher wird der Tag am 21. März in St. Petersburg länger dauern. 5. Im Kern der M87-Galaxie befindet sich ein Schwarzes Loch mit der Masse der Sonne. Finden Sie den Gravitationsradius des Schwarzen Lochs (die Entfernung vom Zentrum, wo die zweite kosmische Geschwindigkeit gleich der Lichtgeschwindigkeit ist) und die durchschnittliche Materiedichte innerhalb des Gravitationsradius. Entscheidung: Die zweite kosmische Geschwindigkeit (es ist auch die Fluchtgeschwindigkeit oder parabolische Geschwindigkeit) für jeden kosmischen Körper kann durch die Formel berechnet werden: wo

1.2 Einige wichtige Konzepte und Formeln aus der allgemeinen Astronomie

Bevor wir mit der Beschreibung von verdunkelnden veränderlichen Sternen fortfahren, denen diese Arbeit gewidmet ist, betrachten wir einige grundlegende Konzepte, die wir im Folgenden benötigen werden.

Die Sterngröße eines Himmelskörpers ist ein in der Astronomie akzeptiertes Maß für seine Brillanz. Glitter ist die Intensität des Lichts, das den Beobachter erreicht, oder die Beleuchtung, die am Strahlungsempfänger (Auge, Fotoplatte, Photomultiplier usw.) erzeugt wird.Glitter ist umgekehrt proportional zum Quadrat des Abstands zwischen Quelle und Beobachter.

Die Größe m und die Helligkeit E hängen durch die Formel zusammen:

In dieser Formel ist E i die Helligkeit eines Sterns m i -ter Größe, E k ist die Helligkeit eines Sterns m k -ter Größe. Anhand dieser Formel ist leicht zu erkennen, dass die Sterne der ersten Größenordnung (1 m) heller sind als die Sterne der sechsten Größenordnung (6 m), die an der Grenze der Sichtbarkeit mit bloßem Auge genau 100-mal sichtbar sind . Dieser Umstand bildete die Grundlage für die Konstruktion einer Skala von Sterngrößen.

Wenn wir den Logarithmus von Formel (1) nehmen und berücksichtigen, dass lg 2,512 = 0,4, erhalten wir:

, (1.2)

(1.3)

Die letzte Formel zeigt, dass die Magnitudendifferenz direkt proportional zum Logarithmus des Magnitudenverhältnisses ist. Das Minuszeichen in dieser Formel zeigt an, dass die Sternhelligkeit mit abnehmender (zunehmender) Helligkeit zunimmt (abnimmt). Der Unterschied in den Sterngrößen kann nicht nur als ganze Zahl, sondern auch als Bruchzahl ausgedrückt werden. Mit Hilfe von hochpräzisen photoelektrischen Photometern ist es möglich, den Unterschied der Sternhelligkeiten mit einer Genauigkeit von 0,001 m zu bestimmen. Die Genauigkeit visueller (Augen-) Schätzungen eines erfahrenen Beobachters beträgt etwa 0,05 m.

Es sei darauf hingewiesen, dass Formel (3) es erlaubt, nicht Sterngrößen zu berechnen, sondern ihre Differenzen. Um eine Skala von Sterngrößen zu erstellen, müssen Sie einen Nullpunkt (Referenzpunkt) dieser Skala auswählen. Ungefähr kann man Wega (eine Lyra) als einen solchen Nullpunkt betrachten, einen Stern der Größe null. Es gibt Sterne mit negativer Magnitude. Zum Beispiel ist Sirius (ein Canis Major) der hellste Stern am Himmel der Erde und hat eine Größe von -1,46 m.

Die vom Auge geschätzte Brillanz eines Sterns wird als visuell bezeichnet. Sie entspricht einer Sternhelligkeit, bezeichnet mit m u . oder m Visa. . Als fotografisch wird die Brillanz von Sternen bezeichnet, die anhand ihres Bilddurchmessers und des Schwärzungsgrades auf einer fotografischen Platte (fotografischer Effekt) geschätzt wird. Sie entspricht der fotografischen Helligkeit m pg oder m phot. Der Unterschied C \u003d m pg - m ph wird in Abhängigkeit von der Farbe des Sterns als Farbindex bezeichnet.

Es gibt mehrere herkömmlich akzeptierte Größensysteme, von denen die Größensysteme U, B und V am weitesten verbreitet sind.Der Buchstabe U bezeichnet ultraviolette Größen, B ist blau (nahezu fotografisch), V ist gelb (nahezu visuell). Dementsprechend werden zwei Farbindizes bestimmt: U - B und B - V, die für reinweiße Sterne gleich Null sind.

Theoretische Informationen über die Verfinsterung veränderlicher Sterne

2.1 Geschichte der Entdeckung und Klassifikation von verdunkelnden veränderlichen Sternen

Der erste verdunkelnde veränderliche Stern Algol (b Perseus) wurde 1669 entdeckt. Italienischer Mathematiker und Astronom Montanari. Es wurde erstmals Ende des 18. Jahrhunderts erforscht. Der englische Amateurastronom John Goodryke. Es stellte sich heraus, dass der mit bloßem Auge sichtbare Einzelstern b Perseus tatsächlich ein Mehrfachsystem ist, das auch bei Teleskopbeobachtungen nicht getrennt wird. Zwei der im System enthaltenen Sterne kreisen in 2 Tagen 20 Stunden und 49 Minuten um einen gemeinsamen Schwerpunkt. Zu bestimmten Zeitpunkten schließt einer der im System enthaltenen Sterne den anderen vom Beobachter ab, was zu einer vorübergehenden Schwächung der Gesamthelligkeit des Systems führt.

Die in Abb. ein

Dieses Diagramm basiert auf genauen photoelektrischen Beobachtungen. Zwei Helligkeitsabnahmen sind sichtbar: ein tiefes primäres Minimum - die Hauptfinsternis (die helle Komponente ist hinter der schwächeren verborgen) und eine leichte Abnahme der Helligkeit - das sekundäre Minimum, wenn die hellere Komponente die schwächere überstrahlt.

Diese Phänomene wiederholen sich nach 2,8674 Tagen (oder 2 Tagen 20 Stunden 49 Minuten).

Aus dem Diagramm der Helligkeitsänderungen (Abb. 1) ist ersichtlich, dass Algol unmittelbar nach Erreichen des Hauptminimums (des niedrigsten Helligkeitswerts) zu steigen beginnt. Dies bedeutet, dass eine partielle Sonnenfinsternis stattfindet. In einigen Fällen kann auch eine totale Sonnenfinsternis beobachtet werden, die durch das Fortbestehen des Mindestwerts der Helligkeit der Variablen im Hauptminimum für einen bestimmten Zeitraum gekennzeichnet ist. Beispielsweise hat der verdunkelnde veränderliche Stern U Cephei, der Beobachtungen mit starken Ferngläsern und Amateurteleskopen zugänglich ist, im Hauptminimum eine Gesamtphasendauer von etwa 6 Stunden.

