1. ადგილობრივი დროით.

მოცემულ გეოგრაფიულ მერიდიანზე გაზომილ დროს ეწოდება ადგილობრივი დრო ეს მერიდიანი. ერთსა და იმავე მერიდიანზე ყველა ადგილისთვის, გაზაფხულის ბუნიობის (ან მზის, ან საშუალო მზის) საათის კუთხე ნებისმიერ მოცემულ მომენტში იგივეა. მაშასადამე, მთელ გეოგრაფიულ მერიდიანზე ადგილობრივი დრო (ვარსკვლავური თუ მზის) ერთნაირია იმავე მომენტში.

თუ განსხვავება ორი ადგილის გეოგრაფიულ გრძედებს შორის არის D ლ, მაშინ უფრო აღმოსავლეთის ადგილას ნებისმიერი ვარსკვლავის საათობრივი კუთხე იქნება D-ზე ლაღემატება იმავე სანათის საათობრივ კუთხეს უფრო დასავლეთის ადგილას. მაშასადამე, ნებისმიერი ადგილობრივი დროის სხვაობა ორ მერიდიანზე ერთსა და იმავე ფიზიკურ მომენტში ყოველთვის ტოლია ამ მერიდიანების გრძედის სხვაობას, გამოხატული საათებში (დროის ერთეულებში):

იმათ. დედამიწის ნებისმიერი წერტილის ადგილობრივი საშუალო დრო ყოველთვის უდრის უნივერსალურ დროს იმ მომენტში, პლუს ამ წერტილის გრძედი, გამოხატული საათებში და დადებითად ითვლება გრინვიჩის აღმოსავლეთით.

ასტრონომიულ კალენდრებში ფენომენების უმეტესობის მომენტები უნივერსალური დროით არის მითითებული. თ 0 . ამ მოვლენების მომენტები ადგილობრივი დროით ტ ტ.ადვილად განისაზღვრება ფორმულით (1.28).

3. სტანდარტული დრო. ყოველდღიურ ცხოვრებაში, როგორც ადგილობრივი მზის, ისე უნივერსალური დროის გამოყენება მოუხერხებელია. პირველი იმიტომ, რომ პრინციპში არის იმდენი ადგილობრივი დროის ათვლის სისტემა, რამდენი გეოგრაფიული მერიდიანია, ე.ი. უთვალავი. მაშასადამე, ადგილობრივი დროით აღნიშნულ მოვლენათა თუ ფენომენთა თანმიმდევრობის დასადგენად, აბსოლუტურად აუცილებელია, გარდა მომენტებისა, ვიცოდეთ მერიდიანების გრძედის სხვაობა, რომლებზეც მოხდა ეს მოვლენები ან ფენომენი.

უნივერსალური დროის მიხედვით მონიშნული მოვლენების თანმიმდევრობა ადვილად დგინდება, მაგრამ დიდი განსხვავება უნივერსალურ დროსა და მერიდიანების ლოკალურ დროს შორის, რომლებიც შორს არიან გრინვიჩის დროიდან, ქმნის უხერხულობას ყოველდღიურ ცხოვრებაში უნივერსალური დროის გამოყენებისას.

1884 წელს შესთავაზეს საშუალო დროის ქამრების დათვლის სისტემა,რომლის არსი შემდეგია. დრო ინახება მხოლოდ 24 მაიორიგეოგრაფიული მერიდიანები, რომლებიც განლაგებულია ერთმანეთისგან გრძედი ზუსტად 15 ° (ან 1 სთ), დაახლოებით თითოეულის შუაში დროის სარტყელი. დროის ზონები უწოდებენ დედამიწის ზედაპირის უბნებს, რომლებშიც იგი პირობითად იყოფა ხაზებით, რომელიც გადის მისი ჩრდილოეთ პოლუსიდან სამხრეთისაკენ და დაშორებულია ძირითადი მერიდიანებიდან დაახლოებით 7 °.5-ით. ეს ხაზები, ანუ დროის ზონების საზღვრები ზუსტად მიჰყვება გეოგრაფიულ მერიდიანებს მხოლოდ ღია ზღვებსა და ოკეანეებში და ხმელეთის დაუსახლებელ ადგილებში. დანარჩენი სიგრძის განმავლობაში ისინი მიდიან სახელმწიფო, ადმინისტრაციული, ეკონომიკური ან გეოგრაფიული საზღვრებით, უკან იხევენ შესაბამისი მერიდიანიდან ამა თუ იმ მიმართულებით. დროის ზონები დანომრილია 0-დან 23-მდე. გრინვიჩი აღებულია ნულოვანი ზონის მთავარ მერიდიანად. პირველი დროის სარტყლის მთავარი მერიდიანი მდებარეობს გრინვიჩის აღმოსავლეთით ზუსტად 15 °, მეორე - 30 °, მესამე - 45 ° და ა.შ. 23 დროის სარტყელამდე, რომლის მთავარ მერიდიანს აქვს აღმოსავლეთის განედი გრინვიჩიდან 345 °. (ან დასავლეთის განედი 15°).

სტანდარტული დროტ პეწოდება ადგილობრივი საშუალო მზის დრო, რომელიც იზომება მოცემული დროის ზონის მთავარ მერიდიანზე. ის აკონტროლებს დროს მთელ ტერიტორიაზე მოცემულ დროის ზონაში.

ამ ზონის სტანდარტული დრო პაშკარა ურთიერთობით უკავშირდება უნივერსალურ დროს

T n = T 0 +nთ .

(1.29)

ასევე აშკარაა, რომ განსხვავება ორი წერტილის სტანდარტულ დროებს შორის არის საათების მთელი რიცხვი, რომელიც ტოლია მათი დროის ზონების რიცხვებში.

4. Ზაფხულის დრო. საწარმოებისა და საცხოვრებელი ფართების განათებისთვის გამოყენებული ელექტროენერგიის რაციონალურად განაწილების მიზნით და წლის ზაფხულის თვეებში დღის სინათლე მაქსიმალურად გამოსაყენებლად, ბევრ ქვეყანაში (მათ შორის ჩვენს რესპუბლიკაში), საათის ისრები მუშაობს სტანდარტულ დროში. წინ მიიწევენ 1 საათით ან ნახევარი საათით. Ე. წ ზაფხულის დრო. შემოდგომაზე, საათი კვლავ დაყენებულია სტანდარტულ დროს.

DST კავშირი ტ ლნებისმიერი წერტილი თავისი სტანდარტული დროით ტ პდა უნივერსალური დროით თ 0 მოცემულია შემდეგი მიმართებით:

(1.30)

ასტრონომიის 11 კლასის ბილეთები

ბილეთი #1

მნათობების ხილული მოძრაობები, კოსმოსში საკუთარი მოძრაობის შედეგად, დედამიწის ბრუნვა და მისი ბრუნვა მზის გარშემო.

დედამიწა ასრულებს რთულ მოძრაობებს: ბრუნავს თავისი ღერძის გარშემო (T=24 საათი), მოძრაობს მზის გარშემო (T=1 წელი), ბრუნავს გალაქტიკასთან ერთად (T=200 ათასი წელი). ეს აჩვენებს, რომ დედამიწიდან გაკეთებული ყველა დაკვირვება განსხვავდება აშკარა ტრაექტორიებით. პლანეტები მოძრაობენ ცაზე აღმოსავლეთიდან დასავლეთისკენ (პირდაპირი მოძრაობა), შემდეგ დასავლეთიდან აღმოსავლეთისკენ (უკუ მოძრაობა). მიმართულების შეცვლის მომენტებს უწოდებენ გაჩერებებს. თუ თქვენ დააყენებთ ამ გზას რუკაზე, მიიღებთ მარყუჟს. მარყუჟის ზომა რაც უფრო მცირეა, მით მეტია მანძილი პლანეტასა და დედამიწას შორის. პლანეტები იყოფა ქვედა და ზედა (ქვედა - დედამიწის ორბიტის შიგნით: მერკური, ვენერა; ზედა: მარსი, იუპიტერი, სატურნი, ურანი, ნეპტუნი და პლუტონი). ყველა ეს პლანეტა ისევე ბრუნავს, როგორც დედამიწა მზის გარშემო, მაგრამ, დედამიწის მოძრაობის წყალობით, შესაძლებელია პლანეტების მარყუჟის მსგავს მოძრაობაზე დაკვირვება. პლანეტების ფარდობით პოზიციებს მზესთან და დედამიწასთან შედარებით პლანეტარული კონფიგურაციები ეწოდება.

პლანეტის კონფიგურაციები, განსხვავებები. გეომეტრიული პლანეტების პოზიციები მზესთან და დედამიწასთან მიმართებაში. პლანეტების გარკვეული პოზიციები, რომლებიც დედამიწიდან ჩანს და მზესთან შედარებით იზომება, განსაკუთრებულია. სათაურები. ავად. ვ - შიდა პლანეტა, I- გარე პლანეტა, E -Დედამიწა, ს - Მზე. როდესაც შიდა პლანეტა მდებარეობს მზესთან სწორ ხაზზე, ის არის კავშირი.კ.პ. EV 1S და ESV 2 დაურეკა ქვედა და ზედა კავშირიშესაბამისად. გაღმ. პლანეტა I არის უმაღლეს კავშირში, როდესაც ის მზესთან სწორ ხაზზე მდებარეობს ( ESI 4) და შიგნით დაპირისპირება,როდესაც ის დევს მზის საპირისპირო მიმართულებით (I 3 ES). I 5 ES, ეწოდება დრეკადობა. შიდასთვის პლანეტების max, დრეკადობა ხდება მაშინ, როდესაც EV 8 S არის 90°; გარესთვის პლანეტებს შეუძლიათ გაგრძელდეს 0° ESI 4)-დან 180°-მდე (I 3 ES).როცა დრეკადობა 90°-ია, ამბობენ, რომ პლანეტა მდებარეობს კვადრატურა(I 6 ES, I 7 ES).

პერიოდს, რომლის დროსაც პლანეტა ბრუნავს მზის გარშემო თავის ორბიტაზე, ეწოდება რევოლუციის გვერდითი (ვარსკვლავური) პერიოდი - T, დროის მონაკვეთს ორ იდენტურ კონფიგურაციას შორის - სინოდურ პერიოდს - S.

პლანეტები ბრუნავენ მზის გარშემო ერთი მიმართულებით და ასრულებენ ერთ ბრუნს მზის გარშემო დროის მონაკვეთში = გვერდითი პერიოდი

შიდა პლანეტებისთვის

გარე პლანეტებისთვის

S არის გვერდითი პერიოდი (ვარსკვლავებთან შედარებით), T არის სინოდური პერიოდი (ფაზებს შორის), T Å = 1 წელი.

კომეტები და მეტეორიტების სხეულები მოძრაობენ ელიფსური, პარაბოლური და ჰიპერბოლური ტრაექტორიების გასწვრივ.

გალაქტიკამდე მანძილის გამოთვლა ჰაბლის კანონის საფუძველზე.

H = 50 კმ/წმ* Mpc – ჰაბლის მუდმივი

ბილეთი #2

ასტრონომიული დაკვირვებებიდან გეოგრაფიული კოორდინატების განსაზღვრის პრინციპები.

არსებობს 2 გეოგრაფიული კოორდინატი: გეოგრაფიული გრძედი და გეოგრაფიული განედი. ასტრონომია, როგორც პრაქტიკული მეცნიერება, საშუალებას გაძლევთ იპოვოთ ეს კოორდინატები. ჰორიზონტის ზემოთ ციური პოლუსის სიმაღლე უდრის დაკვირვების ადგილის გეოგრაფიულ განედს. სავარაუდო გეოგრაფიული გრძედი შეიძლება განისაზღვროს ჩრდილოეთ ვარსკვლავის სიმაღლის გაზომვით, რადგან. ის ჩრდილოეთ ციური პოლუსიდან დაახლოებით 10 დაშორებულია. შესაძლებელია დაკვირვების ადგილის გრძედი განისაზღვროს ზედა კლიმაქსის სანათის სიმაღლით ( კულმინაცია- სანათურის მერიდიანის გავლით გავლის მომენტი) ფორმულის მიხედვით:

j = d ± (90 – სთ), იმისდა მიხედვით, სამხრეთით თუ ჩრდილოეთით იგი კულმინირებს ზენიტიდან. h არის მნათობის სიმაღლე, d არის დახრილობა, j არის გრძედი.

გეოგრაფიული განედი არის მეორე კოორდინატი, რომელიც იზომება ნულოვანი გრინვიჩის მერიდიანიდან აღმოსავლეთით. დედამიწა დაყოფილია 24 დროის ზონად, დროის სხვაობა არის 1 საათი. ადგილობრივი დროების სხვაობა ტოლია გრძედის სხვაობას:

T λ 1 - T λ 2 \u003d λ 1 - λ 2 ამრიგად, როდესაც ვისწავლეთ დროის სხვაობა ორ წერტილში, რომელთაგან ერთის განედი ცნობილია, შეგიძლიათ განსაზღვროთ მეორე წერტილის განედი.

ადგილობრივი დროითარის მზის დრო დედამიწაზე ამ ადგილას. თითოეულ მომენტში ადგილობრივი დრო განსხვავებულია, ამიტომ ადამიანები ცხოვრობენ სტანდარტული დროის მიხედვით, ანუ ამ ზონის შუა მერიდიანის დროის მიხედვით. თარიღის შეცვლის ხაზი გადის აღმოსავლეთით (ბერინგის სრუტე).

ვარსკვლავის ტემპერატურის გაანგარიშება მისი სიკაშკაშისა და ზომის შესახებ მონაცემებზე დაყრდნობით.

L - სიკაშკაშე (Lc = 1)

R - რადიუსი (Rc = 1)

T - ტემპერატურა (Tc = 6000)

ბილეთი #3

მთვარის ფაზების შეცვლის მიზეზები. მზის და მთვარის დაბნელების დაწყებისა და სიხშირის პირობები.

ფაზაასტრონომიაში ფაზის ცვლილება ხდება პერიოდული პერიოდის გამო. ციური სხეულების განათების პირობების ცვლილებები დამკვირვებელთან მიმართებაში. მთვარის ფაზის ცვლილება განპირობებულია დედამიწის, მთვარისა და მზის ურთიერთმდებარეობის ცვლილებით, აგრეთვე იმით, რომ მთვარე ანათებს მისგან არეკლილი სინათლით. როდესაც მთვარე მზესა და დედამიწას შორისაა მათ დამაკავშირებელ სწორ ხაზზე, მთვარის ზედაპირის გაუნათებელი ნაწილი დედამიწისკენაა მიმართული, ამიტომ ჩვენ ვერ ვხედავთ მას. ეს ფ. - ახალი მთვარე. 1-2 დღის შემდეგ მთვარე გადის ამ სწორი ხაზიდან და დედამიწიდან ჩანს მთვარის ვიწრო ნახევარმთვარე. ახალი მთვარის დროს, მთვარის ის ნაწილი, რომელიც არ არის განათებული მზის პირდაპირი სხივებით, კვლავ ჩანს ბნელ ცაზე. ამ ფენომენს ე.წ ფერფლის შუქი.ერთი კვირის შემდეგ მოდის F. - პირველი მეოთხედი:მთვარის განათებული ნაწილი დისკის ნახევარია. მერე მოდის სავსე მთვარე- მთვარე ისევ მზისა და დედამიწის დამაკავშირებელ ხაზზეა, მაგრამ დედამიწის მეორე მხარეს. მთვარის განათებული სავსე დისკი ჩანს. შემდეგ ხილული ნაწილი იწყებს შემცირებას და ბოლო მეოთხედი,იმათ. კვლავ შეგიძლიათ დააკვირდეთ დისკის განათებულ ნახევარს. მთვარის ფ-ის ცვლილების სრულ პერიოდს სინოდური თვე ეწოდება.

დაბნელება, ასტრონომიული ფენომენი, რომლის დროსაც ერთი ციური სხეული მთლიანად ან ნაწილობრივ ფარავს მეორეს, ან ერთი სხეულის ჩრდილი ეცემა სხვებს მზის 3. ხდება მაშინ, როდესაც დედამიწა მთვარის ჩრდილში ეცემა, ხოლო მთვარე - როცა მთვარე ეცემა. დედამიწის ჩრდილი. მთვარის ჩრდილი მზის დროს 3. შედგება ცენტრალური ჩრდილისა და მის გარშემო მყოფი ნახევარმცველისგან. ხელსაყრელ პირობებში სრული მთვარის 3. შეიძლება გაგრძელდეს 1 საათი. 45 წთ. თუ მთვარე მთლიანად არ შედის ჩრდილში, მაშინ დედამიწის ღამის მხარეს დამკვირვებელი დაინახავს ნაწილობრივ მთვარეს 3. მზისა და მთვარის კუთხური დიამეტრი თითქმის ერთნაირია, ამიტომ მთლიანი მზის 3. გრძელდება მხოლოდ ერთი რამდენიმე. წუთები. როდესაც მთვარე თავის აპოგეაზეა, მისი კუთხური ზომები ოდნავ მცირეა ვიდრე მზის. მზის 3. შეიძლება მოხდეს, თუ მზისა და მთვარის ცენტრების დამაკავშირებელი ხაზი დედამიწის ზედაპირს გადაკვეთს. დედამიწაზე დაცემისას მთვარის ჩრდილის დიამეტრმა შეიძლება მიაღწიოს რამდენიმეს. ასობით კილომეტრი. დამკვირვებელი ხედავს, რომ მუქი მთვარის დისკო მზეს ბოლომდე არ ფარავს, რის გამოც მისი კიდე ღიაა ნათელი რგოლის სახით. ეს არის ე.წ. რგოლისებრი მზის 3. თუ მთვარის კუთხური ზომები უფრო დიდია ვიდრე მზის, მაშინ დამკვირვებელი მათი ცენტრების დედამიწის ზედაპირთან დამაკავშირებელი ხაზის გადაკვეთის წერტილის სიახლოვეს დაინახავს სრულ მზეს 3. დედამიწა ბრუნავს თავისი ღერძის გარშემო, მთვარე - დედამიწის ირგვლივ, ხოლო დედამიწა - მზის გარშემო, მთვარის ჩრდილი სწრაფად სრიალებს დედამიწის ზედაპირზე იმ ადგილიდან, სადაც ის დაეცა მასზე მეორეზე, სადაც ის ტოვებს მას და იზიდავს. დედამიწა * სრული ან რგოლის ზოლი 3. პირადი 3. შეიძლება დაკვირვება, როცა მთვარე მზის მხოლოდ ნაწილს ბლოკავს. მზის ან მთვარის დრო, ხანგრძლივობა და ნიმუში 3. დამოკიდებულია დედამიწა-მთვარე-მზე სისტემის გეომეტრიაზე. *ეკლიპტიკასთან მიმართებაში მთვარის ორბიტის დახრილობის გამო, მზის და მთვარის 3. არ ხდება ყოველ ახალმთვარეზე ან სავსემთვარეზე. წინასწარმეტყველების 3. შედარება დაკვირვებებთან შესაძლებელს ხდის მთვარის მოძრაობის თეორიის დახვეწას. ვინაიდან სისტემის გეომეტრია თითქმის ზუსტად მეორდება ყოველ 18 წელიწადში ერთხელ 10 დღე, 3. ხდება ამ პერიოდის, რომელსაც ეწოდება საროსი. 3. უძველესი დროიდან მოყოლებული რეგისტრაციები შესაძლებელს ხდის მთვარის ორბიტაზე მოქცევის გავლენის შემოწმებას.

ვარსკვლავების კოორდინატების განსაზღვრა ვარსკვლავურ რუკაზე.

ბილეთი #4

მზის ყოველდღიური მოძრაობის თავისებურებები სხვადასხვა გეოგრაფიულ განედებზე წელიწადის სხვადასხვა დროს.

განვიხილოთ მზის წლიური მოძრაობა ციურ სფეროში. დედამიწა მზის გარშემო სრულ ბრუნვას აკეთებს წელიწადში, ერთ დღეში მზე მოძრაობს ეკლიპტიკის გასწვრივ დასავლეთიდან აღმოსავლეთისკენ დაახლოებით 1 °, ხოლო 3 თვეში - 90 ° -ით. თუმცა, ამ ეტაპზე მნიშვნელოვანია, რომ მზის მოძრაობას ეკლიპტიკის გასწვრივ თან ახლდეს მისი დახრის ცვლილება, რომელიც მერყეობს δ = -e (ზამთრის მზედგომა) δ = +e (ზაფხულის მზეზე), სადაც e არის დედამიწის ღერძის დახრის კუთხე. ამიტომ წლის განმავლობაში იცვლება მზის ყოველდღიური პარალელის მდებარეობაც. განვიხილოთ ჩრდილოეთ ნახევარსფეროს საშუალო განედები.

მზის მიერ გაზაფხულის ბუნიობის გავლისას (α = 0 სთ), მარტის ბოლოს, მზის დახრილობა არის 0 °, ამიტომ ამ დღეს მზე პრაქტიკულად ციურ ეკვატორზეა, ის ამოდის აღმოსავლეთით. , ადის ზედა კულმინაციაზე h = 90 ° - φ სიმაღლეზე და ჩადის დასავლეთით. ვინაიდან ციური ეკვატორი ციურ სფეროს შუაზე ყოფს, მზე ნახევარი დღის განმავლობაში ჰორიზონტზე მაღლა დგას, ხოლო მის ქვემოთ ნახევარზე, ე.ი. დღე უდრის ღამეს, რაც აისახება სახელწოდებაში „ბუნიობა“. ბუნიობის მომენტში მზის მდებარეობაზე ეკლიპტიკის ტანგენსი ეკვატორისკენ არის დახრილი მაქსიმალური e-ის ტოლი კუთხით, შესაბამისად, მზის დახრილობის გაზრდის სიჩქარეც ამ დროს მაქსიმალურია.

გაზაფხულის ბუნიობის შემდეგ, მზის დახრილობა სწრაფად იზრდება, ამიტომ ყოველ დღე უფრო და უფრო მეტი მზის ყოველდღიური პარალელი ჰორიზონტზე მაღლა დგას. მზე ადრე ამოდის, ზემო კლიმაქსში უფრო მაღლა ამოდის და გვიან ჩადის. მზის ამოსვლისა და მზის ჩასვლის წერტილები ყოველდღიურად ჩრდილოეთისკენ ინაცვლებს და დღე გრძელდება.

თუმცა, მზის მდებარეობაზე ეკლიპტიკაზე ტანგენსის დახრილობის კუთხე ყოველდღე მცირდება და მასთან ერთად მცირდება დახრის ზრდის ტემპიც. საბოლოოდ, ივნისის ბოლოს, მზე აღწევს ეკლიპტიკის ყველაზე ჩრდილოეთ წერტილს (α = 6 სთ, δ = +e). ამ მომენტისთვის ის ადის ზედა კულმინაციამდე h = 90° - φ + e სიმაღლემდე, ამოდის დაახლოებით ჩრდილო-აღმოსავლეთით, ჩადის ჩრდილო-დასავლეთით და დღის სიგრძე აღწევს მაქსიმალურ მნიშვნელობას. ამავდროულად, მზის სიმაღლის დღიური მატება ჩერდება ზედა კულმინაციაზე და შუადღის მზე, როგორც იქნა, „ჩერდება“ ჩრდილოეთისკენ მოძრაობაში. აქედან მომდინარეობს სახელწოდება "ზაფხულის მზებუდობა".

