1. Teleskoopin teoreettinen resoluutio:

Missä λ - valoaallon keskimääräinen pituus (5,5 10 -7 m), D on kaukoputken objektiivin halkaisija tai , missä D on kaukoputken objektiivin halkaisija millimetreinä.

2. Teleskoopin suurennus:

Missä F on objektiivin polttoväli, f on okulaarin polttoväli.

3. Valaisimien korkeus huippupisteessä:

valaisimien korkeus ylähuipennuksessa, joka huipentuu zeniitin eteläpuolelle ( d < j):

, missä j- havaintopaikan leveysaste, d- tähden deklinaatio;

Valaisimien korkeus ylähuipennuksessa, joka huipentuu zenitin pohjoispuolelle ( d > j):

, missä j- havaintopaikan leveysaste, d- tähden deklinaatio;

valaisimien korkeus alemmassa huipennuksessa:

, missä j- havaintopaikan leveysaste, d- valaisimen deklinaatio.

4. Tähtitieteellinen taittuminen:

Likimääräinen kaava taitekulman laskemiseksi kaarisekunteina ilmaistuna (lämpötilassa +10°C ja ilmanpaineessa 760 mmHg):

, missä z on tähden zeniittietäisyys (z<70°).

sideerinen aika:

Missä a- valon oikea nousu, t on sen tuntikulma;

keskimääräinen aurinkoaika (paikallinen keskiaika):

T m = T  + h, missä T- todellinen aurinkoaika, h on ajan yhtälö;

maailman aika:

Missä l on pisteen pituusaste paikallisella keskiajalla T m, ilmaistuna tunteina, T 0 - yleisaika tällä hetkellä;

normaali aika:

Missä T 0 - yleisaika; n– aikavyöhykkeen numero (Greenwich n=0, Moskovalle n=2, Krasnojarskille n=6);

äitiysaika:

tai

6. Kaavat, jotka kuvaavat planeetan vallankumouksen sidereaalista (tähti)jaksoa T sen leviämisen synodisen ajanjakson kanssa S:

ylemmille planeetoille:

alemmille planeetoille:

, missä TÅ on Maan Auringon ympäri tapahtuvan vallankumouksen sideerinen jakso.

7. Keplerin kolmas laki:

, missä T 1 ja T 2- planeettojen pyörimisjaksot, a 1 ja a 2 ovat kiertoradansa suuria puoliakseleita.

8. Painovoimalaki:

Missä m 1 ja m2 ovat vetäytyneiden materiaalipisteiden massat, r- niiden välinen etäisyys, G on gravitaatiovakio.

9. Keplerin kolmas yleinen laki:

, missä m 1 ja m2 ovat kahden toisiaan vetävän kappaleen massat, r on niiden keskipisteiden välinen etäisyys, T on näiden kappaleiden kierrosaika yhteisen massakeskuksen ympärillä, G on gravitaatiovakio;

järjestelmälle aurinko ja kaksi planeettaa:

, missä T 1 ja T 2- planeetan vallankumouksen sideeriset (tähti)kaudet, M on auringon massa, m 1 ja m2 ovat planeettojen massat, a 1 ja a 2 - planeettojen kiertoradan suuret puoliakselit;

järjestelmille aurinko ja planeetta, planeetta ja satelliitti:

, missä M on Auringon massa; m 1 on planeetan massa; m 2 on planeetan satelliitin massa; T 1 ja a 1- planeetan kierrosaika Auringon ympäri ja sen kiertoradan puolipääakseli; T 2 ja a 2 on satelliitin kiertoaika planeetan ympäri ja sen kiertoradan puolipääakseli;

klo M >> m 1 ja m 1 >> m 2 ,

10. Kehon lineaarinen nopeus parabolisella kiertoradalla (parabolinen nopeus):

, missä G M on keskuskappaleen massa, r on parabolisen radan valitun pisteen sädevektori.

11. Kappaleen lineaarinen nopeus elliptisellä kiertoradalla valitussa pisteessä:

, missä G on gravitaatiovakio, M on keskuskappaleen massa, r on elliptisen radan valitun pisteen sädevektori, a on elliptisen kiertoradan puolipääakseli.

12. Kehon lineaarinen nopeus ympyräradalla (ympyränopeus):

, missä G on gravitaatiovakio, M on keskuskappaleen massa, R on kiertoradan säde, v p on parabolinen nopeus.

13. Elliptisen kiertoradan epäkeskisyys, joka kuvaa ellipsin poikkeaman astetta ympyrästä:

, missä c on etäisyys tarkennuksesta kiertoradan keskipisteeseen, a on kiertoradan puolipääakseli, b on kiertoradan pieni puoliakseli.

14. Periapsiksen ja apoapsiksen etäisyyksien suhde semi-suurakseliin ja elliptisen kiertoradan epäkeskisyyteen:

Missä r P - etäisyydet fokuksesta, jossa keskustaivaankappale sijaitsee, periapsikseen, r A - etäisyydet polttopisteestä, jossa taivaankappale sijaitsee, aposenttiin, a on kiertoradan puolipääakseli, e on kiertoradan epäkeskisyys.

15. Etäisyys valaisimeen (aurinkokunnan sisällä):

, missä R ρ 0 - tähden vaakasuora parallaksi, ilmaistuna kaarisekunteina,

tai missä D 1 ja D 2 - etäisyydet valaisimiin, ρ 1 ja ρ 2 – niiden vaakasuuntaiset parallaksit.

16. Valon säde:

Missä ρ - kulma, jossa valaisimen kiekon säde näkyy maasta (kulmasäde), RÅ on maan päiväntasaajan säde, ρ 0 - tähden vaakasuora parallaksi. m - näennäinen magnitudi, R on etäisyys tähdestä parsekeina.

20. Stefan-Boltzmannin laki:

ε = σT 4, missä ε on yksikköpinnasta aikayksikköä kohti säteilevä energia, T on lämpötila (kelvineinä) ja σ on Stefan-Boltzmannin vakio.

21. Viinin laki:

Missä λ max - aallonpituus, joka vastaa mustan kappaleen enimmäissäteilystä (senttiä), T on absoluuttinen lämpötila kelvineinä.

22. Hubblen laki:

, missä v on galaksin väistyvän säteittäinen nopeus, c on valon nopeus, Δ λ on viivojen Doppler-siirtymä spektrissä, λ on säteilylähteen aallonpituus, z- punasiirtymä, r on etäisyys galaksiin megaparsekeina, H on Hubblen vakio, joka on 75 km / (s × Mpc).