Wenn Sie das Diagramm der Helligkeitsänderungen von Algol sorgfältig untersuchen, können Sie feststellen, dass die Helligkeit des Sterns zwischen dem Haupt- und dem Nebenminima nicht konstant bleibt, wie es auf den ersten Blick erscheinen mag, sondern sich leicht ändert. Dieses Phänomen kann wie folgt erklärt werden. Außerhalb der Sonnenfinsternis erreicht Licht von beiden Komponenten des Binärsystems die Erde. Aber beide Komponenten liegen nah beieinander. Daher streut eine schwächere Komponente (häufig größer), die von einer hellen Komponente beleuchtet wird, die darauf einfallende Strahlung. Es ist offensichtlich, dass die größte Streustrahlung den Erdbeobachter in dem Moment erreicht, in dem sich die schwache Komponente hinter der hellen befindet, d.h. nahe dem Moment des sekundären Minimums (theoretisch sollte dies unmittelbar im Moment des sekundären Minimums auftreten, aber die Gesamthelligkeit des Systems nimmt stark ab, da eine der Komponenten verdunkelt wird).

Dieser Effekt wird Reemissionseffekt genannt. In der Grafik manifestiert sich dies als allmählicher Anstieg der Gesamthelligkeit des Systems, wenn es sich dem sekundären Minimum nähert, und als Abnahme der Helligkeit, die symmetrisch zu ihrem Anstieg relativ zum sekundären Minimum ist.

1874 Goodryk entdeckte den zweiten verdunkelnden variablen Stern - b Lyra. Es ändert die Helligkeit relativ langsam mit einem Zeitraum von 12 Tagen 21 Stunden 56 Minuten (12,914 Tage). Im Gegensatz zu Algol hat die Lichtkurve einen glatteren Verlauf. (Abb.2) Dies liegt an der Nähe der Komponenten zueinander.

Die im System auftretenden Gezeitenkräfte führen dazu, dass sich beide Sterne entlang einer Linie ausdehnen, die ihre Mittelpunkte verbindet. Die Bauteile sind nicht mehr kugelförmig, sondern ellipsenförmig. Während der Orbitalbewegung ändern die elliptisch geformten Scheiben der Komponenten sanft ihre Fläche, was zu einer kontinuierlichen Änderung der Helligkeit des Systems auch außerhalb der Sonnenfinsternis führt.

1903 die Verdunkelungsvariable W Ursa Major wurde entdeckt, bei der die Umlaufzeit etwa 8 Stunden (0,3336834 Tage) beträgt. Während dieser Zeit werden zwei Minima gleicher oder fast gleicher Tiefe beobachtet (Abb. 3). Eine Untersuchung der Lichtkurve des Sterns zeigt, dass die Komponenten fast gleich groß sind und sich fast berühren.

Neben Sternen wie Algol, b Lyra und W Ursa Major gibt es seltenere Objekte, die ebenfalls als verdunkelnde veränderliche Sterne klassifiziert werden. Dies sind ellipsoidische Sterne, die um eine Achse rotieren. Eine Änderung des Plattenbereichs verursacht kleine Helligkeitsänderungen.

Wasserstoff, während Sterne mit einer Temperatur von etwa 6.000 K Linien aus ionisiertem Kalzium haben, die sich an der Grenze des sichtbaren und ultravioletten Teils des Spektrums befinden. Beachten Sie, dass diese Art von Ich das Spektrum unserer Sonne hat. Die Folge der Spektren von Sternen, die durch kontinuierliche Änderung der Temperatur ihrer Oberflächenschichten erhalten werden, wird mit den folgenden Buchstaben bezeichnet: O, B, A, F, G, K, M, vom heißesten bis ...

Es werden keine Linien beobachtet (aufgrund der Schwäche des Satellitenspektrums), aber die Linien des Spektrums des Hauptsterns schwanken auf die gleiche Weise wie im ersten Fall. Die Perioden der Veränderungen, die in den Spektren spektroskopischer Doppelsterne auftreten, die offensichtlich auch die Perioden ihrer Rotation sind, sind ganz anders. Die kürzeste der bekannten Perioden beträgt 2,4 Stunden (g von Ursa Minor) und die längste - Dutzende von Jahren. Für...

Fragen.

1. Die scheinbare Bewegung der Gestirne als Ergebnis ihrer eigenen Bewegung im Raum, der Rotation der Erde und ihrer Umdrehung um die Sonne.
2. Grundsätze zur Bestimmung geographischer Koordinaten aus astronomischen Beobachtungen (S. 4 S. 16).
3. Gründe für die Veränderung der Mondphasen, der Entstehungsbedingungen und der Häufigkeit von Sonnen- und Mondfinsternissen (S. 6, Absätze 1.2).
4. Merkmale der täglichen Bewegung der Sonne in verschiedenen Breitengraden zu verschiedenen Jahreszeiten (S.4, Absatz 2, S. 5).
5. Das Funktionsprinzip und der Zweck des Teleskops (S. 2).
6. Methoden zur Bestimmung der Entfernungen zu den Körpern des Sonnensystems und ihrer Größe (S. 12).
7. Die Möglichkeiten der Spektralanalyse und außeratmosphärischer Beobachtungen zum Studium der Natur der Himmelskörper (S. 14, "Physik" S. 62).
8. Die wichtigsten Richtungen und Aufgaben der Weltraumforschung und -entwicklung.
9. Keplersches Gesetz, seine Entdeckung, Bedeutung, Grenzen der Anwendbarkeit (S. 11).
10. Die Hauptmerkmale der Planeten der Erdgruppe, der Riesenplaneten (S. 18, 19).
11. Besonderheiten des Mondes und Satelliten der Planeten (S. 17-19).
12. Kometen und Asteroiden. Grundgedanken zur Entstehung des Sonnensystems (S. 20, 21).
13. Die Sonne ist wie ein typischer Stern. Hauptmerkmale (S. 22).
14. Die wichtigsten Manifestationen der Sonnenaktivität. Ihr Zusammenhang mit geographischen Phänomenen (S. 22 S. 4).
15. Methoden zur Bestimmung der Entfernungen zu Sternen. Entfernungseinheiten und die Verbindung zwischen ihnen (S. 23).
16. Die wichtigsten physikalischen Eigenschaften von Sternen und ihre Beziehung (S. 23, Absatz 3).
17. Die physikalische Bedeutung des Stefan-Boltzmann-Gesetzes und seine Anwendung zur Bestimmung der physikalischen Eigenschaften von Sternen (S. 24, Absatz 2).
18. Veränderliche und nichtstationäre Sterne. Ihre Bedeutung für das Studium der Natur der Sterne (S. 25).
19. Doppelsterne und ihre Rolle bei der Bestimmung der physikalischen Eigenschaften von Sternen.
20. Die Evolution der Sterne, ihre Stadien und Endstadien (S. 26).
21. Zusammensetzung, Struktur und Größe unserer Galaxie (S. 27 S. 1).
22. Sternhaufen, der physikalische Zustand des interstellaren Mediums (S. 27, Absatz 2, S. 28).
23. Die wichtigsten Galaxientypen und ihre Besonderheiten (S. 29).
24. Grundlagen moderner Vorstellungen über die Struktur und Entwicklung des Universums (S. 30).