ამის შემდეგ, მზის დახრილობა იწყებს კლებას - ჯერ ძალიან ნელა, შემდეგ კი უფრო და უფრო სწრაფად. ის ყოველ დღე გვიან ამოდის, უფრო ადრე ჩადის, მზის ამოსვლისა და მზის ჩასვლის წერტილები უკან სამხრეთისკენ იწევს.

სექტემბრის ბოლოს მზე აღწევს ეკლიპტიკის ეკვატორთან გადაკვეთის მეორე წერტილს (α = 12 სთ) და ისევ ჩადის ბუნიობა, ახლა უკვე შემოდგომა. ისევ მზის დახრის ცვლის სიჩქარე აღწევს მაქსიმუმს და ის სწრაფად ინაცვლებს სამხრეთისკენ. ღამე დღეზე გრძელი ხდება და ყოველ დღე მზის სიმაღლე მის ზედა კულმინაციაზე მცირდება.

დეკემბრის ბოლოს მზე აღწევს ეკლიპტიკის ყველაზე სამხრეთ წერტილს (α = 18 საათი) და მისი მოძრაობა სამხრეთისაკენ ჩერდება, ის კვლავ „ჩერდება“. ეს არის ზამთრის მზებუდობა. მზე ამოდის თითქმის სამხრეთ-აღმოსავლეთით, ჩადის სამხრეთ-დასავლეთით და შუადღისას ამოდის სამხრეთით h = 90° - φ - e.

შემდეგ კი ყველაფერი თავიდან იწყება - მზის დახრილობა იზრდება, სიმაღლე ზედა კულმინაციაზე იზრდება, დღე გრძელდება, მზის ამოსვლისა და მზის ჩასვლის წერტილები ჩრდილოეთისკენ გადაინაცვლებს.

დედამიწის ატმოსფეროს მიერ სინათლის გაფანტვის გამო, ცა განაგრძობს კაშკაშა მზის ჩასვლის შემდეგ. ამ პერიოდს ბინდი ეწოდება. სამოქალაქო ბინდი (-8° -12°) და ასტრონომიული (h>-18°), რის შემდეგაც ღამის ცის სიკაშკაშე დაახლოებით მუდმივი რჩება.

ზაფხულში, d = +e-ზე, მზის სიმაღლე ქვედა კულმინაციაზე არის h = φ + e - 90°. მაშასადამე, გრძედის ჩრდილოეთით ~ 48°.5 ზაფხულის მზეზე, მზე მის ქვედა კულმინაციაზე ჰორიზონტზე 18°-ზე ნაკლებით იძირება და ზაფხულის ღამეები ნათდება ასტრონომიული ბინდის გამო. ანალოგიურად, ზაფხულის მზეზე φ > 54°.5-ზე, მზის სიმაღლე h > -12° - სანავიგაციო ბინდი გრძელდება მთელი ღამე (მოსკოვი ხვდება ამ ზონაში, სადაც წელიწადში სამი თვე არ ბნელდება - მაისის დასაწყისიდან აგვისტოს დასაწყისში). უფრო ჩრდილოეთით, φ > 58°.5-ზე, სამოქალაქო ბინდი ზაფხულში აღარ ჩერდება (აქ არის პეტერბურგი თავისი ცნობილი „თეთრი ღამეებით“).

და ბოლოს, განედზე φ = 90° - e მზის დღიური პარალელი შეეხო ჰორიზონტს მზედგომის დროს. ეს გრძედი არის არქტიკული წრე. უფრო ჩრდილოეთით, ზაფხულში მზე არ ჩადის ჰორიზონტის ქვემოთ გარკვეული დროით - ჩადის პოლარული დღე, ხოლო ზამთარში - არ ამოდის - პოლარული ღამე.

ახლა განიხილეთ მეტი სამხრეთ განედები. როგორც უკვე აღვნიშნეთ, ფ = 90° - e - 18° განედის სამხრეთით ღამეები ყოველთვის ბნელია. სამხრეთისკენ შემდგომი მოძრაობით, მზე მაღლა და მაღლა ამოდის წლის ნებისმიერ დროს და მისი ყოველდღიური პარალელის ნაწილებს შორის განსხვავება ჰორიზონტის ზემოთ და ქვემოთ მცირდება. შესაბამისად, დღე-ღამის ხანგრძლივობა, თუნდაც მზებუდობის პერიოდში, სულ უფრო ნაკლებად განსხვავდება. და ბოლოს, j = e განედზე, მზის დღიური პარალელი ზაფხულის მზედგომისთვის გაივლის ზენიტს. ამ განედს ჩრდილოეთ ტროპიკას უწოდებენ, ზაფხულის მზედგომის დროს ამ განედზე ერთ-ერთ წერტილში მზე ზუსტად ზენიტშია. დაბოლოს, ეკვატორზე მზის ყოველდღიური პარალელები ჰორიზონტით ყოველთვის იყოფა ორ თანაბარ ნაწილად, ანუ იქ დღე ყოველთვის ღამის ტოლია, ხოლო მზე ზენიტშია ბუნიობის დროს.

ეკვატორის სამხრეთით, ყველაფერი ზემოაღნიშნულის მსგავსი იქნება, მხოლოდ წლის უმეტესი ნაწილი (და სამხრეთ ტროპიკის სამხრეთით - ყოველთვის) მზის ზედა კულმინაცია მოხდება ზენიტის ჩრდილოეთით.

მოცემულ ობიექტზე დამიზნება და ტელესკოპის ფოკუსირება .

ბილეთი #5

1. ტელესკოპის მუშაობის პრინციპი და დანიშნულება.

ტელესკოპი, ასტრონომიული ინსტრუმენტი ზეციურ სხეულებზე დასაკვირვებლად. კარგად შემუშავებულ ტელესკოპს შეუძლია შეაგროვოს ელექტრომაგნიტური გამოსხივება სპექტრის სხვადასხვა დიაპაზონში. ასტრონომიაში ოპტიკური ტელესკოპი შექმნილია გამოსახულების გასადიდებლად და სუსტი წყაროებიდან შუქის შესაგროვებლად, განსაკუთრებით შეუიარაღებელი თვალით უხილავი, რადგან მასთან შედარებით მას შეუძლია მეტი სინათლის შეგროვება და მაღალი კუთხური გარჩევადობის უზრუნველყოფა, ასე რომ უფრო მეტი დეტალი ჩანს გაფართოებულ სურათზე. რეფრაქტორული ტელესკოპი იყენებს დიდ ლინზს, რათა შეაგროვოს და ფოკუსირება მოახდინოს შუქზე, როგორც ობიექტზე, ხოლო გამოსახულება განიხილება ოკულარით, რომელიც შედგება ერთი ან მეტი ლინზისგან. რეფრაქციული ტელესკოპების დიზაინში მთავარი პრობლემა არის ქრომატული აბერაცია (გამოსახულების გარშემო ფერთა შეფერხება, რომელიც შექმნილია მარტივი ლინზის მიერ იმის გამო, რომ სხვადასხვა ტალღის სიგრძის სინათლე ფოკუსირებულია სხვადასხვა მანძილზე.). მისი აღმოფხვრა შესაძლებელია ამოზნექილი და ჩაზნექილი ლინზების კომბინაციით, მაგრამ ლინზები, რომლებიც აღემატება გარკვეულ ზომას (დაახლოებით 1 მეტრი დიამეტრის) ვერ დამზადდება. ამიტომ, ამჟამად უპირატესობა ენიჭება ამრეკლავ ტელესკოპებს, რომლებშიც ობიექტად სარკეა გამოყენებული. პირველი ამრეკლავი ტელესკოპი ნიუტონმა გამოიგონა მისი სქემის მიხედვით, ე.წ ნიუტონის სისტემა.ახლა სურათზე დაკვირვების რამდენიმე მეთოდი არსებობს: ნიუტონი, კასეგრაინის სისტემები (ფოკუსის პოზიცია მოსახერხებელია სინათლის ჩაწერისა და ანალიზისთვის სხვა მოწყობილობების გამოყენებით, როგორიცაა ფოტომეტრი ან სპექტრომეტრი), კუდე (სქემა ძალიან მოსახერხებელია, როდესაც საჭიროა დიდი აღჭურვილობა. სინათლის ანალიზი), მაკსუტოვი (ე.წ. მენისკი), შმიდტი (გამოიყენება, როდესაც აუცილებელია ცის ფართომასშტაბიანი გამოკვლევების გაკეთება).

ოპტიკურ ტელესკოპებთან ერთად არის ტელესკოპები, რომლებიც აგროვებენ ელექტრომაგნიტურ გამოსხივებას სხვა დიაპაზონში. მაგალითად, ფართოდ არის გავრცელებული სხვადასხვა ტიპის რადიოტელესკოპები (პარაბოლური სარკით: ფიქსირებული და სრული ბრუნვით; RATAN-600 ტიპის; ფაზაში; რადიოინტერფერომეტრები). ასევე არსებობს ტელესკოპები რენტგენის და გამა სხივების გამოსავლენად. ვინაიდან ეს უკანასკნელი შეიწოვება დედამიწის ატმოსფეროში, რენტგენის ტელესკოპები, როგორც წესი, დამონტაჟებულია თანამგზავრებზე ან საჰაერო ხომალდებზე. გამა გამოსხივების ასტრონომია იყენებს ტელესკოპებს, რომლებიც მდებარეობს თანამგზავრებზე.

პლანეტის რევოლუციის პერიოდის გამოთვლა კეპლერის მესამე კანონის საფუძველზე.

T s \u003d 1 წელი

a z = 1 ასტრონომიული ერთეული

1 პარსეკი = 3,26 სინათლის წელი = 206265 AU ე. = 3 * 10 11 კმ.

ბილეთი #6

მზის სისტემის სხეულებამდე მანძილების და მათი ზომების განსაზღვრის მეთოდები.

პირველ რიგში, განისაზღვრება მანძილი რაიმე მისაწვდომ წერტილამდე. ამ მანძილს საფუძველი ეწოდება. კუთხე, რომლითაც საფუძველი ჩანს მიუწვდომელი ადგილიდან, ეწოდება პარალაქსი. ჰორიზონტალური პარალაქსი არის კუთხე, რომლითაც დედამიწის რადიუსი ჩანს პლანეტიდან, მხედველობის ხაზის პერპენდიკულარულად.

p² - პარალაქსი, r² - კუთხოვანი რადიუსი, R - დედამიწის რადიუსი, r - ვარსკვლავის რადიუსი.

რადარის მეთოდი.ის მდგომარეობს იმაში, რომ ძლიერი მოკლევადიანი იმპულსი ეგზავნება ციურ სხეულს, შემდეგ კი მიიღება ასახული სიგნალი. რადიოტალღების გავრცელების სიჩქარე ვაკუუმში სინათლის სიჩქარის ტოლია: ცნობილი. ამიტომ, თუ ზუსტად გაზომავთ დროს, რაც დასჭირდა სიგნალს ციურ სხეულამდე მისასვლელად და უკან დასაბრუნებლად, მაშინ ადვილი იქნება სასურველი მანძილის გამოთვლა.

რადარის დაკვირვებები შესაძლებელს ხდის დიდი სიზუსტით დადგინდეს მზის სისტემის ციურ სხეულებამდე მანძილები. ამ მეთოდით დაიხვეწა მანძილი მთვარემდე, ვენერამდე, მერკური, მარსამდე და იუპიტერამდე.

მთვარის ლაზერული მდებარეობა.სინათლის გამოსხივების მძლავრი წყაროების - ოპტიკური კვანტური გენერატორების (ლაზერები) გამოგონებიდან მალევე დაიწყო ექსპერიმენტების ჩატარება მთვარის ლაზერულ მდებარეობაზე. ლაზერული ადგილმდებარეობის მეთოდი რადარის მსგავსია, მაგრამ გაზომვის სიზუსტე გაცილებით მაღალია. ოპტიკური მდებარეობა შესაძლებელს ხდის სანტიმეტრის სიზუსტით განსაზღვროს მთვარისა და დედამიწის ზედაპირებზე შერჩეულ წერტილებს შორის მანძილი.

დედამიწის ზომის დასადგენად, დაადგინეთ მანძილი ერთსა და იმავე მერიდიანზე მდებარე ორ წერტილს შორის, შემდეგ კი რკალის სიგრძე. ლ , შესაბამისი 1° - ნ .

მზის სისტემის სხეულების ზომის დასადგენად, შეგიძლიათ გაზომოთ კუთხე, რომლითაც ისინი ჩანს მიწიერი დამკვირვებლისთვის - მნათობის r კუთხური რადიუსი და მანძილი მნათობამდე D.

იმის გათვალისწინებით, p 0 - ვარსკვლავის ჰორიზონტალური პარალაქსი და რომ კუთხეები p 0 და r მცირეა,

ვარსკვლავის სიკაშკაშის დადგენა მისი ზომისა და ტემპერატურის მონაცემების საფუძველზე.

L - სიკაშკაშე (Lc = 1)

R - რადიუსი (Rc = 1)

T - ტემპერატურა (Tc = 6000)

ბილეთი #7

1. სპექტრული ანალიზისა და ექსტრაატმოსფერული დაკვირვების შესაძლებლობები ციური სხეულების ბუნების შესასწავლად.

ელექტრომაგნიტური გამოსხივების დაშლას ტალღის სიგრძეებად მათი შესასწავლად ეწოდება სპექტროსკოპია. სპექტრის ანალიზი არის ასტროფიზიკაში გამოყენებული ასტრონომიული ობიექტების შესწავლის მთავარი მეთოდი. სპექტრების შესწავლა გვაწვდის ინფორმაციას ასტრონომიული ობიექტების ტემპერატურის, სიჩქარის, წნევის, ქიმიური შემადგენლობისა და სხვა მნიშვნელოვანი თვისებების შესახებ. შთანთქმის სპექტრიდან (უფრო ზუსტად, სპექტრში გარკვეული ხაზების არსებობით) შეიძლება ვიმსჯელოთ ვარსკვლავის ატმოსფეროს ქიმიური შემადგენლობის შესახებ. სპექტრის ინტენსივობა შეიძლება გამოყენებულ იქნას ვარსკვლავებისა და სხვა სხეულების ტემპერატურის დასადგენად:

l max T = b, b არის ვიენის მუდმივი. თქვენ შეგიძლიათ ბევრი რამ გაიგოთ ვარსკვლავის შესახებ დოპლერის ეფექტის გამოყენებით. 1842 წელს მან დაადგინა, რომ დამკვირვებლის მიერ მიღებული ტალღის სიგრძე λ დაკავშირებულია გამოსხივების წყაროს ტალღის სიგრძესთან მიმართებით: , სადაც V არის წყაროს სიჩქარის პროექცია მხედველობის ხაზზე. მის მიერ აღმოჩენილ კანონს დოპლერის კანონი ეწოდა. ვარსკვლავის სპექტრის ხაზების ცვლა შედარების სპექტრთან შედარებით წითელ მხარეს მიუთითებს იმაზე, რომ ვარსკვლავი ჩვენგან შორდება, სპექტრის იისფერ მხარეს გადანაცვლება მიუთითებს იმაზე, რომ ვარსკვლავი გვიახლოვდება. თუ სპექტრის ხაზები პერიოდულად იცვლება, მაშინ ვარსკვლავს ჰყავს კომპანიონი და ისინი ბრუნავენ საერთო მასის ცენტრის გარშემო. დოპლერის ეფექტი ასევე შესაძლებელს ხდის ვარსკვლავების ბრუნვის სიჩქარის შეფასებას. მაშინაც კი, როდესაც გამოსხივებულ გაზს არ აქვს ფარდობითი მოძრაობა, ცალკეული ატომების მიერ გამოსხივებული სპექტრული ხაზები გადაინაცვლებს ლაბორატორიულ მნიშვნელობასთან შედარებით არასტაბილური თერმული მოძრაობის გამო. გაზის მთლიანი მასისთვის, ეს გამოიხატება სპექტრული ხაზების გაფართოებაში. ამ შემთხვევაში სპექტრული ხაზის დოპლერის სიგანის კვადრატი ტემპერატურის პროპორციულია. ამრიგად, გამოსხივების გაზის ტემპერატურა შეიძლება შეფასდეს სპექტრული ხაზის სიგანიდან. 1896 წელს ჰოლანდიელმა ფიზიკოსმა ზემანმა აღმოაჩინა სპექტრის ხაზების გაყოფის ეფექტი ძლიერ მაგნიტურ ველში. ამ ეფექტით ახლა უკვე შესაძლებელია კოსმოსური მაგნიტური ველების „გაზომვა“. მსგავსი ეფექტი (ე.წ. სტარკის ეფექტი) შეინიშნება ელექტრულ ველში. ის ვლინდება მაშინ, როდესაც ვარსკვლავში მოკლე დროში ჩნდება ძლიერი ელექტრული ველი.

დედამიწის ატმოსფერო აჭიანურებს რადიაციის ნაწილს, რომელიც მოდის კოსმოსიდან. მასში გამავალი ხილული შუქიც დამახინჯებულია: ჰაერის მოძრაობა ციური სხეულების გამოსახულებას ბუნდავს, ვარსკვლავები კი ციმციმებენ, თუმცა სინამდვილეში მათი სიკაშკაშე უცვლელია. ამიტომ, მე-20 საუკუნის შუა ხანებიდან, ასტრონომებმა დაიწყეს დაკვირვების ჩატარება კოსმოსიდან. ატმოსფეროს გარეთ ტელესკოპები აგროვებენ და აანალიზებენ რენტგენის, ულტრაიისფერი, ინფრაწითელი და გამა სხივებს. პირველი სამის შესწავლა შესაძლებელია მხოლოდ ატმოსფეროს გარეთ, ხოლო ეს უკანასკნელი ნაწილობრივ აღწევს დედამიწის ზედაპირს, მაგრამ ერევა თავად პლანეტის IR-თან. ამიტომ სასურველია ინფრაწითელი ტელესკოპების კოსმოსში გატანა. რენტგენის გამოსხივება ავლენს სამყაროს რეგიონებს, სადაც ენერგია განსაკუთრებით სწრაფად გამოიყოფა (მაგალითად, შავი ხვრელები), ისევე როგორც სხვა სხივებში უხილავ ობიექტებს, როგორიცაა პულსარები. ინფრაწითელი ტელესკოპები შესაძლებელს ხდის ოპტიკისგან დამალული თერმული წყაროების შესწავლას ტემპერატურის ფართო დიაპაზონში. გამა გამოსხივების ასტრონომია იძლევა ელექტრონ-პოზიტრონის განადგურების წყაროების აღმოჩენას, ე.ი. მაღალი ენერგიის წყაროები.

2. მზის დახრილობის დადგენა მოცემულ დღეს ვარსკვლავური სქემიდან და მისი სიმაღლის გამოთვლა შუადღისას.

თ - სანათის სიმაღლე

ბილეთი #8

გარე სივრცის კვლევისა და განვითარების უმნიშვნელოვანესი მიმართულებები და ამოცანები.

თანამედროვე ასტრონომიის ძირითადი პრობლემები:

კოსმოგონიის მრავალი კონკრეტული პრობლემის გადაწყვეტა არ არსებობს:

· როგორ წარმოიქმნა მთვარე, როგორ წარმოიქმნა რგოლები გიგანტური პლანეტების გარშემო, რატომ ბრუნავს ვენერა ძალიან ნელა და საპირისპირო მიმართულებით;

ვარსკვლავურ ასტრონომიაში:

· არ არსებობს მზის დეტალური მოდელი, რომელსაც შეუძლია ზუსტად ახსნას მისი ყველა დაკვირვებული თვისება (კერძოდ, ნეიტრინოების ნაკადი ბირთვიდან).

· არ არსებობს ვარსკვლავური აქტივობის ზოგიერთი გამოვლინების დეტალური ფიზიკური თეორია. მაგალითად, სუპერნოვას აფეთქების მიზეზები ბოლომდე არ არის გასაგები; სრულიად გაუგებარია, რატომ იშლება გაზის ვიწრო ნაკადები ზოგიერთი ვარსკვლავის სიახლოვეს. თუმცა, განსაკუთრებით დამაბნეველია გამა სხივების მოკლე ციმციმები, რომლებიც რეგულარულად ჩნდება ცის სხვადასხვა მიმართულებით. გაურკვეველია თუ არა ისინი ასოცირდება ვარსკვლავებთან თუ სხვა ობიექტებთან და რა მანძილზეა ეს ობიექტები ჩვენგან.

გალაქტიკურ და ექსტრაგალაქტიკურ ასტრონომიაში:

· არ არის გადაჭრილი ფარული მასის პრობლემა, რომელიც მდგომარეობს იმაში, რომ გალაქტიკების და გალაქტიკათა გროვების გრავიტაციული ველი რამდენჯერმე ძლიერია, ვიდრე დაკვირვებული მატერია შეუძლია. ალბათ სამყაროს მატერიის უმეტესი ნაწილი ჯერ კიდევ დაფარულია ასტრონომებისთვის;

· არ არსებობს გალაქტიკების წარმოქმნის ერთიანი თეორია;

· კოსმოლოგიის ძირითადი პრობლემები გადაწყვეტილი არ არის: არ არსებობს სამყაროს დაბადების სრული ფიზიკური თეორია და მისი ბედი მომავალში გაურკვეველია.

აქ არის რამოდენიმე კითხვა, რომელზეც ასტრონომები იმედოვნებენ, რომ 21-ე საუკუნეში გაეცეს პასუხი:

· აქვთ თუ არა ახლომდებარე ვარსკვლავებს ხმელეთის პლანეტები და აქვთ თუ არა მათ ბიოსფეროები (აქვთ თუ არა სიცოცხლე)?

რა პროცესები უწყობს ხელს ვარსკვლავების ფორმირებას?

· როგორ წარმოიქმნება და ნაწილდება გალაქტიკაში ბიოლოგიურად მნიშვნელოვანი ქიმიური ელემენტები, როგორიცაა ნახშირბადი და ჟანგბადი?

· არის თუ არა შავი ხვრელები ენერგიის წყარო აქტიური გალაქტიკებისა და კვაზარებისთვის?

სად და როდის ჩამოყალიბდა გალაქტიკები?

· სამყარო სამუდამოდ გაფართოვდება, თუ მისი გაფართოება კოლაფსით შეიცვლება?

ბილეთი #9

კეპლერის კანონები, მათი აღმოჩენა, მნიშვნელობა და გამოყენების საზღვრები.

პლანეტების მოძრაობის სამი კანონი მზესთან მიმართებაში ემპირიულად გამოიტანა გერმანელმა ასტრონომმა იოჰანეს კეპლერმა მე-17 საუკუნის დასაწყისში. ეს შესაძლებელი გახდა დანიელი ასტრონომის ტიხო ბრაჰეს მრავალწლიანი დაკვირვების წყალობით.

Პირველიკეპლერის კანონი. ყოველი პლანეტა მოძრაობს ელიფსის სახით მზესთან მის ერთ-ერთ კერაზე ( ე = გ / ა, სად თანარის მანძილი ელიფსის ცენტრიდან მის ფოკუსამდე, ა- დიდი ნახევრად ღერძი, e - ექსცენტრიულობაელიფსი. რაც უფრო დიდია e, მით უფრო განსხვავდება ელიფსი წრისგან. Თუ თან= 0 (კერა ემთხვევა ცენტრს), შემდეგ e = 0 და ელიფსი იქცევა წრედ რადიუსით ა).