1. Sirius, Aurinko, Algol, Alfa Centauri, Albireo. Etsi ylimääräinen esine tästä luettelosta ja selitä päätöksesi. Ratkaisu: Toinen kohde on aurinko. Kaikki muut tähdet ovat binäärisiä tai moninkertaisia. Voidaan myös todeta, että Aurinko on ainoa tähti luettelossa, jonka ympäriltä on löydetty planeettoja. 2. Arvioi ilmanpaine lähellä Marsin pintaa, jos tiedetään, että sen ilmakehän massa on 300 kertaa pienempi kuin Maan ilmakehän massa ja Marsin säde on noin 2 kertaa pienempi kuin Maan säde. Ratkaisu: Yksinkertainen mutta melko tarkka arvio voidaan saada, jos oletetaan, että Marsin koko ilmakehä on kerätty lähelle pintaa olevaan kerrokseen, jonka tiheys on sama kuin pinnan tiheys. Sitten paine voidaan laskea käyttämällä hyvin tunnettua kaavaa , jossa on ilmakehän tiheys lähellä Marsin pintaa, on vapaan pudotuksen kiihtyvyys pinnalla, on tällaisen homogeenisen ilmakehän korkeus. Tällainen ilmapiiri osoittautuu melko ohueksi, joten muutos korkeuden kanssa voidaan jättää huomiotta. Samasta syystä ilmakehän massa voidaan esittää missä on planeetan säde. Koska missä on planeetan massa, on sen säde, on gravitaatiovakio, paineen lauseke voidaan kirjoittaa suhteeksi, joka on verrannollinen planeetan tiheyteen, joten pintaan kohdistuva paine on verrannollinen . Ilmeisesti samaa päättelyä voidaan soveltaa Maahan. Koska kahden maanpäällisen planeetan Maan ja Marsin keskimääräiset tiheydet ovat lähellä, riippuvuus planeetan keskimääräisestä tiheydestä voidaan jättää huomiotta. Marsin säde on noin 2 kertaa pienempi kuin Maan säde, joten ilmanpaine Marsin pinnalla voidaan arvioida Maan, ts. noin kPa (itse asiassa se on noin kPa). 3. Tiedetään, että Maan pyörimiskulma akselinsa ympäri pienenee ajan myötä. Miksi? Ratkaisu: Kuun ja auringon vuoroveden olemassaolon vuoksi (valtameressä, ilmakehässä ja litosfäärissä). Vuorovesiköyhtymät liikkuvat Maan pintaa pitkin vastakkaiseen suuntaan sen pyörimissuuntaan nähden akselinsa ympäri. Koska vuorovesiköyhtymien liike Maan pinnalla ei voi tapahtua ilman kitkaa, vuorovesiköyhtymät hidastavat Maan pyörimistä. 4. Missä maaliskuun 21. päivä on pidempi: Pietarissa vai Magadanissa? Miksi? Magadanin leveysaste on . Ratkaisu: Päivän pituus määräytyy Auringon keskimääräisen deklinaation mukaan päivän aikana. Maaliskuun 21. päivän tienoilla Auringon deklinaatio kasvaa ajan myötä, joten päivä pitenee siellä, missä maaliskuun 21. päivä tulee myöhemmin. Magadan sijaitsee Pietarista itään, joten päivän kesto 21. maaliskuuta Pietarissa pitenee. 5. M87-galaksin ytimessä on musta aukko, jonka massa on Auringon massa. Etsi mustan aukon gravitaatiosäde (etäisyys keskustasta, jossa toinen kosminen nopeus on yhtä suuri kuin valon nopeus) ja aineen keskimääräinen tiheys gravitaatiosäteen sisällä. Ratkaisu: Toinen kosminen nopeus (se on myös pakonopeus tai parabolinen nopeus) mille tahansa kosmiselle kappaleelle voidaan laskea kaavalla: missä

1.2 Tärkeitä yleisen tähtitieteen käsitteitä ja kaavoja

Ennen kuin jatkamme pimentävien muuttuvien tähtien kuvaukseen, jolle tämä työ on omistettu, tarkastelemme joitain peruskäsitteitä, joita tarvitsemme seuraavassa.

Taivaankappaleen tähtien suuruus on sen kirkkauden mitta, joka on hyväksytty tähtitieteessä. Glitterillä tarkoitetaan tarkkailijan saavuttavan valon voimakkuutta tai säteilyvastaanottimessa (silmä, valokuvalevy, valomonistin jne.) syntyvää valaistusta. Glitter on kääntäen verrannollinen lähteen ja havainnoijan erottavan etäisyyden neliöön.

Suuruus m ja kirkkaus E liittyvät toisiinsa kaavalla:

Tässä kaavassa E i on m i:nnen magnitudin tähden kirkkaus, E k on m k:nnen magnitudin tähden kirkkaus. Tämän kaavan avulla on helppo nähdä, että ensimmäisen magnitudin (1 m) tähdet ovat kirkkaampia kuin kuudennen magnitudin (6 m) tähdet, jotka näkyvät paljaalla silmällä näkyvyyden rajalla täsmälleen 100 kertaa . Juuri tämä seikka muodosti perustan tähtien magnitudien asteikon rakentamiselle.

Kun kaavan (1) logaritmi otetaan huomioon, että lg 2,512 = 0,4, saadaan:

, (1.2)

(1.3)

Viimeinen kaava osoittaa, että suuruusero on suoraan verrannollinen suuruussuhteen logaritmiin. Miinusmerkki tässä kaavassa osoittaa, että tähtien magnitudi kasvaa (pienenee) kirkkauden pienentyessä (lisääntyessä). Tähtien magnitudien ero voidaan ilmaista paitsi kokonaislukuna myös murtolukuna. Tarkkojen valosähköisten fotometrien avulla on mahdollista määrittää tähtien magnitudien ero 0,001 m:n tarkkuudella. Kokeneen tarkkailijan visuaalisten (silmä)estimaattien tarkkuus on noin 0,05 m.

On huomattava, että kaavan (3) avulla voidaan laskea ei tähtien magnitudeja, vaan niiden eroja. Tähtien magnitudien asteikon rakentamiseksi sinun on valittava jokin tämän asteikon nollapiste (vertailupiste). Vegaa (lyyraa) voidaan suunnilleen pitää sellaisena nollapisteenä, nollasuuruusluokan tähtenä. On tähtiä, joilla on negatiivinen magnitudi. Esimerkiksi Sirius (Canis Major) on kirkkain tähti maan taivaalla ja sen magnitudi on -1,46 metriä.

Silmällä arvioitua tähden kirkkautta kutsutaan visuaaliseksi. Se vastaa tähtien suuruutta, jota merkitään m u . tai m viisumia. . Tähtien loistoa, joka arvioidaan niiden kuvan halkaisijan ja valokuvalevyn mustumisasteen perusteella (valokuvaefekti), kutsutaan valokuvaukseksi. Se vastaa valokuvan suuruutta m pg tai m phot. Eroa C \u003d m pg - m ph tähden väristä riippuen kutsutaan väriindeksiksi.

On olemassa useita tavanomaisesti hyväksyttyjä suuruusjärjestelmiä, joista laajimmin käytetyt suuruusjärjestelmät U, B ja V. Kirjain U tarkoittaa ultraviolettimagnitudeja, B on sininen (lähellä valokuvausta), V on keltainen (lähellä visuaalista). Vastaavasti määritetään kaksi väriindeksiä: U - B ja B - V, jotka ovat yhtä kuin nolla puhtaille valkoisille tähdille.

Teoreettista tietoa muuttuvien tähtien varjosta

2.1 Varmennettavien muuttuvien tähtien löytö- ja luokitteluhistoria

Ensimmäinen pimentävä muuttuva tähti Algol (b Perseus) löydettiin vuonna 1669. Italialainen matemaatikko ja tähtitieteilijä Montanari. Sitä tutkittiin ensimmäisen kerran 1700-luvun lopulla. Englantilainen amatööritähtitieteilijä John Goodryke. Kävi ilmi, että paljaalla silmällä näkyvä yksittäinen tähti b Perseus on itse asiassa monikerroksinen järjestelmä, jota ei eroteta edes teleskooppihavainnoista. Kaksi järjestelmään kuuluvista tähdistä kiertää yhteisen massakeskuksen 2 päivässä 20 tunnissa ja 49 minuutissa. Tietyillä hetkillä yksi järjestelmään kuuluvista tähdistä sulkee toisen havainnolta, mikä aiheuttaa tilapäisen järjestelmän kokonaiskirkkauden heikkenemisen.

Kuvassa oleva Algol-valokäyrä. yksi

Tämä kaavio perustuu tarkkoihin valosähköisiin havaintoihin. Näkyvissä on kaksi kirkkauden häipymistä: syvä ensisijainen minimi - pääpimennys (kirkas komponentti on piilossa heikomman takana) ja pieni kirkkauden lasku - toissijainen minimi, kun kirkkaampi komponentti ylittää heikomman.

