1. A resolução teórica do telescópio:

Onde λ - o comprimento médio da onda de luz (5,5 10 -7 m), Dé o diâmetro da objetiva do telescópio, ou , onde Dé o diâmetro da objetiva do telescópio em milímetros.

2. Ampliação do telescópio:

Onde Fé a distância focal da lente, fé a distância focal da ocular.

3. A altura das luminárias no clímax:

a altura dos luminares no clímax superior, culminando ao sul do zênite ( d < j):

, Onde j- latitude do local de observação, d- declinação da estrela;

a altura dos luminares no clímax superior, culminando ao norte do zênite ( d > j):

, Onde j- latitude do local de observação, d- declinação da estrela;

a altura das luminárias no clímax inferior:

, Onde j- latitude do local de observação, d- declinação da luminária.

4. Refração astronômica:

Fórmula aproximada para calcular o ângulo de refração, expresso em segundos de arco (a uma temperatura de +10°C e uma pressão atmosférica de 760 mmHg):

, Onde zé a distância zenital da estrela (para z<70°).

tempo sideral:

Onde uma- a ascensão reta de um luminar, té o seu ângulo horário;

hora solar média (hora média local):

T m = T  + h, Onde T- hora solar verdadeira, hé a equação do tempo;

hora mundial:

Onde l é a longitude do ponto com tempo médio local T m , expresso em horas, T 0 - hora universal neste momento;

horário padrão:

Onde T 0 - hora universal; n– número do fuso horário (para Greenwich n=0, para Moscou n=2, para Krasnoyarsk n=6);

tempo de maternidade:

ou

6. Fórmulas que relacionam o período sideral (estelar) da revolução do planeta T com o período sinódico de sua circulação S:

para planetas superiores:

para os planetas inferiores:

, Onde TÅ é o período sideral da revolução da Terra em torno do Sol.

7. Terceira lei de Kepler:

, Onde T 1 e T 2- períodos de rotação dos planetas, uma 1 e uma 2 são os principais semi-eixos de sua órbita.

8. Lei da gravidade:

Onde m 1 e m2 são as massas dos pontos materiais atraídos, r- a distância entre eles, Gé a constante gravitacional.

9. Terceira lei generalizada de Kepler:

, Onde m 1 e m2 são as massas de dois corpos mutuamente atraídos, ré a distância entre seus centros, Té o período de revolução desses corpos em torno de um centro de massa comum, Gé a constante gravitacional;

para o sistema Sol e dois planetas:

, Onde T 1 e T 2- períodos siderais (estelares) de revolução planetária, Mé a massa do sol, m 1 e m2 são as massas dos planetas, uma 1 e uma 2 - semi-eixos maiores das órbitas dos planetas;

para sistemas Sol e planeta, planeta e satélite:

, Onde Mé a massa do Sol; m 1 é a massa do planeta; m 2 é a massa do satélite do planeta; T 1 e um 1- o período de revolução do planeta em torno do Sol e o semi-eixo maior de sua órbita; T 2 e um 2é o período orbital do satélite ao redor do planeta e o semi-eixo maior de sua órbita;

no M >> m 1, e m 1 >> m 2 ,

10. Velocidade linear do corpo em órbita parabólica (velocidade parabólica):

, Onde G Mé a massa do corpo central, ré o vetor raio do ponto escolhido da órbita parabólica.

11. Velocidade linear do corpo em órbita elíptica em um ponto escolhido:

, Onde Gé a constante gravitacional, Mé a massa do corpo central, ré o vetor raio do ponto escolhido da órbita elíptica, umaé o semi-eixo maior de uma órbita elíptica.

12. Velocidade linear do corpo em órbita circular (velocidade circular):

, Onde Gé a constante gravitacional, Mé a massa do corpo central, Ré o raio da órbita, v p é a velocidade parabólica.

13. A excentricidade da órbita elíptica, caracterizando o grau de desvio da elipse do círculo:

, Onde cé a distância do foco ao centro da órbita, umaé o semi-eixo maior da órbita, bé o semieixo menor da órbita.

14. Relação das distâncias de periapsis e apoapsis com semi-eixo maior e excentricidade da órbita elíptica:

Onde r P - distâncias do foco, no qual o corpo celeste central está localizado, até o periápsis, r A - distâncias do foco, no qual o corpo celeste central está localizado, até o apocentro, umaé o semi-eixo maior da órbita, eé a excentricidade da órbita.

15. Distância da luminária (dentro do sistema solar):

, Onde R ρ 0 - paralaxe horizontal da estrela, expressa em segundos de arco,

ou onde D 1 e D 2 - distâncias das luminárias, ρ 1 e ρ 2 – suas paralaxes horizontais.

16. Raio luminar:

Onde ρ - o ângulo em que o raio do disco da luminária é visível da Terra (raio angular), RÅ é o raio equatorial da Terra, ρ 0 - paralaxe horizontal da estrela. m - magnitude aparente, Ré a distância até a estrela em parsecs.

20. Lei de Stefan-Boltzmann:

ε=σT 4, onde ε é a energia irradiada por unidade de tempo de uma superfície unitária, Té a temperatura (em kelvins), e σ é a constante de Stefan-Boltzmann.

21. Lei do Vinho:

Onde λ max - comprimento de onda, que representa a radiação máxima de um corpo negro (em centímetros), Té a temperatura absoluta em kelvins.

22. Lei de Hubble:

, Onde vé a velocidade radial da galáxia recuando, cé a velocidade da luz, Δ λ é o deslocamento Doppler das linhas no espectro, λ é o comprimento de onda da fonte de radiação, z- desvio para o vermelho, ré a distância da galáxia em megaparsecs, Hé a constante de Hubble igual a 75 km/(s × Mpc).