მეორეკეპლერის კანონი (თანაბარი ფართობების კანონი). პლანეტის რადიუსის ვექტორი აღწერს თანაბარ ფართობებს დროის თანაბარ ინტერვალებში. ამ კანონის კიდევ ერთი ფორმულირება: პლანეტის სექტორული სიჩქარე მუდმივია.

Მესამეკეპლერის კანონი. მზის გარშემო პლანეტების ორბიტალური პერიოდების კვადრატები პროპორციულია მათი ელიფსური ორბიტების ნახევრად მთავარი ღერძების კუბების.

პირველი კანონის თანამედროვე ფორმულირება დამატებულია შემდეგნაირად: აუღელვებელ მოძრაობაში მოძრავი სხეულის ორბიტა არის მეორე რიგის მრუდი - ელიფსი, პარაბოლა ან ჰიპერბოლა.

პირველი ორისგან განსხვავებით, კეპლერის მესამე კანონი მხოლოდ ელიფსურ ორბიტებზე ვრცელდება.

პლანეტის სიჩქარე პერიჰელიონში: , სადაც V c = წრიული სიჩქარე R = a-ზე.

სიჩქარე აფელიონში:.

კეპლერმა თავისი კანონები ემპირიულად აღმოაჩინა. ნიუტონმა გამოიტანა კეპლერის კანონები უნივერსალური მიზიდულობის კანონიდან. ციური სხეულების მასების დასადგენად დიდი მნიშვნელობა აქვს ნიუტონის მიერ კეპლერის მესამე კანონის განზოგადებას მოცირკულირე სხეულების ნებისმიერ სისტემაზე. განზოგადებული ფორმით, ეს კანონი ჩვეულებრივ ჩამოყალიბებულია შემდეგნაირად: მზის გარშემო ორი სხეულის ბრუნვის T 1 და T 2 პერიოდების კვადრატები, გამრავლებული თითოეული სხეულის მასების ჯამზე (M 1 და M 2, შესაბამისად) და მზე (M s), დაკავშირებულია მათი ორბიტების a 1 და 2 ნახევრად მთავარი ღერძების კუბებად: . ამ შემთხვევაში მხედველობაში არ მიიღება ურთიერთქმედება M 1 და M 2 სხეულებს შორის. თუ ჩვენ უგულებელვყოფთ ამ სხეულების მასებს მზის მასასთან შედარებით, მაშინ მივიღებთ მესამე კანონის ფორმულირებას, რომელიც მოცემულია თავად კეპლერმა: კეპლერის მესამე კანონი ასევე შეიძლება გამოიხატოს, როგორც კავშირი a-ს ორბიტის T პერიოდს შორის. სხეული M მასით და ორბიტის ნახევრად მთავარი ღერძი a: . კეპლერის მესამე კანონი შეიძლება გამოყენებულ იქნას ორობითი ვარსკვლავების მასის დასადგენად.

ობიექტის (პლანეტა, კომეტა და ა.შ.) დახატვა ვარსკვლავურ რუკაზე მითითებული კოორდინატების მიხედვით.

ბილეთი #10

ხმელეთის პლანეტები: მერკური, მარსი, ვენერა, დედამიწა, პლუტონი.ისინი მცირე ზომის და მასის არიან, ამ პლანეტების საშუალო სიმკვრივე რამდენჯერმე აღემატება წყლის სიმკვრივეს. ისინი ნელა ბრუნავენ თავიანთი ცულების გარშემო. მათ აქვთ რამდენიმე თანამგზავრი. ხმელეთის პლანეტებს მყარი ზედაპირი აქვთ. ხმელეთის პლანეტების მსგავსება არ გამორიცხავს მნიშვნელოვან განსხვავებას. მაგალითად, ვენერა, სხვა პლანეტებისგან განსხვავებით, ბრუნავს მზის გარშემო მოძრაობის საპირისპირო მიმართულებით და დედამიწაზე 243-ჯერ ნელია. პლუტონი ყველაზე პატარაა პლანეტებს შორის (პლუტონის დიამეტრი = 2260 კმ, თანამგზავრი - ქარონი 2-ჯერ პატარაა, დაახლოებით იგივეა, რაც დედამიწა-მთვარე სისტემა, ისინი "ორმაგი პლანეტაა"), მაგრამ ფიზიკური მახასიათებლებით არის ამ ჯგუფთან ახლოს.

მერკური. წონა: 3*10 23 კგ (0.055 დედამიწა) R ორბიტა: 0.387 AU D პლანეტები: 4870 კმ ატმოსფერული თვისებები: პრაქტიკულად არ არსებობს ატმოსფერო, ჰელიუმი და წყალბადი მზისგან, ნატრიუმი, რომელიც გამოიყოფა პლანეტის ზეგახურებული ზედაპირიდან. ზედაპირი: ორმოიანი კრატერებით, არის 1300 კმ დიამეტრის ჩაღრმავება, რომელსაც უწოდებენ "კალორიის აუზს". მახასიათებლები: დღე გრძელდება ორი წელი.

ვენერა. წონა: 4,78*10 24 კგ R ორბიტა: 0.723 AU D პლანეტები: 12100 კმ ატმოსფერული შემადგენლობა: ძირითადად ნახშირორჟანგი აზოტისა და ჟანგბადის ნარევებით, გოგირდის და ჰიდროფთორმჟავას კონდენსატის ღრუბლები. ზედაპირი: ქვიანი უდაბნო, შედარებით გლუვი, თუმცა არის რამდენიმე კრატერი მახასიათებლები: ზედაპირთან წნევა 90-ჯერ მეტია დედამიწისაზე, ორბიტის გასწვრივ საპირისპირო ბრუნვა, ძლიერი სათბურის ეფექტი (T=475 0 С).

დედამიწა . R ორბიტა: 1 AU (150 000 000 კმ) R პლანეტები: 6400 კმ ატმოსფეროს შემადგენლობა: 78% აზოტი, 21% ჟანგბადი და ნახშირორჟანგი. ზედაპირი: ყველაზე მრავალფეროვანი. მახასიათებლები: ბევრი წყალი, სიცოცხლის წარმოშობისა და არსებობისთვის აუცილებელი პირობები. არის 1 თანამგზავრი - მთვარე.

მარსი. წონა: 6,4*1023 კგ R ორბიტა: 1.52 AU (228 მილიონი კმ) D პლანეტები: 6670 კმ ატმოსფერული შემადგენლობა: ნახშირორჟანგი მინარევებით. ზედაპირი: კრატერები, მარინერის ველი, ოლიმპოს მთა - ყველაზე მაღალი სისტემაში მახასიათებლები: ბევრი წყალი პოლარული ქუდები, სავარაუდოდ ადრე კლიმატი იყო შესაფერისი ნახშირბადის ორგანული სიცოცხლის, და ევოლუცია მარსის კლიმატის შექცევადია. არსებობს 2 თანამგზავრი - ფობოსი და დეიმოსი. ფობოსი ნელ-ნელა ეცემა მარსისკენ.

პლუტონი/ქარონი.

წონა: 1.3*10 23 კგ/ 1.8*10 11 კგ

R ორბიტა: 29,65-49,28 AU

D პლანეტები: 2324/1212 კმ

ატმოსფერული შემადგენლობა: მეთანის თხელი ფენა

მახასიათებლები: ორმაგი პლანეტა, შესაძლოა პლანეტისებრი, ორბიტა არ დევს სხვა ორბიტების სიბრტყეში. პლუტონი და ქარონი ყოველთვის ერთ მხარეს ხვდებიან.

გიგანტური პლანეტები: იუპიტერი, სატურნი, ურანი, ნეპტუნი.

აქვთ დიდი ზომები და მასები (იუპიტერის მასა > დედამიწის მასა 318-ჯერ, მოცულობით - 1320-ჯერ). გიგანტური პლანეტები ძალიან სწრაფად ბრუნავენ თავიანთი ღერძის გარშემო. ამის შედეგია ბევრი შეკუმშვა. პლანეტები მზისგან შორს მდებარეობს. ისინი გამოირჩევიან თანამგზავრების დიდი რაოდენობით (იუპიტერს აქვს -16, სატურნს - 17, ურანს - 16, ნეპტუნს - 8). გიგანტური პლანეტების მახასიათებელია რგოლები, რომლებიც შედგება ნაწილაკებისა და ბლოკებისგან. ამ პლანეტებს არ აქვთ მყარი ზედაპირი, მათი სიმკვრივე დაბალია, ძირითადად წყალბადისა და ჰელიუმისგან შედგება. ატმოსფეროს აირისებრი წყალბადი გადადის სითხეში, შემდეგ კი მყარ ფაზაში. ამავდროულად, სწრაფი ბრუნვა და ის ფაქტი, რომ წყალბადი ხდება ელექტროენერგიის გამტარი, იწვევს ამ პლანეტების მნიშვნელოვან მაგნიტურ ველებს, რომლებიც იჭერენ მზიდან მფრინავ დამუხტულ ნაწილაკებს და ქმნიან რადიაციულ სარტყლებს.

იუპიტერი წონა: 1,9*10 27 კგ R ორბიტა: 5.2 AU D პლანეტები: 143,760 კმ ეკვატორზე შემადგენლობა: წყალბადი ჰელიუმის მინარევებით. თანამგზავრები: ევროპაზე ბევრი წყალია, განიმედი ყინულით, იო გოგირდის ვულკანით. მახასიათებლები: დიდი წითელი ლაქა, თითქმის ვარსკვლავი, რადიაციის 10% მას ეკუთვნის, მთვარეს გვაშორებს (წელიწადში 2 მეტრი).	სატურნი. წონა: 5,68* 10 26 R ორბიტა: 9.5 AU D პლანეტები: 120420 კმ შემადგენლობა: წყალბადი და ჰელიუმი. მთვარეები: ტიტანი მერკურიზე დიდია და აქვს ატმოსფერო. მახასიათებლები: ლამაზი რგოლები, დაბალი სიმკვრივე, ბევრი თანამგზავრი, მაგნიტური ველის პოლუსები თითქმის ემთხვევა ბრუნვის ღერძს.
ურანი წონა: 8,5*1025 კგ R ორბიტა: 19.2 AU D პლანეტები: 51300 კმ შემადგენლობა: მეთანი, ამიაკი. თანამგზავრები: მირანდას ძალიან რთული რელიეფი აქვს. მახასიათებლები: ბრუნის ღერძი მიმართულია მზისკენ, არ ასხივებს საკუთარ ენერგიას, მაგნიტური ღერძის გადახრის ყველაზე დიდი კუთხე ბრუნვის ღერძიდან.	ნეპტუნი. წონა: 1*10 26 კგ R ორბიტა: 30 AU D პლანეტები: 49500 კმ შემადგენლობა: მეთანი, ამიაკი, წყალბადის ატმოსფერო.. მთვარეები: ტრიტონს აქვს აზოტის ატმოსფერო, წყალი. მახასიათებლები: ასხივებს 2,7-ჯერ მეტ შთანთქმულ ენერგიას.

ციური სფეროს მოდელის დაყენება მოცემულ გრძედზე და მისი ორიენტაცია ჰორიზონტის გვერდებზე.

ბილეთი #11

მთვარისა და პლანეტების თანამგზავრების გამორჩეული თვისებები.

მთვარედედამიწის ერთადერთი ბუნებრივი თანამგზავრია. მთვარის ზედაპირი უაღრესად არაერთგვაროვანია. ძირითადი ფართომასშტაბიანი წარმონაქმნები - ზღვები, მთები, კრატერები და კაშკაშა სხივები, შესაძლოა, მატერიის გამონაბოლქვია. ზღვები, ბნელი, გლუვი დაბლობები, გამაგრებული ლავით სავსე დეპრესიებია. მათგან ყველაზე დიდის დიამეტრი 1000 კმ-ს აღემატება. Dr. სამი სახის წარმონაქმნი, სავარაუდოდ, მზის სისტემის არსებობის ადრეულ ეტაპებზე მთვარის ზედაპირის დაბომბვის შედეგია. დაბომბვა რამდენიმეს გაგრძელდა ასობით მილიონი წლის განმავლობაში და ნამსხვრევები დასახლდა მთვარისა და პლანეტების ზედაპირზე. ასტეროიდების ფრაგმენტები, რომელთა დიამეტრი ასობით კილომეტრია მტვრის უმცირეს ნაწილაკებამდე, ჩამოყალიბდა ჩ. მთვარის დეტალები და ქანების ზედაპირული ფენა. დაბომბვის პერიოდს მოჰყვა ზღვების შევსება მთვარის ინტერიერის რადიოაქტიური გათბობით წარმოქმნილი ბაზალტის ლავით. კოსმოსური ინსტრუმენტები. აპოლონის სერიის აპარატებმა დააფიქსირეს მთვარის სეისმური აქტივობა, ე.წ. ლ შოკი.ასტრონავტების მიერ დედამიწაზე მოტანილი მთვარის ნიადაგის ნიმუშებმა აჩვენა, რომ L. 4,3 მილიარდი წლის ასაკი, ალბათ იგივეა, რაც დედამიწა, შედგება იგივე ქიმიკატისგან. ელემენტები, როგორც დედამიწა, იგივე სავარაუდო თანაფარდობით. ლ.-ზე არ არსებობს და ალბათ არც ყოფილა ატმოსფერო, და არ არსებობს საფუძველი იმის დასამტკიცებლად, რომ იქ ოდესმე სიცოცხლე არსებობდა. უახლესი თეორიების მიხედვით, მარსისა და ახალგაზრდა დედამიწის ზომის პლანეტაზემავლების შეჯახების შედეგად წარმოიქმნა ლ. მთვარის ზედაპირის ტემპერატურა მთვარის დღეს 100°C-ს აღწევს და მთვარის ღამეს -200°C-მდე ეცემა. L.-ზე არ არის ეროზია, პრეტენზიისთვის. ქანების ნელი განადგურება მონაცვლეობითი თერმული გაფართოებისა და შეკუმშვის გამო და შემთხვევითი უეცარი ადგილობრივი კატასტროფები მეტეორის ზემოქმედების გამო.

L.-ის მასა ზუსტად იზომება მისი ხელოვნების, თანამგზავრების ორბიტების შესწავლით და დაკავშირებულია დედამიწის მასასთან, როგორც 1/81,3; მისი დიამეტრი 3476 კმ არის დედამიწის დიამეტრის 1/3,6. L.-ს აქვს ელიფსოიდის ფორმა, თუმცა სამი ერთმანეთის პერპენდიკულარული დიამეტრი განსხვავდება არაუმეტეს ერთი კილომეტრით. ლ-ის ბრუნვის პერიოდი დედამიწის ირგვლივ რევოლუციის პერიოდს უდრის, ისე რომ, გარდა ლიბრაციის ეფექტებისა, ის ყოველთვის ერთ მხარეს უხვევს მისკენ. ოთხ სიმკვრივე არის 3330 კგ/მ 3, მნიშვნელობა ძალიან ახლოს არის დედამიწის ქერქის ქვეშ მდებარე ძირითადი ქანების სიმკვრივესთან, ხოლო მთვარის ზედაპირზე გრავიტაციული ძალა დედამიწის 1/6-ია. მთვარე დედამიწასთან ყველაზე ახლოს მყოფი ციური სხეულია. დედამიწა და მთვარე რომ იყოს წერტილოვანი მასები ან ხისტი სფეროები, რომელთა სიმკვრივე იცვლება მხოლოდ ცენტრიდან დაშორებით და არ არსებობდეს სხვა ციური სხეულები, მაშინ მთვარის ორბიტა დედამიწის გარშემო იქნებოდა უცვლელი ელიფსი. თუმცა, მზე და, გაცილებით ნაკლები ზომით, პლანეტები ახორციელებენ გრავიტაციას. ორბიტაზე ზეგავლენა, რაც იწვევს მისი ორბიტალური ელემენტების აშლილობას; შესაბამისად, ნახევრად მთავარი ღერძი, ექსცენტრიულობა და დახრილობა მუდმივად ექვემდებარება ციკლურ არეულობას, რხევა საშუალო მნიშვნელობებზე.

ბუნებრივი თანამგზავრები, ბუნებრივი სხეული, რომელიც ბრუნავს პლანეტაზე. მზის სისტემაში ცნობილია 70-ზე მეტი სხვადასხვა ზომის მთვარე და მუდმივად ახლის აღმოჩენა ხდება. შვიდი უდიდესი თანამგზავრია მთვარე, ოთხი გალილეის თანამგზავრი იუპიტერი, ტიტანი და ტრიტონი. ყველა მათგანს აქვს 2500 კმ-ზე მეტი დიამეტრი და არის პატარა „სამყაროები“ რთული გეოლით. ისტორია; ზოგიერთს აქვს ატმოსფერო. ყველა სხვა თანამგზავრს აქვს ასტეროიდების მსგავსი ზომები, ე.ი. 10-დან 1500 კმ-მდე. ისინი შეიძლება შედგებოდეს კლდის ან ყინულისგან, განსხვავებული ფორმისგან თითქმის სფერულიდან არარეგულარულამდე და ზედაპირი ან უძველესია მრავალი კრატერებით ან შეცვლილი მიწისქვეშა აქტივობით. ორბიტების ზომები პლანეტის ორიდან რამდენიმე ასეულ რადიუსზე ნაკლებია, რევოლუციის პერიოდი რამდენიმე საათიდან ერთ წელზე მეტია. ითვლება, რომ ზოგიერთი თანამგზავრი პლანეტის გრავიტაციულმა ძალამ დაიპყრო. მათ აქვთ არარეგულარული ორბიტები და ზოგჯერ ბრუნდებიან პლანეტის მზის გარშემო ორბიტალური მოძრაობის საწინააღმდეგო მიმართულებით (ე.წ. საპირისპირო მოძრაობა). ორბიტები ს.ე. შეიძლება იყოს ძლიერად დახრილი პლანეტის ორბიტის სიბრტყისკენ ან ძალიან წაგრძელებული. გაფართოებული სისტემები ს.ე. ოთხი გიგანტური პლანეტის ირგვლივ რეგულარული ორბიტებით, სავარაუდოდ წარმოიქმნება დედა პლანეტის მიმდებარე გაზისა და მტვრის ღრუბლისგან, პროტომზის ნისლეულში პლანეტების ფორმირების მსგავსი. ს.ე. რამდენიმეზე პატარა. ასობით კილომეტრი არარეგულარული ფორმისაა და სავარაუდოდ წარმოიქმნება დიდი სხეულების დესტრუქციული შეჯახების დროს. გარე მზის სისტემის უბნები, ისინი ხშირად ცირკულირებენ რგოლებთან. ორბიტალური ელემენტები ext. SE, განსაკუთრებით ექსცენტრიულობა, ექვემდებარება მზის მიერ გამოწვეულ ძლიერ აშლილობას. რამდენიმე წყვილი და კიდევ სამმაგი ს.ე. აქვს მიმოქცევის პერიოდები დაკავშირებული მარტივი მიმართებით. მაგალითად, იუპიტერის მთვარე ევროპას აქვს პერიოდი თითქმის ტოლი განიმედის ნახევარზე. ამ ფენომენს რეზონანსი ეწოდება.

პლანეტა მერკურის ხილვადობის პირობების განსაზღვრა „სასკოლო ასტრონომიული კალენდრის“ მიხედვით.

ბილეთი #12

კომეტები და ასტეროიდები. თანამედროვე იდეების საფუძვლები მზის სისტემის წარმოშობის შესახებ.

კომეტა, მზის სისტემის ციური სხეული, რომელიც შედგება ყინულისა და მტვრის ნაწილაკებისგან, რომლებიც მოძრაობენ უაღრესად წაგრძელებულ ორბიტებზე, მზიდან დაშორებით, ისინი ჰგავს სუსტად მანათობელ ოვალურ ლაქებს. როდესაც ის მზეს უახლოვდება, ამ ბირთვის ირგვლივ კომა წარმოიქმნება (თითქმის სფერული გაზი და მტვერი, რომელიც გარს აკრავს კომეტის თავს მზესთან მიახლოებისას. ეს "ატმოსფერო", რომელიც განუწყვეტლივ აფრქვევს მზის ქარის მიერ, ავსებს გაზს და მტვერს. ბირთვიდან გაქცევა. კომეტის დიამეტრი 100 ათას კმ-ს აღწევს გაზისა და მტვრის გაქცევის სიჩქარე ბირთვთან შედარებით წამში რამდენიმე კილომეტრია და ისინი პლანეტათაშორის სივრცეში ნაწილობრივ იშლება კომეტის კუდის მეშვეობით.) და კუდი (გაზი და მტვრის ნაკადი წარმოიქმნება მსუბუქი წნევის მოქმედებით და მზის ქართან ურთიერთქმედებით კომეტის ატმოსფეროს სივრციდან. კომეტების უმეტესობაში X. ჩნდება, როდესაც ისინი მზეს უახლოვდებიან 2 AU-ზე ნაკლებ მანძილზე. X. ყოველთვის მიმართულია. მზისგან აირისებრი X. წარმოიქმნება ბირთვიდან გამოდევნილი იონიზებული მოლეკულებით, მზის რადიაციის გავლენით აქვს მოლურჯო ფერი, მკაფიო საზღვრები, ტიპიური სიგანე 1 მილიონი კმ, სიგრძე - ათეულობით მილიონი კილომეტრი. X.-ის სტრუქტურა შეიძლება შესამჩნევად შეიცვალოს რამდენიმე წლის განმავლობაში. საათები. ცალკეული მოლეკულების სიჩქარე მერყეობს 10-დან 100 კმ/წმ-მდე. მტვერი X. უფრო დიფუზური და მრუდია და მისი გამრუდება დამოკიდებულია მტვრის ნაწილაკების მასაზე. მტვერი განუწყვეტლივ გამოიყოფა ბირთვიდან და გაიტაცა გაზის ნაკადით.). ცენტრს, კ-ის ნაწილს ბირთვს უწოდებენ და წარმოადგენს ყინულოვან სხეულს - მზის სისტემის ფორმირებისას წარმოქმნილი ყინულოვანი პლანეტების უზარმაზარი დაგროვების ნაშთები. ახლა ისინი კონცენტრირებულნი არიან პერიფერიაზე - Oort-Epic ღრუბელში. ბირთვის საშუალო მასა K. 1-100 მილიარდი კგ, დიამეტრი 200-1200 მ, სიმკვრივე 200 კგ / მ 3 ("/5 სიმკვრივე წყლის). ბირთვებში არის სიცარიელეები. ეს არის არასტაბილური წარმონაქმნები, რომლებიც შედგება ყინულის მესამედი და მტვრის ორი მესამედი in-va. ყინული ძირითადად წყალია, მაგრამ არსებობს სხვა ნაერთების მინარევები. მზეზე ყოველი დაბრუნებისას ყინული დნება, გაზის მოლეკულები ტოვებს ბირთვს და მიათრევს მტვრის და ყინულის ნაწილაკებს. მათთან ერთად ბირთვის ირგვლივ ფორმირდება სფერული გარსი - კომა, გრძელი პლაზმური კუდი, რომელიც მზისგან შორს არის მიმართული და მტვრის კუდი. დაკარგული ენერგიის რაოდენობა დამოკიდებულია ბირთვს ფარავს მტვრის რაოდენობაზე და მზიდან დაშორებაზე პერიჰელიონში. ჰალეის კომეტამ ახლო მანძილზე დაადასტურა კ-ის სტრუქტურის მრავალი თეორია.