Praktische Aufgaben.

1. Sternenkarten-Quest.
2. Definition der geographischen Breite.
3. Bestimmung der Deklination der Leuchte nach Breitengrad und Höhe.
4. Berechnung der Größe der Leuchte durch Parallaxe.
5. Bedingungen für die Sichtbarkeit des Mondes (Venus, Mars) gemäß dem astronomischen Schulkalender.
6. Berechnung der Umlaufzeit der Planeten nach dem 3. Keplerschen Gesetz.

Antworten.

Ticketnummer 1. Die Erde macht komplexe Bewegungen: Sie dreht sich um ihre eigene Achse (T=24 Stunden), bewegt sich um die Sonne (T=1 Jahr), dreht sich zusammen mit der Galaxie (T=200.000 Jahre). Dies zeigt, dass sich alle von der Erde gemachten Beobachtungen in scheinbaren Flugbahnen unterscheiden. Die Planeten werden in interne und externe unterteilt (intern: Merkur, Venus; extern: Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und Pluto). Alle diese Planeten drehen sich wie die Erde um die Sonne, aber dank der Bewegung der Erde kann man die schleifenartige Bewegung der Planeten beobachten (Kalender S. 36). Durch die komplexe Bewegung der Erde und der Planeten entstehen verschiedene Konfigurationen der Planeten.

Kometen und Meteoritenkörper bewegen sich auf elliptischen, parabolischen und hyperbolischen Bahnen.

Ticketnummer 2. Es gibt 2 geografische Koordinaten: geografische Breite und geografische Länge. Die Astronomie als praktische Wissenschaft ermöglicht es Ihnen, diese Koordinaten zu finden (Abbildung "Höhe des Sterns im oberen Höhepunkt"). Die Höhe des Himmelspols über dem Horizont entspricht dem Breitengrad des Beobachtungsortes. Durch die Höhe des Leuchtkörpers am oberen Höhepunkt ( Höhepunkt- der Moment des Durchgangs der Leuchte durch den Meridian) nach der Formel:

h = 90° - j + d,

Dabei ist h die Höhe des Sterns, d die Deklination, j der Breitengrad.

Die geografische Länge ist die zweite Koordinate, gemessen vom Nullmeridian von Greenwich nach Osten. Die Erde ist in 24 Zeitzonen eingeteilt, der Zeitunterschied beträgt 1 Stunde. Die Differenz der Ortszeiten ist gleich der Differenz der Längengrade:

l m - l Gr \u003d t m - t Gr

Die Ortszeit ist die Sonnenzeit an diesem Ort auf der Erde. An jedem Punkt ist die Ortszeit anders, daher leben die Menschen nach Standardzeit, dh nach der Zeit des Mittelmeridians dieser Zone. Die Datumswechsellinie verläuft im Osten (Beringstraße).

Ticketnummer 3. Der Mond bewegt sich in der gleichen Richtung um die Erde, in der sich die Erde um ihre Achse dreht. Die Anzeige dieser Bewegung ist, wie wir wissen, die scheinbare Bewegung des Mondes vor dem Hintergrund der Sterne in Richtung der Rotation des Himmels. Jeden Tag bewegt sich der Mond relativ zu den Sternen um etwa 13 ° nach Osten, und nach 27,3 Tagen kehrt er zu denselben Sternen zurück und beschreibt einen vollständigen Kreis auf der Himmelskugel.

Die scheinbare Bewegung des Mondes wird von einer kontinuierlichen Veränderung seiner Erscheinung begleitet - einem Wechsel der Phasen. Dies geschieht, weil der Mond relativ zur Sonne und zur Erde, die ihn beleuchtet, unterschiedliche Positionen einnimmt.

Wenn der Mond für uns als schmale Sichel sichtbar ist, leuchtet auch der Rest seiner Scheibe leicht. Dieses Phänomen wird Aschelicht genannt und erklärt sich dadurch, dass die Erde die Nachtseite des Mondes mit reflektiertem Sonnenlicht beleuchtet.

Die Erde und der Mond, von der Sonne beleuchtet, warfen Schattenkegel und Halbschattenkegel. Wenn der Mond ganz oder teilweise in den Schatten der Erde fällt, kommt es zu einer totalen oder partiellen Mondfinsternis. Von der Erde aus ist es überall dort gleichzeitig zu sehen, wo der Mond über dem Horizont steht. Die Phase einer totalen Mondfinsternis setzt sich fort, bis der Mond beginnt, aus dem Erdschatten aufzutauchen, und kann bis zu 1 Stunde und 40 Minuten dauern. Die in der Erdatmosphäre gebrochenen Sonnenstrahlen fallen in den Kegel des Erdschattens. Gleichzeitig absorbiert die Atmosphäre stark blaue und benachbarte Strahlen und überträgt hauptsächlich rote in den Kegel. Deshalb wird der Mond während einer großen Phase der Sonnenfinsternis in ein rötliches Licht getaucht und verschwindet nicht ganz. Mondfinsternisse treten bis zu dreimal im Jahr auf und natürlich nur bei Vollmond.

Eine Sonnenfinsternis als totale ist nur dort sichtbar, wo ein Fleck des Mondschattens auf die Erde fällt, der Fleckdurchmesser 250 km nicht überschreitet. Wenn sich der Mond in seiner Umlaufbahn bewegt, bewegt sich sein Schatten von Westen nach Osten über die Erde und zeichnet ein immer schmaleres Band der totalen Sonnenfinsternis. Wo der Halbschatten des Mondes auf die Erde fällt, wird eine partielle Sonnenfinsternis beobachtet.