1. Sirius, Sol, Algol, Alpha Centauri, Albireo. Encontre um objeto extra nesta lista e explique sua decisão. Decisão: O outro objeto é o Sol. Todas as outras estrelas são binárias ou múltiplas. Também pode-se notar que o Sol é a única estrela na lista em torno da qual os planetas foram encontrados. 2. Estime a pressão atmosférica perto da superfície de Marte se for conhecido que a massa de sua atmosfera é 300 vezes menor que a massa da atmosfera da Terra, e o raio de Marte é aproximadamente 2 vezes menor que o raio da Terra. Decisão: Uma estimativa simples, mas bastante precisa, pode ser obtida se assumirmos que toda a atmosfera de Marte é coletada em uma camada próxima à superfície de densidade constante, igual à densidade na superfície. Então a pressão pode ser calculada usando a fórmula bem conhecida , onde é a densidade da atmosfera perto da superfície de Marte, é a aceleração da queda livre na superfície, é a altura de uma atmosfera tão homogênea. Essa atmosfera será bastante fina, de modo que a mudança com a altura pode ser negligenciada. Pela mesma razão, a massa da atmosfera pode ser representada como onde é o raio do planeta. Como onde é a massa do planeta, é o seu raio, é a constante gravitacional, a expressão para a pressão pode ser escrita como Razão proporcional à densidade do planeta , de modo que a pressão na superfície é proporcional a . Obviamente, o mesmo raciocínio pode ser aplicado à Terra. Como as densidades médias da Terra e de Marte, dois planetas terrestres, são próximas, a dependência da densidade média do planeta pode ser desprezada. O raio de Marte é cerca de 2 vezes menor que o raio da Terra, então a pressão atmosférica na superfície de Marte pode ser estimada como a da Terra, ou seja, cerca de kPa (na verdade, é cerca de kPa). 3. Sabe-se que a velocidade angular de rotação da Terra em torno de seu eixo diminui com o tempo. Por quê? Decisão: Devido à existência de marés lunares e solares (no oceano, atmosfera e litosfera). As corcovas de maré se movem ao longo da superfície da Terra na direção oposta à direção de sua rotação em torno de seu eixo. Como o movimento das corcovas de maré na superfície da Terra não pode ocorrer sem atrito, as corcovas de maré diminuem a rotação da Terra. 4. Onde o dia 21 de março é mais longo: em São Petersburgo ou Magadan? Por quê? A latitude de Magadan é . Decisão: A duração do dia é determinada pela declinação média do Sol durante o dia. Por volta de 21 de março, a declinação do Sol aumenta com o tempo, então o dia será mais longo, onde 21 de março vem mais tarde. Magadan está localizado a leste de São Petersburgo, então a duração do dia 21 de março em São Petersburgo será maior. 5. No centro da galáxia M87 há um buraco negro com a massa da massa do Sol. Encontre o raio gravitacional do buraco negro (a distância do centro onde a segunda velocidade cósmica é igual à velocidade da luz) e a densidade média da matéria dentro do raio gravitacional. Decisão: A segunda velocidade cósmica (é também a velocidade de escape ou velocidade parabólica) para qualquer corpo cósmico pode ser calculada pela fórmula: onde

1.2 Alguns conceitos e fórmulas importantes da astronomia geral

Antes de prosseguir com a descrição das estrelas variáveis ​​eclipsantes, à qual este trabalho é dedicado, consideramos alguns conceitos básicos que precisaremos no que segue.

A magnitude estelar de um corpo celeste é uma medida de seu brilho aceita na astronomia. Glitter é a intensidade da luz que chega ao observador ou a iluminação criada no receptor de radiação (olho, chapa fotográfica, fotomultiplicador, etc.) O brilho é inversamente proporcional ao quadrado da distância que separa a fonte e o observador.

A magnitude m e o brilho E estão relacionados pela fórmula:

Nesta fórmula, E i é o brilho de uma estrela de m i -th magnitude, E k é o brilho de uma estrela de m k -th magnitude. Usando esta fórmula, é fácil ver que as estrelas de primeira magnitude (1 m) são mais brilhantes do que as estrelas de sexta magnitude (6 m), que são visíveis no limite de visibilidade a olho nu em exatamente 100 vezes . Foi esta circunstância que formou a base para a construção de uma escala de magnitudes estelares.

Tomando o logaritmo da fórmula (1) e levando em conta que lg 2,512 = 0,4, obtemos:

, (1.2)

(1.3)

A última fórmula mostra que a diferença de magnitude é diretamente proporcional ao logaritmo da razão de magnitude. O sinal de menos nesta fórmula indica que a magnitude estelar aumenta (diminui) com uma diminuição (aumento) no brilho. A diferença nas magnitudes estelares pode ser expressa não apenas como um número inteiro, mas também como um número fracionário. Com a ajuda de fotômetros fotoelétricos de alta precisão, é possível determinar a diferença de magnitudes estelares com uma precisão de 0,001 m. A precisão das estimativas visuais (oculares) de um observador experiente é de cerca de 0,05 m.

Deve-se notar que a fórmula (3) permite calcular não magnitudes estelares, mas suas diferenças. Para construir uma escala de magnitudes estelares, você precisa escolher algum ponto zero (ponto de referência) dessa escala. Aproximadamente pode-se considerar Vega (uma Lyra) como um ponto zero, uma estrela de magnitude zero. Existem estrelas que têm magnitudes negativas. Por exemplo, Sirius (um Canis Major) é a estrela mais brilhante do céu da Terra e tem uma magnitude de -1,46m.

O brilho de uma estrela, estimado pelo olho, é chamado de visual. Corresponde a uma magnitude estelar, denotada por m u . ou m vistos. . O brilho das estrelas, estimado pelo diâmetro da imagem e pelo grau de escurecimento em uma chapa fotográfica (efeito fotográfico), é chamado de fotográfico. Corresponde à magnitude fotográfica m pg ou m phot. A diferença C \u003d m pg - m ph, dependendo da cor da estrela, é chamada de índice de cores.

Existem vários sistemas de magnitudes convencionalmente aceitos, dos quais os sistemas de magnitudes U, B e V são mais amplamente utilizados. A letra U denota magnitudes ultravioleta, B é azul (próximo ao fotográfico), V é amarelo (próximo ao visual). Assim, dois índices de cores são determinados: U - B e B - V, que são iguais a zero para estrelas brancas puras.

Informações teóricas sobre eclipsar estrelas variáveis

2.1 História da descoberta e classificação de estrelas variáveis ​​eclipsantes

A primeira estrela variável eclipsante Algol (b Perseu) foi descoberta em 1669. O matemático e astrônomo italiano Montanari. Foi explorado pela primeira vez no final do século XVIII. O astrônomo amador inglês John Goodryke. Descobriu-se que a única estrela b Perseu, visível a olho nu, é na verdade um sistema múltiplo que não é separado mesmo com observações telescópicas. Duas das estrelas incluídas no sistema giram em torno de um centro de massa comum em 2 dias 20 horas e 49 minutos. Em determinados momentos, uma das estrelas incluídas no sistema fecha a outra do observador, o que causa um enfraquecimento temporário do brilho total do sistema.

