1. Paikallinen aika.

Tietyllä maantieteellisellä meridiaanilla mitattua aikaa kutsutaan paikallinen aika tämä meridiaani. Kaikilla samalla meridiaanilla sijaitsevilla paikoilla 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 pituusaste, ilmaistuna tunteina ja katsottu 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 on taas asetettu normaaliaikaan.

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

(1.30)

ASTRONOMIA 11 LUOKAN LIPUT

LIPPU #1

Valaisinten näkyvät liikkeet, jotka johtuvat heidän omasta liikkeestään avaruudessa, Maan pyörimisestä ja sen kierrosta Auringon ympäri.

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 liikkuvat taivaalla idästä länteen (suora liike), sitten lännestä itään (käänteinen liike). Suunnanmuutoshetkiä kutsutaan pysähdyksiksi. Jos laitat tämän polun kartalle, saat silmukan. Silmukan koko on sitä pienempi, mitä suurempi on planeetan ja maan välinen etäisyys. Planeetat on jaettu alempaan ja ylempään (alempi - maan kiertoradan sisällä: Merkurius, Venus; ylempi: 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. Planeettojen suhteellista sijaintia aurinkoon ja maahan nähden kutsutaan planeettakonfiguraatioiksi.

Planeetan kokoonpanot, ero geometrinen planeettojen sijainnit suhteessa aurinkoon ja maahan. Tietyt planeettojen sijainnit, jotka näkyvät maasta ja mitattuna suhteessa aurinkoon, ovat erityisiä. otsikoita. sairaana. V - sisäplaneetta, I-ulkoplaneetta, E - Maa, S - Aurinko. Kun sisäinen planeetta on suorassa linjassa auringon kanssa, se on sisällä yhteys. K.p. EV 1S ja ESV 2 nimeltään ala- ja yläliitäntä vastaavasti. Alanumero. Planeetta I on ylivertaisessa yhteydessä, kun se on suorassa linjassa Auringon kanssa ( ESI 4) ja sisään vastakkainasettelua, kun se on Aurinkoa vastakkaisessa suunnassa (I 3 ES). I 5 ES, kutsutaan venymäksi. Sisäiseen käyttöön planeetat max, venymä tapahtuu, kun EV 8 S on 90°; ulkoista varten planeetat voivat venyä 0° ESI 4) 180° (I 3 ES) Kun venymä on 90°, planeetan sanotaan olevan kvadratuuri(I 6 ES, I 7 ES).

Jaksoa, jonka aikana planeetta tekee kierroksen Auringon ympäri kiertoradalla, kutsutaan siderealiseksi (tähti) kierrosjaksoksi - T, kahden identtisen konfiguraation väliseksi ajanjaksoksi - synodiseksi jaksoksi - S.

Planeetat kiertävät auringon ympäri yhteen suuntaan ja suorittavat yhden kierroksen auringon ympäri ajassa = sideeraalinen jakso

sisäplaneetoille

ulkoplaneetoille

S on sideerinen jakso (suhteessa tähtiin), T on synodinen jakso (vaiheiden välillä), T Å = 1 vuosi.

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

Galaksin etäisyyden laskeminen Hubblen lain perusteella.

H = 50 km/s*Mpc – Hubblen vakio

LIPPU #2

Maantieteellisten koordinaattien määrittämisen periaatteet tähtitieteellisistä havainnoista.

Maantieteellisiä koordinaatteja on kaksi: maantieteellinen leveysaste ja maantieteellinen pituusaste. Tähtitiede käytännön tieteenä antaa sinun löytää nämä koordinaatit. Taivaannavan korkeus horisontin yläpuolella on yhtä suuri kuin havaintopaikan maantieteellinen leveysaste. Likimääräinen maantieteellinen leveysaste voidaan määrittää mittaamalla Pohjantähden korkeus, koska. se on noin 1 0 pohjoista taivaannavasta. Havaintopaikan leveysaste on mahdollista määrittää valaisimen korkeudella ylähuipennuksessa ( huipentuma- hetki, jolloin valaisin kulkee meridiaanin läpi) kaavan mukaisesti:

j = d ± (90 – h), riippuen siitä, kulminoituuko se etelään vai pohjoiseen zeniitistä. h on valaisimen korkeus, d on deklinaatio, j on leveysaste.

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

T λ 1 - T λ 2 \u003d λ 1 - λ 2 Siten, kun on oppinut aikaeron kahdessa pisteessä, joista toisen pituusaste tiedetään, voidaan määrittää toisen pisteen pituusaste.

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).

Tähtien lämpötilan laskeminen sen valoisuuden ja koon tietojen perusteella.

L - kirkkaus (Lc = 1)

R - säde (Rc = 1)

T - Lämpötila (Tc = 6000)

LIPPU #3

Syitä kuun vaiheiden vaihtamiseen. Auringon- ja kuunpimennysten alkamisolosuhteet ja tiheys.

Vaihe, tähtitiedessä vaihemuutos johtuu jaksollisuudesta. muutokset taivaankappaleiden valaistusolosuhteissa suhteessa tarkkailijaan. Kuun vaiheen muutos johtuu Maan, Kuun ja Auringon keskinäisen sijainnin muutoksesta sekä siitä, että Kuu loistaa siitä heijastuneen valon kanssa. Kun Kuu on Auringon ja Maan välissä niitä yhdistävällä suoralla linjalla, kuun pinnan valaisematon osa on Maata kohti, joten emme näe sitä. Tämä F. - uusi kuu. 1-2 päivän kuluttua Kuu lähtee tältä suoralta ja maasta näkyy kapea kuunsirppi. Uuden kuun aikana se kuun osa, jota suora auringonvalo ei valaise, näkyy edelleen pimeällä taivaalla. Tätä ilmiötä on kutsuttu tuhkanen valo. Viikkoa myöhemmin tulee F. - ensimmäinen neljännes: kuun valaistu osa on puolet levystä. Sitten tulee täysikuu- Kuu on taas Auringon ja Maan yhdistävällä linjalla, mutta toisella puolella maata. Kuun valaistu täysi kiekko on näkyvissä. Sitten näkyvä osa alkaa pienentyä ja viimeinen neljännes, nuo. taas voidaan tarkkailla valaistua puolta levystä. Kuun F.:n koko muutosjaksoa kutsutaan synodiseksi kuukaudeksi.

Pimennys, tähtitieteellinen ilmiö, jossa yksi taivaankappale peittää toisen kokonaan tai osittain tai yhden kappaleen varjo putoaa muiden päälle Aurinko 3. esiintyy, kun Maa putoaa Kuun luomaan varjoon ja Kuu - kun Kuu putoaa maan varjo. Kuun varjo Auringon aikana 3. koostuu keskivarjosta ja sitä ympäröivästä penumbrasta. Suotuisissa olosuhteissa täysi kuun 3. voi kestää 1 tunnin. 45 min. Jos Kuu ei mene kokonaan varjoon, Maan yöpuolen tarkkailija näkee osittaisen kuun 3. Auringon ja Kuun kulmahalkaisijat ovat lähes samat, joten auringon kokonaismäärä 3. kestää vain yhden muutama. pöytäkirja. Kun Kuu on huippupisteessään, sen kulmamitat ovat hieman pienempiä kuin Auringon. Aurinkovoima 3. voi esiintyä, jos Auringon ja Kuun keskipisteitä yhdistävä viiva ylittää maan pinnan. Kuun varjon halkaisijat voivat putoaessaan olla useita. satoja kilometrejä. Tarkkailija näkee, että tumma kuun kiekko ei ole peittänyt aurinkoa kokonaan, jättäen sen reunan avoimeksi kirkkaan renkaan muodossa. Tämä on ns. rengasmainen aurinko 3. Jos Kuun kulmamitat ovat suuremmat kuin Auringon, niin niiden keskipisteitä maan pintaan yhdistävän linjan leikkauspisteen läheisyydessä oleva tarkkailija näkee täyden auringon 3. Maa pyörii akselinsa ympäri, Kuu - Maan ympäri ja Maa - Auringon ympäri, kuun varjo liukuu nopeasti maan pinnan yli kohdasta, jossa se putosi sen päälle, toiseen, josta se lähtee ja vetää Maa * kaistale koko tai rengas 3. Yksityinen 3. voidaan havaita, kun Kuu peittää vain osan Auringosta. Auringon tai kuun 3. aika, kesto ja kuvio riippuvat Maa-Kuu-Aurinko-järjestelmän geometriasta. Kuun kiertoradan kaltevuuden vuoksi *ekliptiikkaan nähden aurinko- ja kuun 3. eivät esiinny jokaisessa uudessa kuussa tai täysikuussa. Ennusteen vertailu 3. havaintoihin mahdollistaa kuun liiketeorian tarkentamisen. Koska järjestelmän geometria toistuu lähes täsmälleen 18 vuoden 10 päivän välein, 3. esiintyy tällä jaksolla, jota kutsutaan sarosiksi. 3. Muinaisista ajoista peräisin olevat rekisteröinnit mahdollistavat vuorovesien vaikutuksen testaamisen kuun kiertoradalle.

Tähtien koordinaattien määrittäminen tähtikartalla.

LIPPU #4

Auringon päivittäisen liikkeen piirteet eri maantieteellisillä leveysasteilla eri vuodenaikoina.

Harkitse Auringon vuotuista liikettä taivaallisella pallolla. Maa tekee täydellisen kierroksen Auringon ympäri vuodessa, yhdessä päivässä Aurinko liikkuu ekliptiikkaa pitkin lännestä itään noin 1 ° ja 3 kuukaudessa - 90 °. Tässä vaiheessa on kuitenkin tärkeää, että Auringon liikkeeseen ekliptiikkaa pitkin liittyy muutos sen deklinaatiossa, joka vaihtelee välillä δ = -e (talvipäivänseisaus) arvoon δ = +e (kesäpäivänseisaus), missä e on maan akselin kallistuskulma. Siksi vuoden aikana myös Auringon päivittäisen rinnakkaisuuden sijainti muuttuu. Harkitse pohjoisen pallonpuoliskon keskimääräisiä leveysasteita.

Auringon ohittaman kevätpäiväntasauksen aikana (α = 0 h), maaliskuun lopussa, Auringon deklinaatio on 0 °, joten tänä päivänä aurinko on käytännössä taivaan päiväntasaajalla, se nousee idässä , nousee ylemmässä kulminaatiossa korkeuteen h = 90 ° - φ ja laskeutuu länteen. Koska taivaan päiväntasaaja jakaa taivaanpallon kahtia, Aurinko on horisontin yläpuolella puoli vuorokautta ja sen alapuolella puolet, ts. päivä on yhtä kuin yö, mikä näkyy nimessä "päiväntasaus". Päiväntasaushetkellä Auringon sijainnin ekliptiikan tangentti on kallistunut päiväntasaajaan maksimikulmassa, joka on yhtä suuri kuin e, joten Auringon deklinaation kasvunopeus tällä hetkellä on myös suurin.

Kevätpäiväntasauksen jälkeen Auringon deklinaatio kasvaa nopeasti, joten joka päivä yhä suurempi osa Auringon päivittäisestä leveydestä on horisontin yläpuolella. Aurinko nousee aikaisemmin, nousee korkeammalle ylähuipentauksessa ja laskee myöhemmin. Auringonnousun ja -laskun pisteet siirtyvät pohjoiseen joka päivä ja päivä pitenee.

Ekliptiikan tangentin kaltevuuskulma Auringon sijainnissa kuitenkin pienenee joka päivä ja sen mukana myös deklinaation kasvunopeus. Lopulta kesäkuun lopussa Aurinko saavuttaa ekliptiikan pohjoisimman pisteen (α = 6 h, δ = +e). Tässä vaiheessa se kohoaa ylähuipennuksessa korkeuteen h = 90° - φ + e, kohoaa suunnilleen koillisessa, laskee luoteeseen ja päivän pituus saavuttaa maksimiarvonsa. Samaan aikaan Auringon päivittäinen korkeuden nousu pysähtyy ylempään kulminaatioon ja keskipäivän aurinko ikään kuin "pysähtyy" liikkeessään pohjoiseen. Tästä johtuu nimi "kesäpäivänseisaus".

Sen jälkeen Auringon deklinaatio alkaa laskea - aluksi hyvin hitaasti ja sitten nopeammin ja nopeammin. Se nousee joka päivä myöhemmin, laskee aikaisemmin, auringonnousun ja -laskun pisteet siirtyvät takaisin etelään.

Syyskuun loppuun mennessä Aurinko saavuttaa ekliptiikan toisen leikkauspisteen päiväntasaajan kanssa (α = 12 h), ja alkaa taas päiväntasaus, nyt syksy. Jälleen Auringon deklinaation muutosnopeus saavuttaa maksiminsa ja se siirtyy nopeasti etelään. Yöstä tulee päivää pidempi, ja joka päivä Auringon korkeus ylähuippussaan laskee.

Joulukuun loppuun mennessä Aurinko saavuttaa ekliptiikan eteläisimmän pisteen (α = 18 tuntia) ja sen liike etelään pysähtyy, se "pysähtyy" jälleen. Tämä on talvipäivänseisaus. Aurinko nousee melkein kaakosta, laskee lounaaseen ja nousee keskipäivällä etelästä korkeuteen h = 90° - φ - e.

Ja sitten kaikki alkaa alusta - Auringon deklinaatio kasvaa, korkeus yläkulminaatiossa kasvaa, päivä pitenee, auringonnousun ja auringonlaskun pisteet siirtyvät pohjoiseen.

Maan ilmakehän valon sironnan vuoksi taivas jatkuu kirkkaana vielä jonkin aikaa auringonlaskun jälkeen. Tätä ajanjaksoa kutsutaan hämäriksi. Siviilihämärä (-8° -12°) ja tähtitieteelliset (h>-18°), minkä jälkeen yötaivaan kirkkaus pysyy suunnilleen vakiona.

Kesällä d = +e Auringon korkeus alemmassa kulminaatiossa on h = φ + e - 90°. Siksi leveysasteesta ~ 48°,5 pohjoiseen kesäpäivänseisauksen aikaan Aurinko laskeutuu alemmalla kulminaatiollaan alle 18° horisontin alapuolelle ja kesäyöt kirkastuvat tähtitieteellisen hämärän vuoksi. Vastaavasti φ > 54°,5 kesäpäivänseisauksena Auringon korkeus h > -12° - navigointihämärä kestää koko yön (Moskova putoaa tälle vyöhykkeelle, jossa ei pimene kolmeen kuukauteen vuodessa - alkaen toukokuun alusta elokuun alkuun). Pohjoisempana, φ > 58°,5, siviilihämärä ei enää pysähdy kesällä (tässä on Pietari kuuluisine "valkoisine öineen").

Lopuksi leveysasteella φ = 90° - e Auringon päivittäinen yhdensuuntaisuus koskettaa horisonttia päivänseisauksen aikana. Tämä leveysaste on napapiiri. Pohjoisempana aurinko ei laskeudu horisontin alapuolelle vähään aikaan kesällä - napapäivä laskee, ja talvella - se ei nouse - napayö.