Aufgrund einer kleinen Änderung der Entfernungen der Erde von Mond und Sonne ist der scheinbare Winkeldurchmesser manchmal etwas größer, manchmal etwas kleiner als der Sonnendurchmesser, manchmal gleich. Im ersten Fall dauert die totale Sonnenfinsternis bis zu 7 Minuten 40 s, im zweiten bedeckt der Mond die Sonne überhaupt nicht vollständig und im dritten nur einen Augenblick.

Sonnenfinsternisse in einem Jahr können 2 bis 5 sein, im letzteren Fall sicherlich privat.

Ticketnummer 4. Im Laufe des Jahres bewegt sich die Sonne entlang der Ekliptik. Die Ekliptik durchläuft 12 Tierkreiszeichen. Tagsüber bewegt sich die Sonne wie ein gewöhnlicher Stern parallel zum Himmelsäquator.
(-23°27¢ £ d £ +23°27¢). Diese Deklinationsänderung wird durch die Neigung der Erdachse zur Ebene der Umlaufbahn verursacht.

Auf den Breitengraden der Wendekreise Krebs (Süd) und Steinbock (Nord) steht die Sonne an den Tagen der Sommer- und Wintersonnenwende im Zenit.

Am Nordpol gehen Sonne und Sterne zwischen dem 21. März und dem 22. September nicht unter. Am 22. September beginnt die Polarnacht.

Ticketnummer 5. Es gibt zwei Arten von Teleskopen: ein Spiegelteleskop und ein Refraktorteleskop (Abbildungen).

Neben optischen Teleskopen gibt es Radioteleskope, das sind Geräte, die kosmische Strahlung erfassen. Das Radioteleskop ist eine Parabolantenne mit einem Durchmesser von etwa 100 m. Als Antennenbett dienen natürliche Formationen wie Krater oder Berghänge. Radioemission ermöglicht es Ihnen, Planeten und Sternensysteme zu erkunden.

Ticket Nummer 6. Horizontale Parallaxe wird der Winkel genannt, in dem der Radius der Erde vom Planeten aus sichtbar ist, senkrecht zur Sichtlinie.

p² - Parallaxe, r² - Winkelradius, R - Erdradius, r - Sternradius.

Um nun die Entfernung zu den Leuchtkörpern zu bestimmen, werden Radarverfahren eingesetzt: Sie senden ein Funksignal zum Planeten, das Signal wird reflektiert und von der Empfangsantenne aufgezeichnet. Die Kenntnis der Signallaufzeit bestimmt die Entfernung.

Ticketnummer 7. Die Spektralanalyse ist das wichtigste Werkzeug für die Erforschung des Universums. Die Spektralanalyse ist eine Methode, mit der die chemische Zusammensetzung von Himmelskörpern, ihre Temperatur, Größe, Struktur, Entfernung zu ihnen und ihre Bewegungsgeschwindigkeit bestimmt werden. Die Spektralanalyse wird unter Verwendung von Spektrograph- und Spektroskop-Instrumenten durchgeführt. Mit Hilfe der Spektralanalyse wurde die chemische Zusammensetzung von Sternen, Kometen, Galaxien und Körpern des Sonnensystems bestimmt, da im Spektrum jede Linie oder ihre Kombination für ein Element charakteristisch ist. Aus der Intensität des Spektrums lässt sich die Temperatur von Sternen und anderen Körpern bestimmen.

Je nach Spektrum werden Sterne der einen oder anderen Spektralklasse zugeordnet. Aus dem Spektraldiagramm können Sie die scheinbare Helligkeit eines Sterns bestimmen und dann die Formeln verwenden:

M = m + 5 + 5lg p

lgL = 0,4(5 - M)

Finden Sie die absolute Größe, Leuchtkraft und damit die Größe des Sterns.

Mit der Doppler-Formel

Die Schaffung moderner Raumstationen, wiederverwendbarer Raumfahrzeuge sowie der Start von Raumfahrzeugen zu den Planeten (Vega, Mars, Luna, Voyager, Hermes) ermöglichten die Installation von Teleskopen auf ihnen, durch die diese Leuchten ohne atmosphärische Nähe beobachtet werden können Interferenz.

Ticket Nummer 8. Der Beginn des Weltraumzeitalters wurde durch die Arbeiten des russischen Wissenschaftlers K. E. Tsiolkovsky gelegt. Er schlug vor, Düsentriebwerke für die Weltraumforschung einzusetzen. Er schlug zuerst die Idee vor, mehrstufige Raketen zum Starten von Raumfahrzeugen zu verwenden. Russland war ein Pionier dieser Idee. Der erste künstliche Satellit der Erde wurde am 4. Oktober 1957 gestartet, der erste Flug um den Mond mit Fotografieren - 1959, der erste bemannte Flug ins All - 12. April 1961 Der erste Flug der Amerikaner zum Mond - 1964, der Start von Raumfahrzeugen und Raumstationen .

1. Wissenschaftliche Ziele:

• menschlicher Aufenthalt im Weltraum;
• Weltraumforschung;
• Entwicklung von Raumfahrttechnologien;

1. Militärische Zwecke (Schutz vor nuklearen Angriffen);
2. Telekommunikation (mit Hilfe von Kommunikationssatelliten durchgeführte Satellitenkommunikation);
3. Wettervorhersagen, Vorhersage von Naturkatastrophen (Meteosatelliten);
4. Produktionsziele:

• Suche nach Mineralien;
• Umweltüberwachung.

Ticketnummer 9. Das Verdienst, die Gesetze der Planetenbewegung entdeckt zu haben, gehört dem herausragenden Wissenschaftler Johannes Kepler.

Erstes Gesetz. Jeder Planet dreht sich in einer Ellipse mit der Sonne in einem ihrer Brennpunkte.

Zweites Gesetz. (Recht der Flächen). Der Radius-Vektor des Planeten für gleiche Zeitintervalle beschreibt gleiche Flächen. Aus diesem Gesetz folgt, dass die Umlaufgeschwindigkeit des Planeten um so größer ist, je näher er der Sonne ist.

Drittes Gesetz. Die Quadrate der Sternenperioden der Planeten verhalten sich wie die Kuben der großen Halbachsen ihrer Bahnen.

Dieses Gesetz ermöglichte es, die relativen Abstände der Planeten von der Sonne (in Einheiten der großen Halbachse der Erdbahn) festzulegen, da die Sternumlaufzeiten der Planeten bereits berechnet waren. Die große Halbachse der Erdumlaufbahn wird als astronomische Einheit (AE) für Entfernungen verwendet.

Ticket Nummer 10. Planen:

1. Listen Sie alle Planeten auf;
2. Division (Erdplaneten: Merkur, Mars, Venus, Erde, Pluto; und Riesenplaneten: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun);
3. Erzählen Sie anhand der Tabelle von den Merkmalen dieser Planeten. 5 (S. 144);
4. Geben Sie die Hauptmerkmale dieser Planeten an.