A curva de luz Algol mostrada na Fig. 1

Este gráfico é baseado em observações fotoelétricas precisas. Duas diminuições de brilho são visíveis: um mínimo primário profundo - o eclipse principal (o componente brilhante está escondido atrás do mais fraco) e uma ligeira diminuição no brilho - o mínimo secundário, quando o componente mais brilhante supera o mais fraco.

Esses fenômenos se repetem após 2,8674 dias (ou 2 dias 20 horas e 49 minutos).

Pode-se ver no gráfico de mudanças de brilho (Fig. 1) que imediatamente após atingir o mínimo principal (o menor valor de brilho), Algol começa a subir. Isso significa que um eclipse parcial está ocorrendo. Em alguns casos, também pode ser observado um eclipse total, que se caracteriza pela persistência do valor mínimo do brilho da variável no mínimo principal por um determinado período de tempo. Por exemplo, a estrela variável eclipsante U Cephei, que é acessível a observações com binóculos fortes e telescópios amadores, tem uma duração total de fase de cerca de 6 horas no mínimo principal.

Ao examinar cuidadosamente o gráfico de mudanças no brilho de Algol, você pode descobrir que entre os mínimos principais e secundários, o brilho da estrela não permanece constante, como pode parecer à primeira vista, mas muda um pouco. Esse fenômeno pode ser explicado da seguinte forma. Fora do eclipse, a luz de ambos os componentes do sistema binário atinge a Terra. Mas ambos os componentes estão próximos um do outro. Portanto, um componente mais fraco (geralmente maior em tamanho), iluminado por um componente brilhante, espalha a radiação incidente sobre ele. É óbvio que a maior quantidade de radiação espalhada atingirá o observador da Terra no momento em que o componente fraco estiver localizado atrás do brilhante, ou seja, próximo ao momento do mínimo secundário (teoricamente, isso deveria ocorrer imediatamente no momento do mínimo secundário, mas o brilho total do sistema diminui acentuadamente devido ao fato de um dos componentes ser eclipsado).

Este efeito é chamado de efeito de reemissão. No gráfico, ele se manifesta como um aumento gradual no brilho geral do sistema à medida que se aproxima do mínimo secundário e uma diminuição no brilho, que é simétrica ao seu aumento em relação ao mínimo secundário.

Em 1874 Goodryk descobriu a segunda estrela variável eclipsante - b Lyra. Ele muda o brilho de forma relativamente lenta com um período de 12 dias 21 horas 56 minutos (12.914 dias). Em contraste com Algol, a curva de luz tem uma forma mais suave. (Fig.2) Isso se deve à proximidade dos componentes entre si.

As forças de maré que surgem no sistema fazem com que ambas as estrelas se estiquem ao longo de uma linha conectando seus centros. Os componentes não são mais esféricos, mas elipsoidais. Durante o movimento orbital, os discos dos componentes, que têm uma forma elíptica, mudam suavemente de área, o que leva a uma mudança contínua no brilho do sistema mesmo fora do eclipse.

Em 1903 foi descoberta a variável eclipsante W Ursa Major, na qual o período de revolução é de cerca de 8 horas (0,3336834 dias). Durante este tempo, são observados dois mínimos de profundidade igual ou quase igual (Fig. 3). Um estudo da curva de luz da estrela mostra que os componentes são quase iguais em tamanho e superfícies quase tocantes.

Além de estrelas como Algol, b Lyra e W Ursa Major, existem objetos mais raros que também são classificados como estrelas variáveis ​​eclipsantes. Estas são estrelas elipsoidais que giram em torno de um eixo. Uma mudança na área do disco causa pequenas mudanças no brilho.

O hidrogênio, enquanto estrelas com temperatura de cerca de 6 mil K. têm linhas de cálcio ionizado localizadas na fronteira das partes visível e ultravioleta do espectro. Observe que esse tipo de I tem o espectro do nosso Sol. A sequência de espectros de estrelas obtida pela mudança contínua da temperatura de suas camadas superficiais é denotada pelas seguintes letras: O, B, A, F, G, K, M, do mais quente ao ...

Nenhuma linha será observada (devido à fraqueza do espectro do satélite), mas as linhas do espectro da estrela principal flutuarão da mesma forma que no primeiro caso. Os períodos de mudanças que ocorrem nos espectros de estrelas binárias espectroscópicas, que obviamente são também os períodos de sua rotação, são bem diferentes. O mais curto dos períodos conhecidos é de 2,4 horas (g da Ursa Menor) e o mais longo - dezenas de anos. Por...

Questões.

1. O movimento aparente das luminárias como resultado de seu próprio movimento no espaço, a rotação da Terra e sua revolução em torno do Sol.
2. Princípios para a determinação de coordenadas geográficas a partir de observações astronômicas (P. 4 p. 16).
3. Razões para mudar as fases da lua, as condições para o início e a frequência dos eclipses solares e lunares (P. 6, parágrafos 1.2).
4. Características do movimento diário do Sol em diferentes latitudes em diferentes épocas do ano (P.4, parágrafo 2, P. 5).
5. O princípio de funcionamento e finalidade do telescópio (P. 2).
6. Métodos para determinar as distâncias aos corpos do sistema solar e seus tamanhos (P. 12).
7. As possibilidades de análise espectral e observações extra-atmosféricas para estudar a natureza dos corpos celestes (P. 14, "Física" P. 62).
8. As direções e tarefas mais importantes de pesquisa e desenvolvimento do espaço sideral.
9. A lei de Kepler, sua descoberta, significado, limites de aplicabilidade (P. 11).
10. As principais características dos planetas do grupo Terra, os planetas gigantes (P. 18, 19).
11. Características distintivas da Lua e satélites dos planetas (P. 17-19).
12. Cometas e asteróides. Idéias básicas sobre a origem do sistema solar (P. 20, 21).
13. O sol é como uma estrela típica. Características principais (P. 22).
14. As manifestações mais importantes da atividade solar. Sua conexão com fenômenos geográficos (P. 22 pp 4).
15. Métodos para determinar as distâncias às estrelas. Unidades de distâncias e a conexão entre elas (P. 23).
16. As principais características físicas das estrelas e sua relação (P. 23, parágrafo 3).
17. O significado físico da lei de Stefan-Boltzmann e sua aplicação para determinar as características físicas das estrelas (P. 24, parágrafo 2).
18. Estrelas variáveis ​​e não estacionárias. Sua importância para o estudo da natureza das estrelas (P. 25).
19. Estrelas binárias e seu papel na determinação das características físicas das estrelas.
20. A evolução das estrelas, seus estágios e estágios finais (P. 26).
21. Composição, estrutura e tamanho da nossa Galáxia (P. 27 pp 1).
22. Aglomerados estelares, o estado físico do meio interestelar (P. 27, parágrafo 2, P. 28).
23. Os principais tipos de galáxias e suas características distintivas (P. 29).
24. Fundamentos das ideias modernas sobre a estrutura e evolução do Universo (P. 30).