Harkitse nyt enemmän eteläisiä leveysasteita. Kuten jo mainittiin, leveysasteen φ = 90° - e - 18° eteläpuolella yöt ovat aina pimeitä. Edelleen etelään päin Aurinko nousee aina korkeammalle mihin aikaan vuodesta tahansa, ja sen päivittäisen leveyden horisontin ylä- ja alapuolella olevien osien ero pienenee. Näin ollen päivän ja yön pituus, jopa päivänseisauksen aikana, eroaa yhä vähemmän. Lopuksi leveysasteella j = e kesäpäivänseisauksen Auringon päivittäinen leveyspiiri kulkee zeniitin läpi. Tätä leveysastetta kutsutaan pohjoiseksi trooppiksi, kesäpäivänseisauksen aikaan yhdessä tämän leveysasteen pisteistä aurinko on täsmälleen zeniitissään. Lopuksi päiväntasaajan kohdalla Auringon päivittäiset rinnakkaiset jaetaan aina horisontin avulla kahteen yhtä suureen osaan, eli siellä oleva päivä on aina yhtä suuri kuin yö, ja aurinko on zeniitissään päiväntasausten aikana.

Päiväntasaajan eteläpuolella kaikki on samanlaista kuin yllä, vain suurimman osan vuodesta (ja eteläisen trooppisen alueen eteläpuolella - aina) Auringon ylähuipentuma tapahtuu zeniitin pohjoispuolella.

Tähtääminen tiettyyn kohteeseen ja kaukoputken tarkentaminen .

LIPPU #5

1. Teleskoopin toimintaperiaate ja tarkoitus.

Teleskooppi, tähtitieteellinen väline taivaankappaleiden tarkkailuun. Hyvin suunniteltu teleskooppi pystyy keräämään sähkömagneettista säteilyä eri spektrin alueilla. Tähtitiedessä optinen teleskooppi on suunniteltu suurentamaan kuvaa ja keräämään valoa heikoista lähteistä, erityisesti paljaalla silmällä näkymättömistä, koska siihen verrattuna se pystyy keräämään enemmän valoa ja tarjoamaan korkean kulmaresoluution, joten suurennetussa kuvassa näkyy enemmän yksityiskohtia. Refraktoriteleskooppi käyttää suurta linssiä valon keräämiseen ja tarkentamiseen objektiivina, ja kuvaa tarkastellaan okulaarin läpi, joka koostuu yhdestä tai useammasta linssistä. Suurin ongelma taitettavien teleskooppien suunnittelussa on kromaattinen aberraatio (yksinkertaisen linssin luoma värireunus kuvan ympärille, koska eri aallonpituuksilla oleva valo keskittyy eri etäisyyksille.). Se voidaan poistaa käyttämällä kuperia ja koveraa linssiä, mutta tietyn kokorajan (halkaisijaltaan noin 1 metri) suurempia linssejä ei voida valmistaa. Siksi tällä hetkellä suositaan heijastavia teleskooppeja, joissa objektiivina käytetään peiliä. Ensimmäisen heijastavan kaukoputken keksi Newton suunnitelmansa mukaan, ns Newtonin järjestelmä. Nyt on olemassa useita menetelmiä kuvan tarkkailuun: Newton, Cassegrain-järjestelmät (tarkennusasento on kätevä valon tallentamiseen ja analysointiin muilla laitteilla, kuten fotometrillä tai spektrometrillä), kude (kaavio on erittäin kätevä, kun tarvitaan tilaa vieviä laitteita valoanalyysi), Maksutov (ns. meniski), Schmidt (käytetään, kun on tarpeen tehdä laajamittaisia ​​taivaantutkimuksia).

Optisten teleskooppien ohella on kaukoputkia, jotka keräävät sähkömagneettista säteilyä muilla alueilla. Esimerkiksi erityyppiset radioteleskoopit ovat laajalle levinneitä (parabolisella peilillä: kiinteä ja täyspyörivä; RATAN-600-tyyppi; vaiheittainen; radiointerferometrit). On myös kaukoputkia röntgen- ja gammasäteilyn havaitsemiseen. Koska jälkimmäinen imeytyy Maan ilmakehään, röntgenteleskoopit asennetaan yleensä satelliitteihin tai ilmassa oleviin luotain. Gammasäteilyastronomia käyttää satelliiteilla sijaitsevia teleskooppeja.

Planeetan vallankumousjakson laskeminen Keplerin kolmannen lain perusteella.

T s \u003d 1 vuosi

a z = 1 tähtitieteellistä yksikköä

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

LIPPU #6

Menetelmät aurinkokunnan kappaleiden etäisyyksien ja niiden koon määrittämiseksi.

Ensin määritetään etäisyys johonkin saavutettavaan pisteeseen. Tätä etäisyyttä kutsutaan perustaksi. Kulmaa, jossa kanta on näkyvissä saavuttamattomasta paikasta, kutsutaan parallaksi. Vaakaparallaksi on kulma, jossa Maan säde näkyy planeetalta kohtisuorassa näkölinjaan nähden.

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

tutkamenetelmä. Se koostuu siitä, että voimakas lyhytaikainen impulssi lähetetään taivaankappaleeseen, ja sitten heijastunut signaali vastaanotetaan. Radioaaltojen etenemisnopeus on yhtä suuri kuin valon nopeus tyhjiössä: tiedossa. Siksi, jos mittaat tarkasti ajan, joka kului signaalin saavuttamiseen taivaankappaleeseen ja palaamiseen takaisin, tarvittava etäisyys on helppo laskea.

Tutkahavaintojen avulla on mahdollista määrittää suurella tarkkuudella etäisyydet aurinkokunnan taivaankappaleisiin. Tällä menetelmällä etäisyydet Kuuhun, Venukseen, Merkuriukseen, Marsiin ja Jupiteriin on jalostettu.

Kuun lasersijainti. Pian tehokkaiden valosäteilyn lähteiden - optisten kvanttigeneraattoreiden (laserien) - keksimisen jälkeen alettiin tehdä kokeita kuun laserpaikannuksesta. Laserpaikannusmenetelmä on samanlainen kuin tutka, mutta mittaustarkkuus on paljon suurempi. Optinen sijainti mahdollistaa kuun ja maan pinnan valittujen pisteiden välisen etäisyyden määrittämisen senttimetrin tarkkuudella.

Maan koon määrittämiseksi määritä kahden samalla pituuspiirin pisteen välinen etäisyys ja sitten kaaren pituus l , vastaava 1° - n .

Aurinkokunnan kappaleiden koon määrittämiseksi voit mitata kulman, jossa ne näkyvät maanpäälliselle tarkkailijalle - valaisimen kulmasäde r ja etäisyys valaisimeen D.

Ottaen huomioon p 0 - tähden vaakaparallaksi ja että kulmat p 0 ja r ovat pieniä,

Tähtien kirkkauden määrittäminen sen kokoa ja lämpötilaa koskevien tietojen perusteella.

L - kirkkaus (Lc = 1)

R - säde (Rc = 1)

T - Lämpötila (Tc = 6000)

LIPPU #7

1. Spektrianalyysin ja ilmakehän ulkopuolisten havaintojen mahdollisuudet taivaankappaleiden luonteen tutkimiseen.

Sähkömagneettisen säteilyn hajoamista aallonpituuksiksi niiden tutkimiseksi kutsutaan spektroskopiaksi. Spektrianalyysi on tärkein astrofysiikassa käytetty tähtitieteellisten esineiden tutkimismenetelmä. Spektritutkimus antaa tietoa tähtitieteellisten kohteiden lämpötilasta, nopeudesta, paineesta, kemiallisesta koostumuksesta ja muista tärkeistä ominaisuuksista. Absorptiospektristä (tarkemmin sanottuna tiettyjen juovien esiintymisestä spektrissä) voidaan päätellä tähden ilmakehän kemiallinen koostumus. Spektrin intensiteetin avulla voidaan määrittää tähtien ja muiden kappaleiden lämpötila:

l max T = b, b on Wienin vakio. Voit oppia paljon tähdestä käyttämällä Doppler-efektiä. Vuonna 1842 hän totesi, että tarkkailijan hyväksymä aallonpituus λ on suhteessa säteilylähteen aallonpituuteen suhteella: , jossa V on lähteen nopeuden projektio näköviivalle. Laki, jonka hän löysi, oli nimeltään Dopplerin laki:. Viivojen siirtyminen tähden spektrissä suhteessa vertailuspektriin punaiselle puolelle osoittaa, että tähti on siirtymässä pois meistä, siirtyminen spektrin violetille puolelle osoittaa, että tähti lähestyy meitä. Jos spektrin viivat muuttuvat ajoittain, tähdellä on kumppani ja ne pyörivät yhteisen massakeskuksen ympärillä. Doppler-ilmiö mahdollistaa myös tähtien pyörimisnopeuden arvioinnin. Vaikka säteilevällä kaasulla ei ole suhteellista liikettä, yksittäisten atomien lähettämät spektriviivat siirtyvät suhteessa laboratorioarvoon epäsäännöllisen lämpöliikkeen vuoksi. Kaasun kokonaismassan osalta tämä ilmaistaan ​​spektriviivojen levenemisenä. Tässä tapauksessa spektriviivan Doppler-leveyden neliö on verrannollinen lämpötilaan. Siten säteilevän kaasun lämpötila voidaan päätellä spektriviivan leveydestä. Vuonna 1896 hollantilainen fyysikko Zeeman havaitsi spektrin viivojen jakamisen voimakkaassa magneettikentässä. Tällä vaikutuksella on nyt mahdollista "mittaa" kosmisia magneettikenttiä. Samanlainen vaikutus (kutsutaan Starkin efektiksi) havaitaan sähkökentässä. Se ilmenee, kun vahva sähkökenttä ilmestyy hetkeksi tähdeen.

Maan ilmakehä viivästyttää osaa avaruudesta tulevasta säteilystä. Sen läpi kulkeva näkyvä valo on myös vääristynyt: ilman liike hämärtää taivaankappaleiden kuvaa ja tähdet tuikkivat, vaikka niiden kirkkaus ei itse asiassa muutu. Siksi tähtitieteilijät alkoivat tehdä havaintoja avaruudesta 1900-luvun puolivälistä lähtien. Ilmakehän ulkopuoliset teleskoopit keräävät ja analysoivat röntgen-, ultravioletti-, infrapuna- ja gammasäteilyä. Kolmea ensimmäistä voidaan tutkia vain ilmakehän ulkopuolella, kun taas jälkimmäinen saavuttaa osittain maan pinnan, mutta sekoittuu itse planeetan IR:ään. Siksi on suositeltavaa viedä infrapunateleskoopit avaruuteen. Röntgensäteily paljastaa universumissa alueita, joissa energiaa vapautuu erityisen nopeasti (esimerkiksi mustat aukot), sekä muissa säteissä näkymättömiä esineitä, kuten pulsareita. Infrapunateleskoopit mahdollistavat optiikan piilossa olevien lämmönlähteiden tutkimisen laajalla lämpötila-alueella. Gammasäteilyn tähtitieteen avulla voidaan havaita elektroni-positroniannihilaatiolähteitä, ts. korkeat energialähteet.

2. Määritetään Auringon deklinaatio tiettynä päivänä tähtikartalta ja lasketaan sen korkeus keskipäivällä.

h - valaisimen korkeus

LIPPU #8

Ulkoavaruuden tutkimuksen ja kehittämisen tärkeimmät suunnat ja tehtävät.

Nykyaikaisen tähtitieteen pääongelmat:

Ei ole ratkaisua moniin erityisiin kosmogonian ongelmiin:

· Kuinka Kuu muodostui, kuinka renkaat muodostuivat jättiläisplaneettojen ympärille, miksi Venus pyörii hyvin hitaasti ja vastakkaiseen suuntaan;

Tähtien astronomiassa:

· Auringosta ei ole olemassa yksityiskohtaista mallia, joka pystyisi selittämään tarkasti kaikki sen havaitut ominaisuudet (erityisesti neutriinojen virtaus ytimestä).

· Joistakin tähtien toiminnan ilmenemismuodoista ei ole yksityiskohtaista fyysistä teoriaa. Esimerkiksi supernovaräjähdyksen syyt eivät ole täysin selviä; ei ole täysin selvää, miksi joidenkin tähtien läheisyydestä sinkoutuu kapeita kaasusuihkuja. Erityisen hämmentäviä ovat kuitenkin lyhyet gammasäteiden välähdykset, joita esiintyy säännöllisesti eri suuntiin taivaalla. Ei ole edes selvää, liittyvätkö ne tähtiin tai muihin esineisiin ja millä etäisyydellä ne ovat meistä.

Galaktisessa ja ekstragalaktisessa tähtitiedessä:

· Piilomassan ongelmaa ei ole ratkaistu, mikä johtuu siitä, että galaksien ja galaksijoukkojen gravitaatiokenttä on useita kertoja vahvempi kuin havaittava aine pystyy tarjoamaan. Todennäköisesti suurin osa maailmankaikkeuden aineesta on edelleen piilossa tähtitieteilijöiltä;

· Galaksien muodostumisesta ei ole yhtenäistä teoriaa;

· Kosmologian pääongelmia ei ole ratkaistu: Universumin syntymästä ei ole täydellistä fyysistä teoriaa ja sen kohtalo tulevaisuudessa on epäselvä.

Tässä on joitain kysymyksiä, joihin tähtitieteilijät toivovat saavansa vastauksen 2000-luvulla:

· Onko lähellä olevilla tähdillä maanpäällisiä planeettoja ja onko niillä biosfäärejä (onko heillä elämää)?

Mitkä prosessit edistävät tähtien muodostumista?

· Miten biologisesti tärkeät kemialliset alkuaineet, kuten hiili ja happi, muodostuvat ja jakautuvat galaksissa?

· Ovatko mustat aukot energianlähde aktiivisille galakseille ja kvasaareille?

Missä ja milloin galaksit muodostuivat?

· Laajentuuko maailmankaikkeus ikuisesti vai korvataanko sen laajeneminen romahtamalla?

LIPPU #9

Keplerin lait, niiden löytö, merkitys ja sovellettavuuden rajat.

Saksalainen tähtitieteilijä Johannes Kepler johdatti empiirisesti kolme planeetan liikkeen lakia suhteessa aurinkoon 1600-luvun alussa. Tämä tuli mahdolliseksi tanskalaisen tähtitieteilijän Tycho Brahen monivuotisten havaintojen ansiosta.

Ensimmäinen Keplerin laki. Jokainen planeetta liikkuu ellipsissä, jossa Aurinko on yhdessä polttopisteistään ( e = c / a, missä kanssa on etäisyys ellipsin keskipisteestä sen tarkkuuteen, a- iso puoliakseli, e - epäkeskisyys ellipsi. Mitä suurempi e, sitä enemmän ellipsi eroaa ympyrästä. Jos kanssa= 0 (keskipisteet osuvat keskipisteeseen), sitten e = 0 ja ellipsi muuttuu ympyräksi, jonka säde a).

Toinen Keplerin laki (tasa-alojen laki). Planeetan sädevektori kuvaa yhtäläiset alueet yhtäläisin aikavälein. Toinen tämän lain muotoilu: planeetan sektorinopeus on vakio.

