1. Rezoluția teoretică a telescopului:

Unde λ - lungimea medie a undei luminoase (5,5 10 -7 m), D este diametrul obiectivului telescopului sau , unde D este diametrul obiectivului telescopului în milimetri.

2. Mărirea telescopului:

Unde F este distanța focală a lentilei, f este distanța focală a ocularului.

3. Înălțimea luminilor la punctul culminant:

înălțimea luminilor la punctul culminant superior, culminând la sud de zenit ( d < j):

, Unde j- latitudinea locului de observare, d- declinarea stelei;

înălțimea luminilor la punctul culminant superior, culminând la nord de zenit ( d > j):

, Unde j- latitudinea locului de observare, d- declinarea stelei;

înălțimea corpurilor de iluminat la punctul culminant inferior:

, Unde j- latitudinea locului de observare, d- declinarea luminii.

4. Refracția astronomică:

Formula aproximativă pentru calcularea unghiului de refracție, exprimată în secunde de arc (la o temperatură de +10°C și o presiune atmosferică de 760 mmHg):

, Unde z este distanța zenitală a stelei (pentru z<70°).

timp sideral:

Unde A- ascensiunea dreaptă a unui luminator, t este unghiul orar al acesteia;

ora medie solară (ora medie locală):

T m = T  + h, Unde T- timpul solar adevărat, h este ecuația timpului;

ora mondiala:

Unde l este longitudinea punctului cu ora medie locală T m , exprimat în ore, T 0 - timpul universal în acest moment;

timp standard:

Unde T 0 - timp universal; n– numărul de fus orar (pentru Greenwich n=0, pentru Moscova n=2, pentru Krasnoyarsk n=6);

timpul de maternitate:

sau

6. Formule care raportează perioada siderale (stelară) a revoluției planetei T cu perioada sinodica a circulatiei sale S:

pentru planetele superioare:

pentru planetele inferioare:

, Unde TÅ este perioada siderale a revoluției Pământului în jurul Soarelui.

7. A treia lege a lui Kepler:

, Unde T 1și T 2- perioadele de rotație ale planetelor, A 1 și A 2 sunt semi-axele majore ale orbitei lor.

8. Legea gravitației:

Unde m 1și m2 sunt masele de puncte materiale atrase, r- distanta dintre ele, G este constanta gravitațională.

9. A treia lege generalizată a lui Kepler:

, Unde m 1și m2 sunt masele a două corpuri atrase reciproc, r este distanța dintre centrele lor, T este perioada de revoluție a acestor corpuri în jurul unui centru de masă comun, G este constanta gravitațională;

pentru sistemul Soare și două planete:

, Unde T 1și T 2- perioade siderale (stelare) ale revoluției planetare, M este masa soarelui, m 1și m2 sunt masele planetelor, A 1 și A 2 - semiaxele majore ale orbitelor planetelor;

pentru sistemele Soare și planetă, planetă și satelit:

, Unde M este masa Soarelui; m 1 este masa planetei; m 2 este masa satelitului planetei; T 1 și a 1- perioada de revoluție a planetei în jurul Soarelui și semiaxa majoră a orbitei sale; T 2 și a 2 este perioada orbitală a satelitului în jurul planetei și semi-axa majoră a orbitei sale;

la M >> m 1, și m 1 >> m 2 ,

10. Viteza liniară a corpului pe o orbită parabolică (viteza parabolică):

, Unde G M este masa corpului central, r este vectorul rază al punctului ales al orbitei parabolice.

11. Viteza liniară a corpului pe o orbită eliptică într-un punct ales:

, Unde G este constanta gravitațională, M este masa corpului central, r este vectorul rază al punctului ales al orbitei eliptice, A este semiaxa majoră a unei orbite eliptice.

12. Viteza liniară a corpului pe o orbită circulară (viteza circulară):

, Unde G este constanta gravitațională, M este masa corpului central, R este raza orbitei, v p este viteza parabolica.

13. Excentricitatea orbitei eliptice, care caracterizează gradul de abatere a elipsei de la cerc:

, Unde c este distanța de la focar până la centrul orbitei, A este semi-axa majoră a orbitei, b este semiaxa minoră a orbitei.

14. Relația distanțelor periapsisului și apoapsisului cu semiaxa majoră și excentricitatea orbitei eliptice:

Unde r P - distanțe de la focar, în care se află corpul ceresc central, până la periapsis, r A - distante de la focar, in care se afla corpul ceresc central, pana la apocentru, A este semi-axa majoră a orbitei, e este excentricitatea orbitei.

15. Distanța până la lumina (în cadrul sistemului solar):

, Unde R ρ 0 - paralaxa orizontală a stelei, exprimată în secunde de arc,

sau unde D 1 și D 2 - distanțe până la corpuri de iluminat, ρ 1 și ρ 2 – paralaxele lor orizontale.