Nämä ilmiöt toistuvat 2,8674 päivän (tai 2 päivän 20 tunnin 49 minuutin) jälkeen.

Kirkkauden muutosten kaaviosta (kuva 1) voidaan nähdä, että Algol alkaa nousta heti pääminimin (alimman kirkkausarvon) saavuttamisen jälkeen. Tämä tarkoittaa, että on meneillään osittainen pimennys. Joissain tapauksissa voidaan havaita myös täydellinen pimennys, jolle on tunnusomaista muuttujan kirkkauden minimiarvon pysyminen pääminimissä tietyn ajan. Esimerkiksi pimennysmuuttuva tähti U Cephei, joka on havainnoitavissa vahvoilla kiikareilla ja amatööriteleskoopeilla, on kokonaisvaiheen kesto noin 6 tuntia pääminimillään.

Tarkastelemalla Algolin kirkkauden muutosten kuvaajaa voit huomata, että pää- ja toissijaisen minimin välillä tähden kirkkaus ei pysy vakiona, kuten ensi silmäyksellä saattaa tuntua, vaan muuttuu hieman. Tämä ilmiö voidaan selittää seuraavasti. Pimennyksen ulkopuolella binäärijärjestelmän molemmista komponenteista tuleva valo saavuttaa maan. Mutta molemmat komponentit ovat lähellä toisiaan. Siksi heikompi (usein kooltaan suurempi) komponentti, jota valaisee kirkas komponentti, hajottaa siihen tulevan säteilyn. Ilmeisesti suurin määrä hajasäteilyä saavuttaa Maan tarkkailijan sillä hetkellä, kun heikko komponentti sijaitsee kirkkaan takana, ts. lähellä toissijaisen minimin hetkeä (teoreettisesti tämän pitäisi tapahtua välittömästi toissijaisen minimin hetkellä, mutta järjestelmän kokonaiskirkkaus laskee jyrkästi johtuen siitä, että yksi komponenteista on pimentynyt).

Tätä vaikutusta kutsutaan uudelleenpäästövaikutukseksi. Kaaviossa se ilmenee järjestelmän kokonaiskirkkauden asteittaisena nousuna sen lähestyessä toissijaista minimiä ja kirkkauden vähenemisenä, joka on symmetrinen sen lisäyksen kanssa suhteessa toissijaiseen minimiin.

Vuonna 1874 Goodryk löysi toisen pimentävän muuttuvan tähden - b Lyran. Se muuttaa kirkkautta suhteellisen hitaasti ajanjaksolla 12 päivää 21 tuntia 56 minuuttia (12 914 päivää). Toisin kuin Algol, valokäyrä on tasaisempi muoto. (Kuva 2) Tämä johtuu komponenttien läheisyydestä toisiinsa.

Järjestelmässä syntyvät vuorovesivoimat saavat molemmat tähdet venymään linjaa pitkin, joka yhdistää niiden keskustat. Komponentit eivät ole enää pallomaisia, vaan ellipsoidisia. Orbitaaliliikkeen aikana elliptisen muodon omaavien komponenttien levyt muuttavat tasaisesti pinta-alaansa, mikä johtaa jatkuvaan muutokseen järjestelmän kirkkaudessa myös pimennyksen ulkopuolella.

Vuonna 1903 havaittiin pimennysmuuttuja W Ursa Major, jossa vallankumousjakso on noin 8 tuntia (0,3336834 päivää). Tänä aikana havaitaan kaksi minimiä, joiden syvyys on sama tai lähes yhtä suuri (kuva 3). Tähtien valokäyrän tutkimus osoittaa, että komponentit ovat kooltaan lähes samankokoisia ja lähes koskettavat pintoja.

Algolin, b Lyran ja W Ursa Majorin kaltaisten tähtien lisäksi on harvinaisempia kohteita, jotka luokitellaan myös pimentäviksi muuttujatähdiksi. Nämä ovat ellipsoidisia tähtiä, jotka pyörivät akselin ympäri. Levyn alueen muutos aiheuttaa pieniä muutoksia kirkkaudessa.

Vety, kun taas tähdissä, joiden lämpötila on noin 6 tuhatta K., on ionisoitua kalsiumia, jotka sijaitsevat spektrin näkyvän ja ultraviolettiosan rajalla. Huomaa, että tällä I-tyypillä on aurinkomme spektri. Tähtien spektrien sarja, joka saadaan jatkuvasti muuttamalla niiden pintakerrosten lämpötilaa, on merkitty seuraavilla kirjaimilla: O, B, A, F, G, K, M, kuumimmasta ...

Viivoja ei havaita (satelliittispektrin heikkouden vuoksi), mutta päätähden spektrin viivat vaihtelevat samalla tavalla kuin ensimmäisessä tapauksessa. Spekroskooppisten kaksoistähtien spektrissä tapahtuvat muutosjaksot, jotka ovat ilmeisesti myös niiden pyörimisjaksoja, ovat melko erilaisia. Lyhin tunnetuista ajanjaksoista on 2,4 tuntia (g Ursa Minor) ja pisin - kymmeniä vuosia. varten...

Kysymyksiä.

1. Valaisimien näennäinen liike, joka johtuu niiden omasta liikkeestä avaruudessa, Maan pyörimisestä ja sen kierrosta Auringon ympäri.
2. Periaatteet maantieteellisten koordinaattien määrittämiseksi tähtitieteellisistä havainnoista (s. 4 s. 16).
3. Syyt kuun vaiheiden muuttamiseen, auringon- ja kuunpimennysten alkamisolosuhteet ja tiheys (s. 6, kohdat 1.2).
4. Auringon päivittäisen liikkeen piirteet eri leveysasteilla eri vuodenaikoina (P.4, kappale 2, s. 5).
5. Teleskoopin toimintaperiaate ja tarkoitus (s. 2).
6. Aurinkokunnan kappaleiden etäisyyksien ja niiden koon määrittämismenetelmät (s. 12).
7. Spektrianalyysin ja ilmakehän ulkopuolisten havaintojen mahdollisuudet taivaankappaleiden luonteen tutkimiseen (s. 14, "Fysiikka" s. 62).
8. Ulkoavaruuden tutkimuksen ja kehittämisen tärkeimmät suunnat ja tehtävät.
9. Keplerin laki, sen löytö, merkitys, sovellettavuuden rajat (s. 11).
10. Maaryhmän planeettojen pääominaisuudet, jättiläisplaneetat (s. 18, 19).
11. Kuun ja planeettojen satelliittien erityispiirteet (s. 17-19).
12. Komeetat ja asteroidit. Perusajatuksia aurinkokunnan alkuperästä (s. 20, 21).
13. Aurinko on kuin tyypillinen tähti. Pääominaisuudet (s. 22).
14. Auringon toiminnan tärkeimmät ilmentymät. Niiden yhteys maantieteellisiin ilmiöihin (s. 22 s. 4).
15. Menetelmät tähtien etäisyyksien määrittämiseksi. Etäisyyden yksiköt ja niiden välinen yhteys (s. 23).
16. Tähtien tärkeimmät fyysiset ominaisuudet ja niiden suhde (s. 23, kohta 3).
17. Stefan-Boltzmannin lain fyysinen merkitys ja sen soveltaminen tähtien fyysisten ominaisuuksien määrittämiseen (s. 24, kohta 2).
18. Muuttuvat ja ei-stationaariset tähdet. Niiden merkitys tähtien luonteen tutkimisessa (s. 25).
19. Binääritähdet ja niiden rooli tähtien fyysisten ominaisuuksien määrittelyssä.
20. Tähtien kehitys, sen vaiheet ja loppuvaiheet (s. 26).
21. Galaksimme koostumus, rakenne ja koko (s. 27 s. 1).
22. Tähtijoukot, tähtienvälisen väliaineen fyysinen tila (s. 27, kappale 2, s. 28).
23. Tärkeimmät galaksityypit ja niiden erityispiirteet (s. 29).
24. Modernien käsitysten perusteet maailmankaikkeuden rakenteesta ja kehityksestä (s. 30).