Kolmas Keplerin laki. Auringon ympärillä olevien planeettojen kiertoratajaksojen neliöt ovat verrannollisia niiden elliptisten kiertoratojen puolipääakseleiden kuutioihin.

Ensimmäisen lain modernia muotoilua täydennetään seuraavasti: häiriöttömässä liikkeessä liikkuvan kappaleen kiertorata on toisen kertaluvun käyrä - ellipsi, paraabeli tai hyperbola.

Toisin kuin kaksi ensimmäistä, Keplerin kolmas laki koskee vain elliptisiä ratoja.

Planeetan nopeus periheliossa: , jossa V c = ympyränopeus kohdassa R = a.

Nopeus aphelionissa:.

Kepler löysi lakinsa empiirisesti. Newton johti Keplerin lait universaalin painovoiman laista. Taivaankappaleiden massojen määrittämisessä Newtonin Keplerin kolmannen lain yleistys mihin tahansa kiertävien kappaleiden järjestelmään on erittäin tärkeä. Yleistetyssä muodossa tämä laki muotoillaan yleensä seuraavasti: kahden Auringon ympäri olevan kappaleen kierroksen jaksojen T 1 ja T 2 neliöt kerrottuna kunkin kappaleen massojen summalla (M 1 ja M 2, vastaavasti) ja aurinko (M s), liittyvät niiden kiertoradan puolipääakseleiden a 1 ja a 2 kuutioina: . Tässä tapauksessa kappaleiden M 1 ja M 2 välistä vuorovaikutusta ei oteta huomioon. Jos jätämme huomiotta näiden kappaleiden massat verrattuna Auringon massaan, niin saamme Keplerin itsensä antaman kolmannen lain muotoilun: Keplerin kolmas laki voidaan ilmaista myös kiertoradan jakson T välisenä suhteena. kappale, jonka massa on M ja kiertoradan puolipääakseli a: . Keplerin kolmatta lakia voidaan käyttää kaksoistähtien massan määrittämiseen.

Objektin (planeetta, komeetta jne.) piirtäminen tähtikartalle määritettyjen koordinaattien mukaan.

LIPPU #10

Maaplaneetat: Merkurius, Mars, Venus, Maa, Pluto. Ne ovat kooltaan ja massaltaan pieniä, näiden planeettojen keskimääräinen tiheys on useita kertoja suurempi kuin veden tiheys. Ne pyörivät hitaasti akselinsa ympäri. Heillä on vähän satelliitteja. Maanpäällisillä planeetoilla on kiinteät pinnat. Maan planeettojen samankaltaisuus ei sulje pois merkittävää eroa. Esimerkiksi Venus, toisin kuin muut planeetat, pyörii päinvastaiseen suuntaan kuin sen liike Auringon ympäri ja on 243 kertaa hitaampi kuin Maa. Pluto on pienin planeetoista (Pluton halkaisija = 2260 km, satelliitti - Charon on 2 kertaa pienempi, suunnilleen sama kuin Maa - Kuu -järjestelmä, ne ovat "kaksoisplaneetta"), mutta fyysisiltä ominaisuuksiltaan se on lähellä tätä ryhmää.

Merkurius. Paino: 3*10 23 kg (0,055 maata) R-kiertorata: 0,387 AU D-planeetat: 4870 km Ilmakehän ominaisuudet: Auringosta ei käytännössä ole ilmakehää, heliumia ja vetyä, planeetan tulistetun pinnan vapauttamaa natriumia. Pinta: kuoppainen kraattereilla, halkaisijaltaan 1300 km:n syvennys, nimeltään "Caloris Basin" Ominaisuudet: Päivä kestää kaksi vuotta.

Venus. Paino: 4,78*10 24 kg R-kiertorata: 0,723 AU D-planeetat: 12100 km Ilmakehän koostumus: Pääasiassa hiilidioksidia typen ja hapen seosten kanssa, rikki- ja fluorivetyhapon kondensaattipilviä. Pinta: Kivistä aavikkoa, suhteellisen tasaista, vaikka kraattereitakin on Ominaisuudet: Paine lähellä pintaa on 90 kertaa suurempi kuin maan päällä, käänteinen pyöriminen kiertoradalla, voimakas kasvihuoneilmiö (T=475 0 С).

Maapallo . R-kiertoradat: 1 AU (150 000 000 km) R-planeetat: 6400 km Ilmakehän koostumus: 78 % typpeä, 21 % happea ja hiilidioksidia. Pinta: monipuolisin. Ominaisuudet: Paljon vettä, elämän syntymiselle ja olemassaololle välttämättömät olosuhteet. On 1 satelliitti - Kuu.

Mars. Paino: 6,4*1023 kg R-kiertorata: 1,52 AU (228 miljoonaa km) D-planeetat: 6670 km Ilmakehän koostumus: Hiilidioksidi epäpuhtauksilla. Pinta: Kraatterit, Mariner Valley, Mount Olympus - järjestelmän korkein Ominaisuudet: Napakorkeissa paljon vettä, oletettavasti ennen kuin ilmasto oli sopiva hiilipohjaiselle orgaaniselle elämälle, ja Marsin ilmaston kehitys on palautuvaa. On 2 satelliittia - Phobos ja Deimos. Phobos putoaa hitaasti kohti Marsia.

Pluto/Charon.

Paino: 1,3*10 23 kg/ 1,8*10 11 kg

R-kiertoradat: 29,65-49,28 AU

D-planeetat: 2324/1212 km

Ilmakehän koostumus: Ohut kerros metaania

Ominaisuudet: Kaksoisplaneetta, mahdollisesti planetesemaalinen, kiertorata ei ole muiden kiertoratojen tasolla. Pluto ja Charon kohtaavat aina toisiaan samalla puolella.

Jättiplaneetat: Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus.

Niillä on suuret koot ja massat (Jupiterin massa > Maan massa 318 kertaa, tilavuuden mukaan 1320 kertaa). Jättiplaneetat pyörivät hyvin nopeasti akselinsa ympäri. Tämän seurauksena on paljon puristusta. Planeetat sijaitsevat kaukana Auringosta. Niitä erottaa suuri määrä satelliitteja (Jupiterilla -16, Saturnuksella 17, Uranuksella 16, Neptunuksella 8). Jättiplaneettojen ominaisuus on hiukkasista ja lohkoista koostuvat renkaat. Näillä planeetoilla ei ole kiinteitä pintoja, niiden tiheys on pieni, ne koostuvat pääasiassa vedystä ja heliumista. Ilmakehän kaasumainen vety siirtyy nesteeseen ja sitten kiinteään faasiin. Samalla nopea pyöriminen ja se, että vedystä tulee sähkönjohdin, aiheuttaa näille planeetoille merkittäviä magneettikenttiä, jotka vangitsevat Auringosta lentäviä varautuneita hiukkasia ja muodostavat säteilyvöitä.

Jupiter Paino: 1,9*10 27 kg R-kiertorata: 5,2 AU D-planeetat: 143 760 km päiväntasaajalla Koostumus: Vety ja heliumia epäpuhtauksia. Satelliitit: Europassa on paljon vettä, Ganymede jäällä, Io rikkitulivuorella. Ominaisuudet: Suuri punainen piste, melkein tähti, 10% säteilystä on omaa, vetää Kuuta pois meiltä (2 metriä vuodessa).	Saturnus. Paino: 5,68* 10 26 R-kiertoradat: 9,5 AU D-planeetat: 120 420 km Koostumus: Vety ja helium. Kuut: Titan on Merkuriusta suurempi ja siinä on ilmakehä. Ominaisuudet: Kauniit renkaat, alhainen tiheys, monet satelliitit, magneettikentän navat lähes yhtenevät pyörimisakselin kanssa.
Uranus Paino: 8,5*1025kg R-kiertorata: 19,2 AU D-planeetat: 51 300 km Ainesosat: Metaani, ammoniakki. Satelliitit: Mirandalla on erittäin vaikea maasto. Ominaisuudet: Pyörimisakseli on suunnattu aurinkoon, ei säteile omaa energiaansa, suurin magneettisen akselin poikkeamakulma pyörimisakselista.	Neptunus. Paino: 1*10 26 kg R-kiertorata: 30 AU D-planeetat: 49500 km Ainesosat: Metaani, ammoniakki, vetyatmosfääri.. Kuut: Tritonissa on typpi-ilmakehä, vesi. Ominaisuudet: Säteilee 2,7 kertaa enemmän absorboitunutta energiaa.

Taivaanpallon mallin asettaminen tietylle leveysasteelle ja sen orientaatio horisontin sivuille.

LIPPU #11

Kuun ja planeettojen satelliittien erityispiirteet.

Kuu on maapallon ainoa luonnollinen satelliitti. Kuun pinta on erittäin epähomogeeninen. Tärkeimmät suuret muodostelmat - meret, vuoret, kraatterit ja ehkä kirkkaat säteet - ovat aineen päästöjä. Meret, tummat, sileät tasangot, ovat painaumia, jotka ovat täynnä jähmettynyttä laavaa. Niistä suurimman halkaisijat ylittävät 1000 km. DR. kolmen tyyppiset muodostelmat ovat todennäköisesti seurausta kuun pinnan pommituksista aurinkokunnan olemassaolon alkuvaiheessa. Pommitukset kestivät useita satoja miljoonia vuosia, ja roskat asettuivat kuun ja planeettojen pinnalle. Asteroidien sirpaleita, joiden halkaisija oli satoja kilometrejä pienimpiin pölyhiukkasiin asti, muodostui Ch. yksityiskohtia kuusta ja kiven pintakerroksesta. Pommitusjaksoa seurasi merien täyttyminen basalttilaavalla, joka syntyi Kuun sisäosan radioaktiivisen kuumenemisen seurauksena. Avaruusinstrumentit. Apollo-sarjan laitteet tallensivat kuun seismisen aktiivisuuden, ns. l shokki. Astronautien Maahan tuomat näytteet kuun maaperästä osoittivat, että L. 4,3 miljardin vuoden ikä, luultavasti sama kuin maapallo, koostuu samasta kemikaalista. alkuaineita kuin Maa, samalla likimääräisellä suhteella. L.:ssä ei ole eikä luultavasti koskaan ollutkaan ilmapiiriä, eikä ole mitään syytä väittää, että siellä olisi koskaan ollut elämää. Uusimpien teorioiden mukaan L. muodostui Marsin ja nuoren Maan kokoisten planetesimaalien törmäysten seurauksena. Kuun pinnan lämpötila saavuttaa 100 °C kuun päivänä ja laskee -200 °C kuun yönä. L.:ssä ei ole eroosiota väitteelle. hidas kivien tuhoutuminen vuorottelevan lämpölaajenemisen ja -supistumisen vuoksi sekä satunnaiset äkilliset paikalliset katastrofit meteoriittien törmäyksistä.

L.:n massa mitataan tarkasti tutkimalla hänen taiteensa, satelliittien kiertoradat, ja se on suhteessa Maan massaan 1/81,3; sen halkaisija 3476 km on 1/3,6 Maan halkaisijasta. L. on ellipsoidin muotoinen, vaikka kolme keskenään kohtisuoraa halkaisijaa eroavat toisistaan ​​enintään kilometrin. L.:n pyörimisjakso on yhtä suuri kuin kierrosjakso Maan ympäri, joten librationin vaikutuksia lukuun ottamatta se kääntyy aina toiselta puolelta sitä kohti. ke tiheys on 3330 kg/m 3, mikä on hyvin lähellä maankuoren alla olevien pääkivien tiheyttä, ja painovoima kuun pinnalla on 1/6 maan voimasta. Kuu on Maata lähinnä oleva taivaankappale. Jos Maa ja Kuu olisivat pistemassoja tai jäykkiä palloja, joiden tiheys muuttuu vain etäisyyden mukaan keskustasta, eikä muita taivaankappaleita olisi, niin Kuun kiertorata Maan ympäri olisi muuttumaton ellipsi. Kuitenkin Aurinko ja paljon vähemmässä määrin planeetat kohdistavat painovoimaa. vaikutus kiertoradalle aiheuttaen sen kiertoradan elementtien häiriön; siksi puolipääakseli, epäkeskisyys ja kaltevuus ovat jatkuvasti alttiina syklisille häiriöille, jotka värähtelevät keskiarvojen ympärillä.

Luonnolliset satelliitit, planeetta kiertävä luonnollinen kappale. Aurinkokunnassa tunnetaan yli 70 erikokoista kuuta, ja uusia löydetään jatkuvasti. Seitsemän suurinta satelliittia ovat Kuu, neljä Galilean satelliittia Jupiter, Titan ja Triton. Kaikkien niiden halkaisija on yli 2500 km ja ne ovat pieniä "maailmoja", joilla on monimutkainen geologia. historia; joissakin on tunnelmaa. Kaikkien muiden satelliittien mitat ovat verrattavissa asteroideihin, ts. 10-1500 km. Ne voivat koostua kivestä tai jäästä, jonka muoto vaihtelee lähes pallomaisesta epäsäännölliseen, ja pinta on joko ikiaikainen lukuisine kraattereineen tai pinnanalaisen toiminnan muuttama. Ratakoot vaihtelevat alle kahdesta useaan sataan planeetan säteeseen, kierrosaika on useista tunteista yli vuoteen. Uskotaan, että jotkut satelliitit vangittiin planeetan painovoiman vaikutuksesta. Niillä on epäsäännölliset kiertoradat ja ne kääntyvät joskus vastakkaiseen suuntaan kuin planeetan kiertoradalla Auringon ympärillä (ns. käänteinen liike). Orbits S.e. voi olla voimakkaasti kalteva planeetan kiertoradan tasoon nähden tai hyvin pitkänomainen. Laajennetut järjestelmät S.e. säännöllisillä kiertoradoilla neljän jättiplaneetan ympärillä, luultavasti syntyi emoplaneettaa ympäröivästä kaasu- ja pölypilvestä, samalla tavalla kuin planeettojen muodostuminen protosolaarisumussa. S.e. pienempi kuin muutama. sadat kilometrit ovat muodoltaan epäsäännöllisiä ja ne muodostuvat todennäköisesti suurempien kappaleiden tuhoisissa törmäyksissä. Ulk. aurinkokunnan alueilla, ne kiertävät usein renkaiden lähellä. Orbitaalielementit alanumero Kaakkoisalueet, erityisesti epäkeskisyydet, ovat alttiina voimakkaille Auringon aiheuttamille häiriöille. Useita parit ja jopa kolminkertaiset S.e. ovat kiertojaksoja, jotka liittyvät yksinkertaiseen suhteeseen. Esimerkiksi Jupiterin kuun Europan jakso on melkein puolet Ganymeden jaksosta. Tätä ilmiötä kutsutaan resonanssiksi.

Merkuriusplaneetan näkyvyyden olosuhteiden määrittäminen "School Astronomical Calendar" -kalenterin mukaan.

LIPPU #12

Komeetat ja asteroidit. Aurinkokunnan alkuperää koskevien nykyaikaisten ideoiden perusteet.