Tarefas práticas.

1. Missão do Mapa Estelar.
2. Definição de latitude geográfica.
3. Determinação da declinação da luminária por latitude e altura.
4. Cálculo do tamanho da luminária por paralaxe.
5. Condições para a visibilidade da Lua (Vênus, Marte) de acordo com o calendário astronômico escolar.
6. Cálculo do período de revolução dos planetas com base na 3ª lei de Kepler.

Respostas.

Bilhete número 1. A Terra faz movimentos complexos: gira em torno de seu eixo (T=24 horas), gira em torno do Sol (T=1 ano), gira junto com a Galáxia (T=200 mil anos). Isso mostra que todas as observações feitas da Terra diferem em trajetórias aparentes. Os planetas são divididos em internos e externos (internos: Mercúrio, Vênus; externos: Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno e Plutão). Todos esses planetas giram da mesma forma que a Terra em torno do Sol, mas, graças ao movimento da Terra, pode-se observar o movimento em forma de loop dos planetas (calendário p. 36). Devido ao movimento complexo da Terra e dos planetas, surgem várias configurações dos planetas.

Cometas e corpos de meteoritos se movem ao longo de trajetórias elípticas, parabólicas e hiperbólicas.

Bilhete número 2. Existem 2 coordenadas geográficas: latitude geográfica e longitude geográfica. A astronomia como ciência prática permite encontrar essas coordenadas (figura "altura da estrela no clímax superior"). A altura do pólo celeste acima do horizonte é igual à latitude do local de observação. É possível determinar a latitude do local de observação pela altura da luminária no clímax superior ( clímax- o momento de passagem da luminária pelo meridiano) de acordo com a fórmula:

h = 90° - j + d,

onde h é a altura da estrela, d é a declinação, j é a latitude.

A longitude geográfica é a segunda coordenada, medida a partir do meridiano zero de Greenwich a leste. A terra é dividida em 24 fusos horários, a diferença horária é de 1 hora. A diferença em horas locais é igual à diferença em longitudes:

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

A hora localé o tempo solar naquele local na Terra. Em cada ponto, o horário local é diferente, então as pessoas vivem de acordo com o horário padrão, ou seja, de acordo com o horário do meridiano médio dessa zona. A linha de mudança de data corre no leste (Estreito de Bering).

Bilhete número 3. A lua se move ao redor da terra na mesma direção que a terra gira em torno de seu eixo. A exibição desse movimento, como sabemos, é o movimento aparente da Lua contra o fundo das estrelas em direção à rotação do céu. Todos os dias, a Lua se move para o leste em relação às estrelas em cerca de 13 ° e, após 27,3 dias, retorna às mesmas estrelas, descrevendo um círculo completo na esfera celeste.

O movimento aparente da Lua é acompanhado por uma mudança contínua em sua aparência - uma mudança de fases. Isso acontece porque a Lua ocupa posições diferentes em relação ao Sol e à Terra que a ilumina.

Quando a Lua é visível para nós como um crescente estreito, o resto de seu disco também brilha levemente. Esse fenômeno é chamado de luz cinzenta e é explicado pelo fato de a Terra iluminar o lado noturno da Lua com a luz solar refletida.

A Terra e a Lua, iluminadas pelo Sol, projetam cones de sombra e cones de penumbra. Quando a Lua cai na sombra da Terra, no todo ou em parte, ocorre um eclipse total ou parcial da Lua. Da Terra, pode ser visto simultaneamente onde quer que a Lua esteja acima do horizonte. A fase de um eclipse total da lua continua até que a lua comece a emergir da sombra da terra, e pode durar até 1 hora e 40 minutos. Os raios do sol, refratados na atmosfera da Terra, caem no cone da sombra da Terra. Ao mesmo tempo, a atmosfera absorve fortemente os raios azuis e vizinhos e transmite principalmente os vermelhos para o cone. É por isso que a Lua, durante uma grande fase do eclipse, é pintada com uma luz avermelhada e não desaparece completamente. Os eclipses lunares ocorrem até três vezes por ano e, claro, apenas na lua cheia.

Um eclipse solar como um total é visível apenas onde um ponto da sombra lunar cai na Terra, o diâmetro do ponto não excede 250 km. Quando a Lua se move em sua órbita, sua sombra se move pela Terra de oeste para leste, desenhando uma faixa sucessivamente estreita de eclipse total. Onde a penumbra da Lua cai sobre a Terra, observa-se um eclipse parcial do Sol.

Devido a uma pequena mudança nas distâncias da Terra à Lua e ao Sol, o diâmetro angular aparente às vezes é um pouco maior, às vezes um pouco menor que o solar, às vezes igual a ele. No primeiro caso, o eclipse total do Sol dura até 7 minutos e 40 s, no segundo, a Lua não cobre completamente o Sol e, no terceiro, apenas um instante.

Os eclipses solares em um ano podem ser de 2 a 5, neste último caso, certamente privados.

Bilhete número 4. Durante o ano, o Sol se move ao longo da eclíptica. A eclíptica passa por 12 constelações do zodíaco. Durante o dia, o Sol, como uma estrela comum, move-se paralelamente ao equador celeste.
(-23°27¢ £ d £ +23°27¢). Essa mudança na declinação é causada pela inclinação do eixo da Terra em relação ao plano da órbita.

Na latitude dos trópicos de Câncer (Sul) e Capricórnio (Norte), o Sol está em seu zênite nos dias dos solstícios de verão e inverno.

No Pólo Norte, o Sol e as estrelas não se põem entre 21 de março e 22 de setembro. Em 22 de setembro, começa a noite polar.

Bilhete número 5. Existem dois tipos de telescópios: um telescópio refletor e um telescópio refrator (figuras).

Além dos telescópios ópticos, existem os radiotelescópios, que são dispositivos que detectam a radiação cósmica. Um radiotelescópio é uma antena parabólica com um diâmetro de cerca de 100 m. Formações naturais, como crateras ou encostas de montanhas, são usadas como leito para a antena. A emissão de rádio permite explorar planetas e sistemas estelares.

