1. Resolusi teoritis teleskop:

Di mana λ - panjang rata-rata gelombang cahaya (5,5 10 -7 m), D adalah diameter tujuan teleskop, atau , di mana D adalah diameter objektif teleskop dalam milimeter.

2. Perbesaran teleskop:

Di mana F adalah jarak fokus lensa, f adalah jarak fokus lensa okuler.

3. Ketinggian tokoh-tokoh pada klimaks:

ketinggian tokoh-tokoh di klimaks atas, yang berpuncak di selatan zenith ( d < j):

, di mana j- garis lintang lokasi pengamatan, d- deklinasi bintang;

ketinggian tokoh-tokoh di klimaks atas, yang berpuncak di utara zenith ( d > j):

, di mana j- garis lintang lokasi pengamatan, d- deklinasi bintang;

ketinggian tokoh-tokoh pada klimaks yang lebih rendah:

, di mana j- garis lintang lokasi pengamatan, d- deklinasi termasyhur.

4. Refraksi astronomi:

Perkiraan rumus untuk menghitung sudut bias, dinyatakan dalam detik busur (pada suhu +10°C dan tekanan atmosfer 760 mmHg):

, di mana z adalah jarak puncak bintang (untuk z<70°).

waktu sideris:

Di mana sebuah- kenaikan kanan seorang termasyhur, t adalah sudut jamnya;

waktu matahari rata-rata (waktu rata-rata lokal):

T m = T  + h, di mana T- waktu matahari yang sebenarnya, h adalah persamaan waktu;

waktu dunia:

Dimana l adalah bujur titik dengan waktu rata-rata lokal T m , dinyatakan dalam jam, T 0 - waktu universal saat ini;

waktu standar:

Di mana T 0 - waktu universal; n– nomor zona waktu (untuk Greenwich n=0, untuk Moskow n=2, untuk Krasnoyarsk n=6);

waktu bersalin:

atau

6. Rumus yang berkaitan dengan periode sidereal (bintang) dari revolusi planet T dengan periode sinodik peredarannya S:

untuk planet atas:

untuk planet bawah:

, di mana T adalah periode sideris dari revolusi bumi mengelilingi matahari.

7. Hukum ketiga Kepler:

, di mana T 1 dan T2- periode rotasi planet, sebuah 1 dan sebuah 2 adalah semi-sumbu utama dari orbitnya.

8. Hukum gravitasi:

Di mana m 1 dan m2 adalah massa titik material yang tertarik, r- jarak antara mereka, G adalah konstanta gravitasi.

9. Hukum umum ketiga Kepler:

, di mana m 1 dan m2 adalah massa dua benda yang saling tarik menarik, r adalah jarak antara pusat mereka, T adalah periode revolusi benda-benda ini di sekitar pusat massa yang sama, G adalah konstanta gravitasi;

untuk sistem Matahari dan dua planet:

, di mana T 1 dan T2- periode sidereal (bintang) revolusi planet, M adalah massa matahari, m 1 dan m2 adalah massa planet, sebuah 1 dan sebuah 2 - semi-sumbu utama dari orbit planet-planet;

untuk sistem Matahari dan planet, planet dan satelit:

, di mana M adalah massa Matahari; m 1 adalah massa planet; m 2 adalah massa satelit planet; T 1 dan sebuah 1- periode revolusi planet mengelilingi Matahari dan sumbu semi-mayor orbitnya; T 2 dan sebuah 2 adalah periode orbit satelit di sekitar planet dan sumbu semi-mayor orbitnya;

pada M >> m 1 , dan m 1 >> m 2 ,

10. Kecepatan linier benda dalam orbit parabola (kecepatan parabola):

, di mana G M adalah massa tubuh pusat, r adalah vektor jari-jari dari titik yang dipilih dari orbit parabola.

11. Kecepatan linier benda dalam orbit elips pada titik yang dipilih:

, di mana G adalah konstanta gravitasi, M adalah massa tubuh pusat, r adalah vektor radius dari titik yang dipilih dari orbit elips, sebuah adalah sumbu semi-mayor dari orbit elips.

12. Kecepatan linier benda dalam orbit melingkar (circular velocity):

, di mana G adalah konstanta gravitasi, M adalah massa tubuh pusat, R adalah jari-jari orbit, v p adalah kecepatan parabola.

13. Eksentrisitas orbit elips, yang mencirikan tingkat penyimpangan elips dari lingkaran:

, di mana c adalah jarak dari fokus ke pusat orbit, sebuah adalah sumbu semi-mayor dari orbit, b adalah semiaxis minor orbit.

14. Hubungan jarak periapsis dan apoapsis dengan sumbu semi-mayor dan eksentrisitas orbit elips:

Di mana r P - jarak dari fokus, di mana benda langit pusat berada, ke periapsis, r A - jarak dari fokus, di mana benda langit pusat berada, ke apocenter, sebuah adalah sumbu semi-mayor dari orbit, e adalah eksentrisitas orbit.

15. Jarak ke termasyhur (dalam tata surya):

, di mana R ρ 0 - paralaks horizontal bintang, dinyatakan dalam detik busur,

atau dimana D 1 dan D 2 - jarak ke tokoh-tokoh, ρ 1 dan ρ 2 – paralaks horizontalnya.

16. Jari-jari luminer:

Di mana ρ - sudut di mana jari-jari piringan termasyhur terlihat dari Bumi (jari-jari sudut), R adalah jari-jari ekuator bumi, ρ 0 - paralaks horizontal bintang m - magnitudo semu, R adalah jarak ke bintang dalam parsec.

20. Hukum Stefan-Boltzmann:

=σT 4 , dimana ε adalah energi yang dipancarkan per satuan waktu dari permukaan satuan, T adalah suhu (dalam kelvin), dan σ adalah konstanta Stefan-Boltzmann.

21. Hukum Anggur:

Di mana λ max - panjang gelombang, yang menjelaskan radiasi maksimum benda hitam (dalam sentimeter), T adalah suhu mutlak dalam kelvin.

22. Hukum Hubble:

, di mana v adalah kecepatan radial galaksi yang sedang surut, c adalah kecepatan cahaya, λ adalah pergeseran Doppler garis dalam spektrum, λ adalah panjang gelombang sumber radiasi, z- pergeseran merah, r adalah jarak ke galaksi dalam megaparsec, H adalah konstanta Hubble sama dengan 75 km / (s × Mpc).