კ.-ს, როგორც წესი, მათი აღმომჩენების სახელს ასახელებენ იმ წლის მითითებით, როდესაც ისინი ბოლოს დაფიქსირდნენ. იყოფა მოკლევადიანად და გრძელვადიანი. მოკლე პერიოდი K. ბრუნავს მზის გარშემო რამდენიმე პერიოდით. წლები, ოთხშაბათს. ᲙᲐᲠᲒᲘ. 8 წელი; ყველაზე მოკლე პერიოდი - 3 წელზე ცოტა მეტი - აქვს კ.ენკეს. ეს კ-ები დაიჭირეს გრავიტაციით. იუპიტერის ველი და დაიწყო ბრუნვა შედარებით მცირე ორბიტებზე. ტიპიურს აქვს პერიჰელიონის მანძილი 1,5 AU. და მთლიანად იშლება 5 ათასი რევოლუციის შემდეგ, რაც იწვევს მეტეორულ წვიმას. ასტრონომებმა დააკვირდნენ K. West-ის დაშლას 1976 წელს და K. * Biel. პირიქით, მიმოქცევის პერიოდები ხანგრძლივი პერიოდულია. C.-ს შეუძლია მიაღწიოს 10 ათასს, ან თუნდაც 1 მილიონ წელს, ხოლო მათი აფელია შეიძლება იყოს უახლოეს ვარსკვლავებამდე მანძილის მესამედზე. ამჟამად ცნობილია დაახლოებით 140 მოკლეპერიოდიანი და 800 გრძელპერიოდიანი და ყოველწლიურად დაახლოებით 30 ახალი K. ჩვენი ცოდნა ამ ობიექტების შესახებ არასრულია, რადგან ისინი აღმოჩენილია მხოლოდ მაშინ, როდესაც ისინი უახლოვდებიან მზეს დაახლოებით 2,5 AU მანძილით. ვარაუდობენ, რომ დაახლოებით ტრილიონი K ბრუნავს მზის გარშემო.

ასტეროიდი(ასტეროიდი), პატარა პლანეტა, რომელსაც აქვს თითქმის წრიული ორბიტა, რომელიც მდებარეობს ეკლიპტიკის სიბრტყესთან მარსის და იუპიტერის ორბიტებს შორის. ახლად აღმოჩენილ A.-ს ენიჭება სერიული ნომერი მათი ორბიტის დადგენის შემდეგ, საკმარისად ზუსტი, რომ A. "არ დაიკარგოს". 1796 წელს ფრანგ. ასტრონომმა ჯოზეფ გერომ ლალანდმა შესთავაზა დაიწყო ბოდეს წესით ნაწინასწარმეტყველები „დაკარგული“ პლანეტის ძებნა მარსსა და იუპიტერს შორის. 1801 წლის ახალი წლის ღამეს იტალიელმა. ასტრონომმა ჯუზეპე პიაციმ აღმოაჩინა ცერერა ვარსკვლავების კატალოგის შედგენისას დაკვირვების დროს. გერმანული მეცნიერმა კარლ გაუსმა გამოთვალა მისი ორბიტა. ამ დროისთვის ცნობილია დაახლოებით 3500 ასტეროიდი. ცერესის, პალასის და ვესტას რადიუსი არის შესაბამისად 512, 304 და 290 კმ, დანარჩენი უფრო მცირეა. თავ. ქამარი არის დაახლ. 100 მილიონი A., მათი მთლიანი მასა, როგორც ჩანს, არის ამ მხარეში თავდაპირველად არსებული მასის დაახლოებით 1/2200. თანამედროვეობის გაჩენა ა, ალბათ, დაკავშირებულია სხვა სხეულთან შეჯახების შედეგად პლანეტის (ტრადიციულად წოდებული ფაეტონი, თანამედროვე სახელწოდება - ოლბერსის პლანეტა) განადგურებასთან. დაკვირვებული ა-ს ზედაპირები შედგება ლითონებისა და ქანებისგან. შემადგენლობის მიხედვით ასტეროიდები იყოფა ტიპებად (C, S, M, U). ტიპის U კოლონა უცნობია.

ორბიტების ელემენტების მიხედვით ჯგუფდებიან ა-ც, ქმნიან ე.წ. ჰირაიამას ოჯახი. უმეტეს A.-ს აქვს მიმოქცევის პერიოდი დაახლ. 8 საათი 120 კმ-ზე ნაკლები რადიუსის მქონე ყველა ა-ს აქვს არარეგულარული ფორმა, ორბიტები ექვემდებარება გრავიტაციას. იუპიტერის გავლენა. შედეგად, ორბიტების ნახევრად მთავარი ღერძების გასწვრივ ა-ის განაწილებაში ჩნდება ხარვეზები, რომლებსაც კირკვუდის ლუქები ეწოდება. ამ ლუქებში ჩავარდნილ ა-ს ექნება პერიოდები, რომლებიც იუპიტერის ორბიტალური პერიოდის ჯერადია. ასტეროიდების ორბიტები ამ ლუქებში ძალიან არასტაბილურია. ინტ. და გარე. A. სარტყლის კიდეები დევს იმ ადგილებში, სადაც ეს თანაფარდობაა 1: 4 და 1: 2. ა.

როდესაც პროტოვარსკვლავი იკუმშება, ის ვარსკვლავის გარშემო მატერიის დისკს ქმნის. ამ დისკის მატერიის ნაწილი ისევ ვარდება ვარსკვლავზე, ემორჩილება მიზიდულობის ძალას. გაზი და მტვერი, რომელიც რჩება დისკზე, თანდათან გაცივდება. როდესაც ტემპერატურა საკმარისად დაბლა ეცემა, დისკის მასალა იწყებს შეკრებას პატარა ნაჭრებად - კონდენსაციის ჯიბეებში. ასე იქმნება პლანეტები. მზის სისტემის ფორმირებისას, პლანეტების ზოგიერთი ნაწილი დაიშალა შეჯახების შედეგად, ზოგი კი შეერწყა პლანეტების შექმნას. მზის სისტემის გარე ნაწილში წარმოიქმნა დიდი პლანეტარული ბირთვები, რომლებმაც შეძლეს გაზის გარკვეული რაოდენობის შეკავება პირველადი ღრუბლის სახით. უფრო მძიმე ნაწილაკები იკავებდა მზის მიზიდულობას და მოქცევის ძალების გავლენის ქვეშ, დიდი ხნის განმავლობაში ვერ ჩამოყალიბდა პლანეტებად. ეს იყო "გაზის გიგანტების" - იუპიტერის, სატურნის, ურანის და ნეპტუნის ფორმირების დასაწყისი. მათ ალბათ შექმნეს საკუთარი მინი დისკები გაზისა და მტვრისგან, რომლებმაც საბოლოოდ ჩამოაყალიბეს მთვარეები და რგოლები. და ბოლოს, შიდა მზის სისტემაში მყარი მატერია ქმნის მერკურის, ვენერას, დედამიწას და მარსს.

პლანეტა ვენერას ხილვადობის პირობების განსაზღვრა „სასკოლო ასტრონომიული კალენდრის“ მიხედვით.

ბილეთი #13

მზე ტიპიური ვარსკვლავივითაა. მისი ძირითადი მახასიათებლები.

Მზე, მზის სისტემის ცენტრალური სხეული, არის ცხელი პლაზმური ბურთი. ვარსკვლავი, რომლის გარშემოც დედამიწა ბრუნავს. G2 სპექტრული ტიპის ჩვეულებრივი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი, თვითმნათობი აირისებრი მასა, რომელიც შედგება 71% წყალბადისა და 26% ჰელიუმისგან. აბსოლუტური სიდიდეა +4,83, ზედაპირის ეფექტური ტემპერატურაა 5770 K. მზის ცენტრში ის არის 15 * 10 6 K, რაც უზრუნველყოფს წნევას, რომელიც გაუძლებს მიზიდულობის ძალას, რომელიც 27-ჯერ აღემატება ზედაპირზე. მზე (ფოტოსფერო) ვიდრე დედამიწაზე. ასეთი მაღალი ტემპერატურა წარმოიქმნება წყალბადის ჰელიუმად გადაქცევის თერმობირთვული რეაქციების გამო (პროტონ-პროტონული რეაქცია) (ენერგიის გამომავალი ფოტოსფეროს ზედაპირიდან 3,8 * 10 26 ვტ). მზე წონასწორობაში მყოფი სფერულად სიმეტრიული სხეულია. ფიზიკური პირობების ცვლილებიდან გამომდინარე, მზე შეიძლება დაიყოს რამდენიმე კონცენტრულ ფენად, თანდათან გადაიქცევა ერთმანეთში. მზის თითქმის მთელი ენერგია წარმოიქმნება ცენტრალურ რეგიონში - ბირთვი,სადაც ხდება ბირთვული შერწყმის რეაქცია. ბირთვი იკავებს მისი მოცულობის 1/1000-ზე ნაკლებს, სიმკვრივეა 160 გ/სმ 3 (ფოტოსფეროს სიმკვრივე 10 მილიონჯერ ნაკლებია წყლის სიმკვრივეზე). მზის უზარმაზარი მასისა და მისი მატერიის გამჭვირვალობის გამო, რადიაცია ბირთვიდან ფოტოსფეროში ძალიან ნელა გადადის - დაახლოებით 10 მილიონი წელი. ამ დროის განმავლობაში რენტგენის სიხშირე მცირდება და ხდება ხილული სინათლე. თუმცა, ბირთვული რეაქციების დროს წარმოქმნილი ნეიტრინოები თავისუფლად ტოვებენ მზეს და, პრინციპში, პირდაპირ ინფორმაციას გვაწვდიან ბირთვის შესახებ. დაკვირვებულ და თეორიულად პროგნოზირებულ ნეიტრინო ნაკადს შორის შეუსაბამობამ გამოიწვია სერიოზული დავა მზის შიდა სტრუქტურის შესახებ. რადიუსის ბოლო 15%-ზე არის კონვექციური ზონა. კონვექციური მოძრაობები ასევე თამაშობს როლს დენებისაგან წარმოქმნილი მაგნიტური ველების ტრანსპორტირებაში მის მბრუნავ შიდა ფენებში, რაც ვლინდება სახით მზის აქტივობა,ყველაზე ძლიერი ველები შეინიშნება მზის ლაქებში. ფოტოსფეროს გარეთ არის მზის ატმოსფერო, რომელშიც ტემპერატურა აღწევს მინიმალურ მნიშვნელობას 4200 K, შემდეგ კი კვლავ იზრდება ქრომოსფეროში სუბფოტოსფერული კონვექციის შედეგად წარმოქმნილი დარტყმის ტალღების გაფანტვის გამო, სადაც ის მკვეთრად იზრდება 2 * 10 მნიშვნელობამდე. კორონისთვის დამახასიათებელი 6 K. ამ უკანასკნელის მაღალი ტემპერატურა იწვევს პლაზმური მატერიის უწყვეტ გადინებას პლანეტათაშორის სივრცეში მზის ქარის სახით. ზოგიერთ რაიონში მაგნიტური ველის სიძლიერე შეიძლება სწრაფად და ძლიერად გაიზარდოს. ამ პროცესს თან ახლავს მზის აქტივობის ფენომენების მთელი კომპლექსი. მათ შორისაა მზის ანთებები (ქრომოსფეროში), ამონაკვეთები (მზის გვირგვინი) და კორონალური ხვრელები (გვირგვინის სპეციალური რეგიონები).

მზის მასა არის 1,99 * 10 30 კგ, საშუალო რადიუსი, რომელიც განისაზღვრება დაახლოებით სფერული ფოტოსფეროით, არის 700,000 კმ. ეს უდრის შესაბამისად 330000 მასას და 110 დედამიწის რადიუსს; 1,3 მილიონი ისეთი სხეული, როგორიც დედამიწას ეტევა მზეში. მზის ბრუნვა იწვევს მისი ზედაპირული წარმონაქმნების მოძრაობას, როგორიცაა მზის ლაქები, ფოტოსფეროში და მის ზემოთ მდებარე ფენებში. ბრუნვის საშუალო პერიოდი 25,4 დღეა, ეკვატორზე კი 25 დღე, ხოლო პოლუსებზე - 41 დღე. როტაცია გამოწვეულია მზის დისკის შეკუმშვით, რაც 0,005%-ია.

პლანეტა მარსის ხილვადობის პირობების განსაზღვრა „სასკოლო ასტრონომიული კალენდრის“ მიხედვით.

ბილეთი #14

მზის აქტივობის უმნიშვნელოვანესი გამოვლინებები, მათი კავშირი გეოფიზიკურ მოვლენებთან.

მზის აქტივობა ვარსკვლავის შუა ფენების კონვექციის შედეგია. ამ ფენომენის მიზეზი მდგომარეობს იმაში, რომ ბირთვიდან მოდის ენერგიის რაოდენობა გაცილებით მეტია, ვიდრე თერმული გამტარობით ამოღებული. კონვექცია იწვევს ძლიერ მაგნიტურ ველებს, რომლებიც წარმოიქმნება კონვექციური ფენების დენებისაგან. მზის აქტივობის ძირითადი გამოვლინებები, რომლებიც გავლენას ახდენენ დედამიწაზე, არის მზის ლაქები, მზის ქარი და გამოჩენები.

მზის ლაქები, მზის ფოტოსფეროში წარმონაქმნები შეინიშნება უძველესი დროიდან და დღესდღეობით ისინი განიხილება ფოტოსფეროს ზონებად, რომელთა ტემპერატურა 2000 K-ით დაბალია, ვიდრე მიმდებარე ტემპერატურაზე, ძლიერი მაგნიტური ველის არსებობის გამო. (დაახლოებით 2000 გაუსი). ს.პ. შედგება შედარებით მუქი ცენტრისგან, ნაწილისგან (ჩრდილი) და უფრო ღია ბოჭკოვანი ნახევარმბრასგან. გაზის ნაკადს ჩრდილიდან პენუმბრამდე ეწოდება ევერშედის ეფექტი (V=2კმ/წმ). რაოდენობა ს.პ. და მათი გარეგნობა იცვლება 11 წლის განმავლობაში მზის აქტივობის ციკლი, ან მზის ლაქების ციკლი,რომელიც აღწერილია სპორერის კანონით და გრაფიკულად ასახულია მაუნდერის პეპლის დიაგრამა (ლაქების მოძრაობა განედში). ციურიხის შედარებითი მზის ლაქების ნომერიმიუთითებს მთლიანი ზედაპირის ფართობზე, რომელიც დაფარულია ს.პ. გრძელვადიანი ვარიაციები ზედმეტად ედება ძირითად 11 წლიან ციკლს. მაგალითად, ს.პ. მაგნიტის შეცვლა. პოლარობა მზის აქტივობის 22-წლიანი ციკლის განმავლობაში. მაგრამ ნაიბი, გრძელვადიანი ვარიაციის თვალსაჩინო მაგალითი, მინიმალურია. მაუნდერი (1645-1715), როდესაც ს.პ. არ იყვნენ. მიუხედავად იმისა, რომ ზოგადად მიღებულია, რომ ცვალებადობა S.p. მბრუნავი მზის შიგნიდან მაგნიტური ველის დიფუზიით განსაზღვრული პროცესი ჯერ ბოლომდე არ არის გასაგები. მზის ლაქების ძლიერი მაგნიტური ველი გავლენას ახდენს დედამიწის ველზე, რაც იწვევს რადიო ჩარევას და აურორებს. არსებობს რამდენიმე უდავო მოკლევადიანი ეფექტი, გრძელვადიანი არსებობის მტკიცება. კლიმატსა და S.p.-ის რაოდენობას შორის ურთიერთობა, განსაკუთრებით 11-წლიანი ციკლი, ძალზე საკამათოა, იმ პირობების დაკმაყოფილების სირთულეების გამო, რაც აუცილებელია მონაცემთა ზუსტი სტატისტიკური ანალიზის ჩატარებისას.

მზიანი ქარიმზის გვირგვინის მაღალტემპერატურული პლაზმის (ელექტრონები, პროტონები, ნეიტრონები და ჰადრონები) გადინება, ინტენსიური რადიო სპექტრის ტალღების გამოსხივება, რენტგენის სხივები მიმდებარე სივრცეში. აყალიბებს ე.წ. ჰელიოსფერო, რომელიც ვრცელდება 100 AU-მდე. მზიდან. მზის ქარი იმდენად ძლიერია, რომ შეიძლება დააზიანოს კომეტების გარე ფენები, რის გამოც „კუდი“ წარმოიქმნება. ს.ვ. იონიზებს ატმოსფეროს ზედა ფენებს, რის გამოც წარმოიქმნება ოზონის შრე, იწვევს ავრორას და რადიოაქტიური ფონის მატებას და რადიო ჩარევას ოზონის შრის განადგურების ადგილებში.

ბოლო მაქსიმალური მზის აქტივობა იყო 2001 წელს. მზის მაქსიმალური აქტივობა ნიშნავს მზის ლაქების, რადიაციის და გამოჩენის უდიდეს რაოდენობას. დიდი ხანია დადგენილია, რომ მზის აქტივობის ცვლილება გავლენას ახდენს შემდეგ ფაქტორებზე:

* ეპიდემიოლოგიური მდგომარეობა დედამიწაზე;

* სხვადასხვა სახის სტიქიური უბედურებების რაოდენობა (ტაიფუნები, მიწისძვრები, წყალდიდობები და ა.შ.);

* საგზაო და სარკინიგზო ავარიების რაოდენობაზე.

ამ ყველაფრის მაქსიმუმი აქტიური მზის წლებზე მოდის. როგორც მეცნიერმა ჩიჟევსკიმ დაადგინა, აქტიური მზე გავლენას ახდენს ადამიანის კეთილდღეობაზე. მას შემდეგ შედგენილია პიროვნების კეთილდღეობის პერიოდული პროგნოზები.

2. პლანეტა იუპიტერის ხილვადობის პირობების განსაზღვრა „სასკოლო ასტრონომიული კალენდრის“ მიხედვით.

ბილეთი #15

ვარსკვლავებამდე მანძილის განსაზღვრის მეთოდები, მანძილის ერთეულები და მათ შორის ურთიერთობა.

მზის სისტემის სხეულებამდე მანძილის გასაზომად გამოიყენება პარალაქსის მეთოდი. დედამიწის რადიუსი ზედმეტად მცირეა იმისთვის, რომ საფუძვლად დაედო ვარსკვლავების პარალაქტიკური გადაადგილების და მათთან მანძილის გაზომვას. ამიტომ ჰორიზონტალურის ნაცვლად გამოიყენება ერთწლიანი პარალაქსი.

ვარსკვლავის წლიური პარალაქსია ის კუთხე (p), რომლითაც შეიძლება ვარსკვლავიდან დედამიწის ორბიტის ნახევრად მთავარი ღერძის დანახვა, თუ ის მხედველობის ხაზის პერპენდიკულარულია.

a არის დედამიწის ორბიტის ნახევრად მთავარი ღერძი,

p არის წლიური პარალაქსი.

ასევე გამოიყენება პარსეკის ერთეული. პარსეკი არის მანძილი, საიდანაც დედამიწის ორბიტის ნახევრად მთავარი ღერძი, მხედველობის ხაზის პერპენდიკულარული, ჩანს 1² კუთხით.

1 პარსეკი = 3,26 სინათლის წელი = 206265 AU ე. = 3 * 10 11 კმ.

წლიური პარალაქსის გაზომვით შეიძლება საიმედოდ განვსაზღვროთ მანძილი ვარსკვლავებამდე, რომელიც არ აღემატება 100 პარსეკს ან 300 ლიას. წლები.

თუ ცნობილია აბსოლუტური და მოჩვენებითი სიდიდეები, მაშინ მანძილი ვარსკვლავამდე შეიძლება განისაზღვროს ფორმულით lg(r)=0.2*(m-M)+1.

მთვარის ხილვადობის პირობების დადგენა „სასკოლო ასტრონომიული კალენდრის“ მიხედვით.

ბილეთი #16

ვარსკვლავების ძირითადი ფიზიკური მახასიათებლები, ამ მახასიათებლების ურთიერთობა. ვარსკვლავთა წონასწორობის პირობები.

ვარსკვლავების ძირითადი ფიზიკური მახასიათებლები: სიკაშკაშე, აბსოლუტური და მოჩვენებითი სიდიდეები, მასა, ტემპერატურა, ზომა, სპექტრი.

სიკაშკაშე- ვარსკვლავის ან სხვა ციური სხეულის მიერ გამოსხივებული ენერგია დროის ერთეულზე. ჩვეულებრივ მოცემულია მზის სიკაშკაშის ერთეულებში, გამოხატული როგორც lg (L/Lc) = 0.4 (Mc – M), სადაც L და M არის წყაროს სიკაშკაშე და აბსოლუტური სიდიდე, Lc და Mc არის მზის შესაბამისი სიდიდეები (Mc. = +4 .83). ასევე განისაზღვრება ფორმულით L=4πR 2 σT 4 . ცნობილია ვარსკვლავები, რომელთა სიკაშკაშე მრავალჯერ აღემატება მზის სიკაშკაშეს. ალდებარანის სიკაშკაშე 160-ია, რიგელი კი 80 000-ჯერ აღემატება მზეს. მაგრამ ვარსკვლავების აბსოლუტურ უმრავლესობას აქვს მზესთან შედარებით ან ნაკლები სიკაშკაშე.

მაგნიტუდა -ვარსკვლავის სიკაშკაშის საზომი. ზ.ვ. არ იძლევა ნამდვილ წარმოდგენას ვარსკვლავის გამოსხივების ძალაზე. დედამიწასთან ახლოს მკრთალი ვარსკვლავი შეიძლება უფრო კაშკაშა გამოიყურებოდეს, ვიდრე შორეული კაშკაშა ვარსკვლავი, რადგან მისგან მიღებული რადიაციული ნაკადი მცირდება მანძილის კვადრატთან საპირისპიროდ. ხილული ზ.ვ. - ვარსკვლავის ბრწყინვალება, რომელსაც დამკვირვებელი ხედავს ცის დათვალიერებისას. აბსოლუტური ზ.ვ. - ნამდვილი სიკაშკაშის საზომი, წარმოადგენს ვარსკვლავის სიკაშკაშის დონეს, რომელიც მას ექნებოდა 10 ც. მანძილის მანძილზე. ჰიპარქემ გამოიგონა ხილული ზ.ვ. II საუკუნეში ძვ.წ. ვარსკვლავებს მიენიჭათ რიცხვები მათი აშკარა სიკაშკაშის მიხედვით; ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავები იყო 1 სიდიდის, ხოლო ყველაზე მკრთალი მეექვსე. ყველა რ. მე-19 საუკუნე ეს სისტემა შეცვლილია. თანამედროვე მასშტაბი ზ.ვ. დადგინდა ზ.ვ. ჩრდილოეთის მახლობლად მდებარე ვარსკვლავების წარმომადგენლობითი ნიმუში. მსოფლიოს პოლუსები (ჩრდილოეთ პოლარული რიგი). მათი თქმით, ზ.ვ. ყველა სხვა ვარსკვლავი. ეს არის ლოგარითმული მასშტაბი, რომლის მიხედვითაც 1-ლი სიდიდის ვარსკვლავები 100-ჯერ უფრო კაშკაშაა, ვიდრე მე-6 მაგნიტუდის ვარსკვლავები. როგორც გაზომვის სიზუსტე გაიზარდა, მეათედი უნდა შემოღებულიყო. ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავები უფრო კაშკაშაა ვიდრე 1 სიდიდე, ზოგიერთს კი უარყოფითი სიდიდეები აქვს.