Ticket Nummer 11 . Planen:

1. Physikalische Bedingungen auf dem Mond (Größe, Masse, Dichte, Temperatur);

Der Mond ist 81-mal kleiner als die Masse der Erde, seine durchschnittliche Dichte beträgt 3300 kg / m 3, d.h. weniger als die der Erde. Auf dem Mond gibt es keine Atmosphäre, nur eine dünne Staubhülle. Die enormen Temperaturunterschiede auf der Mondoberfläche von Tag zu Nacht erklären sich nicht nur durch das Fehlen einer Atmosphäre, sondern auch durch die Dauer des Mondtages und der Mondnacht, die unseren zwei Wochen entspricht. Die Temperatur am subsolaren Punkt des Mondes erreicht + 120 ° C und am gegenüberliegenden Punkt der Nachthemisphäre - 170 ° C.

1. Relief, Meere, Krater;
2. Chemische Eigenschaften der Oberfläche;
3. Anwesenheit von tektonischer Aktivität.

Planetensatelliten:

1. Mars (2 kleine Satelliten: Phobos und Deimos);
2. Jupiter (16 Satelliten, die berühmtesten 4 Gallileischen Satelliten: Europa, Callisto, Io, Ganymed; auf Europa wurde ein Ozean aus Wasser entdeckt);
3. Saturn (17 Satelliten, Titan ist besonders berühmt: er hat eine Atmosphäre);
4. Uranus (16 Satelliten);
5. Neptun (8 Satelliten);
6. Pluto (1 Satellit).

Ticket Nummer 12. Planen:

1. Kometen (physikalische Beschaffenheit, Struktur, Umlaufbahnen, Typen), die bekanntesten Kometen:

• Halleyscher Komet (T = 76 Jahre; 1910 - 1986 - 2062);
• Komet Enck;
• Komet Hyakutaka;

1. Asteroiden (Kleinplaneten). Die bekanntesten sind Ceres, Vesta, Pallas, Juno, Icarus, Hermes, Apollo (insgesamt mehr als 1500).

Die Untersuchung von Kometen, Asteroiden und Meteoritenschauern zeigte, dass sie alle die gleiche physikalische Natur und die gleiche chemische Zusammensetzung haben. Die Bestimmung des Alters des Sonnensystems legt nahe, dass Sonne und Planeten ungefähr gleich alt sind (etwa 5,5 Milliarden Jahre). Nach der Theorie der Entstehung des Sonnensystems von Akademiker O. Yu. Schmidt entstanden die Erde und die Planeten aus einer Gas-Staub-Wolke, die aufgrund des Gesetzes der universellen Gravitation von der Sonne eingefangen und in der Sonne gedreht wurde gleiche Richtung wie die Sonne. Allmählich bildeten sich in dieser Wolke Kondensate, aus denen die Planeten entstanden. Der Beweis dafür, dass die Planeten aus solchen Haufen entstanden sind, ist der Fallout von Meteoriten auf der Erde und auf anderen Planeten. So wurde 1975 der Fall des Wachmann-Strassmann-Kometen auf Jupiter festgestellt.

Ticket Nummer 13. Die Sonne ist der uns am nächsten stehende Stern, bei dem wir im Gegensatz zu allen anderen Sternen die Scheibe beobachten und mit einem Teleskop kleine Details darauf studieren können. Die Sonne ist ein typischer Stern, und daher hilft ihr Studium, die Natur der Sterne im Allgemeinen zu verstehen.

Die Masse der Sonne ist 333.000 Mal größer als die Masse der Erde, die Leistung der Gesamtstrahlung der Sonne beträgt 4 * 10 23 kW, die effektive Temperatur beträgt 6000 K.

Wie alle Sterne ist die Sonne ein heißer Gasball. Es besteht hauptsächlich aus Wasserstoff mit einer Beimischung von 10% (nach der Anzahl der Atome) Helium, 1-2% der Sonnenmasse fallen auf andere schwerere Elemente.

Auf der Sonne ist die Materie stark ionisiert, das heißt, Atome haben ihre äußeren Elektronen verloren und sind zusammen mit ihnen zu freien Teilchen aus ionisiertem Gas geworden - Plasma.

Die durchschnittliche Dichte der Sonnenmaterie beträgt 1400 kg/m 3 . Dies ist jedoch eine durchschnittliche Zahl, und die Dichte in den äußeren Schichten ist ungleich geringer und in der Mitte 100-mal höher.

Unter der Wirkung der auf das Sonnenzentrum gerichteten Gravitationskräfte entsteht in ihrem Darm ein enormer Druck, der im Zentrum 2 * 10 8 Pa bei einer Temperatur von etwa 15 Millionen K erreicht.

Unter solchen Bedingungen haben die Kerne von Wasserstoffatomen sehr hohe Geschwindigkeiten und können trotz der Wirkung der elektrostatischen Abstoßungskraft miteinander kollidieren. Manche Kollisionen enden in Kernreaktionen, bei denen aus Wasserstoff Helium entsteht und eine große Menge Wärme freigesetzt wird.

Die Sonnenoberfläche (Photosphäre) hat eine körnige Struktur, dh sie besteht aus durchschnittlich etwa 1000 km großen „Körnern“. Die Granulation ist eine Folge der Bewegung von Gasen in einer Zone entlang der Photosphäre. Manchmal nehmen in bestimmten Bereichen der Photosphäre die dunklen Lücken zwischen den Flecken zu und es bilden sich große dunkle Flecken. Galileo beobachtete Sonnenflecken durch ein Teleskop und bemerkte, dass sie sich über die sichtbare Scheibe der Sonne bewegen. Auf dieser Grundlage schloss er, dass sich die Sonne mit einer Periode von 25 Tagen um ihre Achse dreht. am Äquator und 30 Tage. in der Nähe der Pole.

Flecken sind nicht dauerhafte Formationen, die meistens in Gruppen auftreten. Um die Flecken herum sind manchmal kaum wahrnehmbare Lichtformationen sichtbar, die als Fackeln bezeichnet werden. Das Hauptmerkmal von Spots und Taschenlampen ist das Vorhandensein von Magnetfeldern mit einer Induktion von 0,4 bis 0,5 T.