1. Sirius, Matahari, Algol, Alpha Centauri, Albireo. Temukan objek tambahan dalam daftar ini dan jelaskan keputusan Anda. Keputusan: Objek lainnya adalah Matahari. Semua bintang lainnya adalah biner atau ganda. Dapat juga dicatat bahwa Matahari adalah satu-satunya bintang dalam daftar planet-planet yang telah ditemukan. 2. Perkirakan tekanan atmosfer di dekat permukaan Mars jika diketahui bahwa massa atmosfernya 300 kali lebih kecil dari massa atmosfer Bumi, dan jari-jari Mars kira-kira 2 kali lebih kecil dari jari-jari Bumi. Keputusan: Perkiraan sederhana namun cukup akurat dapat diperoleh jika kita mengasumsikan bahwa seluruh atmosfer Mars terkumpul di lapisan dekat permukaan dengan kerapatan konstan, sama dengan kerapatan di permukaan. Kemudian tekanan dapat dihitung dengan menggunakan rumus terkenal , di mana kepadatan atmosfer di dekat permukaan Mars, adalah percepatan jatuh bebas di permukaan, adalah ketinggian atmosfer yang homogen. Suasana seperti itu akan menjadi sangat tipis, sehingga perubahan ketinggian dapat diabaikan. Untuk alasan yang sama, massa atmosfer dapat direpresentasikan sebagai jari-jari planet. Karena di mana massa planet, adalah jari-jarinya, adalah konstanta gravitasi, ekspresi untuk tekanan dapat ditulis sebagai Rasio sebanding dengan kepadatan planet , sehingga tekanan pada permukaan sebanding dengan . Jelas, alasan yang sama dapat diterapkan pada Bumi. Karena kepadatan rata-rata Bumi dan Mars - dua planet terestrial - dekat, ketergantungan pada kepadatan rata-rata planet dapat diabaikan. Jari-jari Mars sekitar 2 kali lebih kecil dari jari-jari Bumi, sehingga tekanan atmosfer di permukaan Mars dapat diperkirakan sama dengan tekanan Bumi, yaitu. tentang kPa (sebenarnya ini tentang kPa). 3. Diketahui bahwa kecepatan sudut rotasi bumi di sekitar porosnya berkurang seiring waktu. Mengapa? Keputusan: Karena adanya pasang surut bulan dan matahari (di laut, atmosfer dan litosfer). Tidal hump bergerak di sepanjang permukaan bumi dalam arah yang berlawanan dengan arah rotasi di sekitar porosnya. Karena pergerakan tidal hump di permukaan bumi tidak dapat terjadi tanpa gesekan, tidal hump memperlambat rotasi bumi. 4. Di mana hari 21 Maret lebih lama: di St. Petersburg atau Magadan? Mengapa? Garis lintang Magadan adalah . Keputusan: Panjang hari ditentukan oleh deklinasi rata-rata Matahari pada siang hari. Sekitar tanggal 21 Maret, deklinasi Matahari bertambah seiring waktu, sehingga hari akan lebih panjang dimana tanggal 21 Maret nanti. Magadan terletak di sebelah timur St. Petersburg, sehingga durasi hari pada 21 Maret di St. Petersburg akan lebih lama. 5. Pada inti galaksi M87 terdapat lubang hitam dengan massa massa Matahari. Temukan jari-jari gravitasi lubang hitam (jarak dari pusat di mana kecepatan kosmik kedua sama dengan kecepatan cahaya) dan kepadatan rata-rata materi dalam radius gravitasi. Keputusan: Kecepatan kosmik kedua (juga merupakan kecepatan lepas atau kecepatan parabola) untuk setiap benda kosmik dapat dihitung dengan rumus: di mana

1.2 Beberapa konsep dan rumus penting dari astronomi umum

Sebelum melanjutkan ke deskripsi bintang variabel gerhana, yang dikhususkan untuk pekerjaan ini, kami mempertimbangkan beberapa konsep dasar yang akan kami perlukan berikut ini.

Magnitudo bintang benda langit adalah ukuran kecemerlangannya yang diterima dalam astronomi. Kilau adalah intensitas cahaya yang sampai ke pengamat atau iluminasi yang ditimbulkan pada penerima radiasi (mata, pelat fotografi, pengganda foto, dll.) Kilau berbanding terbalik dengan kuadrat jarak yang memisahkan sumber dan pengamat.

Magnitudo m dan kecerahan E dihubungkan dengan rumus:

Dalam rumus ini, E i adalah kecerahan bintang dengan magnitudo ke-m, E k adalah kecerahan bintang dengan magnitudo m-k. Dengan menggunakan rumus ini, mudah untuk melihat bahwa bintang-bintang dengan magnitudo pertama (1 m) lebih terang daripada bintang-bintang dengan magnitudo keenam (6 m), yang terlihat pada batas visibilitas mata telanjang tepat 100 kali. . Keadaan inilah yang membentuk dasar untuk membangun skala magnitudo bintang.

Mengambil logaritma dari rumus (1) dan dengan mempertimbangkan bahwa lg 2.512 = 0.4, kita mendapatkan:

, (1.2)

(1.3)

Rumus terakhir menunjukkan bahwa perbedaan besarnya berbanding lurus dengan logaritma rasio besarnya. Tanda minus dalam rumus ini menunjukkan bahwa besarnya bintang meningkat (menurun) dengan penurunan (peningkatan) kecerahan. Perbedaan magnitudo bintang dapat dinyatakan tidak hanya sebagai bilangan bulat, tetapi juga sebagai bilangan pecahan. Dengan bantuan fotometer fotolistrik presisi tinggi, perbedaan magnitudo bintang dapat ditentukan dengan akurasi hingga 0,001 m. Keakuratan perkiraan visual (mata) dari pengamat yang berpengalaman adalah sekitar 0,05 m.

Perlu dicatat bahwa rumus (3) memungkinkan seseorang untuk menghitung bukan besaran bintang, tetapi perbedaannya. Untuk membangun skala magnitudo bintang, Anda harus memilih beberapa titik nol (titik referensi) dari skala ini. Kira-kira seseorang dapat menganggap Vega (sebuah Lyra) sebagai titik nol, bintang dengan magnitudo nol. Ada bintang yang memiliki magnitudo negatif. Misalnya, Sirius (sebuah Canis Major) adalah bintang paling terang di langit bumi dan memiliki magnitudo -1,46m.

Kecemerlangan bintang, yang diperkirakan oleh mata, disebut visual. Ini sesuai dengan magnitudo bintang, dilambangkan dengan m u . atau m visa. . Kecemerlangan bintang, yang diperkirakan berdasarkan diameter bayangannya dan tingkat kehitamannya pada pelat fotografi (efek fotografi), disebut fotografi. Ini sesuai dengan magnitudo fotografi m pg atau m phot. Perbedaan C \u003d m pg - m ph, tergantung pada warna bintang, disebut indeks warna.

Ada beberapa sistem besaran yang diterima secara konvensional, di mana sistem besaran U, B dan V paling banyak digunakan. Huruf U menunjukkan besaran ultraviolet, B adalah biru (dekat dengan fotografi), V adalah kuning (dekat dengan visual). Dengan demikian, dua indeks warna ditentukan: U - B dan B - V, yang sama dengan nol untuk bintang putih murni.

Informasi teoretis tentang gerhana bintang variabel

2.1 Sejarah penemuan dan klasifikasi bintang variabel gerhana

Bintang variabel gerhana pertama Algol (b Perseus) ditemukan pada tahun 1669. Matematikawan dan astronom Italia Montanari. Ini pertama kali dieksplorasi pada akhir abad ke-18. Astronom amatir Inggris John Goodryke. Ternyata bintang tunggal b Perseus, yang terlihat dengan mata telanjang, sebenarnya adalah sistem ganda yang tidak terpisahkan bahkan dengan pengamatan teleskopik. Dua bintang yang termasuk dalam sistem berputar mengelilingi pusat massa yang sama dalam 2 hari 20 jam dan 49 menit. Pada saat-saat tertentu, salah satu bintang yang termasuk dalam sistem menutup yang lain dari pengamat, yang menyebabkan melemahnya kecerahan total sistem untuk sementara.