Bilhete número 6. Paralaxe horizontal chamado de ângulo em que o raio da Terra é visível do planeta, perpendicular à linha de visão.

p² - paralaxe, r² - raio angular, R - raio da Terra, r - raio da estrela.

Agora, para determinar a distância das luminárias, são usados ​​métodos de radar: eles enviam um sinal de rádio para o planeta, o sinal é refletido e gravado pela antena receptora. Conhecendo o tempo de propagação do sinal, determine a distância.

Bilhete número 7. A análise espectral é a ferramenta mais importante para o estudo do universo. A análise espectral é um método pelo qual a composição química dos corpos celestes, sua temperatura, tamanho, estrutura, distância a eles e a velocidade de seu movimento são determinadas. A análise espectral é realizada usando instrumentos espectrógrafos e espectroscópios. Com a ajuda da análise espectral, foi determinada a composição química de estrelas, cometas, galáxias e corpos do sistema solar, pois no espectro cada linha ou sua combinação é característica de algum elemento. A intensidade do espectro pode ser usada para determinar a temperatura de estrelas e outros corpos.

De acordo com o espectro, as estrelas são atribuídas a uma ou outra classe espectral. A partir do diagrama espectral, você pode determinar a magnitude aparente de uma estrela e, em seguida, usar as fórmulas:

M = m + 5 + 5lg p

Ig L = 0,4(5 - M)

encontre a magnitude absoluta, a luminosidade e, portanto, o tamanho da estrela.

Usando a fórmula Doppler

A criação de estações espaciais modernas, naves espaciais reutilizáveis, bem como o lançamento de naves espaciais para os planetas (Vega, Marte, Luna, Voyager, Hermes) possibilitaram a instalação de telescópios nelas, através dos quais essas luminárias podem ser observadas perto de nenhuma atmosfera atmosférica. interferência.

Bilhete número 8. O início da era espacial foi estabelecido pelos trabalhos do cientista russo K. E. Tsiolkovsky. Ele sugeriu o uso de motores a jato para exploração espacial. Ele primeiro propôs a ideia de usar foguetes de vários estágios para lançar naves espaciais. A Rússia foi pioneira nessa ideia. O primeiro satélite artificial da Terra foi lançado em 4 de outubro de 1957, o primeiro voo ao redor da Lua com fotografias - 1959, o primeiro voo tripulado ao espaço - 12 de abril de 1961 O primeiro voo dos americanos à Lua - 1964, o lançamento de naves espaciais e estações espaciais.

1. Objetivos científicos:

• permanência humana no espaço;
• exploração espacial;
• desenvolvimento de tecnologias de voo espacial;

1. Fins militares (proteção contra ataque nuclear);
2. Telecomunicações (comunicação por satélite realizada com a ajuda de satélites de comunicação);
3. Previsões meteorológicas, previsão de desastres naturais (meteossatélites);
4. Objetivos de produção:

• busca de minerais;
• monitoramento ambiental.

Bilhete número 9. O mérito de descobrir as leis do movimento planetário pertence ao notável cientista Johannes Kepler.

Primeira lei. Cada planeta gira em uma elipse com o Sol em um de seus focos.

Segunda lei. (lei das áreas). O raio-vetor do planeta para os mesmos intervalos de tempo descreve áreas iguais. Desta lei segue-se que a velocidade do planeta quando se move em órbita é tanto maior quanto mais próximo estiver do Sol.

Terceira lei. Os quadrados dos períodos siderais dos planetas estão relacionados como os cubos dos semi-eixos maiores de suas órbitas.

Esta lei permitiu estabelecer as distâncias relativas dos planetas ao Sol (em unidades do semi-eixo maior da órbita terrestre), uma vez que os períodos siderais dos planetas já haviam sido calculados. O semi-eixo maior da órbita da Terra é tomado como a unidade astronômica (UA) de distâncias.

Bilhete número 10. Plano:

1. Liste todos os planetas;
2. Divisão (planetas terrestres: Mercúrio, Marte, Vênus, Terra, Plutão; e planetas gigantes: Júpiter, Saturno, Urano, Netuno);
3. Conte sobre as características desses planetas com base na tabela. 5 (pág. 144);
4. Especifique as principais características desses planetas.

Bilhete número 11 . Plano:

1. Condições físicas da Lua (tamanho, massa, densidade, temperatura);

A lua é 81 vezes menor que a Terra em massa, sua densidade média é de 3300 kg/m 3, ou seja, menor que a da Terra. Não há atmosfera na Lua, apenas uma camada de poeira rarefeita. As enormes diferenças de temperatura na superfície lunar do dia para a noite são explicadas não apenas pela ausência de atmosfera, mas também pela duração do dia lunar e da noite lunar, que corresponde às nossas duas semanas. A temperatura no ponto subsolar da Lua atinge + 120°C, e no ponto oposto do hemisfério noturno - 170°C.

1. Alívio, mares, crateras;
2. Características químicas da superfície;
3. Presença de atividade tectônica.

Satélites do planeta:

1. Marte (2 pequenos satélites: Fobos e Deimos);
2. Júpiter (16 satélites, os mais famosos 4 satélites galileanos: Europa, Calisto, Io, Ganimedes; um oceano de água foi descoberto em Europa);
3. Saturno (17 satélites, Titã é especialmente famoso: tem uma atmosfera);
4. Urano (16 satélites);
5. Netuno (8 satélites);
6. Plutão (1 satélite).

Bilhete número 12. Plano:

1. Cometas (natureza física, estrutura, órbitas, tipos), os cometas mais famosos:

• o cometa Halley (T = 76 anos; 1910 - 1986 - 2062);
• Cometa Enck;
• cometa Hyakutaka;

1. Asteróides (planetas menores). Os mais famosos são Ceres, Vesta, Pallas, Juno, Icarus, Hermes, Apollo (mais de 1500 no total).

O estudo de cometas, asteróides, chuvas de meteoros mostrou que todos têm a mesma natureza física e a mesma composição química. Determinar a idade do sistema solar sugere que o sol e os planetas têm aproximadamente a mesma idade (cerca de 5,5 bilhões de anos). De acordo com a teoria do surgimento do sistema solar do acadêmico O. Yu. Schmidt, a Terra e os planetas surgiram de uma nuvem de poeira de gás, que, devido à lei da gravitação universal, foi capturada pelo Sol e girada no mesma direção do Sol. Aos poucos, condensações se formaram nessa nuvem, que deu origem aos planetas. A evidência de que os planetas foram formados a partir de tais aglomerados é a precipitação de meteoritos na Terra e em outros planetas. Assim, em 1975, foi observada a queda do cometa Wachmann-Strassmann em Júpiter.