Komeetta, aurinkokunnan taivaankappale, joka koostuu jää- ja pölyhiukkasista, liikkuu erittäin pitkänomaisilla kiertoradoilla kaukana Auringosta, ja ne näyttävät heikosti valoisilta soikeilta täpliltä. Kun se lähestyy aurinkoa, tämän ytimen ympärille muodostuu kooma (lähes pallomainen kaasu- ja pölykuori, joka ympäröi komeetan päätä sen lähestyessä Aurinkoa. Tämä aurinkotuulen jatkuvasti puhaltama "ilmakehä" täydentyy kaasulla ja pölyllä pakenemassa ytimestä Komeetan halkaisija saavuttaa 100 tuhatta km Kaasun ja pölyn pakonopeus on useita kilometrejä sekunnissa suhteessa ytimeen ja ne hajoavat planeettojenvälisessä avaruudessa osittain komeetan hännän kautta.) ja hännän (Kaasun ja pölyn pölyvirtaus, joka muodostuu kevyen paineen vaikutuksesta ja vuorovaikutuksesta aurinkotuulen kanssa komeetan ilmakehän avaruudesta. Useimmissa komeetoissa X. ilmestyy, kun ne lähestyvät aurinkoa alle 2 AU:n etäisyydellä X. on aina suunnattu Auringosta. Kaasumainen X. muodostuu ytimestä sinkoutuneista ionisoiduista molekyyleistä, auringon säteilyn vaikutuksesta on sinertävä väri, selkeät rajat, tyypillinen leveys 1 miljoonaa km, pituus - kymmeniä miljoonia kilometrejä. X:n rakenne voi muuttua huomattavasti useiden vuosien aikana. tuntia. Yksittäisten molekyylien nopeus vaihtelee 10-100 km/s. Dust X. on hajanaisempaa ja kaareutuvampaa, ja sen kaarevuus riippuu pölyhiukkasten massasta. Pölyä vapautuu jatkuvasti ytimestä ja kaasuvirtaus kuljettaa sitä pois.). Keskusta, osaa K.:sta kutsutaan ytimeksi ja se on jäinen kappale - aurinkokunnan muodostumisen aikana muodostuneiden valtavien jäisten planetesimaalien jäännökset. Nyt ne ovat keskittyneet reuna-alueille - Oort-Epic-pilveen. Ytimen keskimassa K. 1-100 miljardia kg, halkaisija 200-1200 m, tiheys 200 kg / m 3 ("/5 veden tiheys). Sydämissä on onteloita. Nämä ovat epävakaita muodostumia, jotka koostuvat kolmasosa jäästä ja kaksi kolmasosaa pölystä. Jää on pääosin vettä, mutta siinä on myös muiden yhdisteiden epäpuhtauksia.Jokaisella palatessaan aurinkoon jää sulaa, kaasumolekyylit poistuvat ytimestä ja vetää mukanaan pöly- ja jäähiukkasia Niiden kanssa ytimen ympärille muodostuu pallomainen kuori - kooma, pitkä auringosta poispäin suunnattu plasmapyrstö ja pölypyrstö. Energiahäviön määrä riippuu ytimen peittävän pölyn määrästä ja etäisyydestä Auringosta perihelionissa Halley's Comet lähietäisyydeltä vahvisti monia teorioita K:n rakenteesta.

K. on yleensä nimetty niiden löytäjien mukaan, mikä osoittaa vuoden, jolloin ne viimeksi havaittiin. Jaettu lyhytaikaisiin ja pitkällä aikavälillä. lyhyt aika K. pyörivät Auringon ympäri usean ajanjakson ajan. vuotta, ke. OK. 8 vuotta; lyhimmän ajanjakson - hieman yli 3 vuotta - on K. Enke. Nämä K. nappasivat painovoiman. Jupiterin kenttään ja alkoi pyöriä suhteellisen pienillä kiertoradoilla. Tyypillisen perihelion etäisyys on 1,5 AU. ja romahtaa kokonaan 5 tuhannen kierroksen jälkeen aiheuttaen meteorisuihkun. Tähtitieteilijät havaitsivat K. Westin rappeutumisen vuonna 1976 ja K. * Bielin. Päinvastoin, kiertojaksot ovat pitkiä. C. voi nousta 10 tuhannen tai jopa miljoonan vuoden ikään, ja niiden apelia voi olla kolmanneksella lähimpien tähtien etäisyydestä. Tällä hetkellä tunnetaan noin 140 lyhytjaksoista ja 800 pitkän jakson tähtiä. joka vuosi noin 30 uutta K. Tietomme näistä kohteista on puutteellisia, koska ne havaitaan vasta kun ne lähestyvät Aurinkoa noin 2,5 AU:n etäisyydellä Oletetaan, että noin biljoona K kääntyy Auringon ympäri.

Asteroidi(asteroidi), pieni planeetta, jolla on lähes pyöreä kiertorata, joka sijaitsee lähellä ekliptiikan tasoa Marsin ja Jupiterin kiertoradan välissä. Äskettäin löydetyille A.:ille annetaan sarjanumero niiden kiertoradan määrittämisen jälkeen, joka on riittävän tarkka, jotta A. "ei katoa". Vuonna 1796 ranskalaiset. tähtitieteilijä Joseph Gerome Lalande ehdotti Boden säännön ennustaman "puuttuneen" planeetan etsimistä Marsin ja Jupiterin väliltä. Uudenvuodenaattona 1801 italialainen. tähtitieteilijä Giuseppe Piazzi löysi Ceresin havaintojensa aikana tähtiluettelon laatimiseksi. Saksan kieli tiedemies Carl Gauss laski sen kiertoradan. Tähän mennessä tunnetaan noin 3500 asteroidia. Ceresin, Pallaksen ja Vestan säteet ovat vastaavasti 512, 304 ja 290 km, loput ovat pienempiä. Arvioiden mukaan luvussa. hihna on n. 100 miljoonaa A., niiden kokonaismassa on ilmeisesti noin 1/2200 tällä alueella alun perin olleesta massasta. Modernin synty A. liittyy ehkä planeetan (perinteisesti nimeltään Phaeton, nykyaikainen nimi - Olbersin planeetta) tuhoutumiseen törmäyksen seurauksena toisen kehon kanssa. Havaitun A.:n pinnat koostuvat metalleista ja kivistä. Koostumuksesta riippuen asteroidit jaetaan tyyppeihin (C, S, M, U). U-tyypin saattuetta ei tunnistettu.

A. ovat myös ryhmitelty kiertoradan elementtien mukaan muodostaen ns. Hirayama-perhe. Useimpien A.:n kiertoaika on noin. kello 8 Kaikki A., joiden säde on alle 120 km, ovat muodoltaan epäsäännöllisiä, kiertoradat ovat painovoiman alaisia. Jupiterin vaikutus. Tämän seurauksena A.:n jakautumisessa on aukkoja pitkin kiertoradan puolipääakseleita, joita kutsutaan Kirkwood-luukuiksi. A. Näihin luukkuihin putoamisessa olisi jaksoja, jotka ovat Jupiterin kiertoradan kerrannaisia. Näiden luukkujen asteroidiradat ovat erittäin epävakaita. Int. ja alanumero A.-vyön reunat ovat alueilla, joilla tämä suhde on 1:4 ja 1:2. A.

Kun prototähti supistuu, se muodostaa ainekiekon tähden ympärille. Osa tämän kiekon aineesta putoaa takaisin tähden päälle tottelemalla painovoimaa. Levylle jäänyt kaasu ja pöly jäähdytetään vähitellen. Kun lämpötila laskee tarpeeksi alhaiseksi, levyn materiaali alkaa kerääntyä pieniksi kokkareiksi - kondenssiveden taskuiksi. Näin syntyy planetesimaalia. Aurinkokunnan muodostumisen aikana osa planetesimaaleista romahti törmäysten seurauksena, kun taas toiset sulautuivat muodostaen planeettoja. Aurinkokunnan ulkoosaan muodostui suuria planeetan ytimiä, jotka pystyivät pitämään kiinni jonkin verran kaasua primääripilven muodossa. Auringon vetovoima piti raskaampia hiukkasia, eivätkä ne kyenneet muodostumaan planeetoiksi vuorovesivoimien vaikutuksesta pitkään aikaan. Tämä oli "kaasujättiläisten" - Jupiterin, Saturnuksen, Uranuksen ja Neptunuksen - muodostumisen alku. He luultavasti kehittivät omia minilevyjä kaasusta ja pölystä, jotka lopulta muodostivat kuita ja renkaita. Lopuksi, sisäisessä aurinkokunnassa kiinteä aine muodostaa Merkuriuksen, Venuksen, Maan ja Marsin.

Venuksen planeetan näkyvyyden olosuhteiden määrittäminen "koulun tähtitieteellisen kalenterin" mukaan.

LIPPU #13

Aurinko on kuin tyypillinen tähti. Sen tärkeimmät ominaisuudet.

Aurinko, aurinkokunnan keskuskappale, on kuuma plasmapallo. Tähti, jonka ympäri maapallo pyörii. Tavallinen pääsarjan tähti spektrityyppiä G2, itsevalaiseva kaasumainen massa, joka koostuu 71 % vedystä ja 26 % heliumista. Absoluuttinen magnitudi on +4,83, tehollinen pintalämpötila on 5770 K. Auringon keskipisteessä se on 15 * 10 6 K, mikä antaa paineen, joka kestää painovoiman, joka on 27 kertaa suurempi pinnalla. aurinko (fotosfääri) kuin maan päällä. Tällainen korkea lämpötila johtuu lämpöydinreaktioista, joissa vedy muuttuu heliumiksi (protoni-protonireaktio) (energian tuotto fotosfäärin pinnalta 3,8 * 10 26 W). Aurinko on tasapainossa pallosymmetrinen kappale. Fyysisten olosuhteiden muutoksesta riippuen Aurinko voidaan jakaa useisiin samankeskisiin kerroksiin, jotka muuttuvat vähitellen toisikseen. Lähes kaikki Auringon energia tuotetaan keskialueella - ydin, jossa ydinfuusioreaktio tapahtuu. Ydin vie alle 1/1000 tilavuudestaan, tiheys on 160 g/cm 3 (fotosfäärin tiheys on 10 miljoonaa kertaa pienempi kuin veden tiheys). Auringon valtavan massan ja sen aineen opasiteetin vuoksi säteily kulkee ytimestä fotosfääriin hyvin hitaasti - noin 10 miljoonaa vuotta. Tänä aikana röntgensäteilyn taajuus pienenee ja siitä tulee näkyvää valoa. Ydinreaktioissa syntyvät neutriinot poistuvat kuitenkin vapaasti Auringosta ja antavat periaatteessa suoraa tietoa ytimestä. Havaitun ja teoreettisesti ennustetun neutriinovuon välinen ero on aiheuttanut vakavia kiistoja Auringon sisäisestä rakenteesta. Säteen viimeisellä 15 %:lla on konvektiivinen vyöhyke. Konvektiivisilla liikkeillä on myös rooli virtojen synnyttämien magneettikenttien kuljettamisessa sen pyörivissä sisäkerroksissa, mikä ilmenee muodossa auringon aktiivisuus, voimakkaimmat kentät havaitaan auringonpilkkuissa. Fotosfäärin ulkopuolella on auringon ilmakehä, jossa lämpötila saavuttaa vähimmäisarvon 4200 K ja nousee sitten uudelleen johtuen subfotofäärisen konvektion synnyttämien shokkiaaltojen hajoamisesta kromosfäärissä, jossa se nousee jyrkästi arvoon 2 * 10 6 K, koronalle ominaista. Jälkimmäisen korkea lämpötila johtaa plasman jatkuvaan ulosvirtaukseen planeettojen väliseen tilaan aurinkotuulen muodossa. Joillakin alueilla magneettikentän voimakkuus voi kasvaa nopeasti ja voimakkaasti. Tähän prosessiin liittyy koko aurinkoaktiivisuuden ilmiöiden kompleksi. Näitä ovat auringonpurkaukset (kromosfäärissä), korotukset (auringon koronassa) ja koronareiät (koronan erityisalueet).

Auringon massa on 1,99 * 10 30 kg, keskimääräinen säde, joka määräytyy noin pallomaisen fotosfäärin perusteella, on 700 000 km. Tämä vastaa 330 000 massaa ja 110 maan sädettä; Aurinkoon mahtuu 1,3 miljoonaa sellaista kappaletta kuin Maa. Auringon pyöriminen aiheuttaa sen pintamuodostelmien, kuten auringonpilkkujen, liikkeen fotosfäärissä ja sen yläpuolella olevissa kerroksissa. Keskimääräinen kiertoaika on 25,4 päivää ja päiväntasaajalla se on 25 päivää ja navoilla - 41 päivää. Pyöriminen johtuu aurinkolevyn puristamisesta, joka on 0,005%.

Mars-planeetan näkyvyyden olosuhteiden määrittäminen "School Astronomical Calendar" -kalenterin mukaan.

LIPPU #14

Auringon toiminnan tärkeimmät ilmentymät, niiden yhteys geofysikaalisiin ilmiöihin.

Auringon aktiivisuus on seurausta tähden keskikerrosten konvektiosta. Syy tähän ilmiöön on siinä, että ytimestä tuleva energiamäärä on paljon suurempi kuin lämmönjohtavuuden avulla poistuva energia. Konvektio aiheuttaa voimakkaita magneettikenttiä, joita virrat synnyttävät konvektioissa kerroksissa. Maahan vaikuttavan auringon toiminnan tärkeimmät ilmentymät ovat auringonpilkut, aurinkotuuli ja ulkonevat.

auringonpilkkuja, muodostumia Auringon fotosfäärissä, on havaittu muinaisista ajoista lähtien, ja nykyään niitä pidetään fotosfäärin alueina, joiden lämpötila on 2000 K matalampi kuin ympäröivillä voimakkaan magneettikentän vuoksi. (noin 2000 gaussia). S.p. koostuvat suhteellisen tummasta keskustasta, osasta (varjo) ja vaaleammasta kuituisesta penumbrasta. Kaasun virtausta varjosta penumbraan kutsutaan Evershed-ilmiöksi (V=2km/s). S.p. ja niiden ulkonäkö muuttuu 11 vuoden aikana auringon aktiivisuussykli tai auringonpilkkusykli, jota kuvataan Spörerin lailla ja havainnollistetaan graafisesti Maunderin perhoskaaviolla (pisteiden liikkuminen leveysasteella). Zürichin suhteellinen auringonpilkkuluku osoittaa S.p:n peittämän kokonaispinta-alan. Pitkän aikavälin vaihtelut ovat päällekkäisiä 11 vuoden pääjaksolla. Esimerkiksi S.p. vaihda magneetti. polariteetti 22-vuotisen auringon aktiivisuussyklin aikana. Mutta naib, silmiinpistävä esimerkki pitkän aikavälin vaihtelusta, on minimi. Maunder (1645-1715), kun S.p. olivat poissa. Vaikka on yleisesti hyväksyttyä, että vaihtelut S.p. magneettikentän diffuusio määrittää pyörivästä auringon sisäpuolelta, prosessia ei ole vielä täysin ymmärretty. Auringonpilkkujen voimakas magneettikenttä vaikuttaa Maan kenttään aiheuttaen radiohäiriöitä ja revontulia. on useita kiistattomat lyhytaikaiset vaikutukset, väite pitkän aikavälin olemassaolosta. ilmaston ja S.p.:n määrän välinen suhde, erityisesti 11 vuoden sykli, on erittäin kiistanalainen, koska tietojen tarkkaa tilastollista analyysiä suoritettaessa on vaikea täyttää edellytykset.

aurinkoinen tuuli Auringon koronan korkean lämpötilan plasman (elektronit, protonit, neutronit ja hadronit) ulosvirtaus, voimakkaiden radiospektriaaltojen säteily, röntgensäteet ympäröivään tilaan. Muodostaa ns. heliosfääri ulottuu 100 AU:iin. auringosta. Aurinkotuuli on niin voimakas, että se voi vahingoittaa komeettojen ulkokerroksia ja aiheuttaa "häntä" muodostumisen. S.V. ionisoi ilmakehän ylempiä kerroksia, minkä seurauksena otsonikerros muodostuu, aiheuttaa revontulia ja radioaktiivisen taustan kasvua ja radiohäiriöitä paikoissa, joissa otsonikerros tuhoutuu.