Kurva cahaya Algol ditunjukkan pada Gambar. satu

Grafik ini didasarkan pada pengamatan fotolistrik yang akurat. Dua penurunan kecerahan terlihat: minimum primer yang dalam - gerhana utama (komponen terang tersembunyi di balik yang lebih lemah) dan sedikit penurunan kecerahan - minimum sekunder, ketika komponen yang lebih terang mengungguli yang lebih lemah.

Fenomena ini berulang setelah 2,8674 hari (atau 2 hari 20 jam 49 menit).

Terlihat dari grafik perubahan kecerahan (Gbr. 1) bahwa segera setelah mencapai minimum utama (nilai kecerahan terendah), Algol mulai naik. Artinya, akan terjadi gerhana sebagian. Dalam beberapa kasus, gerhana total juga dapat diamati, yang ditandai dengan bertahannya nilai minimum dari variabel kecerahan di minimum utama untuk jangka waktu tertentu. Misalnya, bintang variabel gerhana U Cephei, yang dapat diakses oleh pengamatan dengan teropong yang kuat dan teleskop amatir, memiliki durasi fase total minimal sekitar 6 jam.

Dengan hati-hati memeriksa grafik perubahan kecerahan Algol, Anda dapat menemukan bahwa antara minimum utama dan sekunder, kecerahan bintang tidak tetap konstan, seperti yang terlihat pada pandangan pertama, tetapi sedikit berubah. Fenomena tersebut dapat dijelaskan sebagai berikut. Di luar gerhana, cahaya dari kedua komponen sistem biner mencapai Bumi. Tetapi kedua komponen itu dekat satu sama lain. Oleh karena itu, komponen yang lebih lemah (biasanya berukuran lebih besar), diterangi oleh komponen yang terang, menyebarkan insiden radiasi di atasnya. Jelas, jumlah radiasi hamburan terbesar akan mencapai pengamat Bumi pada saat komponen lemah terletak di belakang komponen terang, yaitu. dekat momen minimum sekunder (secara teoritis, ini harus terjadi segera pada saat minimum sekunder, tetapi kecerahan total sistem menurun tajam karena fakta bahwa salah satu komponen terhalang).

Efek ini disebut efek re-emisi. Pada grafik, ia memanifestasikan dirinya sebagai peningkatan bertahap dalam kecerahan keseluruhan sistem saat mendekati minimum sekunder dan penurunan kecerahan, yang simetris terhadap peningkatannya relatif terhadap minimum sekunder.

Pada tahun 1874 Goodryk menemukan bintang variabel gerhana kedua - b Lyra. Perubahan kecerahan relatif lambat dengan periode 12 hari 21 jam 56 menit (12,914 hari). Berbeda dengan Algol, kurva cahaya memiliki bentuk yang lebih halus. (Gbr.2) Ini karena kedekatan komponen satu sama lain.

Gaya pasang surut yang muncul dalam sistem menyebabkan kedua bintang meregang sepanjang garis yang menghubungkan pusat-pusatnya. Komponen-komponennya tidak lagi bulat, tetapi ellipsoidal. Selama gerakan orbital, piringan komponen, yang memiliki bentuk elips, mengubah areanya dengan mulus, yang mengarah pada perubahan kecerahan sistem yang berkelanjutan bahkan di luar gerhana.

Pada tahun 1903 Variabel gerhana W Ursa Major ditemukan, yang memiliki periode orbit sekitar 8 jam (0,3336834 hari). Selama waktu ini, dua minimum dengan kedalaman yang sama atau hampir sama diamati (Gbr. 3). Sebuah studi tentang kurva cahaya bintang menunjukkan bahwa komponennya hampir sama ukurannya dan hampir menyentuh permukaan.

Selain bintang seperti Algol, b Lyra, dan W Ursa Major, ada objek langka yang juga diklasifikasikan sebagai bintang variabel gerhana. Ini adalah bintang ellipsoidal yang berputar di sekitar sumbu. Perubahan di area disk menyebabkan perubahan kecil dalam kecerahan.

Hidrogen, sedangkan bintang dengan suhu sekitar 6 ribu K. ​​memiliki garis kalsium terionisasi yang terletak di perbatasan bagian spektrum yang terlihat dan ultraviolet. Perhatikan bahwa tipe I ini memiliki spektrum Matahari kita. Urutan spektrum bintang yang diperoleh dengan mengubah suhu lapisan permukaannya secara terus-menerus dilambangkan dengan huruf-huruf berikut: O, B, A, F, G, K, M, dari yang terpanas ke ...

Tidak ada garis yang akan diamati (karena kelemahan spektrum satelit), tetapi garis spektrum bintang utama akan berfluktuasi dengan cara yang sama seperti pada kasus pertama. Periode perubahan yang terjadi dalam spektrum bintang biner spektroskopi, yang jelas juga merupakan periode rotasinya, sangat berbeda. Periode terpendek yang diketahui adalah 2,4 jam (g Ursa Minor), dan terlama - puluhan tahun. Untuk...

pertanyaan.

1. Pergerakan nyata dari para tokoh sebagai akibat dari pergerakan mereka sendiri di ruang angkasa, rotasi Bumi dan revolusinya mengelilingi Matahari.
2. Prinsip-prinsip untuk menentukan koordinat geografis dari pengamatan astronomi (Hal. 4 hal. 16).
3. Alasan perubahan fase bulan, kondisi awal dan frekuensi gerhana matahari dan bulan (Hal. 6, paragraf 1.2).
4. Fitur gerakan harian Matahari pada garis lintang yang berbeda pada waktu yang berbeda dalam setahun (P.4, paragraf 2, P. 5).
5. Prinsip pengoperasian dan tujuan teleskop (Hal. 2).
6. Metode untuk menentukan jarak ke benda-benda tata surya dan ukurannya (Hal. 12).
7. Kemungkinan analisis spektral dan pengamatan ekstra-atmosfer untuk mempelajari sifat benda langit (Hal. 14, "Fisika" Hal. 62).
8. Arah dan tugas terpenting penelitian dan pengembangan luar angkasa.
9. Hukum Kepler, penemuannya, maknanya, batas penerapannya (Hal. 11).
10. Karakteristik utama dari planet-planet dari kelompok Bumi, planet-planet raksasa (Hal. 18, 19).
11. Ciri khas Bulan dan satelit planet-planet (Hal. 17-19).
12. Komet dan asteroid. Ide dasar tentang asal usul tata surya (Hal. 20, 21).
13. Matahari seperti bintang pada umumnya. Karakteristik utama (Hal. 22).
14. Manifestasi paling penting dari aktivitas matahari. Hubungannya dengan fenomena geografis (Hal. 22 hal 4).
15. Metode untuk menentukan jarak ke bintang. Satuan jarak dan hubungan antara keduanya (Hal. 23).
16. Karakteristik fisik utama bintang dan hubungannya (Hal. 23, paragraf 3).
17. Arti fisik dari hukum Stefan-Boltzmann dan penerapannya untuk menentukan karakteristik fisik bintang (Hal. 24, paragraf 2).
18. Bintang variabel dan tidak stasioner. Signifikansi mereka untuk studi tentang sifat bintang (P. 25).
19. Bintang biner dan perannya dalam menentukan karakteristik fisik bintang.
20. Evolusi bintang, tahap dan tahap akhir (Hal. 26).
21. Komposisi, struktur dan ukuran Galaksi kita (Hal. 27 hal 1).
22. Gugus bintang, keadaan fisik medium antarbintang (Hal. 27, paragraf 2, Hal. 28).
23. Jenis utama galaksi dan ciri khasnya (Hal. 29).
24. Dasar-dasar ide modern tentang struktur dan evolusi Alam Semesta (Hal. 30).