ვარსკვლავური მასა -პარამეტრი პირდაპირ განსაზღვრული მხოლოდ ორბიტური ვარსკვლავების კომპონენტებისთვის ცნობილი ორბიტებითა და მანძილით (M 1 + M 2 = R 3 / T 2). რომ. დადგენილია მხოლოდ რამდენიმე ათეული ვარსკვლავის მასა, მაგრამ ბევრად უფრო დიდი რაოდენობისთვის, მასა შეიძლება განისაზღვროს მასის სიკაშკაშე დამოკიდებულებიდან. 40 მზის მასაზე მეტი და 0,1 მზის მასაზე ნაკლები მასები ძალიან იშვიათია. ვარსკვლავთა უმეტესობის მასა მზის მასაზე ნაკლებია. ასეთი ვარსკვლავების ცენტრში ტემპერატურა ვერ აღწევს იმ დონეს, რომლითაც იწყება ბირთვული შერწყმის რეაქციები და მათი ენერგიის ერთადერთი წყარო კელვინ-ჰელმჰოლცის შეკუმშვაა. ასეთ ობიექტებს ე.წ ყავისფერი ჯუჯები.

მასა-ნათობის თანაფარდობა, ნაპოვნია 1924 წელს ედინგტონმა, კავშირი L სიკაშკაშესა და ვარსკვლავურ მასას შორის M. თანაფარდობას აქვს ფორმა L / Lc \u003d (M / Mc) a, სადაც Lc და Mc არის მზის სიკაშკაშე და მასა, შესაბამისად. , ღირებულება აჩვეულებრივ დევს 3-5 დიაპაზონში. თანაფარდობა გამომდინარეობს იქიდან, რომ ნორმალური ვარსკვლავების დაკვირვებული თვისებები განისაზღვრება ძირითადად მათი მასით. ჯუჯა ვარსკვლავების ეს ურთიერთობა კარგად ეთანხმება დაკვირვებებს. ითვლება, რომ ის ასევე მოქმედებს სუპერგიგანტებზე და გიგანტებზე, თუმცა მათი მასის პირდაპირ გაზომვა რთულია. თანაფარდობა არ ვრცელდება თეთრ ჯუჯებზე, რადგან ზრდის მათ სიკაშკაშეს.

ტემპერატურის ვარსკვლავურიარის ვარსკვლავის ზოგიერთი რეგიონის ტემპერატურა. ეს არის ნებისმიერი ობიექტის ერთ-ერთი ყველაზე მნიშვნელოვანი ფიზიკური მახასიათებელი. თუმცა, იმის გამო, რომ ვარსკვლავის სხვადასხვა რეგიონის ტემპერატურა განსხვავებულია და ასევე იმის გამო, რომ ტემპერატურა არის თერმოდინამიკური სიდიდე, რომელიც დამოკიდებულია ელექტრომაგნიტური გამოსხივების ნაკადზე და სხვადასხვა ატომების, იონების და ბირთვების არსებობაზე. ვარსკვლავური ატმოსფეროს გარკვეული რეგიონი, ყველა ეს განსხვავება გაერთიანებულია ეფექტურ ტემპერატურაში, რომელიც მჭიდროდ არის დაკავშირებული ფოტოსფეროში ვარსკვლავის გამოსხივებასთან. ეფექტური ტემპერატურა, პარამეტრი, რომელიც ახასიათებს ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებული ენერგიის მთლიან რაოდენობას მისი ზედაპირის ფართობის ერთეულზე. ეს არის ერთმნიშვნელოვანი მეთოდი ვარსკვლავური ტემპერატურის აღწერისთვის. ეს. განისაზღვრება სრულიად შავი სხეულის ტემპერატურით, რომელიც შტეფან-ბოლცმანის კანონის თანახმად, ზედაპირის ფართობის ერთეულზე იგივე სიმძლავრეს ასხივებს, როგორც ვარსკვლავი. მიუხედავად იმისა, რომ ვარსკვლავის სპექტრი დეტალურად მნიშვნელოვნად განსხვავდება აბსოლუტურად შავი სხეულის სპექტრისგან, მაგრამ ეფექტური ტემპერატურა ახასიათებს გაზის ენერგიას ვარსკვლავური ფოტოსფეროს გარე ფენებში და შესაძლებელს ხდის ვიენის გადაადგილების კანონის გამოყენებით (λ. max = 0.29/T), რათა დადგინდეს, რომელი ტალღის სიგრძით არის ვარსკვლავური გამოსხივების მაქსიმუმი და, შესაბამისად, ვარსკვლავის ფერი.

ავტორი ზომებივარსკვლავები იყოფა ჯუჯებად, ქვეჯუჯებად, ჩვეულებრივ ვარსკვლავებად, გიგანტებად, ქვეგიგანტებად და სუპერგიგანტებად.

Დიაპაზონივარსკვლავები დამოკიდებულია მის ტემპერატურაზე, წნევაზე, ფოტოსფეროს გაზის სიმკვრივეზე, მაგნიტური ველის სიძლიერესა და ქიმიურ ნივთიერებებზე. შემადგენლობა.

სპექტრული კლასები, ვარსკვლავების კლასიფიკაცია მათი სპექტრების მიხედვით (პირველ რიგში, სპექტრული ხაზების ინტენსივობის მიხედვით), რომელიც პირველად შემოიღო იტალიელმა. ასტრონომი სეკი. შემოღებული ასოების აღნიშვნები, to-rye შეიცვალა, რადგან გაფართოვდა ცოდნა შიდა. ვარსკვლავების სტრუქტურა. ვარსკვლავის ფერი დამოკიდებულია მისი ზედაპირის ტემპერატურაზე, შესაბამისად, თანამედროვეში. სპექტრალური კლასიფიკაცია Draper (Harvard) S.K. დალაგებულია ტემპერატურის კლებადობით:

ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამა, გრაფიკი, რომელიც საშუალებას გაძლევთ განსაზღვროთ ვარსკვლავების ორი ძირითადი მახასიათებელი, გამოხატავს ურთიერთობას აბსოლუტურ სიდიდესა და ტემპერატურას შორის. დანიელი ასტრონომის ჰერცპრუნგისა და ამერიკელი ასტრონომის რესელის სახელის მიხედვით, რომლებმაც გამოაქვეყნეს პირველი დიაგრამა 1914 წელს. ყველაზე ცხელი ვარსკვლავები დევს დიაგრამის მარცხნივ, ხოლო ყველაზე მაღალი სიკაშკაშის ვარსკვლავები ზევით. ზედა მარცხენა კუთხიდან ქვედა მარჯვნივ ძირითადი თანმიმდევრობა,ასახავს ვარსკვლავების ევოლუციას და მთავრდება ჯუჯა ვარსკვლავებით. ვარსკვლავების უმეტესობა სწორედ ამ მიმდევრობას მიეკუთვნება. მზეც ამ თანმიმდევრობას განეკუთვნება. ამ თანმიმდევრობის ზემოთ არის ქვეგიგანტები, სუპერგიგანტები და გიგანტები ამ თანმიმდევრობით, ქვემოთ არის ქვეჯუჯები და თეთრი ჯუჯები. ვარსკვლავთა ამ ჯგუფებს ე.წ განათების კლასები.

წონასწორობის პირობები: როგორც ცნობილია, ვარსკვლავები ერთადერთი ბუნებრივი ობიექტებია, რომლებშიც ხდება უკონტროლო თერმობირთვული შერწყმის რეაქციები, რასაც თან ახლავს დიდი რაოდენობით ენერგიის გამოყოფა და განსაზღვრავს ვარსკვლავების ტემპერატურას. ვარსკვლავების უმეტესობა სტაციონარულ მდგომარეობაშია, ანუ ისინი არ ფეთქდებიან. ზოგიერთი ვარსკვლავი ფეთქდება (ე.წ. ახალი და სუპერნოვა). რატომ არიან ვარსკვლავები ზოგადად წონასწორობაში? სტაციონარული ვარსკვლავების ბირთვული აფეთქების ძალა დაბალანსებულია მიზიდულობის ძალით, რის გამოც ეს ვარსკვლავები წონასწორობას ინარჩუნებენ.

სანათის წრფივი ზომების გაანგარიშება ცნობილი კუთხური ზომებიდან და მანძილით.

ბილეთი #17

1. შტეფან-ბოლცმანის კანონის ფიზიკური მნიშვნელობა და მისი გამოყენება ვარსკვლავების ფიზიკური მახასიათებლების დასადგენად.

შტეფან-ბოლცმანის კანონი, თანაფარდობა მთლიანად შავი სხეულის რადიაციული სიმძლავრისა და მის ტემპერატურას შორის. ერთეული გამოსხივების ფართობის ჯამური სიმძლავრე W-ში 1 მ 2-ზე მოცემულია ფორმულით P \u003d σ T 4,სადაც σ \u003d 5.67 * 10 -8 W / m 2 K 4 - სტეფან-ბოლცმანის მუდმივი, T - აბსოლუტური შავი სხეულის აბსოლუტური ტემპერატურა. მიუხედავად იმისა, რომ ასტრონომი იშვიათად ასხივებს შავი სხეულის მსგავსად, მათი ემისიის სპექტრი ხშირად რეალური ობიექტის სპექტრის კარგი მოდელია. ტემპერატურაზე დამოკიდებულება მე-4 ხარისხზე ძალიან ძლიერია.

e არის გამოსხივების ენერგია ვარსკვლავის ზედაპირის ერთეულზე

L არის ვარსკვლავის სიკაშკაშე, R არის ვარსკვლავის რადიუსი.

შტეფან-ბოლცმანის ფორმულისა და ვიენის კანონის გამოყენებით განისაზღვრება ტალღის სიგრძე, რომელიც ითვალისწინებს მაქსიმალურ გამოსხივებას:

l max T = b, b – ვენის მუდმივი

შეგიძლიათ საპირისპიროდან გააგრძელოთ, ანუ სიკაშკაშისა და ტემპერატურის გამოყენებით, განსაზღვროთ ვარსკვლავების ზომა

2. დაკვირვების ადგილის გეოგრაფიული გრძედის განსაზღვრა კულმინაციაზე მნათობის მოცემული სიმაღლისა და მისი დახრის მიხედვით.

H = 90 0 - +

თ - სანათის სიმაღლე

ბილეთი #18

ცვალებადი და არასტაციონარული ვარსკვლავები. მათი მნიშვნელობა ვარსკვლავების ბუნების შესწავლისთვის.

ცვლადი ვარსკვლავების სიკაშკაშე დროთა განმავლობაში იცვლება. ახლა ცნობილია დაახლ. 3*10 4 . პ.ზ. იყოფა ფიზიკურებად, რომელთა სიკაშკაშე იცვლება მათში ან მათ მახლობლად მიმდინარე პროცესების გამო, და ოპტიკურ ოპტიკურებად, სადაც ეს ცვლილება ბრუნვის ან ორბიტალური მოძრაობის გამო ხდება.

ყველაზე მნიშვნელოვანი სახის ფიზიკური P.Z.:

პულსირებადი -ცეფეიდები, მირა ცეტის მსგავსი ვარსკვლავები, ნახევრადრეგულარული და არარეგულარული წითელი გიგანტები;

ამოფრქვეული(ასაფეთქებელი) - ვარსკვლავები ჭურვებით, ახალგაზრდა არარეგულარული ცვლადები, ჩათვლით. T ტაურის ტიპის ვარსკვლავები (ძალიან ახალგაზრდა არარეგულარული ვარსკვლავები, რომლებიც დაკავშირებულია დიფუზურ ნისლეულებთან), ჰაბლ-სეინეჯას ტიპის სუპერგიგანტები (მაღალი სიკაშკაშის ცხელი სუპერგიგანტები, გალაქტიკების ყველაზე კაშკაშა ობიექტები. ისინი არასტაბილურები არიან და წარმოადგენენ რადიაციის სავარაუდო წყაროებს ედინგტონის სიკაშკაშის ზღვართან, როცა აღემატება. , ვარსკვლავური ჭურვების "დეფლაცია".

კატაკლიზმური -ნოვა, სუპერნოვა, სიმბიოტური;

რენტგენის ორმაგი ვარსკვლავები

მითითებული პ.ზ. მოიცავს ცნობილ ფიზიკურ 98%-ს ოპტიკაში შედის დაბნელებული ორობითი და მბრუნავი, როგორიცაა პულსარები და მაგნიტური ცვლადები. მზე ბრუნავს, რადგან. მისი სიდიდე მცირედ იცვლება, როდესაც მზის ლაქები ჩნდება დისკზე.

პულსირებულ ვარსკვლავებს შორის ძალიან საინტერესოა ცეფეიდები, რომლებსაც ამ ტიპის ერთ-ერთი პირველი აღმოჩენილი ცვლადის - 6 ცეფეის სახელი ეწოდა. ცეფეიდები არიან მაღალი სიკაშკაშის და ზომიერი ტემპერატურის ვარსკვლავები (ყვითელი სუპერგიგანტები). ევოლუციის მსვლელობისას მათ შეიძინეს სპეციალური სტრუქტურა: გარკვეულ სიღრმეზე წარმოიქმნა ფენა, რომელიც აგროვებს ნაწლავებიდან გამოსულ ენერგიას და შემდეგ ისევ აბრუნებს მას. ვარსკვლავი პერიოდულად იკუმშება გაცხელებისას და ფართოვდება გაციებისას. მაშასადამე, გამოსხივების ენერგია ან შეიწოვება ვარსკვლავური გაზით, იონიზებს მას, ან კვლავ გამოთავისუფლდება, როდესაც გაზი გაცივდება, იონები იჭერენ ელექტრონებს და ასხივებენ სინათლის კვანტებს. შედეგად, ცეფეიდის სიკაშკაშე, როგორც წესი, რამდენჯერმე იცვლება რამდენიმე დღის განმავლობაში. ცეფეიდები განსაკუთრებულ როლს ასრულებენ ასტრონომიაში. 1908 წელს ამერიკელმა ასტრონომმა ჰენრიეტა ლევიტმა, რომელიც სწავლობდა ცეფეიდებს ერთ-ერთ უახლოეს გალაქტიკაში - პატარა მაგელანის ღრუბელში, ყურადღება გაამახვილა იმ ფაქტზე, რომ ეს ვარსკვლავები უფრო კაშკაშა აღმოჩნდა, რაც უფრო გრძელი იყო მათი სიკაშკაშის ცვლილების პერიოდი. მცირე მაგელანის ღრუბლის ზომა მცირეა მის მანძილზე შედარებით, რაც ნიშნავს, რომ აშკარა სიკაშკაშის განსხვავება ასახავს სიკაშკაშის განსხვავებას. ლევიტის მიერ აღმოჩენილი პერიოდის სიკაშკაშე დამოკიდებულების წყალობით, ადვილია გამოვთვალოთ მანძილი თითოეულ ცეფეიდამდე მისი საშუალო სიკაშკაშისა და ცვალებადობის პერიოდის გაზომვით. და რადგან სუპერგიგანტები აშკარად ჩანს, ცეფეიდები შეიძლება გამოყენებულ იქნას მანძილის დასადგენად თუნდაც შედარებით შორეულ გალაქტიკებამდე, რომლებშიც მათ აკვირდებიან.ცეფეიდების განსაკუთრებული როლის მეორე მიზეზი არსებობს. 60-იან წლებში. საბჭოთა ასტრონომმა იური ნიკოლაევიჩ ეფრემოვმა აღმოაჩინა, რომ რაც უფრო გრძელია ცეფეიდების პერიოდი, მით უფრო ახალგაზრდაა ეს ვარსკვლავი. ძნელი არ არის თითოეული ცეფეიდის ასაკის დადგენა პერიოდ-ასაკობრივი დამოკიდებულებიდან. მაქსიმალური პერიოდის მქონე ვარსკვლავების შერჩევით და ვარსკვლავური ჯგუფების შესწავლით, რომლებსაც ისინი მიეკუთვნებიან, ასტრონომები იკვლევენ გალაქტიკის ყველაზე ახალგაზრდა სტრუქტურებს. ცეფეიდები, სხვა პულსირებულ ვარსკვლავებზე მეტად, იმსახურებენ პერიოდული ცვლადების სახელს. სიკაშკაშის ცვლილების ყოველი მომდევნო ციკლი ჩვეულებრივ იმეორებს წინას საკმაოდ ზუსტად. თუმცა, არის გამონაკლისებიც, მათგან ყველაზე ცნობილია ჩრდილოეთ ვარსკვლავი. დიდი ხანია აღმოაჩინეს, რომ ის ცეფეიდებს ეკუთვნის, თუმცა სიკაშკაშეს საკმაოდ უმნიშვნელო დიაპაზონში ცვლის. მაგრამ ბოლო ათწლეულების განმავლობაში, ამ რყევებმა დაიწყო ქრებოდა და 90-იანი წლების შუა ხანებში. პოლარული ვარსკვლავი პრაქტიკულად შეწყვეტს პულსირებას.

ვარსკვლავები ჭურვებით, ვარსკვლავები, რომლებიც განუწყვეტლივ ან არარეგულარული ინტერვალებით გამოყოფენ გაზის რგოლს ეკვატორიდან ან სფერული გარსიდან. 3. დაახლოებით. - სპექტრული B კლასის გიგანტები ან ჯუჯა ვარსკვლავები, რომლებიც სწრაფად ბრუნავენ და ახლოს არიან განადგურების ზღვართან. ჭურვის ამოღებას ჩვეულებრივ თან ახლავს სიკაშკაშის შემცირება ან ზრდა.

სიმბიოტური ვარსკვლავები, ვარსკვლავები, რომელთა სპექტრი შეიცავს ემისიის ხაზებს და აერთიანებს წითელი გიგანტისა და ცხელი ობიექტის - თეთრი ჯუჯის ან აკრეციული დისკის დამახასიათებელ მახასიათებლებს ასეთი ვარსკვლავის გარშემო.

RR Lyrae ვარსკვლავები წარმოადგენს პულსირებულ ვარსკვლავთა კიდევ ერთ მნიშვნელოვან ჯგუფს. ეს ძველი ვარსკვლავებია მზის მასის დაახლოებით. ბევრი მათგანი გლობულურ ვარსკვლავურ მტევნებშია. როგორც წესი, ისინი ცვლიან სიკაშკაშეს ერთი მაგნიტუდით დაახლოებით ერთ დღეში. მათი თვისებები, ისევე როგორც ცეფეიდების თვისებები, გამოიყენება ასტრონომიული მანძილების გამოსათვლელად.

R ჩრდილოეთ გვირგვინიდა მისი მსგავსი ვარსკვლავები სრულიად არაპროგნოზირებადი გზით იქცევიან. ამ ვარსკვლავის დანახვა ჩვეულებრივ შეუიარაღებელი თვალითაა შესაძლებელი. ყოველ რამდენიმე წელიწადში, მისი სიკაშკაშე ეცემა დაახლოებით მერვე სიდიდემდე, შემდეგ კი თანდათან იზრდება და უბრუნდება წინა დონეს. როგორც ჩანს, მიზეზი აქ არის ის, რომ ეს სუპერგიგანტური ვარსკვლავი აგდებს ნახშირბადის ღრუბლებს, რომლებიც კონდენსირდება მარცვლებად და წარმოქმნის რაღაც ჭვარტლს. თუ ამ სქელი შავი ღრუბლებიდან ერთ-ერთი გადის ჩვენსა და ვარსკვლავს შორის, ის ფარავს ვარსკვლავის შუქს, სანამ ღრუბელი არ გაიფანტება კოსმოსში. ამ ტიპის ვარსკვლავები წარმოქმნიან მკვრივ მტვერს, რომელსაც არც თუ ისე მცირე მნიშვნელობა აქვს იმ რეგიონებში, სადაც ვარსკვლავები წარმოიქმნება.

მოციმციმე ვარსკვლავები. მზეზე მაგნიტური ფენომენები იწვევს მზის ლაქებს და მზის ანთებებს, მაგრამ ისინი მნიშვნელოვან გავლენას ვერ მოახდენენ მზის სიკაშკაშეზე. ზოგიერთი ვარსკვლავისთვის - წითელი ჯუჯებისთვის - ეს ასე არ არის: მათზე ასეთი ციმციმები უზარმაზარ პროპორციებს აღწევს და შედეგად, სინათლის ემისია შეიძლება გაიზარდოს მთელი ვარსკვლავის სიდიდით, ან უფრო მეტიც. მზესთან უახლოესი ვარსკვლავი, პროქსიმა კენტავრი, ერთ-ერთი ასეთი აფეთქების ვარსკვლავია. სინათლის ამ აფეთქებების წინასწარ პროგნოზირება შეუძლებელია და ისინი მხოლოდ რამდენიმე წუთს გრძელდება.

სანათის დახრის გამოთვლა მისი სიმაღლის მიხედვით კულმინაციაზე გარკვეულ გეოგრაფიულ განედზე.

H = 90 0 - +

თ - სანათის სიმაღლე

ბილეთი #19

ორობითი ვარსკვლავები და მათი როლი ვარსკვლავების ფიზიკური მახასიათებლების განსაზღვრაში.

ორობითი ვარსკვლავი არის ვარსკვლავების წყვილი, რომლებიც დაკავშირებულია ერთ სისტემაში გრავიტაციული ძალებით და ბრუნავს საერთო სიმძიმის ცენტრის გარშემო. ვარსკვლავებს, რომლებიც ქმნიან ორობით ვარსკვლავს, ეწოდება მისი კომპონენტები. ორობითი ვარსკვლავები ძალიან გავრცელებულია და იყოფა რამდენიმე ტიპად.

ვიზუალური ორმაგი ვარსკვლავის თითოეული კომპონენტი აშკარად ჩანს ტელესკოპით. მათ შორის მანძილი და ორმხრივი ორიენტაცია დროთა განმავლობაში ნელ-ნელა იცვლება.

დაბნელებული ბინარის ელემენტები მონაცვლეობით ბლოკავს ერთმანეთს, ამიტომ სისტემის სიკაშკაშე დროებით სუსტდება, სიკაშკაშის ორ ცვლილებას შორის პერიოდი უდრის ორბიტალური პერიოდის ნახევარს. კომპონენტებს შორის კუთხური მანძილი ძალიან მცირეა და მათ ცალ-ცალკე ვერ დავაკვირდებით.

სპექტრული ორობითი ვარსკვლავები აღმოჩენილია მათი სპექტრის ცვლილებებით. ორმხრივი მიმოქცევით, ვარსკვლავები პერიოდულად მოძრაობენ ან დედამიწისკენ, ან დედამიწიდან შორს. დოპლერის ეფექტი სპექტრში შეიძლება გამოყენებულ იქნას მოძრაობის ცვლილებების დასადგენად.