Bilhete número 13. O sol é a estrela mais próxima de nós, na qual, ao contrário de todas as outras estrelas, podemos observar o disco e usar um telescópio para estudar pequenos detalhes sobre ele. O sol é uma estrela típica e, portanto, seu estudo ajuda a entender a natureza das estrelas em geral.

A massa do Sol é 333 mil vezes maior que a massa da Terra, o poder da radiação total do Sol é de 4 * 10 23 kW, a temperatura efetiva é de 6000 K.

Como todas as estrelas, o Sol é uma bola de gás quente. Consiste principalmente em hidrogênio com uma mistura de 10% (pelo número de átomos) de hélio, 1-2% da massa do Sol cai em outros elementos mais pesados.

No Sol, a matéria é altamente ionizada, ou seja, os átomos perderam seus elétrons externos e, juntamente com eles, tornaram-se partículas livres de gás ionizado - plasma.

A densidade média da matéria solar é de 1400 kg/m 3 . No entanto, este é um número médio, e a densidade nas camadas externas é incomensuravelmente menor, e no centro é 100 vezes maior.

Sob a ação das forças de atração gravitacional direcionadas ao centro do Sol, uma enorme pressão é criada em suas entranhas, que no centro atinge 2 * 10 8 Pa, a uma temperatura de cerca de 15 milhões K.

Sob tais condições, os núcleos dos átomos de hidrogênio têm velocidades muito altas e podem colidir uns com os outros, apesar da ação da força repulsiva eletrostática. Algumas colisões terminam em reações nucleares, nas quais o hélio é formado a partir do hidrogênio e uma grande quantidade de calor é liberada.

A superfície do sol (fotosfera) tem uma estrutura granular, ou seja, é constituída por “grãos” com cerca de 1000 km de tamanho em média. A granulação é uma consequência do movimento de gases em uma zona localizada ao longo da fotosfera. Às vezes, em certas áreas da fotosfera, as lacunas escuras entre as manchas aumentam e grandes manchas escuras se formam. Observando manchas solares através de um telescópio, Galileu notou que elas se movem através do disco visível do Sol. Com base nisso, ele concluiu que o Sol gira em torno de seu eixo, com um período de 25 dias. no equador e 30 dias. perto dos pólos.

As manchas são formações não permanentes, na maioria das vezes aparecem em grupos. Ao redor das manchas, às vezes são visíveis formações de luz quase imperceptíveis, que são chamadas de tochas. A principal característica dos pontos e tochas é a presença de campos magnéticos com uma indução que atinge 0,4-0,5 T.

Bilhete número 14. Manifestação da atividade solar na Terra:

1. As manchas solares são uma fonte ativa de radiação eletromagnética que causa as chamadas "tempestades magnéticas". Essas "tempestades magnéticas" afetam as comunicações de televisão e rádio, causando poderosas auroras.
2. O sol emite os seguintes tipos de radiação: ultravioleta, raios X, infravermelho e raios cósmicos (elétrons, prótons, nêutrons e partículas pesadas de hádrons). Essas radiações são quase inteiramente retardadas pela atmosfera da Terra. É por isso que a atmosfera da Terra deve ser mantida em um estado normal. Buracos de ozônio que aparecem periodicamente passam a radiação do Sol, que atinge a superfície da Terra e afeta negativamente a vida orgânica na Terra.
3. A atividade solar ocorre a cada 11 anos. A última atividade solar máxima foi em 1991. O máximo esperado é 2002. A atividade solar máxima significa o maior número de manchas solares, radiação e proeminências. Há muito foi estabelecido que a mudança na atividade solar do Sol afeta os seguintes fatores:

• situação epidemiológica da Terra;
• o número de vários tipos de desastres naturais (tufões, terremotos, inundações, etc.);
• sobre o número de acidentes rodoviários e ferroviários.

O máximo de tudo isso recai sobre os anos do Sol ativo. Como o cientista Chizhevsky estabeleceu, o Sol ativo afeta o bem-estar de uma pessoa. Desde então, foram compiladas previsões periódicas do bem-estar de uma pessoa.

Bilhete número 15. O raio da Terra acaba sendo muito pequeno para servir de base para medir o deslocamento paralático das estrelas e a distância até elas. Portanto, a paralaxe de um ano é usada em vez da horizontal.

A paralaxe anual de uma estrela é o ângulo em que se pode ver o semi-eixo maior da órbita da Terra de uma estrela se for perpendicular à linha de visão.

a - semi-eixo maior da órbita da Terra,

p - paralaxe anual.

A unidade parsec também é usada. Parsec - a distância a partir da qual o semi-eixo maior da órbita da Terra, perpendicular à linha de visão, é visível em um ângulo de 1².

1 parsec = 3,26 anos-luz = 206265 UA e. = 3 * 10 11 km.

Ao medir a paralaxe anual, pode-se determinar com segurança a distância de estrelas que não são mais do que 100 parsecs ou 300 ly. anos.

Bilhete número 16. As estrelas são classificadas de acordo com os seguintes parâmetros: tamanho, cor, luminosidade, classe espectral.

Por tamanho, as estrelas são divididas em estrelas anãs, estrelas médias, estrelas normais, estrelas gigantes e estrelas supergigantes. As estrelas anãs são um satélite da estrela Sirius; médio - Sol, Capella (Auriga); normal (t \u003d 10 mil K) - têm dimensões entre o Sol e a Capela; estrelas gigantes - Antares, Arcturus; supergigantes - Betelgeuse, Aldebaran.

Por cor, as estrelas são divididas em vermelho (Antares, Betelgeuse - 3000 K), amarelo (Sun, Capella - 6000 K), branco (Sirius, Deneb, Vega - 10.000 K), azul (Spica - 30.000 K).

Por luminosidade, as estrelas são classificadas da seguinte forma. Se tomarmos a luminosidade do Sol como 1, as estrelas brancas e azuis têm uma luminosidade 100 e 10 mil vezes maior que a luminosidade do Sol e as anãs vermelhas - 10 vezes menos que a luminosidade do Sol.

De acordo com o espectro, as estrelas são divididas em classes espectrais (ver tabela).