Tugas-tugas praktis.

1. Pencarian Peta Bintang.
2. Definisi garis lintang geografis.
3. Penentuan deklinasi termasyhur menurut garis lintang dan ketinggian.
4. Perhitungan ukuran termasyhur dengan paralaks.
5. Kondisi visibilitas Bulan (Venus, Mars) menurut kalender astronomi sekolah.
6. Perhitungan periode revolusi planet berdasarkan hukum 3 Kepler.

Jawaban.

Tiket nomor 1. Bumi melakukan gerakan yang kompleks: ia berputar pada porosnya (T=24 jam), bergerak mengelilingi Matahari (T=1 tahun), berputar bersama Galaksi (T=200 ribu tahun). Ini menunjukkan bahwa semua pengamatan yang dilakukan dari Bumi berbeda dalam lintasan yang tampak. Planet-planet dibagi menjadi internal dan eksternal (internal: Merkurius, Venus; eksternal: Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus dan Pluto). Semua planet ini berputar dengan cara yang sama seperti Bumi mengelilingi Matahari, tetapi berkat pergerakan Bumi, seseorang dapat mengamati pergerakan planet yang seperti lingkaran (kalender hal. 36). Karena pergerakan kompleks Bumi dan planet-planet, berbagai konfigurasi planet muncul.

Komet dan badan meteorit bergerak di sepanjang lintasan elips, parabola, dan hiperbolik.

Tiket nomor 2. Ada 2 koordinat geografis: lintang geografis dan bujur geografis. Astronomi sebagai ilmu praktis memungkinkan Anda untuk menemukan koordinat ini (gambar "ketinggian bintang di klimaks atas"). Ketinggian kutub langit di atas cakrawala sama dengan garis lintang tempat pengamatan. Dimungkinkan untuk menentukan garis lintang tempat pengamatan dengan ketinggian termasyhur di klimaks atas ( klimaks- momen perjalanan termasyhur melalui meridian) sesuai dengan rumus:

h = 90° - j + d,

di mana h adalah ketinggian bintang, d adalah deklinasi, j adalah garis lintang.

Bujur geografis adalah koordinat kedua, diukur dari nol meridian Greenwich ke timur. Bumi dibagi menjadi 24 zona waktu, perbedaan waktu adalah 1 jam. Perbedaan waktu lokal sama dengan perbedaan garis bujur:

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

Waktu setempat adalah waktu matahari di lokasi itu di Bumi. Di setiap titik waktu setempat berbeda, sehingga orang hidup menurut waktu standar, yaitu menurut waktu meridian tengah zona ini. Garis perubahan tanggal berjalan di timur (Selat Bering).

Tiket nomor 3. Bulan bergerak mengelilingi bumi searah dengan perputaran bumi pada porosnya. Tampilan gerakan ini, seperti yang kita ketahui, adalah gerakan bulan yang tampak dengan latar belakang bintang-bintang menuju rotasi langit. Setiap hari, Bulan bergerak ke timur relatif terhadap bintang-bintang sekitar 13 °, dan setelah 27,3 hari ia kembali ke bintang-bintang yang sama, setelah menggambarkan lingkaran penuh pada bola langit.

Pergerakan Bulan yang tampak disertai dengan perubahan terus-menerus dalam penampilannya - perubahan fase. Hal ini terjadi karena Bulan menempati posisi yang berbeda relatif terhadap Matahari dan Bumi yang menyinarinya.

Ketika Bulan terlihat oleh kita sebagai bulan sabit yang sempit, sisa piringannya juga sedikit bersinar. Fenomena ini disebut cahaya pucat dan dijelaskan oleh fakta bahwa Bumi menyinari sisi malam Bulan dengan sinar matahari yang dipantulkan.

Bumi dan Bulan, diterangi oleh Matahari, membentuk kerucut bayangan dan kerucut penumbra. Ketika Bulan jatuh ke dalam bayang-bayang Bumi, seluruhnya atau sebagian, terjadilah gerhana Bulan total atau sebagian. Dari Bumi, dapat dilihat secara bersamaan dimanapun Bulan berada di atas cakrawala. Fase gerhana bulan total berlanjut hingga bulan mulai muncul dari bayang-bayang bumi, dan dapat berlangsung hingga 1 jam 40 menit. Sinar matahari, dibiaskan di atmosfer bumi, jatuh ke dalam kerucut bayangan bumi. Pada saat yang sama, atmosfer sangat menyerap sinar biru dan sinar tetangga, dan mentransmisikan terutama sinar merah ke dalam kerucut. Itulah sebabnya Bulan, selama fase besar gerhana, dicat dengan cahaya kemerahan, dan tidak hilang sama sekali. Gerhana bulan terjadi hingga tiga kali dalam setahun dan tentu saja hanya pada bulan purnama.

Gerhana matahari sebagai gerhana total hanya terlihat di mana titik bayangan bulan jatuh di Bumi, diameter titik tidak melebihi 250 km. Ketika Bulan bergerak dalam orbitnya, bayangannya bergerak melintasi Bumi dari barat ke timur, menggambar pita sempit gerhana total secara berturut-turut. Di mana penumbra Bulan jatuh di Bumi, gerhana sebagian Matahari diamati.

Karena sedikit perubahan jarak Bumi dari Bulan dan Matahari, diameter sudut yang tampak sedikit lebih besar, atau sedikit lebih kecil dari diameter matahari, atau sama dengan itu. Dalam kasus pertama, gerhana Matahari total berlangsung hingga 7 menit 40 detik, yang kedua, Bulan tidak menutupi Matahari sama sekali, dan yang ketiga, hanya satu saat.

Gerhana matahari dalam setahun bisa dari 2 hingga 5, dalam kasus terakhir, tentu saja pribadi.

Tiket nomor 4. Sepanjang tahun, Matahari bergerak di sepanjang ekliptika. Ekliptika melewati 12 rasi bintang zodiak. Pada siang hari, Matahari, seperti bintang biasa, bergerak sejajar dengan ekuator langit.
(-23°27¢ £ d £ +23°27¢). Perubahan deklinasi ini disebabkan oleh kemiringan sumbu bumi terhadap bidang orbitnya.

Di garis lintang daerah tropis Cancer (Selatan) dan Capricorn (Utara), Matahari berada di puncaknya pada hari-hari titik balik matahari musim panas dan musim dingin.

Di Kutub Utara, Matahari dan bintang-bintang tidak terbenam antara 21 Maret dan 22 September. Pada tanggal 22 September, malam kutub dimulai.