Ticket Nummer 14. Manifestation der Sonnenaktivität auf der Erde:

1. Sonnenflecken sind eine aktive Quelle elektromagnetischer Strahlung, die sogenannte „magnetische Stürme“ verursacht. Diese "magnetischen Stürme" beeinträchtigen die Fernseh- und Radiokommunikation und verursachen starke Polarlichter.
2. Die Sonne gibt folgende Arten von Strahlung ab: Ultraviolett-, Röntgen-, Infrarot- und kosmische Strahlung (Elektronen, Protonen, Neutronen und schwere Hadronenteilchen). Diese Strahlungen werden fast vollständig durch die Erdatmosphäre verzögert. Deshalb sollte die Erdatmosphäre in einem normalen Zustand gehalten werden. Periodisch auftretende Ozonlöcher passieren die Strahlung der Sonne, die die Erdoberfläche erreicht und das organische Leben auf der Erde beeinträchtigt.
3. Sonnenaktivität tritt alle 11 Jahre auf. Das letzte Maximum der Sonnenaktivität war 1991. Das erwartete Maximum ist 2002. Maximale Sonnenaktivität bedeutet die größte Anzahl von Sonnenflecken, Strahlung und Protuberanzen. Es ist seit langem bekannt, dass die Änderung der Sonnenaktivität der Sonne die folgenden Faktoren beeinflusst:

• epidemiologische Situation auf der Erde;
• die Anzahl verschiedener Arten von Naturkatastrophen (Taifune, Erdbeben, Überschwemmungen usw.);
• über die Zahl der Straßen- und Schienenunfälle.

Das Maximum von all dem fällt auf die Jahre der aktiven Sonne. Wie der Wissenschaftler Chizhevsky feststellte, beeinflusst die aktive Sonne das Wohlbefinden einer Person. Seitdem werden regelmäßig Prognosen über das Wohlbefinden einer Person erstellt.

Ticket Nummer 15. Der Radius der Erde erweist sich als zu klein, um als Grundlage für die Messung der parallaktischen Verschiebung von Sternen und der Entfernung zu ihnen zu dienen. Daher wird anstelle der Horizontalen die Ein-Jahres-Parallaxe verwendet.

Die Jahresparallaxe eines Sterns ist der Winkel, in dem man die große Halbachse der Erdbahn von einem Stern aus sehen könnte, wenn sie senkrecht zur Sichtlinie steht.

a - große Halbachse der Erdumlaufbahn,

p - jährliche Parallaxe.

Es wird auch die Einheit Parsec verwendet. Parsec - die Entfernung, aus der die große Halbachse der Erdumlaufbahn senkrecht zur Sichtlinie in einem Winkel von 1² sichtbar ist.

1 Parsec = 3,26 Lichtjahre = 206265 AE d.h. = 3 * 10 11 km.

Durch die Messung der Jahresparallaxe kann man zuverlässig die Entfernung zu Sternen bestimmen, die nicht weiter als 100 Parsec oder 300 Lj entfernt sind. Jahre.

Ticketnummer 16. Sterne werden nach folgenden Parametern klassifiziert: Größe, Farbe, Leuchtkraft, Spektralklasse.

Nach Größe werden Sterne in Zwergsterne, mittlere Sterne, normale Sterne, Riesensterne und Überriesensterne unterteilt. Zwergsterne sind ein Satellit des Sterns Sirius; mittel - Sonne, Capella (Auriga); normal (t \u003d 10.000 K) - haben Abmessungen zwischen Sonne und Capella; Riesensterne - Antares, Arcturus; Überriesen - Beteigeuze, Aldebaran.

Nach Farbe werden die Sterne in Rot (Antares, Betelgeuse - 3000 K), Gelb (Sonne, Capella - 6000 K), Weiß (Sirius, Deneb, Vega - 10.000 K), Blau (Spica - 30.000 K) unterteilt.

Nach Leuchtkraft werden Sterne wie folgt klassifiziert. Wenn wir die Leuchtkraft der Sonne als 1 nehmen, dann haben weiße und blaue Sterne eine Leuchtkraft, die 100- und 10-tausendmal größer ist als die Leuchtkraft der Sonne, und rote Zwerge - 10-mal geringer als die Leuchtkraft der Sonne.

Entsprechend dem Spektrum werden Sterne in Spektralklassen eingeteilt (siehe Tabelle).

Gleichgewichtsbedingungen: Sterne sind bekanntlich die einzigen natürlichen Objekte, in denen unkontrollierte thermonukleare Fusionsreaktionen ablaufen, die mit der Freisetzung großer Energiemengen einhergehen und die Temperatur von Sternen bestimmen. Die meisten Sterne befinden sich in einem stationären Zustand, das heißt, sie explodieren nicht. Einige Sterne explodieren (die sogenannten Neu- und Supernovae). Warum sind Sterne im Allgemeinen im Gleichgewicht? Die Kraft nuklearer Explosionen in stationären Sternen wird durch die Schwerkraft ausgeglichen, weshalb diese Sterne das Gleichgewicht halten.

Ticketnummer 17. Das Stefan-Boltzmann-Gesetz bestimmt den Zusammenhang zwischen der Strahlung und der Temperatur von Sternen.

e \u003d sТ 4 s - Koeffizient, s \u003d 5,67 * 10 -8 W / m 2 bis 4

e ist die Strahlungsenergie pro Flächeneinheit des Sterns

L ist die Leuchtkraft des Sterns, R ist der Radius des Sterns.

Mit der Stefan-Boltzmann-Formel und dem Wienschen Gesetz wird die Wellenlänge bestimmt, die die maximale Strahlung ausmacht:

l max T = b b - Wiensche Konstante

Man kann auch umgekehrt vorgehen, also anhand von Leuchtkraft und Temperatur die Größe von Sternen bestimmen.

Ticketnummer 18. Planen:

1. Cepheiden
2. neue Sterne
3. Supernovae

Ticketnummer 19. Planen:

1. Optisch doppelt, mehrfach
2. Spektrale Binärdateien
3. Verdunkelung veränderlicher Sterne

Ticketnummer 20. Es gibt verschiedene Arten von Sternen: Einzel-, Doppel- und Mehrfachsterne, stationäre und veränderliche, Riesen- und Zwergsterne, Novae und Supernovae. Gibt es Muster in dieser Vielfalt von Sternen, in ihrem scheinbaren Chaos? Solche Muster existieren trotz der unterschiedlichen Helligkeiten, Temperaturen und Größen von Sternen.

1. Es wurde festgestellt, dass die Leuchtkraft von Sternen mit zunehmender Masse zunimmt, und diese Abhängigkeit wird durch die Formel L = m 3,9 bestimmt, außerdem gilt für viele Sterne die Regelmäßigkeit L » R 5,2.
2. Abhängigkeit von L von t° und Farbe (Farb-Leuchtkraft-Diagramm).