Käytännön tehtäviä.

1. Star Map Quest.
2. Maantieteellisen leveysasteen määritelmä.
3. Valaisimen deklinaation määritys leveysasteen ja korkeuden mukaan.
4. Valaisimen koon laskenta parallaksilla.
5. Kuun (Venus, Mars) näkyvyyden olosuhteet koulun tähtitieteisen kalenterin mukaan.
6. Planeettojen pyörimisajan laskeminen Keplerin 3. lain perusteella.

Vastaukset.

Lippu numero 1. Maa tekee monimutkaisia ​​liikkeitä: se pyörii akselinsa ympäri (T = 24 tuntia), liikkuu Auringon ympäri (T = 1 vuosi), pyörii yhdessä galaksin kanssa (T = 200 tuhatta vuotta). Tämä osoittaa, että kaikki Maasta tehdyt havainnot eroavat näennäislentokoneista. Planeetat on jaettu sisäisiin ja ulkoisiin (sisäiset: Merkurius, Venus; ulkoiset: Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus ja Pluto). Kaikki nämä planeetat pyörivät samalla tavalla kuin Maa Auringon ympäri, mutta Maan liikkeen ansiosta voidaan havaita planeettojen silmukkamainen liike (kalenteri s. 36). Maan ja planeettojen monimutkaisen liikkeen vuoksi syntyy erilaisia ​​planeettojen kokoonpanoja.

Komeetat ja meteoriittikappaleet liikkuvat elliptisiä, parabolisia ja hyperbolisia lentoratoja pitkin.

Lippu numero 2. Maantieteellisiä koordinaatteja on kaksi: maantieteellinen leveysaste ja maantieteellinen pituusaste. Tähtitiede käytännön tieteenä mahdollistaa näiden koordinaattien löytämisen (kuva "tähden korkeus ylähuipennuksessa"). Taivaannavan korkeus horisontin yläpuolella on yhtä suuri kuin havaintopaikan leveysaste. Havaintopaikan leveysaste on mahdollista määrittää valaisimen korkeudella ylähuipennuksessa ( huipentuma- hetki, jolloin valaisin kulkee meridiaanin läpi) kaavan mukaisesti:

h = 90° - j + d,

missä h on tähden korkeus, d on deklinaatio, j on leveysaste.

Maantieteellinen pituusaste on toinen koordinaatti mitattuna Greenwichin pituuspiirin nollasta itään. Maa on jaettu 24 aikavyöhykkeeseen, aikaero on 1 tunti. Paikallisten aikojen ero on yhtä suuri kuin pituusasteiden ero:

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

Paikallinen aika on aurinkoaika kyseisessä paikassa maapallolla. Jokaisessa pisteessä paikallinen aika on erilainen, joten ihmiset elävät normaaliajan mukaan eli tämän vyöhykkeen keskimeridiaanin ajan mukaan. Päivämäärän muutoslinja kulkee idässä (Beringin salmi).

Lippu numero 3. Kuu kiertää maata samaan suuntaan kuin maa pyörii akselinsa ympäri. Tämän liikkeen näyttö, kuten tiedämme, on Kuun näennäinen liike tähtien taustaa vasten kohti taivaan pyörimistä. Joka päivä Kuu siirtyy tähtiin nähden noin 13 ° itään ja 27,3 päivän kuluttua se palaa samoihin tähtiin kuvaamalla täyttä ympyrää taivaanpallolla.

Kuun näennäiseen liikkeeseen liittyy jatkuva muutos sen ulkonäössä - vaiheiden muutos. Tämä johtuu siitä, että Kuu on eri paikoissa suhteessa aurinkoon ja sitä valaisevaan maahan.

Kun Kuu näkyy meille kapeana puolikuuna, myös sen kiekon muu osa hehkuu hieman. Tätä ilmiötä kutsutaan tuhkaksi valoksi, ja se selittyy sillä, että Maa valaisee Kuun yöpuolen heijastuneella auringonvalolla.

Auringon valaisemat Maa ja Kuu luovat varjon kartioita ja penumbran kartioita. Kun Kuu putoaa kokonaan tai osittain Maan varjoon, tapahtuu täydellinen tai osittainen kuunpimennys. Maasta katsottuna se voidaan nähdä samanaikaisesti kaikkialla, missä Kuu on horisontin yläpuolella. Kuun täydellisen pimennyksen vaihe jatkuu, kunnes kuu alkaa nousta maan varjosta ja voi kestää jopa 1 tunti 40 minuuttia. Maan ilmakehässä taittuneet auringonsäteet putoavat maan varjon kartioon. Samaan aikaan ilmakehä imee voimakkaasti sinisiä ja viereisiä säteitä ja välittää kartioon pääasiassa punaisia. Siksi Kuu on pimennyksen suuren vaiheen aikana maalattu punertavalla valolla, eikä se katoa kokonaan. Kuunpimennykset tapahtuvat jopa kolme kertaa vuodessa ja tietysti vain täysikuussa.

Auringonpimennys kokonaisuutena näkyy vain siellä, missä kuunvarjon täplä putoaa Maahan, täplän halkaisija ei ylitä 250 km. Kun Kuu liikkuu kiertoradalla, sen varjo liikkuu maan poikki lännestä itään piirtäen peräkkäin kapean täydellisen pimennyksen vyöhykkeen. Siellä missä Kuun penumbra putoaa maan päälle, havaitaan osittainen auringonpimennys.

Maan etäisyyksien pienestä muutoksesta Kuusta ja Auringosta johtuen näennäinen kulmahalkaisija on joko hieman suurempi tai hieman pienempi kuin Auringon halkaisija tai yhtä suuri kuin se. Ensimmäisessä tapauksessa täydellinen auringonpimennys kestää jopa 7 minuuttia 40 sekuntia, toisessa kuu ei peitä aurinkoa kokonaan ja kolmannessa vain yksi hetki.

Auringonpimennyksiä vuodessa voi olla 2–5, jälkimmäisessä tapauksessa varmasti yksityisiä.

Lippu numero 4. Aurinko liikkuu vuoden aikana ekliptiikkaa pitkin. Ekliptika kulkee 12 horoskoopin tähdistön läpi. Päivän aikana Aurinko, kuten tavallinen tähti, liikkuu yhdensuuntaisesti taivaan päiväntasaajan kanssa.
(-23°27¢ £ d £ +23°27 ¢). Tämä muutos deklinaatiossa johtuu maan akselin kallistumisesta kiertoradan tasoon.

Syövän (etelä) ja Kauriin (pohjoinen) trooppisilla leveysasteilla aurinko on zeniitissään kesä- ja talvipäivänseisauksen päivinä.

Pohjoisnavalla aurinko ja tähdet eivät laske 21. maaliskuuta ja 22. syyskuuta välisenä aikana. 22. syyskuuta alkaa napayö.

Lippu numero 5. Teleskooppeja on kahta tyyppiä: heijastava kaukoputki ja refraktoriteleskooppi (kuvat).

Optisten kaukoputkien lisäksi on olemassa radioteleskooppeja, jotka ovat kosmista säteilyä havaitsevia laitteita. Radioteleskooppi on parabolinen antenni, jonka halkaisija on noin 100 m. Antennin alustana käytetään luonnonmuodostelmia, kuten kraattereita tai vuoren rinteitä. Radiosäteilyn avulla voit tutkia planeettoja ja tähtijärjestelmiä.