Nomor tiket 5. Ada dua jenis teleskop: teleskop pantul dan teleskop refraktor (gambar).

Selain teleskop optik, ada juga teleskop radio, yaitu perangkat yang mendeteksi radiasi kosmik. Teleskop radio adalah antena parabola dengan diameter sekitar 100 m. Bentukan alam, seperti kawah atau lereng gunung, digunakan sebagai alas antena. Emisi radio memungkinkan Anda menjelajahi planet dan sistem bintang.

Tiket nomor 6. Paralaks horisontal disebut sudut di mana jari-jari Bumi terlihat dari planet, tegak lurus terhadap garis pandang.

p² - paralaks, r² - jari-jari sudut, R - jari-jari Bumi, r - jari-jari bintang.

Sekarang, untuk menentukan jarak ke tokoh-tokoh, metode radar digunakan: mereka mengirim sinyal radio ke planet ini, sinyal dipantulkan dan direkam oleh antena penerima. Mengetahui waktu perambatan sinyal menentukan jarak.

Tiket nomor 7. Analisis spektral adalah alat yang paling penting untuk mempelajari alam semesta. Analisis spektral adalah metode di mana komposisi kimia benda langit, suhu, ukuran, struktur, jaraknya, dan kecepatan pergerakannya ditentukan. Analisis spektral dilakukan dengan menggunakan instrumen spektrograf dan spektroskop. Dengan bantuan analisis spektral, komposisi kimia bintang, komet, galaksi, dan benda-benda tata surya ditentukan, karena dalam spektrum setiap garis atau kombinasinya adalah karakteristik dari beberapa elemen. Intensitas spektrum dapat digunakan untuk menentukan suhu bintang dan benda lain.

Menurut spektrum, bintang-bintang ditugaskan ke satu atau beberapa kelas spektral lainnya. Dari diagram spektral, Anda dapat menentukan magnitudo semu dari sebuah bintang, dan kemudian menggunakan rumus:

M = m + 5 + 5lg p

lg L = 0,4(5 - M)

menemukan magnitudo mutlak, luminositas, dan karenanya ukuran bintang.

Menggunakan rumus Doppler

Penciptaan stasiun ruang angkasa modern, pesawat ruang angkasa yang dapat digunakan kembali, serta peluncuran pesawat ruang angkasa ke planet-planet (Vega, Mars, Luna, Voyager, Hermes) memungkinkan untuk memasang teleskop di atasnya, di mana para tokoh ini dapat diamati dari dekat tanpa atmosfer. gangguan.

Tiket nomor 8. Awal zaman ruang angkasa diletakkan oleh karya-karya ilmuwan Rusia K. E. Tsiolkovsky. Dia menyarankan menggunakan mesin jet untuk eksplorasi ruang angkasa. Dia pertama kali mengusulkan ide menggunakan roket multi-tahap untuk meluncurkan pesawat ruang angkasa. Rusia adalah pelopor dalam ide ini. Satelit buatan pertama Bumi diluncurkan pada 4 Oktober 1957, penerbangan pertama di sekitar Bulan dengan mengambil foto - 1959, penerbangan berawak pertama ke luar angkasa - 12 April 1961 Penerbangan pertama Amerika ke Bulan - 1964, peluncuran pesawat ruang angkasa dan stasiun luar angkasa.

1. Tujuan ilmiah:

• manusia tinggal di luar angkasa;
• eksplorasi ruang angkasa;
• pengembangan teknologi penerbangan luar angkasa;

1. Keperluan militer (perlindungan terhadap serangan nuklir);
2. Telekomunikasi (komunikasi satelit dilakukan dengan bantuan satelit komunikasi);
3. Prakiraan cuaca, prediksi bencana alam (meteo-satelit);
4. Tujuan produksi:

• mencari mineral;
• pemantauan lingkungan.

Tiket nomor 9. Manfaat menemukan hukum gerak planet milik ilmuwan terkemuka Johannes Kepler.

hukum pertama. Setiap planet berputar dalam elips dengan Matahari di salah satu fokusnya.

Hukum kedua. (hukum daerah). Jari-jari-vektor planet untuk selang waktu yang sama menggambarkan luas yang sama. Dari hukum ini dapat disimpulkan bahwa kecepatan planet ketika bergerak dalam orbit semakin besar, semakin dekat dengan Matahari.

Hukum ketiga. Kuadrat periode sidereal planet-planet terkait sebagai pangkat tiga dari sumbu semi-mayor orbitnya.

Hukum ini memungkinkan untuk menetapkan jarak relatif planet-planet dari Matahari (dalam satuan sumbu semi-mayor orbit bumi), karena periode sidereal planet-planet telah dihitung. Sumbu semi-mayor orbit bumi diambil sebagai satuan astronomi (AU) jarak.

Tiket nomor 10. Rencana:

1. Daftar semua planet;
2. Divisi (planet terestrial: Merkurius, Mars, Venus, Bumi, Pluto; dan planet raksasa: Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus);
3. Ceritakan tentang fitur planet-planet ini berdasarkan tabel. 5 (hal. 144);
4. Tentukan fitur utama dari planet-planet ini.

Nomor tiket 11 . Rencana:

1. Kondisi fisik di Bulan (ukuran, massa, kepadatan, suhu);

Bulan memiliki massa 81 kali lebih kecil dari Bumi, kerapatan rata-ratanya adalah 3300 kg / m 3, yaitu, lebih kecil dari Bumi. Tidak ada atmosfer di Bulan, hanya cangkang debu yang dijernihkan. Perbedaan suhu yang sangat besar di permukaan bulan dari siang ke malam dijelaskan tidak hanya oleh tidak adanya atmosfer, tetapi juga oleh durasi siang bulan dan malam bulan, yang sesuai dengan dua minggu kita. Suhu di titik subsolar Bulan mencapai + 120 ° C, dan di titik berlawanan dari belahan malam - 170 ° C.

1. Relief, laut, kawah;
2. Fitur kimia permukaan;
3. Adanya aktivitas tektonik.

Satelit planet:

1. Mars (2 satelit kecil: Phobos dan Deimos);
2. Jupiter (16 satelit, 4 satelit Gallilean yang paling terkenal: Europa, Callisto, Io, Ganymede; lautan air ditemukan di Europa);
3. Saturnus (17 satelit, Titan sangat terkenal: ia memiliki atmosfer);
4. Uranus (16 satelit);
5. Neptunus (8 satelit);
6. Pluto (1 satelit).

Nomor tiket 12. Rencana:

1. Komet (sifat fisik, struktur, orbit, jenis), komet paling terkenal:

• Komet Halley (T = 76 tahun; 1910 - 1986 - 2062);
• Komet Enck;
• komet Hyakutaka;

1. Asteroid (planet kecil). Yang paling terkenal adalah Ceres, Vesta, Pallas, Juno, Icarus, Hermes, Apollo (total lebih dari 1500).