Je massereicher der Stern, desto schneller brennt der Hauptbrennstoff Wasserstoff aus und verwandelt sich in Helium ( ). Massive blaue und weiße Riesen brennen in 10 7 Jahren aus. Gelbe Sterne wie Capella und die Sonne brennen in 10 10 Jahren aus (t Sonne = 5 * 10 9 Jahre). Ausbrennende weiße und blaue Sterne verwandeln sich in rote Riesen. Sie synthetisieren 2C + He ® C 2 He. Wenn das Helium ausbrennt, schrumpft der Stern und verwandelt sich in einen Weißen Zwerg. Ein Weißer Zwerg verwandelt sich schließlich in einen sehr dichten Stern, der nur aus Neutronen besteht. Die Verringerung der Größe des Sterns führt zu seiner sehr schnellen Rotation. Dieser Stern scheint zu pulsieren und Radiowellen auszustrahlen. Sie werden Pulsare genannt - die Endstufe von Riesensternen. Einige Sterne mit einer Masse, die viel größer als die Masse der Sonne ist, werden so stark komprimiert, dass sich die sogenannten "Schwarzen Löcher" verwandeln, die aufgrund der Schwerkraft keine sichtbare Strahlung emittieren.

Ticket Nummer 21. Unser Sternensystem - die Galaxie ist eine der elliptischen Galaxien. Die Milchstraße, die wir sehen, ist nur ein Teil unserer Galaxie. Mit modernen Teleskopen können Sterne bis zur Größe 21 beobachtet werden. Die Anzahl dieser Sterne beträgt 2 * 10 9 , aber das ist nur ein kleiner Teil der Bevölkerung unserer Galaxie. Der Durchmesser der Galaxie beträgt ungefähr 100.000 Lichtjahre. Bei der Beobachtung der Galaxie kann man die „Bifurkation“ bemerken, die durch interstellaren Staub verursacht wird, der die Sterne der Galaxie von uns bedeckt.

Bevölkerung der Galaxis.

Im Kern der Galaxis gibt es viele Rote Riesen und kurzperiodische Cepheiden. In den Zweigen, die weiter vom Zentrum entfernt sind, gibt es viele Überriesen und klassische Cepheiden. Die Spiralarme enthalten heiße Überriesen und klassische Cepheiden. Unsere Galaxie dreht sich um das Zentrum der Galaxie, das sich im Sternbild Herkules befindet. Das Sonnensystem macht in 200 Millionen Jahren eine komplette Umdrehung um das Zentrum der Galaxis. Die Rotation des Sonnensystems kann verwendet werden, um die ungefähre Masse der Galaxie zu bestimmen - 2 * 10 11 m der Erde. Sterne werden als stationär betrachtet, aber tatsächlich bewegen sich die Sterne. Da wir aber weit von ihnen entfernt sind, kann diese Bewegung nur über Jahrtausende beobachtet werden.

Ticketnummer 22. In unserer Galaxie gibt es neben Einzelsternen auch Sterne, die sich zu Haufen zusammenschließen. Es gibt 2 Arten von Sternhaufen:

1. Offene Sternhaufen, wie der Sternhaufen der Plejaden in den Sternbildern Stier und Hyaden. Mit einem einfachen Auge in den Plejaden können Sie 6 Sterne sehen, aber wenn Sie durch ein Teleskop schauen, können Sie eine Streuung von Sternen sehen. Offene Cluster sind mehrere Parsec groß. Offene Sternhaufen bestehen aus Hunderten von Hauptreihensternen und Überriesen.
2. Kugelsternhaufen sind bis zu 100 Parsec groß. Diese Haufen sind durch kurzperiodische Cepheiden und eine besondere Größe (von -5 bis +5 Einheiten) gekennzeichnet.

Der russische Astronom V. Ya Struve entdeckte, dass interstellare Lichtabsorption existiert. Es ist die interstellare Absorption von Licht, die die Helligkeit von Sternen schwächt. Das interstellare Medium ist mit kosmischem Staub gefüllt, der die sogenannten Nebel bildet, zum Beispiel die Dunkelnebel der Großen Magellanschen Wolken, Pferdekopf. Im Sternbild Orion gibt es einen Gas- und Staubnebel, der im reflektierten Licht naher Sterne leuchtet. Im Sternbild Wassermann befindet sich der Große Planetarische Nebel, der durch die Emission von Gas von nahen Sternen entstanden ist. Vorontsov-Velyaminov bewies, dass die Emission von Gasen durch Riesensterne für die Entstehung neuer Sterne ausreicht. Gasnebel bilden in der Galaxie eine Schicht mit einer Dicke von 200 Parsec. Sie bestehen aus H, He, OH, CO, CO 2 , NH 3 . Neutraler Wasserstoff emittiert eine Wellenlänge von 0,21 m. Die Verteilung dieser Radioemission bestimmt die Verteilung von Wasserstoff in der Galaxie. Darüber hinaus gibt es in der Galaxie Quellen für Bremsstrahlung (Röntgenstrahlung) (Quasare).

Ticket Nummer 23. William Herschel hat im 17. Jahrhundert viele Nebel auf die Sternenkarte gesetzt. Anschließend stellte sich heraus, dass es sich um riesige Galaxien handelt, die sich außerhalb unserer Galaxie befinden. Der amerikanische Astronom Hubble hat mit Hilfe von Cepheiden bewiesen, dass die uns am nächsten gelegene Galaxie M-31 in einer Entfernung von 2 Millionen Lichtjahren liegt. Ungefähr tausend solcher Galaxien wurden im Sternbild Veronika entdeckt, das Millionen von Lichtjahren von uns entfernt ist. Hubble bewies, dass es in den Spektren von Galaxien eine Rotverschiebung gibt. Diese Verschiebung ist umso größer, je weiter die Galaxie von uns entfernt ist. Mit anderen Worten, je weiter die Galaxie entfernt ist, desto schneller entfernt sie sich von uns.

V Entfernung = D * H H - Hubble-Konstante, D - Offset im Spektrum.

Das auf Einsteins Theorie basierende Modell des expandierenden Universums wurde von dem russischen Wissenschaftler Friedman bestätigt.

Galaxien sind unregelmäßig, elliptisch und spiralförmig. Elliptische Galaxien - im Sternbild Stier, eine Spiralgalaxie - unsere, der Andromeda-Nebel, eine unregelmäßige Galaxie - in den Magellanschen Wolken. Neben sichtbaren Galaxien enthalten Sternsysteme sogenannte Radiogalaxien, also starke Quellen für Radiostrahlung. Anstelle dieser Radiogalaxien wurden kleine leuchtende Objekte gefunden, deren Rotverschiebung so groß ist, dass sie offensichtlich Milliarden Lichtjahre von uns entfernt sind. Sie werden Quasare genannt, weil ihre Strahlung manchmal stärker ist als die einer ganzen Galaxie. Es ist möglich, dass Quasare die Kerne sehr mächtiger Sternensysteme sind.