Auringon viimeisin aktiivisuus oli suurin vuonna 2001. 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.

2. Jupiterin planeetan näkyvyyden olosuhteiden määrittäminen "School Astronomical Calendar" -kalenterin mukaan.

LIPPU #15

Menetelmät etäisyyksien määrittämiseksi tähtiin, etäisyyden yksiköt ja niiden välinen suhde.

Etäisyyden mittaamiseen aurinkokunnan kappaleisiin käytetään parallaksimenetelmää. 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 (p), jossa tähdestä voi nähdä maan kiertoradan puolipääakselin, jos se on kohtisuorassa näkölinjaan nähden.

a on maan kiertoradan puolipääakseli,

p on vuotuinen parallaksi.

Parsec-yksikköä käytetään myös. Parsek on 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.

Jos tähtien absoluuttinen ja näennäinen magnitudi tunnetaan, niin etäisyys tähtiin voidaan määrittää kaavalla lg(r)=0.2*(m-M)+1

Kuun näkyvyyden olosuhteiden määrittäminen "koulun tähtitieteellisen kalenterin" mukaan.

LIPPU #16

Tähtien tärkeimmät fyysiset ominaisuudet, näiden ominaisuuksien suhde. Tähtien tasapainon ehdot.

Tähtien tärkeimmät fyysiset ominaisuudet: valoisuus, absoluuttinen ja näennäinen magnitudi, massa, lämpötila, koko, spektri.

Kirkkaus- tähden tai muun taivaankappaleen lähettämä energia aikayksikköä kohti. Yleensä annetaan auringon valoisuuden yksiköinä ilmaistuna lg (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), missä L ja M ovat lähteen valoisuus ja absoluuttinen suuruus, Lc ja Mc ovat Auringon vastaavat magnitudit (Mc). = +4 ,83). Määritetään myös kaavalla L=4πR 2 σT 4 . Tunnetaan tähdet, joiden kirkkaus on monta kertaa suurempi kuin Auringon kirkkaus. Aldebaranin kirkkaus on 160 ja Rigelin 80 000 kertaa suurempi kuin Auringon. Mutta suurimmalla osalla tähdistä on kirkkaus, joka on verrattavissa aurinkoon tai sitä pienempi.

Suuruus - tähden kirkkauden mitta. Z.v. ei anna todellista käsitystä tähden säteilyn voimasta. Maata lähellä oleva himmeä tähti voi näyttää kirkkaammalta kuin kaukainen kirkas tähti, koska siitä saatu säteilyvuo pienenee käänteisesti etäisyyden neliön kanssa. Näkyvä Z.v. - tähden loisto, jonka tarkkailija näkee katsoessaan taivaalle. Absoluuttinen Z.v. - todellisen kirkkauden mitta, edustaa tähden kirkkaustasoa, joka sillä olisi 10 kpl:n etäisyydellä. Hipparkhos keksi näkyvän Z.v:n järjestelmän. 2. vuosisadalla eKr. Tähdille annettiin numerot niiden näennäisen kirkkauden mukaan; kirkkaimmat tähdet olivat 1. magnitudi ja himmeimmät 6.. Kaikki R. 1800-luvulla tätä järjestelmää on muutettu. Moderni mittakaava Z.v. perustettiin määrittämällä Z.v. edustava näyte tähdistä lähellä pohjoista. maailman navat (pohjoinen naparivi). Heidän mukaansa Z.v. kaikki muut tähdet. Tämä on logaritminen asteikko, jolla 1. magnitudin tähdet ovat 100 kertaa kirkkaampia kuin 6. magnitudin tähdet. Mittaustarkkuuden parantuessa jouduttiin käyttämään kymmenesosia. Kirkkaimmat tähdet ovat kirkkaampia kuin 1. magnitudi, ja joillakin on jopa negatiivinen magnitudi.

tähtien massa - parametri, joka määritetään suoraan vain sellaisten kaksoistähtien komponenteille, joiden kiertoradat ja etäisyydet tunnetaan (M 1 +M 2 = R 3 /T 2). Että. vain muutaman kymmenen tähden massat on selvitetty, mutta paljon suuremmalle joukolle massa voidaan määrittää massa-luminositeettiriippuvuudesta. Yli 40 aurinkomassaa ja alle 0,1 auringon massaa olevat massat ovat hyvin harvinaisia. Useimpien tähtien massat ovat pienempiä kuin auringon massa. Lämpötila tällaisten tähtien keskustassa ei voi saavuttaa tasoa, jolla ydinfuusioreaktiot alkavat, ja ainoa niiden energian lähde on Kelvin-Helmholtzin puristus. Tällaisia ​​objekteja kutsutaan ruskeat kääpiöt.

Massa-valoisuussuhde, jonka Eddington löysi vuonna 1924, valoisuuden L ja tähtien massan M välinen suhde. Suhde on muotoa L / Lc \u003d (M / Mc) a, jossa Lc ja Mc ovat Auringon valoisuus ja vastaavasti massa. , arvo a on yleensä välillä 3-5. Suhde johtuu siitä, että normaalien tähtien havaitut ominaisuudet määräytyvät pääasiassa niiden massan mukaan. Tämä kääpiötähtien suhde sopii hyvin havaintoihin. Sen uskotaan pätevän myös superjättiläisille ja jättiläisille, vaikka niiden massaa on vaikea mitata suoraan. Suhdetta ei voida soveltaa valkoisiin kääpiöihin, koska lisää niiden kirkkautta.

tähtien lämpötila on tähden jonkin alueen lämpötila. Se on yksi kaikkien esineiden tärkeimmistä fyysisistä ominaisuuksista. Kuitenkin johtuen siitä, että tähden eri alueiden lämpötila on erilainen, ja myös siitä, että lämpötila on termodynaaminen suure, joka riippuu sähkömagneettisen säteilyn vuosta ja erilaisten atomien, ionien ja ytimien läsnäolosta Tietyllä tähtien ilmakehän alueella kaikki nämä erot yhdistyvät teholliseen lämpötilaan, joka liittyy läheisesti tähden säteilyyn fotosfäärissä. Tehokas lämpötila, parametri, joka kuvaa tähden lähettämän energian kokonaismäärää pinta-alayksikköä kohden. Tämä on yksiselitteinen menetelmä tähtien lämpötilan kuvaamiseen. Tämä. määräytyy täysin mustan kappaleen lämpötilan kautta, joka Stefan-Boltzmannin lain mukaan säteilee saman tehon pinta-alayksikköä kohti kuin tähti. Vaikka tähden spektri eroaa yksityiskohdissa merkittävästi täysin mustan kappaleen spektristä, tehollinen lämpötila kuitenkin luonnehtii kaasun energiaa tähtien fotosfäärin ulkokerroksissa ja mahdollistaa sen Wienin siirtymälain (λ) avulla. max = 0,29/T), jotta voidaan määrittää, millä aallonpituudella on tähtien säteilyn maksimi ja siten tähden väri.

Tekijä: koot Tähdet jaetaan kääpiöihin, alikääpiöihin, normaaleihin tähtiin, jättiläisiin, alajättiläisiin ja superjättiläisiin.

Alue tähdet riippuvat sen lämpötilasta, paineesta, fotosfäärin kaasutiheydestä, magneettikentän voimakkuudesta ja kemikaaleista. sävellys.

Spektriluokat, tähtien luokittelu niiden spektrien mukaan (ensisijaisesti spektriviivojen suhteiden ja intensiteettien mukaan), jonka esitteli ensimmäisenä italialainen. tähtitieteilijä Secchi. Otettiin käyttöön kirjainnimet, to-rye muutettiin, kun sisäistä tietoa laajennettiin. tähtien rakennetta. Tähden väri riippuu sen pinnan lämpötilasta, joten nykyaikana. spektriluokitus Draper (Harvard) S.K. järjestetty lämpötilan laskevaan järjestykseen:

Hertzsprung-Russell-kaavio, kaavio, jonka avulla voit määrittää tähtien kaksi pääominaisuutta, ilmaisee absoluuttisen suuruuden ja lämpötilan välisen suhteen. Nimetty tanskalaisen tähtitieteilijän Hertzsprungin ja amerikkalaisen tähtitieteilijän Ressellin mukaan, jotka julkaisivat ensimmäisen diagrammin vuonna 1914. Kuumimmat tähdet ovat kaavion vasemmalla puolella ja kirkkaimman tähdet yläosassa. Vasemmasta yläkulmasta oikeaan alakulmaan pääsekvenssi, heijastelee tähtien kehitystä ja päättyy kääpiötähtiin. Suurin osa tähdistä kuuluu tähän sarjaan. Myös aurinko kuuluu tähän sarjaan. Tämän sarjan yläpuolella ovat alajättiläiset, superjättiläiset ja jättiläiset tässä järjestyksessä, alla ovat alikääpiöt ja valkoiset kääpiöt. Näitä tähtiryhmiä kutsutaan valoisuusluokat.

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.

Valaisimen lineaaristen mittojen laskeminen tunnetuista kulmamitoista ja etäisyydestä.

LIPPU #17

1. Stefan-Boltzmannin lain fyysinen merkitys ja sen soveltaminen tähtien fyysisten ominaisuuksien määrittämiseen.

Stefan-Boltzmannin laki, täysin mustan kappaleen kokonaissäteilytehon ja sen lämpötilan välinen suhde. Säteilyalueen kokonaisteho W per 1 m 2 saadaan kaavalla P \u003d σ T 4, missä σ \u003d 5,67 * 10 -8 W / m 2 K 4 - Stefan-Boltzmannin vakio, T - absoluuttisen mustan kappaleen absoluuttinen lämpötila. Vaikka tähtitieteilijä säteilee harvoin kuin musta kappale, heidän emissiospektrinsä on usein hyvä malli todellisen kohteen spektristä. Riippuvuus lämpötilasta 4. potenssiin on erittäin voimakas.

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

Voit edetä päinvastoin, eli määrittää tähtien koon valoisuuden ja lämpötilan avulla

2. Havaintopaikan maantieteellisen leveysasteen määrittäminen kulminaatiossa olevan valaisimen annetun korkeuden ja sen deklinaation mukaan.

H = 90 0 - +

h - valaisimen korkeus

LIPPU #18

Muuttuvat ja ei-stationaariset tähdet. Niiden merkitys tähtien luonteen tutkimisessa.

Vaihtuvien tähtien kirkkaus muuttuu ajan myötä. Nyt tunnetaan n. 3*10 4. P.Z. jaetaan fysikaalisiin, joiden kirkkaus muuttuu niissä tai niiden lähellä tapahtuvien prosessien vuoksi, ja optisiin PZ:iin, joissa tämä muutos johtuu pyörimisestä tai kiertoradan liikkeestä.

Tärkeimmät fyysiset tyypit P.Z.:

sykkivä - Kefeidit, tähdet, kuten Mira Ceti, puolisäännölliset ja epäsäännölliset punaiset jättiläiset;

Eruptiivinen(räjähtävä) - tähdet kuorilla, nuoret epäsäännölliset muuttujat, ml. T Tauri-tyyppiset tähdet (hyvin nuoria epäsäännöllisiä tähdet, jotka liittyvät diffuuseihin sumuihin), Hubble-Seineja-tyyppisiä superjättiläisiä (suuren valoisuuden kuumat superjättiläiset, galaksien kirkkaimmat kohteet. Ne ovat epävakaita ja ovat todennäköisiä säteilyn lähteitä lähellä Eddingtonin valoisuusrajaa, kun ne ylittyvät , tähtien kuorien "deflaatio". Mahdolliset supernovat.), leimahtavat punaiset kääpiöt;

Katalysminen - novat, supernovat, symbioottiset;

Röntgen kaksoistähtiä

Määritetty P.z. sisältää 98 % tunnetusta fysikaalisesta Optisia ovat pimennysbinäärit ja pyörivät binaarit, kuten pulsarit ja magneettiset muuttujat. Aurinko kuuluu pyöriville, koska. sen suuruus muuttuu vähän, kun levylle ilmestyy auringonpilkkuja.

Sykkivistä tähdistä kefeidit ovat erittäin mielenkiintoisia, ja ne on nimetty yhdestä ensimmäisistä tämän tyyppisistä muuttujista - 6 Cephei. Kefeidit ovat tähtiä, joilla on korkea kirkkaus ja keskilämpötila (keltaiset superjättiläiset). Evoluution aikana he saivat erityisen rakenteen: tietyllä syvyydellä nousi kerros, joka kerää suolistosta tulevaa energiaa ja antaa sen sitten takaisin. Tähti supistuu ajoittain lämmetessään ja laajenee jäähtyessään. Siksi säteilyenergia joko absorboituu tähtikaasuun ionisoimalla sen tai vapautuu uudelleen, kun kaasun jäähtyessä ionit vangitsevat elektroneja samalla kun ne emittoivat valokvantteja. Seurauksena on, että kefeidin kirkkaus muuttuu yleensä useita kertoja useiden päivien aikana. Kefeideillä on erityinen rooli tähtitieteessä. Vuonna 1908 amerikkalainen tähtitieteilijä Henrietta Leavitt, joka tutki kefeidejä yhdessä lähimmistä galakseista - Pienessä Magellanin pilvessä, kiinnitti huomiota siihen, että nämä tähdet osoittautuivat kirkkaammiksi, mitä pidempi niiden kirkkauden muutosjakso oli. Pienen Magellanin pilven koko on pieni sen etäisyyteen verrattuna, mikä tarkoittaa, että näennäisen kirkkauden ero heijastaa valoisuuden eroa. Leavittin löytämän jakso-luminositeettiriippuvuuden ansiosta on helppo laskea etäisyys kuhunkin kefeidiin mittaamalla sen keskimääräinen kirkkaus ja vaihtelujakso. Ja koska superjättiläiset ovat selvästi näkyvissä, kefeideillä voidaan määrittää etäisyydet jopa suhteellisen kaukana oleviin galakseihin, joissa niitä havaitaan.Kefeidien erityisrooliin on toinen syy. 60-luvulla. Neuvostoliiton tähtitieteilijä Juri Nikolajevitš Efremov havaitsi, että mitä pidempi kefeidikausi, sitä nuorempi tämä tähti. Kunkin kefeidin ikää ei ole vaikea määrittää ajanjakson ikäriippuvuuden perusteella. Valitsemalla tähdet, joilla on maksimijaksot ja tutkimalla tähtiryhmiä, joihin ne kuuluvat, tähtitieteilijät tutkivat galaksin nuorimpia rakenteita. Kefeidit, enemmän kuin muut sykkivät tähdet, ansaitsevat jaksollisten muuttujien nimen. Jokainen seuraava kirkkauden muutosjakso toistaa yleensä edellisen melko tarkasti. Poikkeuksia kuitenkin on, tunnetuin niistä on Pohjantähti. Sen on jo pitkään havaittu kuuluvan kefeideihin, vaikka se muuttaakin kirkkautta melko merkityksettömällä alueella. Mutta viime vuosikymmeninä nämä vaihtelut alkoivat hiipua, ja 90-luvun puoliväliin mennessä. Napatähti on käytännössä lakannut sykkimästä.