Studi komet, asteroid, hujan meteor menunjukkan bahwa mereka semua memiliki sifat fisik yang sama dan komposisi kimia yang sama. Menentukan usia tata surya menunjukkan bahwa matahari dan planet-planet memiliki usia yang kira-kira sama (sekitar 5,5 miliar tahun). Menurut teori kemunculan tata surya oleh Akademisi O. Yu. Schmidt, Bumi dan planet-planet muncul dari awan debu gas, yang, karena hukum gravitasi universal, ditangkap oleh Matahari dan diputar di arah yang sama dengan Matahari. Secara bertahap, kondensasi terbentuk di awan ini, yang memunculkan planet-planet. Bukti bahwa planet-planet terbentuk dari gugusan seperti itu adalah jatuhnya meteorit di Bumi dan di planet lain. Jadi pada tahun 1975, jatuhnya komet Wachmann-Strassmann di Jupiter dicatat.

Nomor tiket 13. Matahari adalah bintang terdekat dengan kita, di mana, tidak seperti semua bintang lainnya, kita dapat mengamati piringan dan menggunakan teleskop untuk mempelajari detail kecil di atasnya. Matahari adalah bintang yang khas, dan oleh karena itu studinya membantu untuk memahami sifat bintang secara umum.

Massa Matahari 333 ribu kali lebih besar dari massa Bumi, kekuatan total radiasi Matahari adalah 4 * 10 23 kW, suhu efektif 6000 K.

Seperti semua bintang, Matahari adalah bola gas panas. Ini terutama terdiri dari hidrogen dengan campuran 10% (dengan jumlah atom) helium, 1-2% dari massa Matahari jatuh pada elemen lain yang lebih berat.

Di Matahari, materi sangat terionisasi, yaitu atom kehilangan elektron terluarnya dan bersama-sama dengan mereka menjadi partikel bebas gas terionisasi - plasma.

Massa jenis rata-rata materi matahari adalah 1400 kg/m 3 . Namun, ini adalah angka rata-rata, dan kepadatan di lapisan luar jauh lebih sedikit, dan di tengahnya 100 kali lebih besar.

Di bawah pengaruh gaya tarik gravitasi yang diarahkan ke pusat Matahari, tekanan besar tercipta di kedalamannya, yang di pusatnya mencapai 2 * 108 Pa, pada suhu sekitar 15 juta K.

Dalam kondisi seperti itu, inti atom hidrogen memiliki kecepatan yang sangat tinggi dan dapat bertabrakan satu sama lain, meskipun ada aksi gaya tolak elektrostatik. Beberapa tumbukan berakhir dengan reaksi nuklir, di mana helium terbentuk dari hidrogen dan sejumlah besar panas dilepaskan.

Permukaan matahari (fotosfer) memiliki struktur granular, yaitu terdiri dari "butir" rata-rata berukuran sekitar 1000 km. Granulasi adalah konsekuensi dari pergerakan gas di zona yang terletak di sepanjang fotosfer. Kadang-kadang, di area tertentu dari fotosfer, celah gelap di antara bintik-bintik meningkat, dan bintik-bintik gelap yang besar terbentuk. Mengamati bintik matahari melalui teleskop, Galileo memperhatikan bahwa mereka bergerak melintasi piringan Matahari yang terlihat. Atas dasar ini, ia menyimpulkan bahwa Matahari berputar pada porosnya, dengan periode 25 hari. di ekuator dan 30 hari. dekat kutub.

Bintik-bintik adalah formasi tidak permanen, paling sering muncul dalam kelompok. Di sekitar tempat, formasi cahaya yang hampir tak terlihat terkadang terlihat, yang disebut obor. Fitur utama bintik dan obor adalah adanya medan magnet dengan induksi mencapai 0,4-0,5 T.

Nomor tiket 14. Manifestasi aktivitas matahari di Bumi:

1. Bintik matahari adalah sumber aktif radiasi elektromagnetik yang menyebabkan apa yang disebut "badai magnet". "Badai magnet" ini memengaruhi komunikasi televisi dan radio, menyebabkan aurora yang kuat.
2. Matahari memancarkan jenis radiasi berikut: ultraviolet, sinar-x, inframerah, dan sinar kosmik (elektron, proton, neutron, dan hadron, partikel berat). Radiasi ini hampir seluruhnya tertunda oleh atmosfer bumi. Itulah sebabnya atmosfer bumi harus dijaga dalam keadaan normal. Lubang ozon yang muncul secara berkala melewati radiasi Matahari, yang mencapai permukaan bumi dan berdampak buruk pada kehidupan organik di Bumi.
3. Aktivitas matahari terjadi setiap 11 tahun. Aktivitas matahari maksimum terakhir terjadi pada tahun 1991. Maksimum yang diharapkan adalah 2002. Aktivitas matahari maksimum berarti jumlah bintik matahari, radiasi, dan penonjolan terbesar. Sudah lama diketahui bahwa perubahan aktivitas matahari mempengaruhi faktor-faktor berikut:

• situasi epidemiologi di Bumi;
• banyaknya berbagai macam bencana alam (angin topan, gempa bumi, banjir, dsb);
• terhadap jumlah kecelakaan lalu lintas dan kereta api.

Maksimum dari semua ini jatuh pada tahun-tahun Matahari aktif. Seperti yang didirikan oleh ilmuwan Chizhevsky, Matahari yang aktif memengaruhi kesejahteraan seseorang. Sejak itu, ramalan berkala tentang kesejahteraan seseorang telah disusun.

Nomor tiket 15. Jari-jari bumi ternyata terlalu kecil untuk dijadikan dasar pengukuran perpindahan paralaktik bintang dan jaraknya. Oleh karena itu, paralaks satu tahun digunakan sebagai pengganti horizontal.

Paralaks tahunan sebuah bintang adalah sudut di mana seseorang dapat melihat sumbu semi-mayor orbit bumi dari sebuah bintang jika ia tegak lurus terhadap garis pandang.

a - sumbu semi-mayor orbit bumi,

p - paralaks tahunan.

Unit parsec juga digunakan. Parsec - jarak dari mana sumbu semi-mayor orbit bumi, tegak lurus terhadap garis pandang, terlihat pada sudut 1².

1 parsec = 3,26 tahun cahaya = 206265 AU e. = 3 * 10 11 km.

Dengan mengukur paralaks tahunan, seseorang dapat dengan andal menentukan jarak ke bintang yang tidak lebih dari 100 parsec atau 300 ly. bertahun-tahun.

Nomor tiket 16. Bintang diklasifikasikan menurut parameter berikut: ukuran, warna, luminositas, kelas spektral.

Berdasarkan ukurannya, bintang dibagi menjadi bintang katai, bintang sedang, bintang normal, bintang raksasa, dan bintang super raksasa. Bintang kerdil adalah satelit dari bintang Sirius; sedang - Matahari, Capella (Auriga); normal (t \u003d 10 ribu K) - memiliki dimensi antara Matahari dan Capella; bintang raksasa - Antares, Arcturus; supergiants - Betelgeuse, Aldebaran.

Berdasarkan warna, bintang-bintang dibagi menjadi merah (Antares, Betelgeuse - 3000 K), kuning (Matahari, Capella - 6000 K), putih (Sirius, Deneb, Vega - 10.000 K), biru (Spica - 30.000 K).

Berdasarkan luminositas, bintang diklasifikasikan sebagai berikut. Jika kita mengambil luminositas Matahari sebagai 1, maka bintang putih dan biru memiliki luminositas 100 dan 10 ribu kali lebih besar dari luminositas Matahari, dan katai merah - 10 kali lebih kecil dari luminositas Matahari.