Lippu numero 6. Vaakasuora parallaksi kutsutaan kulmaksi, jossa Maan säde on näkyvissä planeetalta kohtisuorassa näkölinjaan nähden.

p² - parallaksi, r² - kulmasäde, R - maan säde, r - tähden säde.

Nyt etäisyyden määrittämiseksi valaisimiin käytetään tutkamenetelmiä: ne lähettävät radiosignaalin planeetalle, signaali heijastuu ja tallennetaan vastaanottoantennilla. Signaalin etenemisajan tunteminen määrittää etäisyyden.

Lippu numero 7. Spektrianalyysi on tärkein työkalu maailmankaikkeuden tutkimuksessa. Spektrianalyysi on menetelmä, jolla määritetään taivaankappaleiden kemiallinen koostumus, lämpötila, koko, rakenne, etäisyys niihin ja niiden liikkumisnopeus. Spektrianalyysi suoritetaan käyttämällä spektrografia ja spektroskopialaitteita. Spektrianalyysin avulla määritettiin aurinkokunnan tähtien, komeettojen, galaksien ja kappaleiden kemiallinen koostumus, koska spektrissä jokainen juova tai niiden yhdistelmä on ominaista jollekin alkuaineelle. Spektrin intensiteetin avulla voidaan määrittää tähtien ja muiden kappaleiden lämpötila.

Spektrin mukaan tähdet luokitellaan yhteen tai toiseen spektriluokkaan. Spektrikaaviosta voit määrittää tähden näennäisen magnitudin ja käyttää sitten kaavoja:

M = m + 5 + 5lg p

lg L = 0,4 (5 - M)

Etsi absoluuttinen suuruus, valoisuus ja siten tähden koko.

Doppler-kaavan avulla

Nykyaikaisten avaruusasemien, uudelleenkäytettävien avaruusalusten luominen sekä avaruusalusten laukaisu planeetoille (Vega, Mars, Luna, Voyager, Hermes) mahdollistivat teleskooppien asentamisen niille, joiden kautta näitä valaisimia voidaan tarkkailla läheltä ilmakehän häiriötä.

Lippu numero 8. Avaruusajan alun loivat venäläisen tiedemiehen K. E. Tsiolkovskin teokset. Hän ehdotti suihkumoottoreiden käyttöä avaruustutkimuksessa. Hän ehdotti ensin ajatusta monivaiheisten rakettien käyttämisestä avaruusalusten laukaisemiseen. Venäjä oli tämän ajatuksen edelläkävijä. Maan ensimmäinen keinotekoinen satelliitti laukaistiin 4. lokakuuta 1957, ensimmäinen lento Kuun ympäri valokuvaamalla - 1959, ensimmäinen miehitetty lento avaruuteen - 12. huhtikuuta 1961 Amerikkalaisten ensimmäinen lento Kuuhun - 1964, avaruusalusten ja avaruusasemien laukaisu.

1. Tieteelliset tavoitteet:

• ihmisen oleskelu avaruudessa;
• avaruustutkimus;
• avaruuslentoteknologian kehittäminen;

1. Sotilaalliset käyttötarkoitukset (ydinhyökkäystä vastaan ​​suojautuminen);
2. Tietoliikenne (viestintäsatelliittien avulla toteutettu satelliittiviestintä);
3. Sääennusteet, luonnonkatastrofien ennustaminen (meteosatelliitit);
4. Tuotantotavoitteet:

• etsi mineraaleja;
• ympäristön seuranta.

Lippu numero 9. Ansio planeettojen liikkeen lakien löytämisessä kuuluu erinomaiselle tiedemiehelle Johannes Keplerille.

Ensimmäinen laki. Jokainen planeetta pyörii ellipsissä, jonka yhdessä polttopisteessä on aurinko.

Toinen laki. (aluelaki). Planeetan sädevektori samoilla aikaväleillä kuvaa yhtäläisiä alueita. Tästä laista seuraa, että planeetan nopeus sen liikkuessa kiertoradalla on sitä suurempi, mitä lähempänä se on aurinkoa.

Kolmas laki. Planeettojen sidereaalisten jaksojen neliöt suhteutetaan niiden kiertoradan puolipääakselien kuutioina.

Tämä laki teki mahdolliseksi määrittää planeettojen suhteelliset etäisyydet Auringosta (Maan kiertoradan puolipääakselin yksiköissä), koska planeettojen sidereaaliset jaksot oli jo laskettu. Maan kiertoradan puolipääakselia pidetään etäisyyksien tähtitieteellisenä yksikkönä (AU).

Lippu numero 10. Suunnitelma:

1. Listaa kaikki planeetat;
2. Jako (maanplaneetat: Merkurius, Mars, Venus, Maa, Pluto; ja jättiläisplaneetat: Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus);
3. Kerro näiden planeettojen ominaisuuksista taulukon perusteella. 5 (s. 144);
4. Määritä näiden planeettojen tärkeimmät ominaisuudet.

Lippu numero 11 . Suunnitelma:

1. Fyysiset olosuhteet Kuussa (koko, massa, tiheys, lämpötila);

Kuu on massaltaan 81 kertaa pienempi kuin Maan, sen keskimääräinen tiheys on 3300 kg / m 3, eli pienempi kuin Maan. Kuussa ei ole ilmapiiriä, vain harvinainen pölykuori. Valtavat lämpötilaerot kuun pinnalla päivästä yöhön selittyvät paitsi ilmakehän puuttumisella, myös kuun päivän ja kuun yön kestolla, mikä vastaa kahta viikkoamme. Kuun alipisteessä lämpötila saavuttaa +120°C ja yöpallon vastakkaisessa pisteessä -170°C.

1. Relief, meret, kraatterit;
2. Pinnan kemialliset ominaisuudet;
3. Tektonisen toiminnan esiintyminen.

Planeetan satelliitit:

1. Mars (2 pientä satelliittia: Phobos ja Deimos);
2. Jupiter (16 satelliittia, tunnetuimmat 4 Gallilean satelliittia: Europa, Callisto, Io, Ganymede; Europasta löydettiin vesivaltameri);
3. Saturnus (17 satelliittia, Titan on erityisen kuuluisa: siinä on ilmapiiri);
4. Uranus (16 satelliittia);
5. Neptunus (8 satelliittia);
6. Pluto (1 satelliitti).

Lippu numero 12. Suunnitelma:

1. Komeetat (fyysinen luonne, rakenne, kiertoradat, tyypit), tunnetuimmat komeetat:

• Halleyn komeetta (T = 76 vuotta; 1910 - 1986 - 2062);
• Komeetta Enck;
• komeetta Hyakutaka;

1. Asteroidit (pienplaneetat). Tunnetuimmat ovat Ceres, Vesta, Pallas, Juno, Icarus, Hermes, Apollo (yhteensä yli 1500).

Komeettojen, asteroidien ja meteorisuihkujen tutkimus osoitti, että niillä kaikilla on sama fyysinen luonne ja sama kemiallinen koostumus. Aurinkokunnan iän määrittäminen viittaa siihen, että aurinko ja planeetat ovat suunnilleen saman ikäisiä (noin 5,5 miljardia vuotta). Akateemikko O. Yu. Schmidtin aurinkokunnan syntyteorian mukaan maa ja planeetat syntyivät kaasu-pölypilvestä, jonka Aurinko vangitsi universaalin gravitaatiolain vuoksi ja kiersi samaan suuntaan kuin aurinko. Vähitellen tähän pilveen muodostui kondensaatiota, joka synnytti planeetat. Todiste siitä, että planeetat muodostuivat tällaisista klusteista, on meteoriittien laskeuma Maahan ja muille planeetoille. Joten vuonna 1975 havaittiin Wachmann-Strassmann-komeetan putoaminen Jupiteriin.