Ticketnummer 24. Der neueste Sternenkatalog enthält über 30.000 Galaxien, die heller als 15. Größe sind, und Hunderte Millionen Galaxien können mit einem leistungsstarken Teleskop fotografiert werden. All dies zusammen mit unserer Galaxie bildet die sogenannte Metagalaxie. Hinsichtlich Größe und Anzahl der Objekte ist die Metagalaxie unendlich, sie hat weder Anfang noch Ende. Nach modernen Vorstellungen kommt es in jeder Galaxie zum Aussterben von Sternen und ganzen Galaxien sowie zur Entstehung neuer Sterne und Galaxien. Die Wissenschaft, die unser Universum als Ganzes untersucht, heißt Kosmologie. Nach der Theorie von Hubble und Friedman dehnt sich unser Universum angesichts der allgemeinen Theorie von Einstein aus, ein solches Universum dehnt sich vor etwa 15 Milliarden Jahren aus, die nächsten Galaxien waren uns näher als sie es jetzt sind. An irgendeinem Ort des Weltraums entstehen neue Sternensysteme, und angesichts der Formel E = mc 2 können wir sagen, dass, da Massen und Energien äquivalent sind, ihre gegenseitige Umwandlung ineinander die Grundlage der materiellen Welt ist.

1. Die Ortszeit.

Die auf einem bestimmten geographischen Meridian gemessene Zeit wird genannt Ortszeit dieser Meridian. Für alle Orte auf demselben Meridian ist der Stundenwinkel des Frühlingsäquinoktiums (oder der Sonne oder der mittleren Sonne) zu jedem gegebenen Zeitpunkt gleich. Daher ist auf dem gesamten geografischen Meridian die Ortszeit (Stern- oder Sonnenzeit) zum selben Zeitpunkt gleich.

Wenn die Differenz zwischen den geografischen Längen zweier Orte D ist l, dann wird an einem östlicheren Ort der Stundenwinkel jedes Sterns auf D liegen l größer als der Stundenwinkel derselben Leuchte an einem westlicheren Ort. Daher ist die Differenz der Ortszeiten auf zwei Meridianen zum selben physikalischen Zeitpunkt immer gleich der Differenz der Längengrade dieser Meridiane, ausgedrückt in Stunden (in Zeiteinheiten):

jene. Die mittlere Ortszeit eines beliebigen Punktes auf der Erde ist immer gleich der Universalzeit zu diesem Zeitpunkt plus dem Längengrad dieses Punktes, ausgedrückt in Stunden und als positiv östlich von Greenwich betrachtet.

In astronomischen Kalendern werden die Momente der meisten Phänomene durch die Weltzeit angezeigt. T 0 . Die Momente dieser Ereignisse in Ortszeit T t. lassen sich leicht nach Formel (1.28) bestimmen.

3. Normalzeit. Im Alltag ist es unpraktisch, sowohl die lokale mittlere Sonnenzeit als auch die Weltzeit zu verwenden. Erstens, weil es im Prinzip so viele lokale Zeitzählsysteme gibt, wie es geographische Meridiane gibt, d.h. unzählige. Um die in Ortszeit festgestellte Abfolge von Ereignissen oder Phänomenen zu ermitteln, ist es daher unbedingt erforderlich, zusätzlich zu den Zeitpunkten auch den Längenunterschied der Meridiane zu kennen, auf denen diese Ereignisse oder Phänomene stattfanden.

Die durch die Weltzeit gekennzeichnete Abfolge von Ereignissen ist leicht festzustellen, aber der große Unterschied zwischen der Weltzeit und der Ortszeit der Meridiane, die weit von der Greenwich Mean Time entfernt sind, schafft Unannehmlichkeiten bei der Verwendung der Weltzeit im Alltag.

1884 wurde es vorgeschlagen Bandzählsystem der durchschnittlichen Zeit, die Essenz davon ist wie folgt. Die Zeit wird nur am 24 wesentlich geografische Meridiane, die in Längengraden genau 15 ° (oder 1 h) voneinander entfernt sind, ungefähr in der Mitte von jedem Zeitzone. Zeitzonen bezeichnet die Bereiche der Erdoberfläche, in die sie bedingt durch Linien unterteilt ist, die von ihrem Nordpol nach Süden verlaufen und ungefähr 7 °,5 von den Hauptmeridianen entfernt sind. Diese Linien oder Zeitzonengrenzen folgen geografischen Meridianen genau nur auf offener See und in Ozeanen und an unbewohnten Orten an Land. Für den Rest ihrer Länge verlaufen sie entlang staatlicher, administrativer, wirtschaftlicher oder geografischer Grenzen und ziehen sich vom entsprechenden Meridian in die eine oder andere Richtung zurück. Zeitzonen sind von 0 bis 23 nummeriert. Greenwich wird als Hauptmeridian der Nullzone genommen. Der Hauptmeridian der ersten Zeitzone liegt genau 15 ° östlich von Greenwich, der zweite - 30 °, der dritte - 45 ° usw. bis zur 23. Zeitzone, deren Hauptmeridian eine östliche Länge von Greenwich 345 ° hat (oder westlicher Länge 15°).

NormalzeitT p wird als lokale mittlere Sonnenzeit bezeichnet, gemessen auf dem Hauptmeridian einer bestimmten Zeitzone. Es verfolgt die Zeit für das gesamte Gebiet, das in einer bestimmten Zeitzone liegt.

Normalzeit dieser Zone P ist durch die offensichtliche Beziehung mit der Weltzeit verbunden

Tn = T 0 +n h .

(1.29)

Es ist auch ziemlich offensichtlich, dass der Unterschied zwischen den Standardzeiten zweier Punkte eine ganzzahlige Anzahl von Stunden ist, die gleich dem Unterschied in der Anzahl ihrer Zeitzonen ist.

4. Sommerzeit. Um den für die Beleuchtung von Unternehmen und Wohngebäuden verwendeten Strom rationeller zu verteilen und das Tageslicht in den Sommermonaten des Jahres möglichst vollständig zu nutzen, laufen in vielen Ländern (einschließlich unserer Republik) die Stundenzeiger der Uhren in Normalzeit werden um 1 Stunde oder eine halbe Stunde vorverlegt. Die sogenannte Sommerzeit. Im Herbst wird die Uhr wieder auf Winterzeit gestellt.

DST-Verbindung T l jeder Punkt mit seiner Standardzeit T p und mit Weltzeit T 0 ergibt sich aus folgenden Beziehungen:

(1.30)