Menurut spektrumnya, bintang-bintang dibagi menjadi kelas-kelas spektral (lihat tabel).

Kondisi keseimbangan: seperti diketahui, bintang adalah satu-satunya objek alami di mana reaksi fusi termonuklir yang tidak terkendali terjadi, yang disertai dengan pelepasan sejumlah besar energi dan menentukan suhu bintang. Sebagian besar bintang berada dalam keadaan stasioner, yaitu tidak meledak. Beberapa bintang meledak (yang disebut baru dan supernova). Mengapa bintang umumnya seimbang? Kekuatan ledakan nuklir di bintang-bintang stasioner diimbangi oleh gaya gravitasi, itulah sebabnya bintang-bintang ini menjaga keseimbangan.

Nomor tiket 17. Hukum Stefan-Boltzmann menentukan hubungan antara radiasi dan suhu bintang.

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

e adalah energi radiasi per satuan permukaan bintang

L adalah luminositas bintang, R adalah jari-jari bintang.

Menggunakan rumus Stefan-Boltzmann dan hukum Wien, panjang gelombang ditentukan, yang menjelaskan radiasi maksimum:

l max T = b b - Konstanta Wien

Seseorang dapat melanjutkan dari kebalikannya, yaitu menggunakan luminositas dan suhu untuk menentukan ukuran bintang.

Nomor tiket 18. Rencana:

1. cepheid
2. bintang baru
3. supernova

Nomor tiket 19. Rencana:

1. Secara visual ganda, banyak
2. Biner spektral
3. gerhana bintang variabel

Nomor tiket 20. Ada berbagai jenis bintang: tunggal, ganda dan ganda, stasioner dan variabel, bintang raksasa dan kerdil, nova dan supernova. Apakah ada pola dalam keragaman bintang ini, dalam kekacauan yang tampak? Pola seperti itu, terlepas dari luminositas, suhu, dan ukuran bintang yang berbeda, tetap ada.

1. Telah ditetapkan bahwa luminositas bintang meningkat dengan bertambahnya massa, dan ketergantungan ini ditentukan oleh rumus L = m 3.9 , selain itu, untuk banyak bintang keteraturan L » R 5.2 adalah benar.
2. Ketergantungan L pada t° dan warna (diagram luminositas warna).

Semakin masif bintang, semakin cepat bahan bakar utama, hidrogen, terbakar, berubah menjadi helium ( ). Raksasa biru dan putih besar-besaran terbakar dalam 10 7 tahun. Bintang kuning seperti Capella dan Matahari padam dalam 10 10 tahun (t Matahari = 5 * 109 tahun). Bintang putih dan biru, terbakar, berubah menjadi raksasa merah. Mereka mensintesis 2C + He ® C 2 He. Saat helium terbakar, bintang menyusut dan berubah menjadi katai putih. Sebuah katai putih akhirnya berubah menjadi bintang yang sangat padat, yang hanya terdiri dari neutron. Mengurangi ukuran bintang menyebabkan rotasi yang sangat cepat. Bintang ini tampaknya berdenyut, memancarkan gelombang radio. Mereka disebut pulsar - tahap terakhir dari bintang raksasa. Beberapa bintang dengan massa yang jauh lebih besar daripada massa Matahari menyusut sedemikian rupa sehingga apa yang disebut "lubang hitam" berubah menjadi, yang, karena gravitasi, tidak memancarkan radiasi yang terlihat.

Nomor tiket 21. Sistem bintang kita - Galaksi adalah salah satu galaksi elips. Bima Sakti yang kita lihat hanyalah sebagian dari Galaksi kita. Bintang hingga magnitudo 21 dapat dilihat dengan teleskop modern. Jumlah bintang-bintang ini adalah 2 * 10 9 , tetapi ini hanya sebagian kecil dari populasi Galaksi kita. Diameter Galaksi kurang lebih 100 ribu tahun cahaya. Mengamati Galaksi, kita dapat melihat “bifurkasi”, yang disebabkan oleh debu antarbintang yang menutupi bintang-bintang Galaksi dari kita.

populasi galaksi.

Ada banyak raksasa merah dan Cepheid periode pendek di inti Galaksi. Ada banyak raksasa super dan Cepheid klasik di cabang-cabang yang jauh dari pusat. Lengan spiral berisi supergiants panas dan Cepheid klasik. Galaksi kita berputar di sekitar pusat Galaksi, yang terletak di konstelasi Hercules. Tata surya membuat revolusi lengkap di sekitar pusat Galaksi dalam 200 juta tahun. Rotasi tata surya dapat digunakan untuk menentukan perkiraan massa Galaksi - 2 * 10 11 m Bumi. Bintang dianggap diam, padahal sebenarnya bintang itu bergerak. Tetapi karena kita jauh dari mereka, gerakan ini hanya dapat diamati selama ribuan tahun.

Nomor tiket 22. Di Galaksi kita, selain bintang tunggal, ada bintang yang bergabung menjadi gugusan. Ada 2 jenis gugus bintang:

1. Gugus bintang terbuka, seperti gugus bintang Pleiades di rasi Taurus dan Hyades. Dengan mata sederhana di Pleiades Anda dapat melihat 6 bintang, tetapi jika Anda melihat melalui teleskop, Anda dapat melihat hamburan bintang. Cluster terbuka berukuran beberapa parsec. Gugus bintang terbuka terdiri dari ratusan bintang deret utama dan super raksasa.
2. Gugus bintang globular berukuran hingga 100 parsec. Cluster ini dicirikan oleh Cepheid periode pendek dan besarnya yang aneh (dari -5 hingga +5 unit).

Astronom Rusia V. Ya. Struve menemukan bahwa penyerapan cahaya antarbintang ada. Penyerapan cahaya antarbintanglah yang melemahkan kecerahan bintang. Media antarbintang diisi dengan debu kosmik, yang membentuk apa yang disebut nebula, misalnya, nebula gelap Awan Magellan Besar, Horsehead. Di konstelasi Orion, terdapat nebula gas dan debu yang bersinar dengan pantulan cahaya bintang-bintang di dekatnya. Di konstelasi Aquarius, ada Nebula Planet Besar, yang terbentuk sebagai hasil emisi gas dari bintang-bintang terdekat. Vorontsov-Velyminov membuktikan bahwa emisi gas oleh bintang-bintang raksasa cukup untuk pembentukan bintang-bintang baru. Nebula gas membentuk lapisan di Galaksi dengan ketebalan 200 parsec. Mereka terdiri dari H, He, OH, CO, CO 2 , NH 3 . Hidrogen netral memancarkan panjang gelombang 0,21 m. Distribusi pancaran radio ini menentukan distribusi hidrogen di Galaksi. Selain itu, terdapat sumber pancaran radio bremsstrahlung (sinar-X) (quasar) di Galaksi.