Condições de equilíbrio: como se sabe, as estrelas são os únicos objetos naturais dentro dos quais ocorrem reações de fusão termonuclear não controladas, que são acompanhadas pela liberação de uma grande quantidade de energia e determinam a temperatura das estrelas. A maioria das estrelas está em um estado estacionário, ou seja, elas não explodem. Algumas estrelas explodem (as chamadas novas e supernovas). Por que as estrelas geralmente estão em equilíbrio? A força das explosões nucleares em estrelas estacionárias é equilibrada pela força da gravidade, razão pela qual essas estrelas mantêm o equilíbrio.

Bilhete número 17. A lei de Stefan-Boltzmann determina a relação entre a radiação e a temperatura das estrelas.

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

e é a energia de radiação por unidade de superfície da estrela

L é a luminosidade da estrela, R é o raio da estrela.

Usando a fórmula de Stefan-Boltzmann e a lei de Wien, o comprimento de onda é determinado, o que representa a radiação máxima:

l max T = b b - constante de Wien

Pode-se proceder do contrário, ou seja, usando a luminosidade e a temperatura para determinar o tamanho das estrelas.

Bilhete número 18. Plano:

1. cefeida
2. novas estrelas
3. supernovas

Bilhete número 19. Plano:

1. Visualmente duplo, múltiplo
2. Binários espectrais
3. estrelas variáveis ​​eclipsantes

Bilhete número 20. Existem diferentes tipos de estrelas: simples, duplas e múltiplas, estacionárias e variáveis, estrelas gigantes e anãs, novas e supernovas. Existem padrões nessa variedade de estrelas, em seu aparente caos? Tais padrões, apesar das diferentes luminosidades, temperaturas e tamanhos das estrelas, existem.

1. Foi estabelecido que a luminosidade das estrelas aumenta com o aumento da massa, e essa dependência é determinada pela fórmula L = m 3,9 , além disso, para muitas estrelas a regularidade L » R 5,2 é verdadeira.
2. Dependência de L em t° e cor (diagrama cor-luminosidade).

Quanto mais massiva a estrela, mais rápido o combustível principal, o hidrogênio, queima, transformando-se em hélio ( ). Gigantes azuis e brancos enormes queimam em 10 7 anos. Estrelas amarelas como Capella e o Sol queimam em 10 10 anos (t Sun = 5 * 10 9 anos). Estrelas brancas e azuis, queimando, se transformam em gigantes vermelhas. Eles sintetizam 2C + He ® C 2 He. À medida que o hélio queima, a estrela encolhe e se transforma em uma anã branca. Uma anã branca eventualmente se transforma em uma estrela muito densa, que consiste apenas em nêutrons. Reduzir o tamanho da estrela leva à sua rotação muito rápida. Esta estrela parece pulsar, irradiando ondas de rádio. Eles são chamados de pulsares - o estágio final das estrelas gigantes. Algumas estrelas com massa muito maior que a massa do Sol são comprimidas tanto que se transformam nos chamados "buracos negros", que, devido à gravidade, não emitem radiação visível.

Bilhete número 21. Nosso sistema estelar - a Galáxia é uma das galáxias elípticas. A Via Láctea que vemos é apenas uma parte da nossa Galáxia. Estrelas de magnitude 21 podem ser vistas com telescópios modernos. O número dessas estrelas é 2 * 10 9 , mas esta é apenas uma pequena parte da população da nossa Galáxia. O diâmetro da Galáxia é de aproximadamente 100 mil anos-luz. Observando a Galáxia, pode-se notar a “bifurcação”, que é causada pela poeira interestelar que cobre as estrelas da Galáxia de nós.

população da galáxia.

Existem muitas gigantes vermelhas e Cefeidas de curto período no núcleo da Galáxia. Existem muitas supergigantes e cefeidas clássicas nos ramos mais distantes do centro. Os braços espirais contêm supergigantes quentes e Cefeidas clássicas. Nossa galáxia gira em torno do centro da galáxia, que está localizado na constelação de Hércules. O sistema solar faz uma revolução completa em torno do centro da Galáxia em 200 milhões de anos. A rotação do sistema solar pode ser usada para determinar a massa aproximada da Galáxia - 2 * 10 11 m da Terra. As estrelas são consideradas estacionárias, mas na verdade as estrelas estão se movendo. Mas como estamos longe deles, esse movimento só pode ser observado por milhares de anos.

Bilhete número 22. Na nossa Galáxia, além das estrelas individuais, existem estrelas que se combinam em aglomerados. Existem 2 tipos de aglomerados estelares:

1. Aglomerados estelares abertos, como o aglomerado estelar das Plêiades nas constelações de Touro e Híades. Com um simples olho nas Plêiades você pode ver 6 estrelas, mas se você olhar através de um telescópio, você pode ver uma dispersão de estrelas. Os clusters abertos têm vários parsecs de tamanho. Aglomerados de estrelas abertas consistem em centenas de estrelas da sequência principal e supergigantes.
2. Aglomerados de estrelas globulares têm até 100 parsecs de tamanho. Esses aglomerados são caracterizados por Cefeidas de curto período e uma magnitude peculiar (de -5 a +5 unidades).

O astrônomo russo V. Ya. Struve descobriu que existe absorção interestelar de luz. É a absorção interestelar da luz que enfraquece o brilho das estrelas. O meio interestelar está cheio de poeira cósmica, que forma as chamadas nebulosas, por exemplo, as nebulosas escuras das Grandes Nuvens de Magalhães, Cabeça de Cavalo. Na constelação de Órion, há uma nebulosa de gás e poeira que brilha com a luz refletida de estrelas próximas. Na constelação de Aquário, encontra-se a Grande Nebulosa Planetária, formada como resultado da emissão de gás de estrelas próximas. Vorontsov-Velyaminov provou que a emissão de gases por estrelas gigantes é suficiente para a formação de novas estrelas. As nebulosas gasosas formam uma camada na Galáxia com uma espessura de 200 parsecs. Eles consistem em H, He, OH, CO, CO 2 , NH 3 . O hidrogênio neutro emite um comprimento de onda de 0,21 m. A distribuição dessa emissão de rádio determina a distribuição do hidrogênio na Galáxia. Além disso, existem fontes de emissão de rádio bremsstrahlung (raios-X) (quasares) na Galáxia.