პოლარიზაციის ბინარებს ახასიათებთ სინათლის პოლარიზაციის პერიოდული ცვლილებები. ასეთ სისტემებში ვარსკვლავები ორბიტალურ მოძრაობაში ანათებენ გაზს და მტვერს მათ შორის არსებულ სივრცეში, ამ ნივთიერებაზე სინათლის დაცემის კუთხე პერიოდულად იცვლება, ხოლო გაფანტული შუქი პოლარიზებულია. ამ ეფექტების ზუსტი გაზომვები შესაძლებელს ხდის გამოთვლას ორბიტები, ვარსკვლავური მასის თანაფარდობა, ზომები, სიჩქარე და კომპონენტებს შორის მანძილი. მაგალითად, თუ ვარსკვლავი დაბნელებულია და სპექტროსკოპიულად ორობითი, მაშინ შეიძლება დადგინდეს თითოეული ვარსკვლავის მასა და ორბიტის დახრილობა. დაბნელების მომენტებში სიკაშკაშის ცვლილების ბუნებით შეიძლება დადგინდეს ვარსკვლავების შედარებითი ზომები და მათი ატმოსფეროს აგებულების შესწავლა. ორობით ვარსკვლავებს, რომლებიც რენტგენის დიაპაზონში გამოსხივების წყაროს წარმოადგენენ, რენტგენის ორობითი ვარსკვლავები ეწოდება. რიგ შემთხვევებში შეინიშნება მესამე კომპონენტი, რომელიც ბრუნავს ორობითი სისტემის მასის ცენტრის გარშემო. ზოგჯერ ორობითი სისტემის ერთ-ერთი კომპონენტი (ან ორივე), თავის მხრივ, შეიძლება აღმოჩნდეს ორობითი ვარსკვლავები. ორობითი ვარსკვლავის მჭიდრო კომპონენტებს სამმაგ სისტემაში შეიძლება ჰქონდეთ რამდენიმე დღის პერიოდი, ხოლო მესამე ელემენტს შეუძლია ბრუნოს ახლო წყვილის მასის საერთო ცენტრის გარშემო ასობით ან თუნდაც ათასობით წლის პერიოდი.

ორობით სისტემაში ვარსკვლავების სიჩქარის გაზომვა და უნივერსალური მიზიდულობის კანონის გამოყენება მნიშვნელოვანი მეთოდია ვარსკვლავების მასების დასადგენად. ორობითი ვარსკვლავების შესწავლა ერთადერთი პირდაპირი გზაა ვარსკვლავური მასების გამოსათვლელად.

მჭიდროდ განლაგებული ორობითი ვარსკვლავების სისტემაში, ორმხრივი გრავიტაციული ძალები მიდრეკილნი არიან დაჭიმონ თითოეული მათგანი, მისცეს მას მსხლის ფორმა. თუ გრავიტაცია საკმარისად ძლიერია, დადგება კრიტიკული მომენტი, როდესაც მატერია იწყებს გადინებას ერთი ვარსკვლავიდან და ეცემა მეორეზე. ამ ორი ვარსკვლავის გარშემო არის გარკვეული ფართობი სამგანზომილებიანი ფიგურა-რვის სახით, რომლის ზედაპირი კრიტიკულ საზღვარს წარმოადგენს. ამ ორ მსხლის ფორმის ფიგურას, თითოეული თავისი ვარსკვლავის გარშემო, როშის ლობებს უწოდებენ. თუ ერთ-ერთი ვარსკვლავი ისე იზრდება, რომ ავსებს მის როშის წილს, მაშინ მისგან მატერია მეორე ვარსკვლავს მიემართება იმ ადგილას, სადაც ღრუები ეხება. ხშირად, ვარსკვლავური მასალა პირდაპირ ვარსკვლავზე არ ვარდება, მაგრამ ჯერ ირგვლივ ტრიალებს და ქმნის იმას, რაც ცნობილია როგორც აკრეციული დისკი. თუ ორივე ვარსკვლავი იმდენად გაფართოვდა, რომ შეავსეს როშის წილები, მაშინ წარმოიქმნება კონტაქტი ორობითი ვარსკვლავი. ორივე ვარსკვლავის მასალა ერევა და ერწყმის ბურთს ორი ვარსკვლავის ბირთვის გარშემო. მას შემდეგ, რაც საბოლოოდ ყველა ვარსკვლავი ადიდებს, გადაიქცევა გიგანტებად და ბევრი ვარსკვლავი ორობითია, ორობითი სისტემების ურთიერთქმედება იშვიათი არ არის.

მნათობის სიმაღლის გამოთვლა კულმინაციაზე ცნობილი დახრილობიდან მოცემული გეოგრაფიული გრძედისთვის.

H = 90 0 - +

თ - სანათის სიმაღლე

ბილეთი #20

ვარსკვლავების ევოლუცია, მისი ეტაპები და საბოლოო ეტაპები.

ვარსკვლავები წარმოიქმნება ვარსკვლავთშორის გაზისა და მტვრის ღრუბლებში და ნისლეულებში. მთავარი ძალა, რომელიც „აყალიბებს“ ვარსკვლავებს, არის გრავიტაცია. გარკვეულ პირობებში, ძალიან იშვიათი ატმოსფერო (ვარსკვლავთშორისი გაზი) იწყებს შეკუმშვას გრავიტაციული ძალების გავლენის ქვეშ. გაზის ღრუბელი კონდენსირდება ცენტრში, სადაც შეკუმშვის დროს გამოთავისუფლებული სითბო ინარჩუნებს - ჩნდება პროტოვარსკვლავი, რომელიც ასხივებს ინფრაწითელ დიაპაზონში. პროტოვარსკვლავი თბება მასზე დაცემული მატერიის გავლენით და ბირთვული შერწყმის რეაქციები იწყება ენერგიის გათავისუფლებით. ამ მდგომარეობაში ის უკვე არის T Tauri ცვლადი ვარსკვლავი. ღრუბლის დანარჩენი ნაწილი იშლება. შემდეგ გრავიტაციული ძალები უბიძგებენ წყალბადის ატომებს ცენტრისკენ, სადაც ისინი ერწყმის ჰელიუმის წარმოქმნას და გამოყოფენ ენერგიას. ცენტრში წნევის გაზრდა ხელს უშლის შემდგომ შეკუმშვას. ეს არის ევოლუციის სტაბილური ეტაპი. ეს ვარსკვლავი არის მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი. ვარსკვლავის სიკაშკაშე იზრდება, როდესაც მისი ბირთვი კომპაქტურდება და თბება. ვარსკვლავის მთავარ მიმდევრობაში დარჩენის დრო დამოკიდებულია მის მასაზე. მზისთვის ეს დაახლოებით 10 მილიარდი წელია, მაგრამ მზეზე ბევრად მასიური ვარსკვლავები სტაციონარული რეჟიმით მხოლოდ რამდენიმე მილიონი წლის განმავლობაში არსებობენ. მას შემდეგ, რაც ვარსკვლავი გამოიყენებს მის ცენტრალურ ნაწილში არსებულ წყალბადს, ვარსკვლავის შიგნით ხდება ძირითადი ცვლილებები. წყალბადი იწყებს წვას არა ცენტრში, არამედ ჭურვიში, რომელიც ზომაში იზრდება, შეშუპებულია. შედეგად, თავად ვარსკვლავის ზომა მკვეთრად იზრდება და მისი ზედაპირის ტემპერატურა ეცემა. სწორედ ეს პროცესი წარმოშობს წითელ გიგანტებს და სუპერგიგანტებს. ვარსკვლავის ევოლუციის ბოლო ეტაპები ასევე განისაზღვრება ვარსკვლავის მასით. თუ ეს მასა არ აღემატება მზის მასას 1,4-ჯერ მეტჯერ, ვარსკვლავი სტაბილიზდება და ხდება თეთრი ჯუჯა. კატასტროფული შეკუმშვა არ ხდება ელექტრონების ძირითადი თვისებების გამო. არის შეკუმშვის ისეთი ხარისხი, რომლითაც ისინი იწყებენ მოგერიებას, თუმცა თერმული ენერგიის წყარო აღარ არის. ეს ხდება მხოლოდ მაშინ, როდესაც ელექტრონები და ატომური ბირთვები წარმოუდგენლად მჭიდროდ არის შეკუმშული, რაც ქმნის უკიდურესად მკვრივ მატერიას. თეთრი ჯუჯა მზის მასით დაახლოებით დედამიწის ტოლია. თეთრი ჯუჯა თანდათან კლებულობს და საბოლოოდ გადაიქცევა რადიოაქტიური ფერფლის მუქ ბურთულად. ასტრონომები ვარაუდობენ, რომ გალაქტიკის ყველა ვარსკვლავის მეათედი მაინც თეთრი ჯუჯაა.

თუ მცირდება ვარსკვლავის მასა 1,4-ჯერ აღემატება მზის მასას, მაშინ ასეთი ვარსკვლავი, რომელმაც მიაღწია თეთრი ჯუჯის სტადიას, აქ არ გაჩერდება. გრავიტაციული ძალები ამ შემთხვევაში იმდენად დიდია, რომ ელექტრონები დაჭერილია ატომის ბირთვებში. შედეგად, პროტონები გადაიქცევა ნეიტრონად, რომლებსაც შეუძლიათ ერთმანეთთან მიბმა ყოველგვარი ხარვეზების გარეშე. ნეიტრონული ვარსკვლავების სიმკვრივე თეთრი ჯუჯების სიმკვრივესაც კი აღემატება; მაგრამ თუ მასალის მასა არ აღემატება 3 მზის მასას, ნეიტრონებს, ელექტრონების მსგავსად, შეუძლიათ თავად აიცილონ შემდგომი შეკუმშვა. ტიპიური ნეიტრონული ვარსკვლავი მხოლოდ 10-დან 15 კმ-მდეა, ხოლო მისი მასალის ერთი კუბური სანტიმეტრი დაახლოებით მილიარდ ტონას იწონის. გარდა უზარმაზარი სიმკვრივისა, ნეიტრონულ ვარსკვლავებს აქვთ კიდევ ორი ​​განსაკუთრებული თვისება, რაც მათ მცირე ზომის მიუხედავად შესამჩნევად ხდის: სწრაფი ბრუნვა და ძლიერი მაგნიტური ველი.

თუ ვარსკვლავის მასა აღემატება 3 მზის მასას, მაშინ მისი სასიცოცხლო ციკლის ბოლო ეტაპი ალბათ შავი ხვრელია. თუ ვარსკვლავის მასა და, შესაბამისად, გრავიტაციული ძალა იმდენად დიდია, მაშინ ვარსკვლავი ექვემდებარება კატასტროფულ გრავიტაციულ შეკუმშვას, რომელსაც ვერანაირი სტაბილიზაციის ძალა ვერ გაუძლებს. ამ პროცესის დროს მატერიის სიმკვრივე მიდრეკილია უსასრულობისკენ, ხოლო ობიექტის რადიუსი - ნულისკენ. აინშტაინის ფარდობითობის თეორიის მიხედვით, სივრცე-დროის სინგულარობა წარმოიქმნება შავი ხვრელის ცენტრში. მცირდება ვარსკვლავის ზედაპირზე გრავიტაციული ველი იზრდება, ამიტომ რადიაციისა და ნაწილაკებისთვის მისი დატოვება სულ უფრო რთული ხდება. საბოლოო ჯამში, ასეთი ვარსკვლავი მთავრდება მოვლენის ჰორიზონტის ქვემოთ, რომელიც შეიძლება ვიზუალურად წარმოვიდგინოთ, როგორც ცალმხრივი მემბრანა, რომელიც საშუალებას აძლევს მატერიას და რადიაციას გაიაროს მხოლოდ შიგნით და არაფერი გარეთ. კოლაფსირებული ვარსკვლავი იქცევა შავ ხვრელად და მისი აღმოჩენა შესაძლებელია მხოლოდ მის გარშემო არსებული სივრცისა და დროის თვისებების მკვეთრი ცვლილებით. მოვლენათა ჰორიზონტის რადიუსს შვარცშილდის რადიუსი ეწოდება.

ვარსკვლავები, რომელთა მასა 1,4 მზეზე ნაკლებია, სიცოცხლის ციკლის ბოლოს ნელ-ნელა აშორებენ ზედა გარსს, რომელსაც პლანეტარული ნისლეული ეწოდება. უფრო მასიური ვარსკვლავები, რომლებიც გადაიქცევიან ნეიტრონულ ვარსკვლავად ან შავ ხვრელად, პირველად აფეთქებენ სუპერნოვას სახით, მათი სიკაშკაშე მცირე დროში იზრდება 20 მაგნიტუდით ან მეტით, გამოიყოფა უფრო მეტი ენერგია, ვიდრე მზე ასხივებს 10 მილიარდ წელიწადში და აფეთქებულის ნარჩენები. ვარსკვლავი დაფრინავს ერთმანეთისგან წამში 20 000 კმ სიჩქარით.

მზის ლაქების პოზიციების დაკვირვება და დახაზვა ტელესკოპით (ეკრანი).

ბილეთი #21

ჩვენი გალაქტიკის შემადგენლობა, სტრუქტურა და ზომები.

გალაქტიკა, ვარსკვლავური სისტემა, რომელსაც მზე ეკუთვნის. გალაქტიკა შეიცავს მინიმუმ 100 მილიარდ ვარსკვლავს. სამი ძირითადი კომპონენტი: ცენტრალური გასქელება, დისკი და გალაქტიკური ჰალო.

ცენტრალური გამონაყარი შედგება ძველი მოსახლეობის II ტიპის ვარსკვლავებისგან (წითელი გიგანტები), რომლებიც მდებარეობს ძალიან მჭიდროდ და მის ცენტრში (ბირთვში) არის გამოსხივების ძლიერი წყარო. ვარაუდობდნენ, რომ ბირთვში არის შავი ხვრელი, რომელიც იწყებს დაკვირვებულ მძლავრ ენერგეტიკულ პროცესებს, რომელსაც თან ახლავს რადიაცია რადიო სპექტრში. (გაზის რგოლი ბრუნავს შავი ხვრელის ირგვლივ; ცხელი გაზი, რომელიც გამოდის მისი შიდა კიდედან, ვარდება შავ ხვრელში, ათავისუფლებს ენერგიას, რასაც ჩვენ ვაკვირდებით.) მაგრამ ახლახან ბირთვში ხილული გამოსხივების ციმციმი დაფიქსირდა და შავი ხვრელის ჰიპოთეზა. ჩამოაგდეს. ცენტრალური გასქელების პარამეტრები: 20000 სინათლის წლის დიამეტრი და 3000 სინათლის წლის სისქე.

გალაქტიკის დისკო, რომელიც შეიცავს ახალგაზრდა I ტიპის პოპულაციის ვარსკვლავებს (ახალგაზრდა ცისფერი სუპერგიგანტები), ვარსკვლავთშორის მატერიას, ღია ვარსკვლავურ გროვას და 4 სპირალურ მკლავს, აქვს 100000 სინათლის წლის დიამეტრი და მხოლოდ 3000 სინათლის წლის სისქე. გალაქტიკა ბრუნავს, მისი შიდა ნაწილები გადის მათ ორბიტაზე ბევრად უფრო სწრაფად, ვიდრე გარე. მზე 200 მილიონ წელიწადში სრულ ბრუნვას ახდენს ბირთვის გარშემო. სპირალურ მკლავებში მიმდინარეობს ვარსკვლავის წარმოქმნის უწყვეტი პროცესი.

გალაქტიკური ჰალო კონცენტრირებულია დისკთან და ცენტრალურ ამობურცულთან და შედგება ვარსკვლავებისგან, რომლებიც ძირითადად გლობულური გროვების წევრები არიან და მიეკუთვნებიან II ტიპის პოპულაციას. თუმცა, ჰალოში არსებული მატერიის უმეტესი ნაწილი უხილავია და არ შეიძლება შეიცავდეს ჩვეულებრივ ვარსკვლავებს, ეს არ არის გაზი ან მტვერი. ამრიგად, ჰალო შეიცავს მუქი უხილავი ნივთიერება.მაგელანის დიდი და პატარა ღრუბლების ბრუნვის სიჩქარის გამოთვლები, რომლებიც ირმის ნახტომის თანამგზავრებია, აჩვენებს, რომ ჰალოში შემავალი მასა 10-ჯერ აღემატება იმ მასას, რომელსაც დისკზე ვაკვირდებით და სქელდება.

მზე მდებარეობს ორიონის მკლავში დისკის ცენტრიდან 2/3-ის დაშორებით. მისი ლოკალიზაცია დისკის სიბრტყეში (გალაქტიკური ეკვატორი) შესაძლებელს ხდის დედამიწიდან დისკის ვარსკვლავების ვიწრო ზოლის სახით დანახვას. ირმის ნახტომი,მოიცავს მთელ ციურ სფეროს და დახრილია ციური ეკვატორის მიმართ 63 ° კუთხით. გალაქტიკის ცენტრი მშვილდოსანშია, მაგრამ ის არ ჩანს ხილულ შუქზე გაზისა და მტვრის მუქი ნისლეულების გამო, რომლებიც შთანთქავენ ვარსკვლავურ შუქს.

ვარსკვლავის რადიუსის გამოთვლა მისი სიკაშკაშისა და ტემპერატურის მონაცემებიდან.

L - სიკაშკაშე (Lc = 1)

R - რადიუსი (Rc = 1)

T - ტემპერატურა (Tc = 6000)

ბილეთი #22

ვარსკვლავური მტევნები. ვარსკვლავთშორისი გარემოს ფიზიკური მდგომარეობა.

ვარსკვლავური მტევანი არის ვარსკვლავთა ჯგუფები, რომლებიც მდებარეობს ერთმანეთთან შედარებით ახლოს და დაკავშირებულია საერთო მოძრაობით სივრცეში. როგორც ჩანს, თითქმის ყველა ვარსკვლავი იბადება ჯგუფურად და არა ინდივიდუალურად. მაშასადამე, ვარსკვლავური მტევნები ძალიან გავრცელებული რამაა. ასტრონომებს უყვართ ვარსკვლავური გროვების შესწავლა, რადგან გროვის ყველა ვარსკვლავი წარმოიქმნება ჩვენგან დაახლოებით ერთსა და იმავე დროს და დაახლოებით ერთსა და იმავე მანძილზე. ასეთ ვარსკვლავებს შორის სიკაშკაშის ნებისმიერი შესამჩნევი განსხვავება ნამდვილი განსხვავებაა. განსაკუთრებით სასარგებლოა ვარსკვლავური გროვების შესწავლა მათი თვისებების მასაზე დამოკიდებულების თვალსაზრისით - ყოველივე ამის შემდეგ, ამ ვარსკვლავების ასაკი და დედამიწიდან მათი დაშორება დაახლოებით ერთნაირია, ისე რომ ისინი ერთმანეთისგან განსხვავდებიან მხოლოდ მათი მასა. არსებობს ორი ტიპის ვარსკვლავური გროვა: ღია და გლობულური. ღია მტევანში თითოეული ვარსკვლავი ცალ-ცალკე ჩანს, ისინი მეტ-ნაკლებად თანაბრად არიან განაწილებული ცის ზოგიერთ ნაწილზე. და გლობულური მტევნები, პირიქით, ჰგავს სფეროს, რომელიც იმდენად მჭიდროდ არის სავსე ვარსკვლავებით, რომ მის ცენტრში ცალკეული ვარსკვლავები არ განსხვავდება.

ღია გროვები შეიცავს 10-დან 1000-მდე ვარსკვლავს, ბევრად უფრო ახალგაზრდა, ვიდრე მოხუცები, ხოლო ყველაზე ძველი თითქმის 100 მილიონ წელს არ აღემატება. ფაქტია, რომ ძველ მტევნებში ვარსკვლავები თანდათან შორდებიან ერთმანეთს, სანამ ვარსკვლავთა ძირითად კომპლექტს არ შეერევა. მიუხედავად იმისა, რომ გრავიტაცია გარკვეულწილად აკავებს ღია მტევნებს, ისინი მაინც საკმაოდ მყიფეა და სხვა ობიექტის გრავიტაციას შეუძლია მათი დაშლა.

ღრუბლები, რომლებშიც ვარსკვლავები წარმოიქმნება, კონცენტრირებულია ჩვენი გალაქტიკის დისკზე და სწორედ იქ გვხვდება ღია ვარსკვლავური მტევნები.

ღია მტევნებისგან განსხვავებით, გლობულური მტევნები ვარსკვლავებით მჭიდროდ სავსე სფეროებია (100 ათასიდან 1 მილიონამდე). ტიპიური გლობულური გროვა არის 20-დან 400 სინათლის წლის დიამეტრით.

ამ გროვების მჭიდროდ შეფუთულ ცენტრებში ვარსკვლავები იმდენად ახლოს არიან ერთმანეთთან, რომ ორმხრივი გრავიტაცია აკავშირებს მათ ერთმანეთთან და ქმნის კომპაქტურ ორობით ვარსკვლავებს. ზოგჯერ ხდება ვარსკვლავების სრული შერწყმაც კი; ახლო მიდგომით, ვარსკვლავის გარე შრეები შეიძლება დაიშალოს და ცენტრალური ბირთვი გამოაშკარავდეს პირდაპირ დათვალიერებას. გლობულურ გროვებში ორმაგი ვარსკვლავები 100-ჯერ უფრო ხშირია, ვიდრე სხვაგან.

ჩვენი გალაქტიკის ირგვლივ ჩვენ ვიცით დაახლოებით 200 გლობულური ვარსკვლავური გროვა, რომლებიც განაწილებულია მთელ ჰალოში, რომელიც შეიცავს გალაქტიკას. ყველა ეს მტევანი ძალიან ძველია და ისინი გაჩნდნენ მეტ-ნაკლებად ერთდროულად გალაქტიკასთან ერთად. როგორც ჩანს, გროვები ჩამოყალიბდა, როდესაც ღრუბლის ნაწილები, საიდანაც გალაქტიკა შეიქმნა, მცირე ფრაგმენტებად გაიყო. გლობულური მტევნები არ განსხვავდებიან, რადგან მათში მყოფი ვარსკვლავები ძალიან მჭიდროდ დგანან და მათი ძლიერი ორმხრივი გრავიტაციული ძალები აკავშირებს გროვას მკვრივ ერთ მთლიანობაში.

ვარსკვლავებს შორის სივრცეში მდებარე ნივთიერებას (გაზს და მტვერს) ვარსკვლავთშორისი გარემო ეწოდება. მისი უმეტესი ნაწილი კონცენტრირებულია ირმის ნახტომის სპირალურ მკლავებში და შეადგენს მისი მასის 10%-ს. ზოგიერთ რაიონში მატერია შედარებით ცივია (100 K) და ვლინდება ინფრაწითელი გამოსხივებით. ასეთი ღრუბლები შეიცავს ნეიტრალურ წყალბადს, მოლეკულურ წყალბადს და სხვა რადიკალებს, რომელთა აღმოჩენა შესაძლებელია რადიოტელესკოპებით. მაღალი სიკაშკაშის ვარსკვლავების მახლობლად გაზის ტემპერატურამ შეიძლება მიაღწიოს 1000-10000 კ-ს, ხოლო წყალბადი იონიზირებულია.

ვარსკვლავთშორისი გარემო ძალზე იშვიათია (დაახლოებით 1 ატომი სმ3-ზე). თუმცა, მკვრივ ღრუბლებში ნივთიერების კონცენტრაცია შეიძლება იყოს საშუალოზე 1000-ჯერ მეტი. მაგრამ მკვრივ ღრუბელშიც კი კუბურ სანტიმეტრზე მხოლოდ რამდენიმე ასეული ატომია. მიზეზი, რის გამოც ჩვენ ჯერ კიდევ ვახერხებთ ვარსკვლავთშორის მატერიაზე დაკვირვებას, არის ის, რომ ვხედავთ მას სივრცის დიდ სისქეში. ნაწილაკების ზომებია 0,1 მიკრონი, ისინი შეიცავს ნახშირბადს და სილიკონს და ვარსკვლავთშორის გარემოში შედიან ცივი ვარსკვლავების ატმოსფეროდან სუპერნოვას აფეთქებების შედეგად. შედეგად მიღებული ნარევი ქმნის ახალ ვარსკვლავებს. ვარსკვლავთშორის გარემოს აქვს სუსტი მაგნიტური ველი და გაჟღენთილია კოსმოსური სხივების ნაკადებით.