Tähdet kuorilla, tähdet, jotka jatkuvasti tai epäsäännöllisin väliajoin irrottavat kaasurenkaan päiväntasaajalta tai pallomaisesta kuoresta. 3. noin. - spektriluokan B jättiläiset tai kääpiötähdet, jotka pyörivät nopeasti ja ovat lähellä tuhoutumisrajaa. Kuoren irtoamiseen liittyy yleensä kirkkauden väheneminen tai lisääntyminen.

Symbioottiset tähdet, tähdet, joiden spektrit sisältävät emissioviivoja ja yhdistävät punaisen jättiläisen ja kuuman esineen - valkoisen kääpiön tai sellaisen tähden ympärillä olevan akkretion kiekon - ominaispiirteet.

RR Lyrae-tähdet edustavat toista tärkeää sykkivien tähtien ryhmää. Nämä ovat vanhoja tähtiä, joiden massa on suunnilleen sama kuin Auringon. Monet niistä ovat pallomaisissa tähtijoukkoissa. Yleensä ne muuttavat kirkkautta yhden magnitudin noin päivässä. Niiden ominaisuuksia, kuten kefeidien ominaisuuksia, käytetään tähtitieteellisten etäisyyksien laskemiseen.

R North Crown ja hänen kaltaiset tähdet käyttäytyvät täysin arvaamattomilla tavoilla. Tämä tähti voidaan yleensä nähdä paljaalla silmällä. Muutaman vuoden välein sen kirkkaus putoaa noin kahdeksanteen magnitudiin ja kasvaa sitten vähitellen palaten entiselle tasolleen. Ilmeisesti syy tähän on se, että tämä superjättitähti heittää pois hiilipilviä, jotka tiivistyvät rakeiksi muodostaen jotain noen kaltaista. Jos yksi näistä paksuista mustista pilvistä kulkee meidän ja tähden välissä, se peittää tähden valon, kunnes pilvi hajoaa avaruuteen. Tämän tyyppiset tähdet tuottavat tiheää pölyä, jolla ei ole vähäistä merkitystä alueilla, joilla tähtiä muodostuu.

vilkkuvia tähtiä. Auringon magneettiset ilmiöt aiheuttavat auringonpilkkuja ja auringonpurkausta, mutta ne eivät voi merkittävästi vaikuttaa Auringon kirkkauteen. Joillekin tähdille - punaisille kääpiöille - tämä ei ole niin: heillä tällaiset välähdykset saavuttavat valtavat mittasuhteet, ja seurauksena valon emissio voi kasvaa koko tähtien suuruudella tai jopa enemmän. Aurinkoa lähinnä oleva tähti, Proxima Centauri, on yksi tällainen soihdutähti. Näitä valonpurkauksia ei voida ennustaa etukäteen, ja ne kestävät vain muutaman minuutin.

Valaisimen deklinaation laskeminen sen korkeuden mukaan kulminaatiossa tietyllä maantieteellisellä leveysasteella.

H = 90 0 - +

h - valaisimen korkeus

LIPPU #19

Binääritähdet ja niiden rooli tähtien fyysisten ominaisuuksien määrittelyssä.

Kaksoistähti on tähtipari, joka on yhdistetty yhdeksi systeemiksi gravitaatiovoimilla ja jotka pyörivät yhteisen painopisteen ympärillä. Kaksoitähden muodostavia tähtiä kutsutaan sen komponenteiksi. Binääritähdet ovat hyvin yleisiä ja jaetaan useisiin tyyppeihin.

Jokainen visuaalisen kaksoistähden komponentti näkyy selvästi kaukoputken läpi. Niiden välinen etäisyys ja keskinäinen suuntautuminen muuttuvat hitaasti ajan myötä.

Pimentävän binaarin elementit peittävät vuorotellen toisensa, joten järjestelmän kirkkaus tilapäisesti heikkenee, kahden kirkkauden muutoksen välinen aika on yhtä suuri kuin puolet kiertoratajaksosta. Komponenttien välinen kulmaetäisyys on hyvin pieni, emmekä voi tarkkailla niitä erikseen.

Spektrikaksoitähdet havaitaan niiden spektrien muutoksilla. Keskinäisellä kierrolla tähdet liikkuvat ajoittain joko kohti Maata tai poispäin maasta. Spektrin Doppler-ilmiötä voidaan käyttää liikkeen muutosten määrittämiseen.

Polarisaatiobinaareille on tunnusomaista valon polarisaation säännölliset muutokset. Tällaisissa järjestelmissä tähdet kiertoradalla valaisevat kaasua ja pölyä niiden välisessä tilassa, valon tulokulma tähän aineeseen muuttuu ajoittain, kun taas sironnut valo on polarisoitunut. Näiden vaikutusten tarkat mittaukset mahdollistavat laskemisen kiertoradat, tähtien massasuhteet, koot, nopeudet ja komponenttien väliset etäisyydet. Esimerkiksi, jos tähti on sekä pimentävä että spektroskooppisesti binäärinen, voidaan määrittää kunkin tähden massa ja kiertoradan kaltevuus. Pimennysten hetkien kirkkauden muutoksen luonteen perusteella voidaan määrittää tähtien suhteellisia kokoja ja tutkia niiden ilmakehän rakennetta. Binääritähtiä, jotka toimivat säteilyn lähteenä röntgenalueella, kutsutaan röntgenkaksoiksi. Useissa tapauksissa havaitaan kolmas komponentti, joka pyörii binäärijärjestelmän massakeskuksen ympärillä. Joskus toinen binäärijärjestelmän komponenteista (tai molemmat) voi puolestaan ​​osoittautua binääritähdeksi. Kolminkertaisen järjestelmän kaksitähden läheisten komponenttien jakso voi olla useita päiviä, kun taas kolmas alkuaine voi kiertää läheisen parin yhteisen massakeskuksen ympäri satojen tai jopa tuhansien vuosien jaksolla.

Tähtien nopeuksien mittaaminen binäärijärjestelmässä ja universaalin gravitaatiolain soveltaminen on tärkeä menetelmä tähtien massojen määrittämisessä. Binääritähtien tutkiminen on ainoa suora tapa laskea tähtien massat.

Lähekkäin sijaitsevien kaksoistähtien järjestelmässä keskinäiset gravitaatiovoimat pyrkivät venyttämään niitä kutakin ja antamaan sille päärynän muodon. Jos painovoima on tarpeeksi vahva, tulee kriittinen hetki, jolloin aine alkaa virrata pois tähdestä ja pudota toiselle. Näiden kahden tähden ympärillä on tietty alue kolmiulotteisen kahdeksaan hahmon muodossa, jonka pinta on kriittinen raja. Näitä kahta päärynänmuotoista hahmoa, jotka ovat kumpikin oman tähtensä ympärillä, kutsutaan Rochen lohkoiksi. Jos yksi tähdistä kasvaa niin paljon, että se täyttää sen Roche-keilan, aine ryntää siitä toiseen tähteen kohdassa, jossa ontelot koskettavat. Usein tähtimateriaali ei putoa suoraan tähden päälle, vaan ensin kiertyy ympäriinsä muodostaen niin sanotun akkretion kiekon. Jos molemmat tähdet ovat laajentuneet niin paljon, että ne ovat täyttäneet Roche-keilat, muodostuu kosketuskaksikkotähti. Molempien tähtien materiaali sekoittuu ja sulautuu palloksi kahden tähtiytimen ympärillä. Koska lopulta kaikki tähdet turpoavat ja muuttuvat jättiläisiksi ja monet tähdet ovat binaarisia, vuorovaikutuksessa olevat binäärijärjestelmät eivät ole harvinaisia.

Valaisimen korkeuden laskeminen kulminaatiossa tietyn maantieteellisen leveysasteen tunnetusta deklinaatiosta.

H = 90 0 - +

h - valaisimen korkeus

LIPPU #20

Tähtien kehitys, sen vaiheet ja loppuvaiheet.

Tähdet muodostuvat tähtienvälisissä kaasu- ja pölypilvissa ja sumuissa. Päävoima, joka "muovaa" tähtiä, on painovoima. Tietyissä olosuhteissa erittäin harvinainen ilmakehä (tähtienvälinen kaasu) alkaa kutistua gravitaatiovoimien vaikutuksesta. Kaasupilvi tiivistyy keskelle, jossa puristuksen aikana vapautuva lämpö säilyy - prototähti ilmestyy, joka säteilee infrapuna-alueella. Prototähti lämpenee sen päälle putoavan aineen vaikutuksesta, ja ydinfuusioreaktiot alkavat energian vapautuessa. Tässä tilassa se on jo T-Tauri-muuttuva tähti. Loput pilvestä haihtuvat. Gravitaatiovoimat vetivät sitten vetyatomeja kohti keskustaa, missä ne sulautuvat muodostaen heliumia ja vapauttaa energiaa. Lisääntyvä paine keskellä estää supistumisen. Tämä on vakaa evoluution vaihe. Tämä tähti on Main Sequence -tähti. Tähden kirkkaus kasvaa, kun sen ydin tiivistyy ja kuumenee. Aika, jonka tähti pysyy pääsarjassa, riippuu sen massasta. Auringolle tämä on noin 10 miljardia vuotta, mutta Aurinkoa paljon massiivisempia tähtiä on paikallaan vain muutaman miljoonan vuoden ajan. Kun tähti on käyttänyt keskiosassaan olevan vedyn, sen sisällä tapahtuu suuria muutoksia. Vety alkaa palaa ei keskustassa, vaan kuoressa, jonka koko kasvaa, turpoaa. Tämän seurauksena itse tähden koko kasvaa dramaattisesti ja sen pinnan lämpötila laskee. Tämä prosessi synnyttää punaisia ​​jättiläisiä ja superjättiläisiä. Tähden evoluution viimeiset vaiheet määräytyvät myös tähden massan mukaan. Jos tämä massa ei ylitä auringon massaa yli 1,4 kertaa, tähti stabiloituu ja siitä tulee valkoinen kääpiö. Katastrofista supistumista ei tapahdu elektronien perusominaisuuden vuoksi. On olemassa sellainen puristusaste, jossa ne alkavat hylkiä, vaikka lämpöenergian lähdettä ei enää ole. Tämä tapahtuu vain, kun elektronit ja atomiytimet puristuvat uskomattoman tiukasti, jolloin muodostuu erittäin tiheää ainetta. Valkoinen kääpiö, jonka massa on aurinko, on tilavuudeltaan suunnilleen yhtä suuri kuin maan. Valkoinen kääpiö jäähtyy vähitellen ja muuttuu lopulta tummaksi radioaktiivisen tuhkan palloksi. Tähtitieteilijät arvioivat, että ainakin kymmenesosa galaksin tähdistä on valkoisia kääpiöitä.

Jos kutistuvan tähden massa ylittää Auringon massan yli 1,4 kertaa, tällainen tähti, joka on saavuttanut valkoisen kääpiön vaiheen, ei pysähdy siihen. Painovoimat ovat tässä tapauksessa niin suuret, että elektronit puristuvat atomiytimiin. Tämän seurauksena protonit muuttuvat neutroneiksi, jotka pystyvät tarttumaan toisiinsa ilman rakoja. Neutronitähtien tiheys ylittää jopa valkoisten kääpiöiden tiheyden; mutta jos materiaalin massa ei ylitä 3 auringon massaa, neutronit, kuten elektronit, pystyvät estämään itse lisäpuristumisen. Tyypillinen neutronitähti on vain 10-15 kilometriä halkaisijaltaan, ja yksi kuutiosenttimetri sen materiaalista painaa noin miljardi tonnia. Valtavan tiheytensä lisäksi neutronitähdillä on kaksi muuta erityisominaisuutta, jotka tekevät niistä havaittavissa pienestä koostaan ​​huolimatta: nopea pyöriminen ja voimakas magneettikenttä.

Jos tähden massa ylittää 3 auringon massaa, sen elinkaaren viimeinen vaihe on todennäköisesti musta aukko. Jos tähden massa ja siten painovoima on niin suuri, tähti joutuu katastrofaaliseen painovoiman supistukseen, jota ei voi vastustaa millään stabiloivilla voimilla. Aineen tiheys tämän prosessin aikana pyrkii äärettömyyteen ja kohteen säde - nollaan. Einsteinin suhteellisuusteorian mukaan mustan aukon keskelle syntyy aika-avaruuden singulariteetti. Kutistuvan tähden pinnalla oleva gravitaatiokenttä kasvaa, joten säteilyn ja hiukkasten on yhä vaikeampaa lähteä sieltä. Lopulta tällainen tähti päätyy tapahtumahorisontin alle, mikä voidaan visualisoida yksipuolisena kalvona, joka päästää aineen ja säteilyn kulkemaan vain sisäänpäin eikä mitään ulos. Romahtava tähti muuttuu mustaksi aukoksi, ja se voidaan havaita vain sen ympärillä olevan tilan ja ajan ominaisuuksien jyrkän muutoksen perusteella. Tapahtumahorisontin sädettä kutsutaan Schwarzschildin säteeksi.

Tähdet, joiden massa on alle 1,4 aurinkoa elinkaarensa lopussa, luopuvat hitaasti yläkuoresta, jota kutsutaan planetaariseksi sumuksi. Massiivisemmat tähdet, jotka muuttuvat neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi, räjähtävät ensin supernovana, niiden kirkkaus kasvaa 20 magnitudia tai enemmän lyhyessä ajassa, energiaa vapautuu enemmän kuin Aurinko säteilee 10 miljardissa vuodessa, ja jäänteet räjähtivät. tähti lentää erilleen nopeudella 20 000 km sekunnissa.

Auringonpilkkujen sijaintien havainnointi ja luonnosteleminen kaukoputkella (näytöllä).

LIPPU #21

Galaksimme koostumus, rakenne ja mitat.

Galaxy, tähtijärjestelmä, johon aurinko kuuluu. Galaksissa on vähintään 100 miljardia tähteä. Kolme pääkomponenttia: keskipaksennus, kiekko ja galaktinen halo.