Lippu numero 13. Aurinko on meitä lähin tähti, jossa, toisin kuin kaikki muut tähdet, voimme tarkkailla kiekkoa ja tutkia sen pieniä yksityiskohtia kaukoputken avulla. Aurinko on tyypillinen tähti, ja siksi sen tutkiminen auttaa ymmärtämään tähtien luonnetta yleisesti.

Auringon massa on 333 tuhatta kertaa suurempi kuin Maan massa, Auringon kokonaissäteilyn teho on 4 * 10 23 kW, tehollinen lämpötila on 6000 K.

Kuten kaikki tähdet, aurinko on kuuma kaasupallo. Se koostuu pääasiassa vedystä, johon on sekoitettu 10% (atomien lukumäärän mukaan) heliumia, 1-2% Auringon massasta putoaa muiden raskaampien alkuaineiden päälle.

Auringossa aine on erittäin ionisoitunut, eli atomit ovat menettäneet ulkoelektroninsa ja yhdessä niiden kanssa muuttuneet ionisoidun kaasun - plasman vapaiksi hiukkasiksi.

Aurinkoaineen keskimääräinen tiheys on 1400 kg/m 3 . Tämä on kuitenkin keskimääräinen luku, ja tiheys ulkokerroksissa on suhteettoman pienempi ja keskellä 100 kertaa suurempi.

Auringon keskustaa kohti suunnattujen gravitaatiovoimien vaikutuksesta sen suolistoon syntyy valtava paine, joka keskellä saavuttaa 2 * 10 8 Pa noin 15 miljoonan K:n lämpötilassa.

Tällaisissa olosuhteissa vetyatomien ytimillä on erittäin suuret nopeudet ja ne voivat törmätä toisiinsa sähköstaattisen hylkimisvoiman vaikutuksesta huolimatta. Jotkut törmäykset päättyvät ydinreaktioihin, joissa vedystä muodostuu heliumia ja vapautuu suuri määrä lämpöä.

Auringon pinnalla (fotosfäärillä) on rakeinen rakenne, eli se koostuu keskimäärin noin 1000 km:n kokoisista "rakeista". Granuloituminen on seurausta kaasujen liikkumisesta fotosfääriä pitkin sijaitsevalla vyöhykkeellä. Toisinaan tietyillä fotosfäärin alueilla täplien väliset tummat raot suurenevat ja muodostuu suuria tummia täpliä. Tarkkaillessaan auringonpilkkuja kaukoputken läpi, Galileo huomasi niiden liikkuvan näkyvän Auringon kiekon poikki. Tämän perusteella hän päätteli, että aurinko pyörii akselinsa ympäri 25 päivän ajanjaksolla. päiväntasaajalla ja 30 päivää. napojen lähellä.

Täplät ovat ei-pysyviä muodostelmia, jotka esiintyvät useimmiten ryhmissä. Täplien ympärillä on joskus näkyvissä lähes huomaamattomia valomuodostelmia, joita kutsutaan taskulampuiksi. Pistejen ja taskulamppujen pääominaisuus on magneettikenttien läsnäolo, joiden induktio on 0,4-0,5 T.

Lippu numero 14. Auringon aktiivisuuden ilmentymä maan päällä:

1. Auringonpilkut ovat aktiivinen sähkömagneettisen säteilyn lähde, joka aiheuttaa niin kutsuttuja "magneettisia myrskyjä". Nämä "magneettimyrskyt" vaikuttavat televisio- ja radioviestintään aiheuttaen voimakkaita revontulia.
2. Aurinko lähettää seuraavan tyyppistä säteilyä: ultravioletti-, röntgen-, infrapuna- ja kosmiset säteet (elektronit, protonit, neutronit ja hadronit). Nämä säteilyt ovat lähes kokonaan Maan ilmakehän viivästymiä. Siksi maapallon ilmakehä tulisi pitää normaalitilassa. Ajoittain ilmaantuvat otsonireiät ohittavat auringon säteilyn, joka saavuttaa maan pinnan ja vaikuttaa haitallisesti orgaaniseen elämään maapallolla.
3. Auringon aktiivisuus esiintyy 11 vuoden välein. Auringon viimeisin aktiivisuus oli suurin vuonna 1991. Odotettu enimmäismäärä on 2002. Auringon maksimiaktiivisuus tarkoittaa suurinta määrää auringonpilkkuja, säteilyä ja näkymiä. Jo pitkään on todettu, että auringon aktiivisuuden muutos vaikuttaa seuraaviin tekijöihin:

• epidemiologinen tilanne maapallolla;
• erilaisten luonnonkatastrofien määrä (taifuunit, maanjäristykset, tulvat jne.);
• tie- ja rautatieonnettomuuksien määrästä.

Kaiken tämän maksimi osuu aktiivisen auringon vuosiin. Kuten tiedemies Chizhevsky totesi, aktiivinen aurinko vaikuttaa ihmisen hyvinvointiin. Siitä lähtien on laadittu säännöllisiä ennusteita ihmisen hyvinvoinnista.

Lippu numero 15. Maan säde osoittautuu liian pieneksi, jotta se voisi toimia perustana mitata tähtien parallaktista siirtymää ja etäisyyttä niihin. Siksi yhden vuoden parallaksia käytetään vaakasuuntaisen sijasta.

Tähden vuotuinen parallaksi on kulma, jossa tähdestä voi nähdä maan kiertoradan puolipääakselin, jos se on kohtisuorassa näkölinjaan nähden.

a - Maan kiertoradan puolipääakseli,

p - vuotuinen parallaksi.

Parsec-yksikköä käytetään myös. Parsec - etäisyys, josta Maan kiertoradan puolipääakseli, kohtisuorassa näkölinjaan nähden, näkyy 1²:n kulmassa.

1 parsek = 3,26 valovuotta = 206265 AU e. = 3 * 10 11 km.

Vuosittaista parallaksia mittaamalla voidaan luotettavasti määrittää etäisyys tähtiin, jotka ovat korkeintaan 100 parsekia tai 300 ly. vuotta.

Lippu numero 16. Tähdet luokitellaan seuraavien parametrien mukaan: koko, väri, kirkkaus, spektrityyppi.

Koon mukaan tähdet jaetaan kääpiötähtiin, keskikokoisiin tähtiin, normaaleihin tähtiin, jättiläisiin tähtiin ja superjättitähtiin. Kääpiöt ovat Siriuksen satelliitti; keskikokoinen - Aurinko, Capella (Auriga); normaali (t \u003d 10 tuhat K) - mitat Auringon ja Capellan välillä; jättiläiset tähdet - Antares, Arcturus; superjättiläiset - Betelgeuse, Aldebaran.

Värin mukaan tähdet jaetaan punaisiin (Antares, Betelgeuse - 3000 K), keltaisiin (Aurinko, Capella - 6000 K), valkoisiin (Sirius, Deneb, Vega - 10 000 K), sinisiin (Spica - 30 000 K).

Kirkkauden mukaan tähdet luokitellaan seuraavasti. Jos otamme Auringon kirkkauden 1, niin valkoisten ja sinisten tähtien kirkkaus on 100 ja 10 tuhatta kertaa suurempi kuin Auringon kirkkaus ja punaisten kääpiöiden - 10 kertaa vähemmän kuin Auringon kirkkaus.

Spektrin mukaan tähdet jaetaan spektriluokkiin (katso taulukko).