ჩვენი მზის სისტემა მდებარეობს გალაქტიკის იმ რეგიონში, სადაც ვარსკვლავთშორისი მატერიის სიმკვრივე უჩვეულოდ დაბალია. ამ ტერიტორიას ეწოდება ლოკალური "ბუშტი"; ის ვრცელდება ყველა მიმართულებით დაახლოებით 300 სინათლის წლის განმავლობაში.

მზის კუთხური ზომების გამოთვლა სხვა პლანეტაზე მდებარე დამკვირვებლისთვის.

ბილეთი #23

გალაქტიკების ძირითადი ტიპები და მათი გამორჩეული თვისებები.

გალაქტიკებივარსკვლავების, მტვრისა და გაზის სისტემები, რომელთა საერთო მასა 1 მლნ-დან 10 ტრილიონამდეა. მზის მასები. გალაქტიკების ნამდვილი ბუნება საბოლოოდ ახსნა მხოლოდ 1920-იან წლებში. მწვავე დისკუსიების შემდეგ. ამ დრომდე, ტელესკოპით დაკვირვებისას, ისინი ნისლეულების მსგავსი სინათლის დიფუზურ ლაქებს ჰგავდნენ, მაგრამ მხოლოდ 2,5 მეტრიანი ამრეკლავი ტელესკოპის დახმარებით, რომელიც პირველად გამოიყენებოდა 1920-იან წლებში, იყო შესაძლებელი სურათების მიღება. ნისლეულების. ვარსკვლავები ანდრომედას ნისლეულში და ამტკიცებენ, რომ ეს გალაქტიკაა. იგივე ტელესკოპი გამოიყენა ჰაბლმა ანდრომედას ნისლეულში ცეფეიდების პერიოდების გასაზომად. ეს ცვლადი ვარსკვლავები საკმარისად კარგად იქნა შესწავლილი, რათა ზუსტად დადგინდეს მათი მანძილი. ანდრომედას ნისლეული დაახლ. 700 კპც, ე.ი. ის ჩვენი გალაქტიკის მიღმა დგას.

არსებობს რამდენიმე სახის გალაქტიკა, მათ შორის ძირითადია სპირალური და ელიფსური. გაკეთდა მცდელობები მათი კლასიფიკაციისთვის ანბანური და რიცხვითი სქემების გამოყენებით, როგორიცაა ჰაბლის კლასიფიკაცია, მაგრამ ზოგიერთი გალაქტიკა არ ჯდება ამ სქემებში, ამ შემთხვევაში მათ დაარქვეს ასტრონომების სახელი, რომლებმაც პირველად დაადგინეს ისინი (მაგალითად, სეიფერტი და მარკარიანი. გალაქტიკები), ან მიეცით კლასიფიკაციის სქემების ანბანური აღნიშვნები (მაგალითად, N ტიპის და cD ტიპის გალაქტიკები). გალაქტიკები, რომლებსაც არ აქვთ მკაფიო ფორმა, კლასიფიცირდება როგორც არარეგულარული. გალაქტიკების წარმოშობა და ევოლუცია ჯერ კიდევ ბოლომდე არ არის გასაგები. სპირალური გალაქტიკები საუკეთესოდ არის შესწავლილი. ეს მოიცავს ობიექტებს, რომლებსაც აქვთ ნათელი ბირთვი, საიდანაც გამოდის გაზის, მტვრის და ვარსკვლავების სპირალური მკლავები. სპირალური გალაქტიკების უმეტესობას აქვს 2 მკლავი, რომელიც გამოსხივებულია ბირთვის საპირისპირო მხრიდან. როგორც წესი, მათში ვარსკვლავები ახალგაზრდები არიან. ეს არის ნორმალური კოჭები. ასევე არის გადაკვეთილი სპირალები, რომლებსაც აქვთ ვარსკვლავების ცენტრალური ხიდი, რომელიც აკავშირებს ორი მკლავის შიდა ბოლოებს. სპირალს ეკუთვნის ჩვენი გ. თითქმის ყველა სპირალური G.-ის მასა 1-დან 300 მილიარდ მზის მასის დიაპაზონშია. სამყაროს ყველა გალაქტიკის დაახლოებით სამი მეოთხედია ელიფსური. მათ აქვთ ელიფსური ფორმა, მოკლებულია შესამჩნევი სპირალური სტრუქტურის. მათი ფორმა შეიძლება განსხვავდებოდეს თითქმის სფერულიდან სიგარის ფორმამდე. ისინი განსხვავდებიან ზომით, ჯუჯებიდან რამდენიმე მილიონი მზის მასის მქონე გიგანტებამდე, რომლის მასა 10 ტრილიონი მზის მასაა. ყველაზე დიდი ცნობილი CD ტიპის გალაქტიკები. მათ აქვთ დიდი ბირთვი, ან შესაძლოა რამდენიმე ბირთვი, რომელიც სწრაფად მოძრაობს ერთმანეთთან შედარებით. ხშირად ეს საკმაოდ ძლიერი რადიო წყაროებია. მარკარიანის გალაქტიკები აღმოაჩინა საბჭოთა ასტრონომმა ვენიამინ მარკარიანმა 1967 წელს. ისინი წარმოადგენენ რადიაციის ძლიერ წყაროს ულტრაიისფერი დიაპაზონში. გალაქტიკები N-ტიპიაქვს სუსტად მანათობელი ბირთვი ვარსკვლავის მსგავსი. ისინი ასევე ძლიერი რადიო წყაროებია და მოსალოდნელია, რომ გადაიქცევიან კვაზარებად. ფოტოზე სეიფერტის გალაქტიკები ჰგავს ჩვეულებრივ სპირალებს, მაგრამ ძალიან ნათელი ბირთვით და სპექტრით ფართო და ნათელი ემისიის ხაზებით, რაც მიუთითებს მათ ბირთვებში დიდი რაოდენობით სწრაფად მბრუნავი ცხელი გაზის არსებობაზე. გალაქტიკების ეს ტიპი აღმოაჩინა ამერიკელმა ასტრონომმა კარლ სეიფერტმა 1943 წელს. გალაქტიკებს, რომლებიც ოპტიკურად აკვირდებიან და ამავდროულად ძლიერი რადიო წყაროებია, რადიოგალაქტიკებს უწოდებენ. მათ შორისაა სეიფერტის გალაქტიკები, CD- და N ტიპის G. და ზოგიერთი კვაზარი. რადიოგალაქტიკების ენერგიის წარმოქმნის მექანიზმი ჯერ არ არის გასაგები.

პლანეტა სატურნის ხილვადობის პირობების დადგენა „სასკოლო ასტრონომიული კალენდრის“ მიხედვით.

ბილეთი #24

თანამედროვე იდეების საფუძვლები სამყაროს სტრუქტურისა და ევოლუციის შესახებ.

მე-20 საუკუნეში მიღწეული იქნა სამყაროს, როგორც ერთიანი მთლიანობის გაგება. პირველი მნიშვნელოვანი ნაბიჯი გადაიდგა 1920-იან წლებში, როდესაც მეცნიერები მივიდნენ დასკვნამდე, რომ ჩვენი გალაქტიკა - ირმის ნახტომი - მილიონობით გალაქტიკიდან ერთ-ერთია, მზე კი ირმის ნახტომის მილიონობით ვარსკვლავიდან. გალაქტიკების შემდგომმა შესწავლამ აჩვენა, რომ ისინი შორდებიან ირმის ნახტომს და რაც უფრო შორს არიან ისინი, მით უფრო დიდია ეს სიჩქარე (იზომება მისი სპექტრის წითელ გადაადგილებით). ამრიგად, ჩვენ ვცხოვრობთ გაფართოებული სამყარო.გალაქტიკების რეცესია აისახება ჰაბლის კანონში, რომლის მიხედვითაც გალაქტიკის წითელ გადაწევა პროპორციულია მასთან მანძილისა გარდა ამისა, ყველაზე დიდი მასშტაბით, ე.ი. გალაქტიკების სუპერგროვების დონეზე სამყაროს აქვს უჯრედული სტრუქტურა. თანამედროვე კოსმოლოგია (სამყაროს ევოლუციის დოქტრინა) ემყარება ორ პოსტულატს: სამყარო არის ერთგვაროვანი და იზოტროპული.

სამყაროს რამდენიმე მოდელი არსებობს.

აინშტაინ-დე სიტერის მოდელში სამყაროს გაფართოება გრძელდება განუსაზღვრელი ვადით; სტატიკურ მოდელში სამყარო არ ფართოვდება და არ ვითარდება; პულსირებულ სამყაროში გაფართოებისა და შეკუმშვის ციკლები მეორდება. თუმცა, სტატიკური მოდელი ყველაზე ნაკლებად სავარაუდოა; ამის საწინააღმდეგოდ არა მხოლოდ ჰაბლის კანონი საუბრობს, არამედ 1965 წელს აღმოჩენილი ფონის რელიქტური გამოსხივებაც (ანუ პირველადი გაფართოებული ცხელი ოთხგანზომილებიანი სფეროს გამოსხივება).

ზოგიერთი კოსმოლოგიური მოდელი დაფუძნებულია ქვემოთ მოყვანილ „ცხელი სამყაროს“ თეორიაზე.

ფრიდმანის აინშტაინის განტოლებების ამონახსნების შესაბამისად, 10–13 მილიარდი წლის წინ, დროის საწყის მომენტში, სამყაროს რადიუსი ნულის ტოლი იყო. სამყაროს მთელი ენერგია, მთელი მისი მასა კონცენტრირებული იყო ნულოვან მოცულობაში. ენერგიის სიმკვრივე უსასრულოა და მატერიის სიმკვრივეც უსასრულოა. ასეთ მდგომარეობას სინგულარული ეწოდება.

1946 წელს გეორგი გამოვმა და მისმა კოლეგებმა შეიმუშავეს ფიზიკური თეორია სამყაროს გაფართოების საწყისი ეტაპის შესახებ, ხსნიდნენ მასში ქიმიური ელემენტების არსებობას სინთეზით ძალიან მაღალ ტემპერატურასა და წნევაზე. ამიტომ, გაფართოების დასაწყისს გამოვის თეორიის მიხედვით „დიდი აფეთქება“ ეწოდა. გამოვის თანაავტორები იყვნენ R. Alfer და G. Bethe, ამიტომ ზოგჯერ ამ თეორიას უწოდებენ "α, β, γ-თეორიას".

სამყარო ფართოვდება უსასრულო სიმკვრივის მდგომარეობიდან. სინგულარულ მდგომარეობაში, ფიზიკის ჩვეულებრივი კანონები არ გამოიყენება. როგორც ჩანს, ყველა ფუნდამენტური ურთიერთქმედება ასეთ მაღალ ენერგიებზე არ განსხვავდება ერთმანეთისგან. და სამყაროს რომელი რადიუსიდან აქვს აზრი საუბარი ფიზიკის კანონების გამოყენებადობაზე? პასუხი არის პლანკის სიგრძიდან:

დროის t p = R p /c = 5*10 -44 s მომენტიდან დაწყებული (c არის სინათლის სიჩქარე, h არის პლანკის მუდმივი). სავარაუდოდ, ეს იყო t P-ის მეშვეობით, რომ გრავიტაციული ურთიერთქმედება დაშორდა დანარჩენებს. თეორიული გამოთვლების მიხედვით, პირველი 10-36 წმ-ის განმავლობაში, როდესაც სამყაროს ტემპერატურა 10 28 K-ზე მეტი იყო, ენერგია ერთეული მოცულობით რჩებოდა მუდმივი და სამყარო გაფართოვდა სინათლის სიჩქარეზე ბევრად მაღალი სიჩქარით. ეს ფაქტი არ ეწინააღმდეგება ფარდობითობის თეორიას, რადგან მატერია კი არ გაფართოვდა ასეთი სიჩქარით, არამედ თავად სივრცე. ევოლუციის ამ ეტაპს ე.წ ინფლაციური. კვანტური ფიზიკის თანამედროვე თეორიებიდან გამომდინარეობს, რომ ამ დროს ძლიერი ბირთვული ძალა გამოეყო ელექტრომაგნიტურ და სუსტ ძალებს. შედეგად გამოთავისუფლებული ენერგია იყო სამყაროს კატასტროფული გაფართოების მიზეზი, რომელიც დროის მცირე ინტერვალში 10 - 33 წამში გაიზარდა ატომის ზომიდან მზის სისტემის ზომამდე. ამავდროულად, ჩვენთვის ნაცნობი ელემენტარული ნაწილაკები და ანტინაწილაკების ოდნავ ნაკლები რაოდენობა გამოჩნდა. მატერია და გამოსხივება ჯერ კიდევ თერმოდინამიკურ წონასწორობაში იყო. ამ ეპოქას ე.წ რადიაციაევოლუციის ეტაპი. 5∙10 12 K ტემპერატურაზე სცენა რეკომბინაცია: თითქმის ყველა პროტონი და ნეიტრონი განადგურდა, გადაიქცევა ფოტონებად; დარჩა მხოლოდ ის, რისთვისაც არ იყო საკმარისი ანტინაწილაკები. ნაწილაკების საწყისი სიჭარბე ანტინაწილაკებზე არის მათი რიცხვის მემილიარდედი. სწორედ ამ „გადაჭარბებული“ მატერიისგან შედგება ძირითადად დაკვირვებადი სამყაროს სუბსტანცია. დიდი აფეთქებიდან რამდენიმე წამში სცენა დაიწყო პირველადი ნუკლეოსინთეზი, როდესაც წარმოიქმნა დეიტერიუმის და ჰელიუმის ბირთვები, რომელიც გაგრძელდა დაახლოებით სამი წუთის განმავლობაში; შემდეგ დაიწყო სამყაროს მშვიდი გაფართოება და გაგრილება.

აფეთქებიდან დაახლოებით მილიონი წლის შემდეგ, წონასწორობა მატერიასა და რადიაციას შორის დაირღვა, ატომებმა დაიწყეს წარმოქმნა თავისუფალი პროტონებიდან და ელექტრონებიდან და რადიაციამ დაიწყო მატერიაში გავლა, როგორც გამჭვირვალე გარემოში. სწორედ ამ გამოსხივებას ეწოდა რელიქტური, მისი ტემპერატურა იყო დაახლოებით 3000 კ. დღეისათვის დაფიქსირებულია ფონი 2,7 K ტემპერატურის მქონე რელიქტური ფონის გამოსხივება აღმოაჩინეს 1965 წელს. აღმოჩნდა უაღრესად იზოტროპული და თავისი არსებობით ადასტურებს ცხელი გაფართოებული სამყაროს მოდელს. შემდეგ პირველადი ნუკლეოსინთეზიმატერიამ დამოუკიდებლად დაიწყო ევოლუცია, მატერიის სიმკვრივის ცვალებადობის გამო, რომელიც ჩამოყალიბდა ჰაიზენბერგის გაურკვევლობის პრინციპის შესაბამისად ინფლაციურ ეტაპზე, გაჩნდა პროტოგალაქტიკები. იქ, სადაც სიმკვრივე ოდნავ აღემატებოდა საშუალოს, იქმნებოდა მიზიდულობის ცენტრები, უფრო და უფრო იშვიათდებოდა უფრო დაბალი სიმკვრივის მქონე რეგიონები, რადგან ნივთიერება ტოვებდა მათ უფრო მკვრივ რეგიონებში. ასე დაიყო პრაქტიკულად ერთგვაროვანი გარემო ცალკეულ პროტოგალაქტიკებად და მათ გროვებად და ასობით მილიონი წლის შემდეგ პირველი ვარსკვლავები გამოჩნდნენ.

კოსმოლოგიური მოდელები მივყავართ დასკვნამდე, რომ სამყაროს ბედი დამოკიდებულია მხოლოდ მატერიის საშუალო სიმკვრივეზე, რომელიც მას ავსებს. თუ ის გარკვეულ კრიტიკულ სიმკვრივეს ქვემოთაა, სამყაროს გაფართოება სამუდამოდ გაგრძელდება. ამ ვარიანტს ეწოდება "ღია სამყარო". განვითარების მსგავსი სცენარი ელის ბრტყელ სამყაროს, როდესაც სიმკვრივე კრიტიკულია. წლების განმავლობაში, ვარსკვლავებში არსებული მთელი მატერია დაიწვება და გალაქტიკები სიბნელეში ჩაიძირებიან. დარჩებიან მხოლოდ პლანეტები, თეთრი და ყავისფერი ჯუჯები და მათ შორის შეჯახება უკიდურესად იშვიათი იქნება.

თუმცა, ამ შემთხვევაშიც კი მეტაგალაქტიკა არ არის მარადიული. თუ ურთიერთქმედებების დიდი გაერთიანების თეორია სწორია, 10 40 წელიწადში პროტონები და ნეიტრონები, რომლებიც ქმნიან ყოფილ ვარსკვლავებს, დაიშლება. დაახლოებით 10100 წლის შემდეგ გიგანტური შავი ხვრელები აორთქლდება. ჩვენს სამყაროში დარჩება მხოლოდ ელექტრონები, ნეიტრინოები და ფოტონები, რომლებიც გამოყოფილია დიდი მანძილით. გარკვეული გაგებით, ეს იქნება დროის დასასრული.

თუ სამყაროს სიმკვრივე ძალიან მაღალი აღმოჩნდება, მაშინ ჩვენი სამყარო დახურულია და ადრე თუ გვიან გაფართოებას კატასტროფული შეკუმშვით შეცვლის. სამყარო თავის სიცოცხლეს, გარკვეული გაგებით, გრავიტაციული კოლაფსით დაასრულებს, რაც კიდევ უფრო უარესია.

ვარსკვლავამდე მანძილის გამოთვლა ცნობილი პარალაქსიდან.

1. სირიუსი, მზე, ალგოლი, ალფა კენტაური, ალბირეო. იპოვეთ დამატებითი ობიექტი ამ სიაში და აუხსენით თქვენი გადაწყვეტილება. გადაწყვეტილება:მეორე ობიექტი არის მზე. ყველა სხვა ვარსკვლავი არის ორობითი ან მრავალჯერადი. ასევე შეიძლება აღინიშნოს, რომ მზე ერთადერთი ვარსკვლავია სიაში, რომლის ირგვლივ პლანეტები აღმოაჩინეს. 2. შეაფასეთ ატმოსფერული წნევა მარსის ზედაპირთან, თუ ცნობილია, რომ მისი ატმოსფეროს მასა 300-ჯერ ნაკლებია დედამიწის ატმოსფეროს მასაზე, ხოლო მარსის რადიუსი დაახლოებით 2-ჯერ ნაკლებია დედამიწის რადიუსზე. გადაწყვეტილება:მარტივი, მაგრამ საკმაოდ ზუსტი შეფასება შეიძლება მივიღოთ, თუ ვივარაუდებთ, რომ მარსის მთელი ატმოსფერო თავმოყრილია მუდმივი სიმკვრივის ზედაპირულ ფენაში, რომელიც ტოლია ზედაპირზე არსებული სიმკვრივის. შემდეგ წნევა შეიძლება გამოითვალოს ცნობილი ფორმულის გამოყენებით, სადაც არის ატმოსფეროს სიმკვრივე მარსის ზედაპირთან ახლოს, არის ზედაპირზე თავისუფალი ვარდნის აჩქარება, არის ასეთი ერთგვაროვანი ატმოსფეროს სიმაღლე. ასეთი ატმოსფერო საკმაოდ თხელი აღმოჩნდება, ამიტომ სიმაღლის ცვლილება შეიძლება უგულებელყო. ამავე მიზეზით, ატმოსფეროს მასა შეიძლება წარმოდგენილი იყოს როგორც პლანეტის რადიუსი. ვინაიდან სად არის პლანეტის მასა, არის მისი რადიუსი, არის გრავიტაციული მუდმივი, წნევის გამოთქმა შეიძლება დაიწეროს როგორც თანაფარდობა პლანეტის სიმკვრივის პროპორციული, ამიტომ ზედაპირზე წნევა პროპორციულია . ცხადია, იგივე მსჯელობა შეიძლება გამოვიყენოთ დედამიწაზეც. ვინაიდან დედამიწისა და მარსის საშუალო სიმკვრივეები - ორი ხმელეთის პლანეტა - ახლოსაა, პლანეტის საშუალო სიმკვრივეზე დამოკიდებულება შეიძლება უგულებელყო. მარსის რადიუსი დაახლოებით 2-ჯერ ნაკლებია დედამიწის რადიუსზე, ამიტომ მარსის ზედაპირზე ატმოსფერული წნევა შეიძლება შეფასდეს როგორც დედამიწის, ე.ი. დაახლოებით kPa (სინამდვილეში ეს არის დაახლოებით kPa). 3. ცნობილია, რომ დედამიწის ბრუნვის კუთხური სიჩქარე მისი ღერძის გარშემო დროთა განმავლობაში მცირდება. რატომ? გადაწყვეტილება:მთვარის და მზის ტალღების არსებობის გამო (ოკეანეში, ატმოსფეროში და ლითოსფეროში). მოქცევის კეხი მოძრაობს დედამიწის ზედაპირის გასწვრივ მისი ღერძის გარშემო ბრუნვის მიმართულების საპირისპირო მიმართულებით. ვინაიდან დედამიწის ზედაპირზე მოქცევის კეხის მოძრაობა შეუძლებელია ხახუნის გარეშე, მოქცევის კეხი ანელებს დედამიწის ბრუნვას. 4. სად არის 21 მარტის დღე უფრო გრძელი: პეტერბურგში თუ მაგადანში? რატომ? მაგადანის გრძედი არის. გადაწყვეტილება:დღის ხანგრძლივობა განისაზღვრება მზის საშუალო დახრილობით დღის განმავლობაში. დაახლოებით 21 მარტს, მზის დახრილობა დროთა განმავლობაში იზრდება, ამიტომ დღე უფრო გრძელი იქნება, სადაც 21 მარტი მოგვიანებით მოვა. მაგადანი პეტერბურგის აღმოსავლეთით მდებარეობს, ამიტომ 21 მარტს სანქტ-პეტერბურგში დღის ხანგრძლივობა უფრო გრძელი იქნება. 5. M87 გალაქტიკის ბირთვში არის შავი ხვრელი მზის მასის მასით. იპოვეთ შავი ხვრელის გრავიტაციული რადიუსი (დაშორება ცენტრიდან, სადაც მეორე კოსმოსური სიჩქარე უდრის სინათლის სიჩქარეს) და მატერიის საშუალო სიმკვრივე გრავიტაციულ რადიუსში. გადაწყვეტილება:მეორე კოსმოსური სიჩქარე (ის ასევე არის გაქცევის სიჩქარე ან პარაბოლური სიჩქარე) ნებისმიერი კოსმოსური სხეულისთვის შეიძლება გამოითვალოს ფორმულით: სადაც

ინფორმაციის ზღვიდან, რომელშიც ვიძირებით, გარდა თვითგანადგურებისა, სხვა გამოსავალია. საკმარისად ფართო გონების მქონე ექსპერტებს შეუძლიათ შექმნან განახლებული შეჯამებები ან შეჯამებები, რომლებიც მოკლედ აჯამებენ ძირითად ფაქტებს მოცემული სფეროდან. წარმოგიდგენთ სერგეი პოპოვის მცდელობას შექმნას ასტროფიზიკის შესახებ ყველაზე მნიშვნელოვანი ინფორმაციის ასეთი კრებული.