Nomor tiket 23. William Herschel pada abad ke-17 menempatkan banyak nebula di peta bintang. Selanjutnya, ternyata ini adalah galaksi raksasa yang berada di luar galaksi kita. Dengan bantuan Cepheids, astronom Amerika Hubble membuktikan bahwa galaksi terdekat dengan kita, M-31, terletak pada jarak 2 juta tahun cahaya. Sekitar seribu galaksi seperti itu telah ditemukan di konstelasi Veronica, jutaan tahun cahaya dari kita. Hubble membuktikan bahwa ada pergeseran merah dalam spektrum galaksi. Pergeseran ini semakin besar, semakin jauh galaksi dari kita. Dengan kata lain, semakin jauh galaksi, semakin besar kecepatan pemindahannya dari kita.

Penghapusan V = D * H H - Konstanta Hubble, D - offset dalam spektrum.

Model alam semesta yang mengembang berdasarkan teori Einstein dikonfirmasi oleh ilmuwan Rusia Friedman.

Galaksi tidak beraturan, elips, dan spiral. Galaksi elips - di konstelasi Taurus, galaksi spiral - milik kita, nebula Andromeda, galaksi tidak beraturan - di Awan Magellan. Selain galaksi yang terlihat, sistem bintang mengandung apa yang disebut galaksi radio, yaitu sumber emisi radio yang kuat. Di tempat galaksi-galaksi radio ini, ditemukan benda-benda bercahaya kecil, yang pergeseran merahnya begitu besar sehingga jelas-jelas berjarak miliaran tahun cahaya dari kita. Mereka disebut quasar karena radiasinya terkadang lebih kuat daripada seluruh galaksi. Ada kemungkinan bahwa quasar adalah inti dari sistem bintang yang sangat kuat.

Nomor tiket 24. Katalog bintang terbaru berisi lebih dari 30.000 galaksi yang lebih terang dari magnitudo 15, dan ratusan juta galaksi dapat difoto dengan teleskop yang kuat. Semua ini bersama dengan Galaksi kita membentuk apa yang disebut metagalaxy. Dalam hal ukuran dan jumlah objek, metagalaxy tidak terbatas; ia tidak memiliki awal atau akhir. Menurut konsep modern, di setiap galaksi terjadi kepunahan bintang dan seluruh galaksi, serta munculnya bintang dan galaksi baru. Ilmu yang mempelajari alam semesta kita secara keseluruhan disebut kosmologi. Menurut teori Hubble dan Friedman, alam semesta kita, berdasarkan teori umum Einstein, alam semesta seperti itu berkembang sekitar 15 miliar tahun yang lalu, galaksi-galaksi terdekat lebih dekat dengan kita daripada sekarang. Di beberapa tempat di ruang angkasa, sistem bintang baru muncul dan, dengan rumus E = mc 2, karena kita dapat mengatakan bahwa karena massa dan energi adalah setara, transformasi timbal balik mereka menjadi satu sama lain adalah dasar dari dunia material.

1. Waktu setempat.

Waktu yang diukur pada meridian geografis tertentu disebut waktu lokal meridian ini. Untuk semua tempat pada meridian yang sama, sudut jam dari titik balik musim semi (atau Matahari, atau matahari rata-rata) pada saat tertentu adalah sama. Oleh karena itu, di seluruh meridian geografis, waktu setempat (bintang atau matahari) adalah sama pada saat yang sama.

Jika perbedaan antara garis bujur geografis dua tempat adalah D aku, maka di tempat yang lebih timur, sudut jam dari setiap bintang akan berada di D aku lebih besar dari sudut jam dari termasyhur yang sama di lokasi yang lebih barat. Oleh karena itu, perbedaan waktu lokal pada dua meridian pada momen fisik yang sama selalu sama dengan perbedaan garis bujur meridian ini, yang dinyatakan dalam jam (dalam satuan waktu):

itu. waktu rata-rata lokal dari setiap titik di bumi selalu sama dengan waktu universal pada saat itu ditambah bujur dari titik tersebut yang dinyatakan dalam jam dan dianggap positif di sebelah timur Greenwich.

Dalam kalender astronomi, momen sebagian besar fenomena ditunjukkan oleh waktu universal. T 0 . Momen-momen peristiwa ini dalam waktu setempat T t. mudah ditentukan dengan rumus (1,28).

3. waktu standar. Dalam kehidupan sehari-hari, menggunakan waktu matahari rata-rata lokal dan waktu universal tidak nyaman. Yang pertama karena pada prinsipnya ada sistem penghitungan waktu lokal sebanyak meridian geografis, yaitu. tak terhitung. Oleh karena itu, untuk menetapkan urutan peristiwa atau fenomena yang dicatat dalam waktu setempat, selain momen, mutlak perlu diketahui juga perbedaan garis bujur tempat peristiwa atau fenomena tersebut terjadi.

Urutan peristiwa yang ditandai menurut waktu universal mudah dibuat, tetapi perbedaan besar antara waktu universal dan waktu lokal meridian, yang jauh dari Waktu Greenwich, menciptakan ketidaknyamanan saat menggunakan waktu universal dalam kehidupan sehari-hari.

Pada tahun 1884, diusulkan sistem penghitungan sabuk waktu rata-rata, yang intinya adalah sebagai berikut. Waktu hanya disimpan pada 24 besar meridian geografis yang terletak satu sama lain dalam garis bujur tepat 15 ° (atau 1 jam), kira-kira di tengah masing-masing zona waktu. Zona waktu disebut area permukaan bumi yang secara kondisional dibagi oleh garis-garis yang membentang dari kutub utara ke selatan dan berjarak kira-kira 7 °,5 dari meridian utama. Garis-garis ini, atau batas-batas zona waktu, mengikuti persis meridian geografis hanya di laut lepas dan samudra dan di tempat-tempat tak berpenghuni di darat. Selama sisa panjangnya, mereka melewati batas negara, administrasi, ekonomi atau geografis, mundur dari meridian yang sesuai ke satu arah atau lainnya. Zona waktu diberi nomor dari 0 hingga 23. Greenwich diambil sebagai meridian utama zona nol. Meridian utama dari zona waktu pertama terletak tepat 15 ° timur Greenwich, yang kedua - 30 °, ketiga - 45 °, dll hingga zona waktu 23, meridian utama yang memiliki bujur timur dari Greenwich 345 ° (atau bujur barat 15°).

Waktu standarT p disebut waktu matahari rata-rata lokal, diukur pada meridian utama dari zona waktu tertentu. Itu melacak waktu di seluruh wilayah yang terletak di zona waktu tertentu.

Waktu standar zona ini P terkait dengan waktu universal dengan hubungan yang jelas

T n = T 0 +n h .

(1.29)

Juga cukup jelas bahwa perbedaan antara waktu standar dari dua titik adalah bilangan bulat dari jam yang sama dengan perbedaan dalam jumlah zona waktunya.

4. waktu musim panas. Untuk mendistribusikan listrik yang digunakan untuk penerangan perusahaan dan tempat tinggal secara lebih rasional, dan untuk memanfaatkan siang hari secara maksimal di bulan-bulan musim panas tahun ini, di banyak negara (termasuk republik kita), jarum jam berjalan dalam waktu standar dimajukan 1 jam atau setengah jam. Disebut waktu musim panas. Pada musim gugur, jam kembali disetel ke waktu standar.

koneksi DST T l titik mana pun dengan waktu standarnya T p dan dengan waktu universal T 0 diberikan oleh hubungan berikut:

(1.30)