Tasapainoolosuhteet: kuten tiedetään, tähdet ovat ainoita luonnollisia esineitä, joissa tapahtuu hallitsemattomia lämpöydinfuusioreaktioita, joihin liittyy suuren energiamäärän vapautuminen ja jotka määräävät tähtien lämpötilan. Useimmat tähdet ovat paikallaan, eli ne eivät räjähdä. Jotkut tähdet räjähtävät (ns. uudet ja supernovat). Miksi tähdet ovat yleensä tasapainossa? Kiinteissä tähdissä tapahtuvien ydinräjähdysten voimaa tasapainottaa painovoima, minkä vuoksi nämä tähdet säilyttävät tasapainon.

Lippu numero 17. Stefan-Boltzmannin laki määrittää tähtien säteilyn ja lämpötilan välisen suhteen.

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

e on säteilyenergia tähden pintayksikköä kohti

L on tähden kirkkaus, R on tähden säde.

Stefan-Boltzmannin kaavan ja Wienin lain avulla määritetään aallonpituus, joka vastaa maksimisäteilyä:

l max T = b b - Wienin vakio

Voidaan edetä päinvastoin, eli käyttää valoisuutta ja lämpötilaa tähtien koon määrittämiseen.

Lippu numero 18. Suunnitelma:

1. kefeidi
2. uusia tähtiä
3. supernovat

Lippu numero 19. Suunnitelma:

1. Visuaalisesti kaksinkertainen, moninkertainen
2. Spektribinäärit
3. varjostaa muuttuvia tähtiä

Lippu numero 20. Tähtiä on eri tyyppejä: yksi-, kaksois- ja moninkertainen, kiinteä ja muuttuva tähti, jättiläinen ja kääpiötähti, nova ja supernova. Onko näissä tähdissä kuvioita niiden ilmeisessä kaaoksessa? Tällaisia ​​kuvioita on olemassa tähtien erilaisista kirkkauksista, lämpötiloista ja koosta huolimatta.

1. On todettu, että massan kasvaessa tähtien kirkkaus kasvaa, ja tämä riippuvuus määräytyy kaavasta L = m 3,9, lisäksi monille tähdille säännöllisyys L » R 5,2 on totta.
2. L:n riippuvuus t°:sta ja väristä (väri-valoisuuskaavio).

Mitä massiivisempi tähti, sitä nopeammin pääpolttoaine, vety, palaa ja muuttuu heliumiksi ( ). Massiiviset sinivalkoiset jättiläiset palavat loppuun 107 vuodessa. Keltaiset tähdet, kuten Capella ja aurinko, palavat loppuun 10 10 vuodessa (t Aurinko = 5 * 10 9 vuotta). Valkoiset ja siniset tähdet palavat, muuttuvat punaisiksi jättiläisiksi. Ne syntetisoivat 2C + He ® C 2 He. Heliumin palaessa tähti kutistuu ja muuttuu valkoiseksi kääpiöksi. Valkoinen kääpiö muuttuu lopulta erittäin tiheäksi tähdeksi, joka koostuu vain neutroneista. Tähden koon pienentäminen johtaa sen erittäin nopeaan pyörimiseen. Tämä tähti näyttää sykkivän ja säteilevän radioaaltoja. Niitä kutsutaan pulsareiksi - jättiläisten tähtien viimeiseksi vaiheeksi. Jotkut tähdet, joiden massa on paljon suurempi kuin Auringon massa, kutistuvat niin paljon, että niin sanotut "mustat aukot" muuttuvat niin sanotuiksi "mustiksi aukoiksi", jotka eivät painovoiman vuoksi lähetä näkyvää säteilyä.

Lippu numero 21. Tähtijärjestelmämme - galaksi on yksi elliptisistä galakseista. Linnunrata, jonka näemme, on vain osa galaksiamme. Nykyaikaisilla kaukoputkella voidaan nähdä 21 magnitudin tähdet. Näitä tähtiä on 2 * 10 9, mutta tämä on vain pieni osa galaksimme väestöstä. Galaxyn halkaisija on noin 100 tuhatta valovuotta. Galaksia tarkkailemalla voidaan havaita "haaroittuminen", jonka aiheuttaa tähtienvälinen pöly, joka peittää galaksin tähdet meiltä.

galaksin väestöstä.

Galaxyn ytimessä on monia punaisia ​​jättiläisiä ja lyhytaikaisia ​​kefeidejä. Keskustasta kauempana olevissa oksissa on monia superjättiläisiä ja klassisia kefeidejä. Kierrevarret sisältävät kuumia superjättiläisiä ja klassisia kefeidejä. Galaksimme pyörii galaksin keskustan ympärillä, joka sijaitsee Herkuleen tähdistössä. Aurinkokunta tekee täydellisen vallankumouksen galaksin keskustan ympärillä 200 miljoonassa vuodessa. Aurinkokunnan kiertoa voidaan käyttää galaksin likimääräisen massan määrittämiseen - 2 * 10 11 m maasta. Tähtien katsotaan olevan paikallaan, mutta itse asiassa tähdet liikkuvat. Mutta koska olemme kaukana heistä, tätä liikettä voidaan havaita vain tuhansia vuosia.

Lippu numero 22. Galaxyssamme on yksittäisten tähtien lisäksi tähtiä, jotka yhdistyvät ryhmiksi. Tähtijoukkoja on kahdenlaisia:

1. Avoimet tähtijoukot, kuten Plejadien tähtijoukko Härän ja Hyadien tähdistöissä. Yksinkertaisella silmällä Plejadeilla näet 6 tähteä, mutta jos katsot kaukoputken läpi, näet sironnan tähtiä. Avoimet klusterit ovat kooltaan useita parsekkeja. Avoimet tähtijoukot koostuvat sadoista pääsarjan tähdistä ja superjättiläisistä.
2. Pallomaiset tähtijoukot ovat kooltaan jopa 100 parsekkia. Näille klusteille on ominaista lyhytjaksoiset kefeidit ja erikoinen suuruusluokka (-5 - +5 yksikköä).

Venäläinen tähtitieteilijä V. Ya. Struve havaitsi, että tähtienvälistä valon absorptiota on olemassa. Tähtienvälinen valon absorptio heikentää tähtien kirkkautta. Tähtienvälinen väliaine on täynnä kosmista pölyä, joka muodostaa ns. sumut, esimerkiksi Suurten Magellanin pilvien tummat sumut, Horsehead. Orionin tähdistössä on kaasu- ja pölysumu, joka hehkuu lähellä olevien tähtien heijastuneen valon kanssa. Vesimiehen tähdistössä on Suuri planeetan sumu, joka muodostui lähellä olevien tähtien kaasupäästöjen seurauksena. Vorontsov-Velyaminov osoitti, että jättiläistähtien kaasupäästöt riittävät uusien tähtien muodostumiseen. Kaasumaiset sumut muodostavat galaksissa kerroksen, jonka paksuus on 200 parsekkia. Ne koostuvat H:sta, He:stä, OH:sta, CO:sta, CO 2:sta, NH3:sta. Neutraali vety lähettää aallonpituuden 0,21 m. Tämän radiosäteilyn jakautuminen määrää vedyn jakautumisen galaksissa. Lisäksi galaksissa on bremsstrahlung (röntgen) -radiosäteilyn lähteitä (kvasaarit).

Lippu numero 23. William Herschel asetti 1600-luvulla tähtikartalle paljon sumuja. Myöhemmin kävi ilmi, että nämä ovat jättiläisiä galakseja, jotka ovat galaksimme ulkopuolella. Amerikkalainen tähtitieteilijä Hubble osoitti kefeidien avulla, että meitä lähin galaksi M-31 sijaitsee 2 miljoonan valovuoden etäisyydellä. Noin tuhat tällaista galaksia on löydetty Veronican tähdistöstä miljoonien valovuosien päässä meistä. Hubble osoitti, että galaksien spektrissä on punasiirtymä. Tämä muutos on suurempi, mitä kauempana meistä galaksi on. Toisin sanoen, mitä kauempana galaksi on, sitä suurempi on sen poistumisnopeus meistä.