Keskimyrsky koostuu vanhoista populaatiotyypin II tähdistä (punaisista jättiläisistä), jotka sijaitsevat erittäin tiheästi, ja sen keskellä (ytimessä) on voimakas säteilylähde. Oletettiin, että ytimessä on musta aukko, joka käynnistää havaitut voimakkaat energiaprosessit, joihin liittyy säteilyä radiospektrissä. (Kaasurengas pyörii mustan aukon ympärillä; sen sisäreunasta karkaava kuuma kaasu putoaa mustaan ​​aukkoon vapauttaen energiaa, jonka havaitsemme.) Mutta äskettäin ytimessä havaittiin näkyvän säteilyn välähdys, ja mustan aukon hypoteesi pudotettiin. Keskeisen paksuuden parametrit: leveys 20 000 valovuotta ja 3 000 valovuotta paksu.

Galaksin kiekon, joka sisältää nuoria tyypin I populaation tähtiä (nuoret siniset superjättiläiset), tähtienvälistä ainetta, avoimia tähtijoukkoja ja 4 kierrehaaraa, on halkaisijaltaan 100 000 valovuotta ja paksuus vain 3 000 valovuotta. Galaksi pyörii, sen sisäosat kulkevat kiertoradansa läpi paljon nopeammin kuin ulommat. Aurinko tekee täydellisen vallankumouksen ytimen ympärillä 200 miljoonassa vuodessa. Spiraalihaaroissa tapahtuu jatkuva tähtienmuodostusprosessi.

Galaktinen halo on samankeskinen kiekon ja keskipulloksen kanssa ja koostuu tähdistä, jotka ovat pääasiassa pallomaisten klustereiden jäseniä ja kuuluvat tyypin II populaatioon. Suurin osa sädekehän aineesta on kuitenkin näkymätöntä eikä sitä voi sisältää tavallisia tähtiä, se ei ole kaasua tai pölyä. Siten halo sisältää tumma näkymätön aine. Linnunradan satelliittien, Suuren ja Pienen Magellanin pilven pyörimisnopeuden laskelmat osoittavat, että halon sisältämä massa on 10 kertaa suurempi kuin massa, jonka havaitsemme kiekossa ja paksuneessa.

Aurinko sijaitsee 2/3 etäisyydellä kiekon keskustasta Orion-varressa. Sen sijainti kiekon tasossa (galaktinen ekvaattori) mahdollistaa kiekkotähdten näkemisen maapallolta kapean nauhan muodossa Linnunrata, joka kattaa koko taivaanpallon ja on kalteva 63° kulmassa taivaan päiväntasaajaan nähden. Galaksin keskus on Jousimies, mutta se ei ole näkyvissä näkyvässä valossa tähtien valoa absorboivien tummien kaasu- ja pölysumujen vuoksi.

Tähden säteen laskeminen sen valoisuuden ja lämpötilan tiedoista.

L - kirkkaus (Lc = 1)

R - säde (Rc = 1)

T - Lämpötila (Tc = 6000)

LIPPU #22

tähtijoukkoja. Tähtienvälisen väliaineen fyysinen tila.

Tähtiklusterit ovat tähtiryhmiä, jotka sijaitsevat suhteellisen lähellä toisiaan ja joita yhdistää yhteinen liike avaruudessa. Ilmeisesti lähes kaikki tähdet syntyvät ryhmissä, eivät yksittäin. Siksi tähtijoukot ovat hyvin yleinen asia. Tähtitieteilijät rakastavat tähtijoukkojen tutkimista, koska kaikki joukon tähdet muodostuivat suunnilleen samaan aikaan ja suunnilleen samalla etäisyydellä meistä. Kaikki havaittavat erot tällaisten tähtien kirkkaudessa ovat todellisia eroja. Erityisen hyödyllistä on tutkia tähtijoukkoja niiden ominaisuuksien massariippuvuuden näkökulmasta - onhan näiden tähtien ikä ja etäisyys Maasta suunnilleen samat, joten ne eroavat toisistaan ​​vain niiden massa. Tähtijoukkoja on kahdenlaisia: avoimia ja pallomaisia. Avoimessa tähtijoukossa jokainen tähti näkyy erikseen, ne ovat jakautuneet enemmän tai vähemmän tasaisesti johonkin taivaan osaan. Ja pallomaiset joukot päinvastoin ovat kuin pallo, joka on niin tiheästi täynnä tähtiä, että sen keskellä yksittäisiä tähtiä ei voi erottaa.

Avoimet klusterit sisältävät 10–1000 tähteä, paljon enemmän nuoria kuin vanhoja, ja vanhimmat ovat tuskin yli 100 miljoonan vuoden ikäisiä. Tosiasia on, että vanhemmissa klusteissa tähdet siirtyvät vähitellen pois toisistaan, kunnes ne sekoittuvat päätähtijoukon kanssa. Vaikka painovoima pitää avoimia klustereita jossain määrin koossa, ne ovat silti melko hauraita, ja toisen esineen painovoima voi repiä ne erilleen.

Pilvet, joissa tähdet muodostuvat, ovat keskittyneet galaksimme kiekkoon, ja sieltä löytyy avoimia tähtijoukkoja.

Toisin kuin avoimet, pallomaiset klusterit ovat palloja, jotka ovat tiheästi täynnä tähtiä (100 tuhannesta 1 miljoonaan). Tyypillinen pallomainen klusteri on halkaisijaltaan 20-400 valovuotta.

Näiden klustereiden tiheästi pakatuissa keskuksissa tähdet ovat niin lähellä toisiaan, että keskinäinen painovoima sitoo ne toisiinsa muodostaen kompakteja kaksoitähtiä. Joskus on jopa täydellinen tähtien sulautuminen; Lähellä tähden ulommat kerrokset voivat romahtaa, jolloin keskiydin altistuu suoralle katselulle. Pallomaisissa klusteissa kaksoistähdet ovat 100 kertaa yleisempiä kuin missään muualla.

Galaksimme ympärillä tunnemme noin 200 pallomaista tähtijoukkoa, jotka ovat jakautuneet galaksin sisältävään haloon. Kaikki nämä klusterit ovat hyvin vanhoja, ja ne ilmestyivät enemmän tai vähemmän samaan aikaan kuin itse galaksi. Klusterit näyttävät muodostuneen, kun osa pilvestä, josta galaksi luotiin, jakautui pienemmiksi fragmenteiksi. Pallomaiset klusterit eivät eroa, koska niissä olevat tähdet istuvat hyvin lähekkäin ja niiden voimakkaat keskinäiset gravitaatiovoimat sitovat joukon tiiviiksi yhdeksi kokonaisuudeksi.

Tähtien välisessä tilassa olevaa ainetta (kaasua ja pölyä) kutsutaan tähtienväliseksi väliaineeksi. Suurin osa siitä on keskittynyt Linnunradan kierrehaaroihin ja muodostaa 10 % sen massasta. Joillakin alueilla aine on suhteellisen kylmää (100 K) ja havaitaan infrapunasäteilyllä. Tällaiset pilvet sisältävät neutraalia vetyä, molekyylivetyä ja muita radikaaleja, jotka voidaan havaita radioteleskoopeilla. Alueilla, jotka ovat lähellä korkean valoisuuden tähtiä, kaasun lämpötila voi nousta 1000-10000 K:iin ja vety ionisoituu.

Tähtienvälinen väliaine on erittäin harvinainen (noin 1 atomi per cm3). Tiheissä pilvissä aineen pitoisuus voi kuitenkin olla 1000 kertaa keskimääräistä suurempi. Mutta jopa tiheässä pilvessä on vain muutama sata atomia kuutiosenttimetrissä. Syy siihen, miksi pystymme edelleen havainnoimaan tähtienvälistä ainetta, on se, että näemme sen suuressa avaruudessa. Hiukkaskoot ovat 0,1 mikronia, ne sisältävät hiiltä ja piitä ja tulevat tähtienväliseen väliaineeseen kylmien tähtien ilmakehästä supernovaräjähdyksen seurauksena. Tuloksena oleva seos muodostaa uusia tähtiä. Tähtienvälisellä väliaineella on heikko magneettikenttä ja se on kosmisten säteilyvirtojen läpäisemä.

Aurinkokuntamme sijaitsee galaksin alueella, jossa tähtienvälisen aineen tiheys on epätavallisen alhainen. Tätä aluetta kutsutaan paikalliseksi "kuplaksi"; se ulottuu kaikkiin suuntiin noin 300 valovuotta.

Auringon kulmamittojen laskeminen toisella planeetalla sijaitsevalle tarkkailijalle.

LIPPU #23

Tärkeimmät galaksityypit ja niiden erityispiirteet.

galaksit, tähtien, pölyn ja kaasun järjestelmät, joiden kokonaismassa on 1–10 biljoonaa. auringon massoja. Galaksien todellinen luonne selvitettiin lopulta vasta 1920-luvulla. kiihkeiden keskustelujen jälkeen. Siihen asti ne näyttivät kaukoputkella tarkasteltuna hajanaisista valopilkuista, jotka muistuttivat sumuja, mutta vain 1920-luvulla ensimmäisen kerran käytetyn Mount Wilsonin observatorion 2,5 metrin heijastusteleskoopin avulla saatiin kuvia. sumusta. tähdet Andromeda-sumussa ja todistavat, että se on galaksi. Hubble käytti samaa kaukoputkea kefeidien ajanjaksojen mittaamiseen Andromedan sumussa. Näitä muuttuvia tähtiä on tutkittu tarpeeksi hyvin, jotta niiden etäisyydet voidaan määrittää tarkasti. Andromeda-sumu on n. 700 kpc, ts. se sijaitsee kaukana galaksimme ulkopuolella.

Galakseja on useita tyyppejä, joista tärkeimmät ovat spiraalimaisia ​​ja elliptisiä. Ne on yritetty luokitella käyttämällä aakkos- ja numeerisia kaavoja, kuten Hubble-luokitusta, mutta jotkut galaksit eivät sovi näihin kaavioihin, jolloin ne on nimetty niiden ensimmäisenä tunnistaneiden tähtitieteilijöiden mukaan (esim. Seyfert ja Markarian galaksit) tai anna aakkosellinen nimitys luokitusjärjestelmille (esimerkiksi N-tyypin ja cD-tyypin galaksit). Galaksit, joilla ei ole erillistä muotoa, luokitellaan epäsäännöllisiksi. Galaksien alkuperää ja kehitystä ei vielä täysin ymmärretä. Spiraaligalaksit ovat parhaiten tutkittuja. Näitä ovat esineet, joissa on kirkas ydin, josta tulee kaasun, pölyn ja tähtien kierrehaaroja. Useimmissa spiraaligalakseissa on 2 kättä, jotka säteilevät ytimen vastakkaisilta puolilta. Yleensä tähdet niissä ovat nuoria. Nämä ovat normaaleja keloja. On myös ristikkäisiä spiraaleja, joissa on tähtien keskisilta, joka yhdistää kahden käsivarren sisäpäät. Meidän G. kuuluu myös spiraaliin. Lähes kaikkien spiraalien G. massat ovat välillä 1-300 miljardia auringon massaa. Noin kolme neljäsosaa kaikista maailmankaikkeuden galakseista on elliptinen. Ne ovat muodoltaan elliptisiä, ja niissä ei ole havaittavissa olevaa spiraalirakennetta. Niiden muoto voi vaihdella lähes pallomaisesta sikarin muotoiseen. Ne vaihtelevat kooltaan useiden miljoonien aurinkomassojen kääpiöistä jättiläisiin, joiden massa on 10 biljoonaa aurinkomassaa. Suurin tunnettu CD-tyyppiset galaksit. Niissä on suuri ydin tai mahdollisesti useita ytimiä, jotka liikkuvat nopeasti suhteessa toisiinsa. Usein nämä ovat melko vahvoja radiolähteitä. Neuvostoliiton tähtitieteilijä Veniamin Markarian tunnisti Markarian galaksit vuonna 1967. Ne ovat voimakkaita säteilyn lähteitä ultraviolettialueella. galaksit N-tyyppinen on heikosti valoisa ydin, joka muistuttaa tähtiä. Ne ovat myös vahvoja radiolähteitä ja niiden odotetaan kehittyvän kvasareiksi. Kuvassa Seyfertin galaksit näyttävät normaaleilta spiraaleilta, mutta niillä on erittäin kirkas ydin ja spektrit, joissa on leveät ja kirkkaat emissioviivat, mikä osoittaa, että niiden ytimissä on suuri määrä nopeasti pyörivää kuumaa kaasua. Tämän tyyppiset galaksit löysi amerikkalainen tähtitieteilijä Karl Seifert vuonna 1943. Galakseja, jotka havaitaan optisesti ja jotka ovat samalla vahvoja radiolähteitä, kutsutaan radiogalakseiksi. Näitä ovat Seyfertin galaksit, CD- ja N-tyypin G. ja jotkut kvasaarit. Radiogalaksien energiantuoton mekanismia ei vielä ymmärretä.

Saturnuksen planeetan näkyvyyden olosuhteiden määrittäminen "koulun tähtitieteellisen kalenterin" mukaan.

LIPPU #24

Modernien käsitysten perusteet maailmankaikkeuden rakenteesta ja kehityksestä.

1900-luvulla Universumin ymmärtäminen yhtenä kokonaisuutena saavutettiin. Ensimmäinen tärkeä askel otettiin 1920-luvulla, kun tiedemiehet tulivat siihen tulokseen, että galaksimme - Linnunrata - on yksi miljoonista galakseista ja Aurinko on yksi miljoonista Linnunradan tähdistä. Myöhempi galaksitutkimus osoitti, että ne ovat siirtymässä pois Linnunradalta, ja mitä kauempana ne ovat, sitä suurempi tämä nopeus (mitattuna sen spektrin punasiirtymällä). Siten me elämme laajeneva universumi. Galaksien taantuma heijastuu Hubblen laissa, jonka mukaan galaksin punasiirtymä on verrannollinen etäisyyteen siihen.Lisäksi suurimmassa mittakaavassa, ts. galaksien superklustereiden tasolla universumilla on solurakenne. Nykyaikainen kosmologia (oppi maailmankaikkeuden evoluutiosta) perustuu kahteen oletukseen: Universumi on homogeeninen ja isotrooppinen.

Universumista on useita malleja.

Einstein-de Sitter -mallissa universumin laajeneminen jatkuu loputtomiin, staattisessa mallissa universumi ei laajene eikä kehity, sykkivässä universumissa laajenemis- ja supistumissyklit toistuvat. Staattinen malli on kuitenkin vähiten todennäköinen; sitä vastaan ​​ei puhu ainoastaan ​​Hubblen laki, vaan myös vuonna 1965 löydetty taustasäteily (eli ensisijaisen laajenevan kuuman neliulotteisen pallon säteily).

Jotkut kosmologiset mallit perustuvat alla kuvattuun "kuuma maailmankaikkeuden" teoriaan.

Friedmanin Einsteinin yhtälöiden ratkaisujen mukaisesti 10–13 miljardia vuotta sitten, alkuhetkellä, maailmankaikkeuden säde oli nolla. Kaikki universumin energia, kaikki sen massa keskittyi nollatilavuuteen. Energian tiheys on ääretön, ja myös aineen tiheys on ääretön. Tällaista tilaa kutsutaan singulaariseksi.