ს.პოპოვი. ფოტო I. Yarovaya

პოპულარული რწმენის საწინააღმდეგოდ, ასტრონომიის სასკოლო სწავლება არც სსრკ-ში იყო შესაბამისი. ოფიციალურად საგანი სასწავლო გეგმაში იყო, მაგრამ რეალურად ასტრონომია ყველა სკოლაში არ ისწავლებოდა. ხშირად, მაშინაც კი, თუ გაკვეთილები ტარდებოდა, მასწავლებლები იყენებდნენ მათ დამატებითი გაკვეთილებისთვის ძირითად საგნებში (ძირითადად ფიზიკა). და ძალიან იშვიათ შემთხვევებში, სწავლება იყო საკმარისი ხარისხის იმისთვის, რომ სკოლის მოსწავლეებს შორის სამყაროს ადეკვატური სურათის ჩამოყალიბებისთვის დრო გვქონდეს. გარდა ამისა, ასტროფიზიკა იყო ერთ-ერთი ყველაზე სწრაფად განვითარებადი მეცნიერება ბოლო ათწლეულების განმავლობაში; ასტროფიზიკის ცოდნა, რომელიც მოზარდებმა მიიღეს სკოლაში 30-40 წლის წინ, საგრძნობლად მოძველებულია. ვამატებთ, რომ ახლა სკოლებში ასტრონომია თითქმის საერთოდ არ არის. შედეგად, უმეტესწილად, ადამიანებს აქვთ საკმაოდ ბუნდოვანი წარმოდგენა იმის შესახებ, თუ როგორ მუშაობს სამყარო მზის სისტემის პლანეტების ორბიტებზე უფრო დიდი მასშტაბით.

სპირალური გალაქტიკა NGC 4414

გალაქტიკების გროვა თანავარსკვლავედის კომა-ბერენიკესში

პლანეტა ვარსკვლავი Fomalhaut-ის გარშემო

ასეთ ვითარებაში, ვფიქრობ, გონივრული იქნება „ასტრონომიის ძალიან მოკლე კურსის“ გაკეთება. ანუ გამოკვეთოს ძირითადი ფაქტები, რომლებიც ქმნიან მსოფლიოს თანამედროვე ასტრონომიული სურათის საფუძველს. რა თქმა უნდა, სხვადასხვა სპეციალისტს შეუძლია აირჩიოს ძირითადი ცნებებისა და ფენომენების ოდნავ განსხვავებული ნაკრები. მაგრამ კარგია, თუ არსებობს რამდენიმე კარგი ვერსია. მნიშვნელოვანია, რომ ყველაფერი შეიძლება ითქვას ერთ ლექციაში ან მოთავსდეს ერთ პატარა სტატიაში. შემდეგ კი დაინტერესებულებს შეეძლებათ ცოდნის გაფართოება და გაღრმავება.

მე ჩემს თავს დავალება დავდე, შემექმნა ასტროფიზიკის ყველაზე მნიშვნელოვანი ცნებებისა და ფაქტების ნაკრები, რომელიც მოერგებოდა ერთ სტანდარტულ A4 გვერდზე (დაახლოებით 3000 სიმბოლო სივრცეებით). ამავდროულად, რა თქმა უნდა, ვარაუდობენ, რომ ადამიანმა იცის, რომ დედამიწა ბრუნავს მზის გარშემო, ესმის რატომ ხდება დაბნელება და სეზონების შეცვლა. ანუ აბსოლუტურად „ბავშვური“ ფაქტები ჩამონათვალში არ შედის.

ვარსკვლავთწარმომქმნელი რეგიონი NGC 3603

პლანეტარული ნისლეული NGC 6543

სუპერნოვას ნარჩენი კასიოპია ა

პრაქტიკამ აჩვენა, რომ ყველაფერი, რაც სიაშია, შეიძლება ითქვას დაახლოებით ერთსაათიან ლექციაზე (ან სკოლაში რამდენიმე გაკვეთილზე, კითხვებზე პასუხების გათვალისწინებით). რა თქმა უნდა, საათნახევარში შეუძლებელია სამყაროს სტრუქტურის სტაბილური სურათის ჩამოყალიბება. თუმცა, პირველი ნაბიჯი უნდა გადაიდგას და აქ უნდა დაგვეხმაროს ასეთი „კვლევა დიდი შტრიხებით“, რომელშიც აღბეჭდილია ყველა ის ძირითადი პუნქტი, რომელიც ავლენს სამყაროს სტრუქტურის ძირითად თვისებებს.

ყველა სურათი გადაღებულია ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპით და გადაღებულია http://heritage.stsci.edu-დან და http://hubble.nasa.gov-დან.

1. მზე არის ჩვეულებრივი ვარსკვლავი (ერთი დაახლოებით 200-400 მილიარდიდან) ჩვენი გალაქტიკის გარეუბანში - ვარსკვლავებისა და მათი ნარჩენების სისტემა, ვარსკვლავთშორისი გაზი, მტვერი და ბნელი მატერია. გალაქტიკაში ვარსკვლავებს შორის მანძილი ჩვეულებრივ რამდენიმე სინათლის წელია.

2. მზის სისტემა ვრცელდება პლუტონის ორბიტის მიღმა და მთავრდება იქ, სადაც მზის გრავიტაციული გავლენა ახლომდებარე ვარსკვლავებთან შედარებით.

3. ვარსკვლავები დღესაც აგრძელებენ ფორმირებას ვარსკვლავთშორისი გაზისა და მტვრისგან. სიცოცხლის განმავლობაში და ბოლოს, ვარსკვლავები თავიანთი მატერიის ნაწილს, სინთეზირებული ელემენტებით გამდიდრებულს, ვარსკვლავთშორის სივრცეში ყრიან. ასე იცვლება დღეს სამყაროს ქიმიური შემადგენლობა.

4. მზე ვითარდება. მისი ასაკი 5 მილიარდ წელზე ნაკლებია. დაახლოებით 5 მილიარდ წელიწადში მას ბირთვში წყალბადი ამოიწურება. მზე გახდება წითელი გიგანტი, შემდეგ კი თეთრი ჯუჯა. მასიური ვარსკვლავები სიცოცხლის ბოლოს ფეთქდებიან და ტოვებენ ნეიტრონულ ვარსკვლავს ან შავ ხვრელს.

5. ჩვენი გალაქტიკა ერთ-ერთი ასეთი სისტემაა. სამყაროს ხილულ ნაწილში დაახლოებით 100 მილიარდი დიდი გალაქტიკაა. ისინი გარშემორტყმულია პატარა თანამგზავრებით. გალაქტიკა დაახლოებით 100000 სინათლის წლისაა. უახლოესი დიდი გალაქტიკა ჩვენგან დაახლოებით 2,5 მილიონი სინათლის წლისაა.

6. პლანეტები არსებობს არა მხოლოდ მზის გარშემო, არამედ სხვა ვარსკვლავების ირგვლივაც, მათ ეგზოპლანეტებს უწოდებენ. პლანეტარული სისტემები არ არის მსგავსი. ჩვენ ახლა ვიცით 1000-ზე მეტი ეგზოპლანეტა. როგორც ჩანს, ბევრ ვარსკვლავს აქვს პლანეტები, მაგრამ მხოლოდ მცირე ნაწილი შეიძლება იყოს შესაფერისი სიცოცხლისთვის.

7. სამყაროს, როგორც ჩვენ ვიცით, აქვს სასრული ასაკი 14 მილიარდ წლამდე. თავიდან მატერია ძალიან მკვრივ და ცხელ მდგომარეობაში იყო. ჩვეულებრივი ნივთიერების ნაწილაკები (პროტონები, ნეიტრონები, ელექტრონები) არ არსებობდა. სამყარო ფართოვდება, ვითარდება. მკვრივი ცხელი მდგომარეობიდან გაფართოების დროს სამყარო გაცივდა და გახდა ნაკლებად მკვრივი, გაჩნდა ჩვეულებრივი ნაწილაკები. შემდეგ იყო ვარსკვლავები, გალაქტიკები.

8. სინათლის სიჩქარის სასრულობისა და დაკვირვებადი სამყაროს სასრული ასაკის გამო დაკვირვებისთვის ჩვენთვის ხელმისაწვდომია სივრცის მხოლოდ სასრული რეგიონი, მაგრამ ფიზიკური სამყარო ამ საზღვარზე არ მთავრდება. დიდ დისტანციებზე, სინათლის სიჩქარის სასრულობის გამო, ჩვენ ვხედავთ ობიექტებს ისე, როგორც ისინი იყვნენ შორეულ წარსულში.

9. ქიმიური ელემენტების უმეტესობა, რომლებსაც ცხოვრებაში ვხვდებით (და რომელთაგანაც ჩვენ ვართ შექმნილნი) წარმოიშვა ვარსკვლავებში მათი სიცოცხლის განმავლობაში თერმობირთვული რეაქციების შედეგად, ან მასიური ვარსკვლავების სიცოცხლის ბოლო ეტაპებზე - სუპერნოვას აფეთქებებში. ვარსკვლავების წარმოქმნამდე ჩვეულებრივი მატერია ძირითადად წყალბადის (ყველაზე გავრცელებული ელემენტი) და ჰელიუმის სახით არსებობდა.

10. ჩვეულებრივი მატერია სამყაროს მთლიანი სიმკვრივის მხოლოდ რამდენიმე პროცენტს შეადგენს. სამყაროს სიმკვრივის დაახლოებით მეოთხედი ბნელ მატერიასთან ასოცირდება. იგი შედგება ნაწილაკებისგან, რომლებიც სუსტად ურთიერთქმედებენ ერთმანეთთან და ჩვეულებრივ მატერიასთან. ჯერჯერობით, ჩვენ მხოლოდ ბნელი მატერიის გრავიტაციულ მოქმედებას ვაკვირდებით. სამყაროს სიმკვრივის დაახლოებით 70 პროცენტი დაკავშირებულია ბნელ ენერგიასთან. ამის გამო სამყაროს გაფართოება უფრო და უფრო სწრაფად მიმდინარეობს. ბნელი ენერგიის ბუნება გაურკვეველია.

1.2 ზოგიერთი მნიშვნელოვანი ცნება და ფორმულა ზოგადი ასტრონომიიდან

სანამ გავაგრძელებთ დაბნელებული ცვლადი ვარსკვლავების აღწერას, რომელსაც ეს ნაშრომი ეძღვნება, განვიხილავთ რამდენიმე ძირითად კონცეფციას, რომელიც დაგვჭირდება შემდეგში.

ციური სხეულის ვარსკვლავის სიდიდე არის ასტრონომიაში მიღებული მისი ბრწყინვალების საზომი. ბრჭყვიალა არის დამკვირვებლისკენ მიმავალი სინათლის ინტენსივობა ან გამოსხივების მიმღებზე შექმნილი განათება (თვალი, ფოტოგრაფიული ფირფიტა, ფოტოგამრავლება და ა.შ.) ბრჭყვიალა უკუპროპორციულია წყაროსა და დამკვირვებლის გამყოფი მანძილის კვადრატის.

სიდიდე m და სიკაშკაშე E დაკავშირებულია ფორმულით:

ამ ფორმულაში E i არის m i -th სიდიდის ვარსკვლავის სიკაშკაშე, E k არის m k -th სიდიდის ვარსკვლავის სიკაშკაშე. ამ ფორმულის გამოყენებით ადვილია იმის დანახვა, რომ პირველი სიდიდის ვარსკვლავები (1 მ) უფრო კაშკაშაა, ვიდრე მეექვსე სიდიდის ვარსკვლავები (6 მ), რომლებიც შეუიარაღებელი თვალის ხილვადობის ზღვარზე ზუსტად 100-ჯერ ჩანს. . სწორედ ამ გარემოებამ საფუძველი ჩაუყარა ვარსკვლავური სიდიდეების სკალის აგებას.

(1) ფორმულის ლოგარითმის გათვალისწინებით და იმის გათვალისწინებით, რომ lg 2.512 = 0.4, მივიღებთ:

, (1.2)

(1.3)

ბოლო ფორმულა აჩვენებს, რომ სიდიდის სხვაობა პირდაპირპროპორციულია სიდიდის თანაფარდობის ლოგარითმისა. მინუს ნიშანი ამ ფორმულაში მიუთითებს, რომ ვარსკვლავის სიდიდე იზრდება (მცირდება) სიკაშკაშის შემცირებით (ზრდით). ვარსკვლავური სიდიდეების სხვაობა შეიძლება გამოიხატოს არა მხოლოდ მთელი, არამედ წილადი რიცხვის სახითაც. მაღალი სიზუსტის ფოტოელექტრული ფოტომეტრების დახმარებით შესაძლებელია ვარსკვლავთა სიდიდეების სხვაობის დადგენა 0,001 მ-მდე სიზუსტით. გამოცდილი დამკვირვებლის ვიზუალური (თვალის) შეფასებების სიზუსტე დაახლოებით 0,05 მ-ია.

უნდა აღინიშნოს, რომ ფორმულა (3) საშუალებას გაძლევთ გამოთვალოთ არა ვარსკვლავური სიდიდეები, არამედ მათი განსხვავებები. ვარსკვლავური სიდიდეების სკალის ასაგებად, თქვენ უნდა აირჩიოთ ამ მასშტაბის რაიმე ნულოვანი წერტილი (საცნობარო წერტილი). დაახლოებით ასეთ ნულოვან წერტილად, ნულოვანი სიდიდის ვარსკვლავად შეიძლება ჩაითვალოს ვეგა (ლირა). არის ვარსკვლავები, რომლებსაც აქვთ უარყოფითი სიდიდეები. მაგალითად, სირიუსი (Canis Major) არის ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი დედამიწის ცაზე და აქვს -1,46 მ სიდიდე.

თვალით შეფასებული ვარსკვლავის ბრწყინვალებას ვიზუალი ეწოდება. იგი შეესაბამება ვარსკვლავის სიდიდეს, რომელიც აღინიშნება m u-ით. ან მ ვიზა. . ვარსკვლავების ბრწყინვალებას, რომელიც შეფასებულია მათი გამოსახულების დიამეტრით და ფოტოგრაფიულ ფირფიტაზე გაშავების ხარისხით (ფოტოგრაფიული ეფექტი), ეწოდება ფოტოგრაფიულს. იგი შეესაბამება ფოტოგრაფიულ სიდიდეს m pg ან m phot. განსხვავება C \u003d m pg - m ph, ვარსკვლავის ფერიდან გამომდინარე, ეწოდება ფერის ინდექსს.

არსებობს რამდენიმე პირობითად მიღებული სიდიდეების სისტემა, რომელთაგან ყველაზე ფართოდ გამოიყენება U, B და V სიდიდის სისტემები. ასო U აღნიშნავს ულტრაიისფერ სიდიდეებს, B ლურჯია (ფოტოგრაფიულთან ახლოს), V არის ყვითელი (ვიზუალთან ახლოს). შესაბამისად, განისაზღვრება ორი ფერის ინდექსი: U - B და B - V, რომლებიც ნულის ტოლია სუფთა თეთრი ვარსკვლავებისთვის.

თეორიული ინფორმაცია ცვლადი ვარსკვლავების დაბნელების შესახებ

2.1 დაბნელებული ცვლადი ვარსკვლავების აღმოჩენისა და კლასიფიკაციის ისტორია

პირველი დაბნელებული ცვლადი ვარსკვლავი ალგოლი (b Perseus) აღმოაჩინეს 1669 წელს. იტალიელი მათემატიკოსი და ასტრონომი მონტანარი. იგი პირველად გამოიკვლია მე -18 საუკუნის ბოლოს. ინგლისელი მოყვარული ასტრონომი ჯონ გუდრიკი. გაირკვა, რომ ერთი ვარსკვლავი b პერსევსი, რომელიც შეუიარაღებელი თვალით ჩანს, სინამდვილეში არის მრავალჯერადი სისტემა, რომელიც არ არის გამოყოფილი ტელესკოპური დაკვირვებითაც კი. სისტემაში შემავალი ორი ვარსკვლავი ბრუნავს საერთო მასის ცენტრის გარშემო 2 დღეში 20 საათსა და 49 წუთში. დროის გარკვეულ მომენტებში სისტემაში შემავალი ვარსკვლავი ხურავს მეორეს დამკვირვებლისგან, რაც იწვევს სისტემის მთლიანი სიკაშკაშის დროებით შესუსტებას.

ალგოლის სინათლის მრუდი ნაჩვენებია ნახ. ერთი

ეს გრაფიკი ეფუძნება ზუსტ ფოტოელექტრიკულ დაკვირვებებს. შესამჩნევია ორი სიკაშკაშის გაქრობა: ღრმა პირველადი მინიმუმი - მთავარი დაბნელება (ნათელი კომპონენტი იმალება სუსტის უკან) და სიკაშკაშის მცირე კლება - მეორადი მინიმუმი, როდესაც უფრო კაშკაშა კომპონენტი აჭარბებს სუსტს.

ეს ფენომენი მეორდება 2,8674 დღის შემდეგ (ან 2 დღე 20 საათი 49 წუთი).

სიკაშკაშის ცვლილებების გრაფიკიდან (ნახ. 1) ჩანს, რომ ძირითადი მინიმუმის მიღწევისთანავე (სიკაშკაშის ყველაზე დაბალი მნიშვნელობა) ალგოლი იწყებს აწევას. ეს ნიშნავს, რომ ნაწილობრივი დაბნელება ხდება. ზოგიერთ შემთხვევაში შეიძლება შეინიშნოს სრული დაბნელებაც, რომელიც ხასიათდება ცვლადის სიკაშკაშის მინიმალური მნიშვნელობის ძირითად მინიმუმში გარკვეული პერიოდის განმავლობაში. მაგალითად, დაბნელებულ ცვლად ვარსკვლავს U Cephei, რომელიც ხელმისაწვდომია ძლიერი ბინოკლებითა და სამოყვარულო ტელესკოპებით დაკვირვებისთვის, აქვს საერთო ფაზის ხანგრძლივობა დაახლოებით 6 საათი ძირითადი მინიმუმით.

ალგოლის სიკაშკაშის ცვლილებების გრაფიკის გულდასმით შესწავლით, შეგიძლიათ იპოვოთ, რომ მთავარ და მეორად მინიმუმებს შორის, ვარსკვლავის სიკაშკაშე არ რჩება მუდმივი, როგორც ეს ერთი შეხედვით შეიძლება ჩანდეს, მაგრამ ოდნავ იცვლება. ეს ფენომენი შეიძლება აიხსნას შემდეგნაირად. დაბნელების გარეთ ორობითი სისტემის ორივე კომპონენტის სინათლე დედამიწამდე აღწევს. მაგრამ ორივე კომპონენტი ერთმანეთთან ახლოსაა. მაშასადამე, უფრო სუსტი კომპონენტი (ხშირად უფრო დიდი ზომის), ნათელი კომპონენტით განათებული, აფანტავს მასზე გამოსხივებას. აშკარაა, რომ გაფანტული გამოსხივების უდიდესი რაოდენობა დედამიწის დამკვირვებელს მიაღწევს იმ მომენტში, როდესაც სუსტი კომპონენტი განლაგებულია ნათელის უკან, ე.ი. მეორადი მინიმუმის მომენტთან ახლოს (თეორიულად, ეს უნდა მოხდეს დაუყოვნებლივ მეორადი მინიმუმის მომენტში, მაგრამ სისტემის მთლიანი სიკაშკაშე მკვეთრად მცირდება იმის გამო, რომ ერთ-ერთი კომპონენტი დაბნელებულია).

ამ ეფექტს ეწოდება რემისიის ეფექტი. გრაფიკზე ის ვლინდება, როგორც სისტემის მთლიანი სიკაშკაშის თანდათანობითი მატება მეორად მინიმუმთან მიახლოებისას და სიკაშკაშის შემცირება, რაც სიმეტრიულია მის ზრდასთან შედარებით მეორად მინიმუმთან.

1874 წელს გუდრიკმა აღმოაჩინა მეორე დაბნელებული ცვლადი ვარსკვლავი - b ლირა. ის შედარებით ნელა იცვლის სიკაშკაშეს 12 დღე 21 საათი 56 წუთი (12.914 დღე). ალგოლისგან განსხვავებით, სინათლის მრუდი უფრო გლუვი ფორმაა. (ნახ.2) ეს გამოწვეულია კომპონენტების ერთმანეთთან სიახლოვით.

მოქცევის ძალები, რომლებიც წარმოიქმნება სისტემაში, იწვევს ორივე ვარსკვლავის გაჭიმვას მათი ცენტრების დამაკავშირებელი ხაზის გასწვრივ. კომპონენტები აღარ არის სფერული, არამედ ელიფსოიდური. ორბიტალური მოძრაობის დროს კომპონენტების დისკები, რომლებსაც აქვთ ელიფსური ფორმა, შეუფერხებლად იცვლებიან თავიანთ არეალს, რაც იწვევს სისტემის სიკაშკაშის უწყვეტ ცვლილებას დაბნელების გარეთაც კი.

1903 წელს აღმოჩენილია დაბნელების ცვლადი W Ursa Major, რომელშიც რევოლუციის პერიოდი დაახლოებით 8 საათია (0,3336834 დღე). ამ დროის განმავლობაში შეინიშნება თანაბარი ან თითქმის თანაბარი სიღრმის ორი მინიმუმი (ნახ. 3). ვარსკვლავის სინათლის მრუდის შესწავლა აჩვენებს, რომ კომპონენტები თითქმის თანაბარია ზომით და თითქმის ეხებიან ზედაპირებს.

გარდა ისეთი ვარსკვლავებისა, როგორიცაა ალგოლი, ბ ლირა და დიდი ურსო, არის უფრო იშვიათი ობიექტები, რომლებიც ასევე კლასიფიცირდება როგორც დაბნელებული ცვლადი ვარსკვლავები. ეს არის ელიფსოიდური ვარსკვლავები, რომლებიც ბრუნავენ ღერძის გარშემო. დისკის არეალის ცვლილება იწვევს სიკაშკაშის მცირე ცვლილებებს.

წყალბადი, ხოლო ვარსკვლავებს, რომელთა ტემპერატურაა დაახლოებით 6 ათასი K. აქვთ იონიზებული კალციუმის ხაზები, რომლებიც განლაგებულია სპექტრის ხილული და ულტრაიისფერი ნაწილების საზღვარზე. გაითვალისწინეთ, რომ ამ ტიპის I-ს აქვს ჩვენი მზის სპექტრი. ვარსკვლავების სპექტრების თანმიმდევრობა, რომელიც მიღებულია მათი ზედაპირის ფენების ტემპერატურის მუდმივი ცვლილებით, აღინიშნება შემდეგი ასოებით: O, B, A, F, G, K, M, ყველაზე ცხელიდან ...

არ შეინიშნება ხაზები (სატელიტის სპექტრის სისუსტის გამო), მაგრამ მთავარი ვარსკვლავის სპექტრის ხაზები ისევე იცვლებიან, როგორც პირველ შემთხვევაში. სპექტროსკოპიული ორობითი ვარსკვლავების სპექტრებში მომხდარი ცვლილებების პერიოდები, რომლებიც, ცხადია, ასევე მათი ბრუნვის პერიოდებია, საკმაოდ განსხვავებულია. ცნობილ პერიოდებს შორის ყველაზე მოკლეა 2,4 საათი (გრ მცირე ურსი), ხოლო ყველაზე გრძელი - ათობით წელი. ამისთვის...