V poisto = D * H H - Hubble-vakio, D - offset spektrissä.

Venäläinen tiedemies Friedman vahvisti Einsteinin teoriaan perustuvan laajenevan universumin mallin.

Galaksit ovat epäsäännöllisiä, elliptisiä ja spiraalimaisia. Elliptiset galaksit - Härkä tähdistössä, spiraaligalaksi - omamme, Andromeda-sumu, epäsäännöllinen galaksi - Magellanin pilvissä. Näkyvien galaksien lisäksi tähtijärjestelmät sisältävät niin sanottuja radiogalakseja eli voimakkaita radiosäteilyn lähteitä. Näiden radiogalaksien tilalta löydettiin pieniä valoisia esineitä, joiden punasiirtymä on niin suuri, että ne ovat ilmeisen miljardien valovuosien päässä meistä. Niitä kutsutaan kvasareiksi, koska niiden säteily on joskus voimakkaampaa kuin kokonaisen galaksin. On mahdollista, että kvasaarit ovat erittäin voimakkaiden tähtijärjestelmien ytimiä.

Lippu numero 24. Uusin tähtiluettelo sisältää yli 30 000 galaksia, jotka ovat kirkkaampia kuin 15 magnitudia, ja satoja miljoonia galakseja voidaan kuvata tehokkaalla kaukoputkella. Kaikki tämä yhdessä galaksimme kanssa muodostaa niin kutsutun metagalaksin. Kohteiden koon ja lukumäärän suhteen metagalaksi on ääretön, sillä ei ole alkua eikä loppua. Nykyaikaisten käsitteiden mukaan jokaisessa galaksissa on tähtiä ja kokonaisia ​​galakseja sukupuuttoon sekä uusien tähtien ja galaksien syntymistä. Tiedettä, joka tutkii universumiamme kokonaisuutena, kutsutaan kosmologiaksi. Hubblen ja Friedmanin teorian mukaan universumimme, ottaen huomioon Einsteinin yleisteorian, tällainen universumi laajenee noin 15 miljardia vuotta sitten, lähimmät galaksit olivat lähempänä meitä kuin nyt. Jossain avaruuden paikassa syntyy uusia tähtijärjestelmiä ja kaavan E = mc 2 perusteella voidaan sanoa, että koska massat ja energiat ovat ekvivalentteja, niiden keskinäinen muuntuminen toisiinsa on aineellisen maailman perusta.

1. Paikallinen aika.

Tietyllä maantieteellisellä meridiaanilla mitattua aikaa kutsutaan paikallinen aika tämä meridiaani. Kaikilla paikoilla samalla meridiaanilla, kevätpäiväntasauksen (tai Auringon tai keskiauringon) tuntikulma kulloinkin on sama. Siksi koko maantieteellisellä pituuspiirillä paikallinen aika (tähti tai aurinko) on sama samalla hetkellä.

Jos kahden paikan maantieteellisten pituusasteiden välinen ero on D l, silloin itäisemmässä paikassa minkä tahansa tähden tuntikulma on D:ssä l suurempi kuin saman valaisimen tuntikulma läntisemmässä paikassa. Siksi kaikkien paikallisten aikojen ero kahdella meridiaanilla samalla fyysisellä hetkellä on aina yhtä suuri kuin näiden meridiaanien pituuspiirien ero tunneissa (aikayksiköissä):

nuo. minkä tahansa maapallon pisteen paikallinen keskiaika on aina yhtä suuri kuin maailmanaika sillä hetkellä plus kyseisen pisteen pituus, joka ilmaistaan ​​tunneissa ja katsotaan positiiviseksi Greenwichistä itään.

Tähtitieteellisissä kalentereissa useimpien ilmiöiden hetket ilmaistaan ​​universaalilla ajalla. T 0 . Näiden tapahtumien hetket paikallista aikaa T t. määritetään helposti kaavan (1.28) avulla.

3. normaaliaika. Arkielämässä sekä paikallisen keskimääräisen aurinkoajan että yleisajan käyttö on hankalaa. Ensimmäinen siksi, että paikallisia ajanlaskentajärjestelmiä on periaatteessa yhtä monta kuin on maantieteellisiä meridiaaneja, ts. lukemattomia. Paikallisella ajalla havaittujen tapahtumien tai ilmiöiden järjestyksen määrittämiseksi on siis ehdottomasti tiedettävä hetkien lisäksi myös pituuspiirien pituuserot, joilla nämä tapahtumat tai ilmiöt tapahtuivat.

Universaaliajan mukaan merkitty tapahtumajärjestys on helposti selvitettävissä, mutta suuri ero yleisajan ja Greenwichin ajasta kaukana olevien meridiaanien paikallisen ajan välillä vaikeuttaa yleisajan käyttöä arjessa.

Vuonna 1884 sitä ehdotettiin keskimääräisen ajan hihnalaskentajärjestelmä, jonka olemus on seuraava. Aikaa pidetään vain 24 suuri maantieteelliset meridiaanit, jotka sijaitsevat toisistaan ​​tarkalleen 15 °:n (tai 1 tunnin) pituusasteella, suunnilleen jokaisen keskellä aikavyöhyke. Aikavyöhykkeet kutsutaan maanpinnan alueiksi, joihin se on ehdollisesti jaettu viivoilla, jotka kulkevat sen pohjoisnavasta etelään ja jotka ovat noin 7 °,5 etäisyydellä päämeridiaaneista. Nämä viivat eli aikavyöhykkeiden rajat seuraavat tarkasti maantieteellisiä meridiaaneja vain avomerissä ja valtamerissä sekä asumattomissa paikoissa maalla. Loput pituudestaan ​​ne kulkevat valtion, hallinnon, talouden tai maantieteellisiä rajoja pitkin vetäytyen vastaavalta pituuspiiriltä suuntaan tai toiseen. Aikavyöhykkeet on numeroitu 0 - 23. Greenwich on nollavyöhykkeen päämeridiaani. Ensimmäisen aikavyöhykkeen päämeridiaani sijaitsee tarkalleen 15° Greenwichistä itään, toinen - 30°, kolmas - 45° jne. aikavyöhykkeelle 23 asti, jonka päämeridiaani on itäinen pituuspiiri Greenwichistä 345°. (tai läntistä pituutta 15°).

Normaali aikaT p kutsutaan paikalliseksi keskimääräiseksi aurinkoajaksi mitattuna tietyn aikavyöhykkeen päämeridiaanilla. Se seuraa aikaa koko alueella, joka sijaitsee tietyllä aikavyöhykkeellä.

Tämän vyöhykkeen vakioaika P liittyy yleiseen aikaan ilmeisellä suhteella

T n = T 0 +n h .

(1.29)

On myös ilmeistä, että kahden pisteen standardiaikojen ero on kokonaislukumäärä tuntia, joka on yhtä suuri kuin niiden aikavyöhykkeiden lukumäärien ero.

4. Kesäaika. Yritysten ja asuintilojen valaistukseen käytettävän sähkön jakamiseksi järkevämmin ja päivänvalon mahdollisimman täydelliseksi hyödyntämiseksi vuoden kesäkuukausina monissa maissa (mukaan lukien tasavallamme) kellojen tuntiosoittimet pyörivät normaaliajassa. siirretään 1 tunti tai puoli tuntia eteenpäin. Niin kutsuttu kesäaika. Syksyllä kello asetetaan jälleen normaaliaikaan.

DST-yhteys T l mikä tahansa piste normaaliajallaan T p ja yleisellä ajalla T 0 saadaan seuraavilla suhteilla:

(1.30)