Vuonna 1946 Georgi Gamov ja hänen kollegansa kehittivät fysikaalisen teorian maailmankaikkeuden laajenemisen alkuvaiheesta, selittäen kemiallisten alkuaineiden läsnäolon siinä synteesillä erittäin korkeissa lämpötiloissa ja paineissa. Siksi Gamowin teorian mukaisen laajentumisen alkua kutsuttiin "Big Bang". Gamow'n kirjoittajat olivat R. Alfer ja G. Bethe, joten joskus tätä teoriaa kutsutaan "α, β, γ-teoriaksi".

Universumi laajenee äärettömän tiheyden tilasta. Yksittäisessä tilassa tavalliset fysiikan lait eivät päde. Ilmeisesti kaikki perustavanlaatuiset vuorovaikutukset niin korkeilla energioilla ovat erottamattomia toisistaan. Ja miltä universumin säteeltä on järkevää puhua fysiikan lakien soveltuvuudesta? Vastaus on Planckin pituudesta:

Alkaen ajanhetkestä t p = R p /c = 5*10 -44 s (c on valon nopeus, h on Planckin vakio). Todennäköisimmin gravitaatiovuorovaikutus erottui muusta t P:n kautta. Teoreettisten laskelmien mukaan ensimmäisten 10 -36 s aikana, kun maailmankaikkeuden lämpötila oli yli 10 28 K, energia tilavuusyksikköä kohti pysyi vakiona ja universumi laajeni nopeudella, joka on paljon suurempi kuin valon nopeus. Tämä tosiasia ei ole ristiriidassa suhteellisuusteorian kanssa, koska aine ei laajentunut tällä nopeudella, vaan itse avaruus. Tätä evoluution vaihetta kutsutaan inflaatiota. Nykyaikaisista kvanttifysiikan teorioista seuraa, että tällä hetkellä vahva ydinvoima erottui sähkömagneettisista ja heikoista voimista. Sen seurauksena vapautunut energia oli syynä universumin katastrofaaliseen laajenemiseen, joka pieneni 10 - 33 s aikavälissä atomin koosta aurinkokunnan kokoon. Samaan aikaan ilmaantui meille tuttuja alkuainehiukkasia ja hieman pienempi määrä antihiukkasia. Aine ja säteily olivat edelleen termodynaamisessa tasapainossa. Tätä aikakautta kutsutaan säteilyä evoluution vaihe. 5∙10 12 K lämpötilassa vaihe rekombinaatio: lähes kaikki protonit ja neutronit tuhoutuvat ja muuttuvat fotoneiksi; jäljelle jäi vain ne, joille ei ollut tarpeeksi antihiukkasia. Alkuperäinen hiukkasten ylimäärä antihiukkasiin verrattuna on yksi miljardisosa niiden lukumäärästä. Tästä "ylimääräisestä" aineesta koostuu pääasiassa havaittavan maailmankaikkeuden substanssi. Muutama sekunti alkuräjähdyksen jälkeen vaihe alkoi primaarinen nukleosynteesi, kun muodostui deuterium- ja heliumytimiä, jotka kestävät noin kolme minuuttia; sitten alkoi maailmankaikkeuden rauhallinen laajeneminen ja jäähtyminen.

Noin miljoona vuotta räjähdyksen jälkeen aineen ja säteilyn välinen tasapaino häiriintyi, atomeja alkoi muodostua vapaista protoneista ja elektroneista ja säteily alkoi kulkea aineen läpi kuin läpinäkyvän väliaineen läpi. Juuri tätä säteilyä kutsuttiin jäänne, sen lämpötila oli noin 3000 K. Tällä hetkellä tallennetaan tausta, jonka lämpötila on 2,7 K. Jäännöstaustasäteily löydettiin vuonna 1965. Se osoittautui erittäin isotrooppiseksi ja vahvistaa olemassaolollaan kuumalaajenevan maailmankaikkeuden mallia. Jälkeen primaarinen nukleosynteesi aine alkoi kehittyä itsenäisesti, inflaatiovaiheen aikana Heisenbergin epävarmuusperiaatteen mukaisesti muodostuneiden aineen tiheyden vaihteluiden takia protogalakseja ilmaantui. Siellä missä tiheys oli hieman keskimääräistä suurempi, muodostui vetovoimakeskuksia, pienempitiheyksiset alueet harvinaistuivat aineen jättäessä ne tiheämmille alueille. Näin käytännössä homogeeninen väliaine jaettiin erillisiin protogalakseihin ja niiden ryhmiin, ja satojen miljoonien vuosien jälkeen ilmestyivät ensimmäiset tähdet.

Kosmologiset mallit johtavat siihen johtopäätökseen, että maailmankaikkeuden kohtalo riippuu vain sen täyttävän aineen keskimääräisestä tiheydestä. Jos se on jonkin kriittisen tiheyden alapuolella, universumin laajeneminen jatkuu ikuisesti. Tätä vaihtoehtoa kutsutaan "avoimeksi universumiksi". Samanlainen kehitysskenaario odottaa litteää universumia, kun tiheys on kriittinen. Vuosien googolissa kaikki tähtien ainekset palavat ja galaksit syöksyvät pimeyteen. Vain planeetat, valkoiset ja ruskeat kääpiöt, jäävät jäljelle, ja niiden väliset törmäykset ovat erittäin harvinaisia.

Tässäkään tapauksessa metagalaksi ei kuitenkaan ole ikuinen. Jos teoria vuorovaikutusten suuresta yhdistämisestä pitää paikkansa, 10 40 vuodessa entiset tähdet muodostavat protonit ja neutronit hajoavat. Noin 10 100 vuoden kuluttua jättimäiset mustat aukot haihtuvat. Maailmassamme säilyvät vain elektronit, neutriinot ja fotonit, joita erottaa suuret etäisyydet. Tietyssä mielessä tämä tulee olemaan ajan loppu.

Jos maailmankaikkeuden tiheys osoittautuu liian suureksi, maailmamme on suljettu, ja ennemmin tai myöhemmin laajeneminen korvataan katastrofaalisella supistumisella. Universumi päättää elämänsä tietyssä mielessä gravitaatioon, mikä on vielä pahempaa.

Etäisyyden laskeminen tähtiin tunnetusta parallaksista.

1. Sirius, Aurinko, Algol, Alfa Centauri, Albireo. Etsi ylimääräinen esine tästä luettelosta ja selitä päätöksesi. Päätös: 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. Päätös: Yksinkertainen, mutta melko tarkka arvio voidaan saada, jos oletetaan, että koko Marsin 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 ja 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? Päätös: 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 . Päätös: 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. Päätös: Toinen kosminen nopeus (se on myös pakonopeus tai parabolinen nopeus) mille tahansa kosmiselle kappaleelle voidaan laskea kaavalla: missä

Tietomerestä, johon hukkumme, on itsetuhoa lukuun ottamatta toinen ulospääsy. Asiantuntijat, joilla on riittävän laaja mieli, voivat luoda ajantasaisia ​​yhteenvetoja tai yhteenvetoja, jotka tiivistävät lyhyesti tietyn alueen keskeiset tosiasiat. Esittelemme Sergei Popovin yrityksen tehdä tällainen kokoelma astrofysiikan tärkeimmistä tiedoista.

S. Popov. Kuva I. Yarovaya

Vastoin yleistä käsitystä tähtitieteen kouluopetus ei myöskään ollut Neuvostoliiton tasolla. Virallisesti aine oli opetussuunnitelmassa, mutta todellisuudessa tähtitiedettä ei opetettu kaikissa kouluissa. Usein, vaikka tunnit pidettiinkin, opettajat käyttivät niitä lisätunneilla ydinaineissaan (lähinnä fysiikan). Ja hyvin harvoissa tapauksissa opetus oli riittävän laadukasta, jotta koululaisten keskuudessa ehtii muodostaa riittävän kuvan maailmasta. Lisäksi astrofysiikka on ollut yksi nopeimmin kehittyvistä tieteistä viime vuosikymmeninä; aikuisten koulussa 30-40 vuotta sitten saama astrofysiikan tieto on merkittävästi vanhentunutta. Lisäämme, että nyt kouluissa ei ole lähes ollenkaan tähtitiedettä. Tämän seurauksena ihmisillä on suurimmaksi osaksi melko epämääräinen käsitys siitä, kuinka maailma toimii aurinkokunnan planeettojen kiertoradat suuremmassa mittakaavassa.

Spiraaligalaksi NGC 4414

Galaksijoukko Coma Berenices -tähdistössä

Planeetta Fomalhaut-tähden ympärillä

Tällaisessa tilanteessa mielestäni olisi viisasta tehdä "Erittäin lyhyt tähtitieteen kurssi". Toisin sanoen tuoda esiin keskeiset tosiasiat, jotka muodostavat perustan nykyaikaiselle tähtitieteelliselle maailmakuvalle. Tietenkin eri asiantuntijat voivat valita hieman erilaisia ​​peruskäsitteitä ja -ilmiöitä. Mutta on hyvä, jos on useita hyviä versioita. On tärkeää, että kaikki voidaan todeta yhdelle luennolle tai mahtua yhteen pieneen artikkeliin. Ja sitten kiinnostuneet voivat laajentaa ja syventää tietojaan.

Asetin itselleni tehtäväksi tehdä joukon astrofysiikan tärkeimpiä käsitteitä ja faktoja, jotka mahtuisivat yhdelle A4-standardin sivulle (noin 3000 merkkiä välilyönneillä). Samalla tietysti oletetaan, että ihminen tietää, että maa pyörii Auringon ympäri, ymmärtää miksi pimennykset ja vuodenaikojen vaihtelut tapahtuvat. Eli ehdottoman "lapsellisia" tosiasioita ei sisälly luetteloon.

Tähtien muodostusalue NGC 3603

Planetaarinen sumu NGC 6543

Supernova-jäännös Cassiopeia A

Käytäntö on osoittanut, että kaikki listalla oleva voidaan sanoa noin tunnin luennolla (tai parilla oppitunnilla koulussa, ottaen huomioon vastaukset kysymyksiin). Tietysti puolessatoista tunnissa on mahdotonta muodostaa vakaata kuvaa maailman rakenteesta. Ensimmäinen askel on kuitenkin otettava, ja tässä pitäisi auttaa tällainen "tutkimus suurilla vedoilla", jossa on vangittu kaikki pääkohdat, jotka paljastavat universumin rakenteen perusominaisuudet.

Kaikki kuvat on otettu Hubble-avaruusteleskoopilla ja otettu osoitteesta http://heritage.stsci.edu ja http://hubble.nasa.gov

1. Aurinko on tavallinen tähti (yksi noin 200-400 miljardista) galaksimme laitamilla - tähtien ja niiden jäänteiden, tähtienvälisen kaasun, pölyn ja pimeän aineen järjestelmä. Tähtien väliset etäisyydet galaksissa ovat yleensä muutaman valovuoden.

2. Aurinkokunta ulottuu Pluton kiertoradan ulkopuolelle ja päättyy sinne, missä Auringon gravitaatiovaikutus verrattuna lähellä olevien tähtien vaikutukseen.

3. Tähdet muodostuvat edelleen tähtienvälisestä kaasusta ja pölystä. Elämänsä aikana ja sen lopussa tähdet upottavat osan syntetisoiduilla elementeillä rikastetusta aineestaan ​​tähtienväliseen avaruuteen. Näin maailmankaikkeuden kemiallinen koostumus muuttuu nykyään.

4. Aurinko kehittyy. Sen ikä on alle 5 miljardia vuotta. Noin 5 miljardin vuoden kuluttua sen ytimessä loppuu vety. Auringosta tulee punainen jättiläinen ja sitten valkoinen kääpiö. Massiiviset tähdet räjähtävät elämänsä lopussa jättäen neutronitähden tai mustan aukon.

5. Galaxymme on yksi monista sellaisista järjestelmistä. Maailmankaikkeuden näkyvässä osassa on noin 100 miljardia suurta galaksia. Niitä ympäröivät pienet satelliitit. Galaksin halkaisija on noin 100 000 valovuotta. Lähin suuri galaksi on noin 2,5 miljoonan valovuoden päässä.

6. Planeetat eivät ole olemassa vain Auringon ympärillä, vaan myös muiden tähtien ympärillä, niitä kutsutaan eksoplaneetoiksi. Planeettajärjestelmät eivät ole samanlaisia. Tunnemme nyt yli 1000 eksoplaneettaa. Ilmeisesti monilla tähdillä on planeettoja, mutta vain pieni osa voi olla sopiva elämään.

7. Maailman sellaisena kuin sen tunnemme, on rajallinen ikä, joka on hieman alle 14 miljardia vuotta. Alussa aine oli hyvin tiheässä ja kuumassa tilassa. Tavallisen aineen hiukkasia (protoneja, neutroneja, elektroneja) ei ollut olemassa. Universumi laajenee, kehittyy. Laajentuessaan tiheästä kuumasta tilasta universumi jäähtyi ja muuttui vähemmän tiheäksi, tavallisia hiukkasia ilmestyi. Sitten oli tähtiä, galakseja.

8. Valonnopeuden äärellisyydestä ja havaittavan maailmankaikkeuden äärellisestä iästä johtuen vain rajallinen avaruusalue on käytettävissämme havainnointia varten, mutta fyysinen maailma ei pääty tähän rajaan. Valonnopeuden äärellisyydestä johtuen suurilla etäisyyksillä näemme esineitä sellaisina kuin ne olivat kaukaisessa menneisyydessä.

9. Suurin osa elämässä kohtaamistamme kemiallisista alkuaineista (ja joista meidät on valmistettu) sai alkunsa tähdistä elämänsä aikana lämpöydinreaktioiden seurauksena tai massiivisten tähtien elämän viimeisissä vaiheissa - supernovaräjähdyksissä. Ennen tähtien muodostumista tavallinen aine oli pääasiassa vedyn (yleisin alkuaine) ja heliumin muodossa.

10. Tavallinen aine muodostaa vain muutaman prosentin maailmankaikkeuden kokonaistiheydestä. Noin neljännes maailmankaikkeuden tiheydestä liittyy pimeään aineeseen. Se koostuu hiukkasista, jotka ovat heikosti vuorovaikutuksessa keskenään ja tavallisen aineen kanssa. Toistaiseksi havainnoimme vain pimeän aineen gravitaatiovaikutusta. Noin 70 prosenttia maailmankaikkeuden tiheydestä liittyy pimeään energiaan. Siitä johtuen maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyy koko ajan. Pimeän energian luonne on epäselvä.

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 otettu käyttöön tähtitieteessä. Glitter on tarkkailijan saavuttavan valon intensiteetti tai säteilyvastaanottimessa (silmä, valokuvalevy, valomonistin jne.) syntyvä valaistus. 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. Tätä kaavaa käyttämällä on helppo nähdä, että ensimmäisen magnitudin (1 m) tähdet ovat kirkkaampia kuin kuudennen magnitudin (6 m) tähdet, jotka näkyvät paljaalla silmällä näkyvyyden rajalla tasan 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 ultraviolettisuureita, 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. Joissakin 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 välissä 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. On selvää, että 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. Kiertorataliikkeen 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...