Bilhete número 23. William Herschel no século 17 colocou muitas nebulosas no mapa estelar. Posteriormente, descobriu-se que estas são galáxias gigantes que estão fora da nossa galáxia. Com a ajuda das Cefeidas, o astrônomo americano Hubble provou que a galáxia mais próxima de nós, M-31, está localizada a uma distância de 2 milhões de anos-luz. Cerca de mil dessas galáxias foram descobertas na constelação de Veronica, a milhões de anos-luz de distância de nós. Hubble provou que existe um desvio para o vermelho nos espectros das galáxias. Essa mudança é maior, quanto mais distante de nós a galáxia. Em outras palavras, quanto mais distante a galáxia, maior sua velocidade de afastamento de nós.

Remoção de V = D * H H - Constante de Hubble, D - deslocamento no espectro.

O modelo do universo em expansão baseado na teoria de Einstein foi confirmado pelo cientista russo Friedman.

As galáxias são irregulares, elípticas e espirais. Galáxias elípticas - na constelação de Touro, uma galáxia espiral - a nossa, a nebulosa de Andrômeda, uma galáxia irregular - nas Nuvens de Magalhães. Além das galáxias visíveis, os sistemas estelares contêm as chamadas rádio-galáxias, ou seja, poderosas fontes de emissão de rádio. No lugar dessas rádio-galáxias, foram encontrados pequenos objetos luminosos, cujo desvio para o vermelho é tão grande que estão obviamente a bilhões de anos-luz de distância de nós. Eles são chamados de quasares porque sua radiação às vezes é mais poderosa do que a de uma galáxia inteira. É possível que os quasares sejam os núcleos de sistemas estelares muito poderosos.

Bilhete número 24. O último catálogo de estrelas contém mais de 30.000 galáxias mais brilhantes que magnitude 15, e centenas de milhões de galáxias podem ser fotografadas com um poderoso telescópio. Tudo isso junto com a nossa Galáxia forma a chamada metagaláxia. Em termos de tamanho e número de objetos, a metagaláxia é infinita; não tem começo nem fim. De acordo com os conceitos modernos, em toda galáxia há extinção de estrelas e galáxias inteiras, bem como o surgimento de novas estrelas e galáxias. A ciência que estuda nosso Universo como um todo é chamada de cosmologia. De acordo com a teoria de Hubble e Friedman, nosso universo, dada a teoria geral de Einstein, tal universo está se expandindo há cerca de 15 bilhões de anos, as galáxias mais próximas estavam mais próximas de nós do que estão agora. Em algum lugar do espaço surgem novos sistemas estelares e, dada a fórmula E = mc 2, já que podemos dizer que como massas e energias são equivalentes, sua transformação mútua é a base do mundo material.

1. A hora local.

O tempo medido em um determinado meridiano geográfico é chamado horário local este meridiano. Para todos os lugares no mesmo meridiano, o ângulo horário do equinócio vernal (ou o Sol, ou o sol médio) em qualquer momento é o mesmo. Portanto, em todo o meridiano geográfico, a hora local (estelar ou solar) é a mesma no mesmo momento.

Se a diferença entre as longitudes geográficas de dois lugares é D eu, então em um lugar mais oriental o ângulo horário de qualquer estrela estará em D eu maior do que o ângulo horário da mesma luminária em um local mais a oeste. Portanto, a diferença de qualquer hora local em dois meridianos no mesmo momento físico é sempre igual à diferença nas longitudes desses meridianos, expressa em horas (em unidades de tempo):

Essa. o tempo médio local de qualquer ponto da Terra é sempre igual ao tempo universal naquele momento mais a longitude desse ponto expressa em horas e considerada positiva a leste de Greenwich.

Nos calendários astronômicos, os momentos da maioria dos fenômenos são indicados pelo tempo universal. T 0. Os momentos desses eventos no horário local Tt. são facilmente determinados pela fórmula (1.28).

3. horário padrão. Na vida cotidiana, usar a hora solar média local e a hora universal é inconveniente. A primeira porque existem, em princípio, tantos sistemas de contagem de tempo local quanto meridianos geográficos, ou seja, incontáveis. Portanto, para estabelecer a sequência de eventos ou fenômenos observados no tempo local, é absolutamente necessário conhecer, além dos momentos, também a diferença de longitudes dos meridianos em que esses eventos ou fenômenos ocorreram.

A sequência de eventos marcados de acordo com o tempo universal é facilmente estabelecida, mas a grande diferença entre o tempo universal e o tempo local dos meridianos, que estão distantes do tempo médio de Greenwich, cria inconvenientes ao usar o tempo universal na vida cotidiana.

Em 1884, foi proposto sistema de contagem de cintos de tempo médio, cuja essência é a seguinte. O tempo só é mantido em 24 formar-se meridianos geográficos localizados um do outro em longitude exatamente 15° (ou 1 h), aproximadamente no meio de cada fuso horário. Fusos horários chamado as áreas da superfície da terra em que é dividido condicionalmente por linhas que vão do seu pólo norte ao sul e espaçadas aproximadamente 7 °.5 dos meridianos principais. Essas linhas, ou limites de fusos horários, seguem exatamente os meridianos geográficos apenas em mar aberto e oceanos e em locais desabitados em terra. Para o resto de sua extensão, eles percorrem fronteiras estaduais, administrativas, econômicas ou geográficas, recuando do meridiano correspondente em uma direção ou outra. Os fusos horários são numerados de 0 a 23. Greenwich é considerado o meridiano principal da zona zero. O meridiano principal do primeiro fuso horário está localizado exatamente 15 ° a leste de Greenwich, o segundo - 30 °, o terceiro - 45 °, etc. até o 23º fuso horário, cujo meridiano principal tem uma longitude leste de Greenwich 345 ° (ou longitude oeste 15°).

Horário padrãoTpé chamado de tempo solar médio local, medido no meridiano principal de um determinado fuso horário. Ele mantém o controle do tempo em todo o território situado em um determinado fuso horário.

Horário padrão desta zona P está relacionado com o tempo universal pela relação óbvia

Tn = T 0 +n h .

(1.29)

Também é bastante óbvio que a diferença entre os tempos padrão de dois pontos é um número inteiro de horas igual à diferença nos números de seus fusos horários.

4. Horário de verão. A fim de distribuir mais racionalmente a eletricidade usada para empresas de iluminação e instalações residenciais e para aproveitar ao máximo a luz do dia nos meses de verão do ano, em muitos países (incluindo nossa república), os ponteiros das horas dos relógios funcionando no horário padrão avançam 1 hora ou meia hora. O assim chamado horário de verão. No outono, o relógio é novamente ajustado para a hora padrão.

Conexão DST Tl qualquer ponto com seu tempo padrão Tp e com tempo universal T 0 é dado pelas seguintes relações:

(1.30)