16. Raza luminii:

Unde ρ - unghiul la care raza discului luminii este vizibilă de pe Pământ (raza unghiulară), RÅ este raza ecuatorială a Pământului, ρ 0 - paralaxa orizontală a stelei. m - magnitudinea aparentă, R este distanța până la stea în parsecs.

20. Legea Stefan-Boltzmann:

ε=σT 4, unde ε este energia radiată pe unitatea de timp de la o unitate de suprafață, T este temperatura (în kelvins) și σ este constanta Stefan-Boltzmann.

21. Legea vinului:

Unde λ max - lungimea de undă, care reprezintă radiația maximă a unui corp negru (în centimetri), T este temperatura absolută în kelvins.

22. Legea lui Hubble:

, Unde v este viteza radială a retragerii galaxiei, c este viteza luminii, Δ λ este deplasarea Doppler a liniilor din spectru, λ este lungimea de undă a sursei de radiație, z- tura roșie, r este distanța până la galaxie în megaparsecs, H este constanta Hubble egală cu 75 km / (s × Mpc).

1. Sirius, Soare, Algol, Alpha Centauri, Albireo. Găsiți un obiect suplimentar în această listă și explicați decizia dvs. Soluţie: Celălalt obiect este Soarele. Toate celelalte stele sunt binare sau multiple. De asemenea, se poate observa că Soarele este singura stea de pe listă în jurul căreia au fost găsite planete. 2. Estimați presiunea atmosferică de lângă suprafața lui Marte dacă se știe că masa atmosferei sale este de 300 de ori mai mică decât masa atmosferei Pământului, iar raza lui Marte este de aproximativ 2 ori mai mică decât raza Pământului. Soluţie: O estimare simplă, dar destul de precisă poate fi obținută dacă presupunem că întreaga atmosferă a lui Marte este colectată într-un strat aproape de suprafață de densitate constantă, egală cu densitatea de la suprafață. Apoi presiunea poate fi calculată folosind formula binecunoscută, unde este densitatea atmosferei lângă suprafața lui Marte, este accelerația în cădere liberă pe suprafață și este înălțimea unei astfel de atmosfere omogene. O astfel de atmosferă se va dovedi a fi destul de subțire, așa că schimbarea cu înălțimea poate fi neglijată. Din același motiv, masa atmosferei poate fi reprezentată ca unde este raza planetei. Deoarece unde este masa planetei, este raza acesteia, este constanta gravitațională, expresia presiunii poate fi scrisă ca Raport proporțional cu densitatea planetei, deci presiunea pe suprafață este proporțională cu . Evident, același raționament poate fi aplicat Pământului. Deoarece densitățile medii ale Pământului și Marte, două planete terestre, sunt apropiate, dependența de densitatea medie a planetei poate fi neglijată. Raza lui Marte este de aproximativ 2 ori mai mică decât raza Pământului, astfel încât presiunea atmosferică de pe suprafața lui Marte poate fi estimată ca a Pământului, adică. despre kPa (de fapt este vorba despre kPa). 3. Se știe că viteza unghiulară de rotație a Pământului în jurul axei sale scade cu timpul. De ce? Soluţie: Datorită existenței mareelor ​​lunare și solare (în ocean, atmosferă și litosferă). Cocoașele de maree se deplasează de-a lungul suprafeței Pământului în direcția opusă direcției de rotație în jurul axei sale. Deoarece mișcarea cocoașelor de maree pe suprafața Pământului nu poate avea loc fără frecare, cocoașele de maree încetinesc rotația Pământului. 4. Unde este mai lungă ziua de 21 martie: la Sankt Petersburg sau Magadan? De ce? Latitudinea Magadan este . Soluţie: Lungimea zilei este determinată de declinarea medie a Soarelui în timpul zilei. În jurul datei de 21 martie, declinarea Soarelui crește cu timpul, așa că ziua va fi mai lungă acolo unde 21 martie vine mai târziu. Magadan este situat la est de Sankt Petersburg, astfel încât durata zilei de 21 martie la Sankt Petersburg va fi mai lungă. 5. În miezul galaxiei M87 se află o gaură neagră cu masa masei Soarelui. Găsiți raza gravitațională a găurii negre (distanța de la centrul unde a doua viteză cosmică este egală cu viteza luminii) și densitatea medie a materiei în raza gravitațională. Soluţie: A doua viteză cosmică (este și viteza de evacuare sau viteza parabolică) pentru orice corp cosmic poate fi calculată prin formula: unde

1.2 Câteva concepte și formule importante din astronomia generală

Înainte de a trece la descrierea stelelor variabile eclipsante, cărora le este dedicată această lucrare, luăm în considerare câteva concepte de bază de care vom avea nevoie în cele ce urmează.

Mărimea stelei unui corp ceresc este o măsură a strălucirii sale acceptată în astronomie. Sclipiciul este intensitatea luminii care ajunge la observator sau iluminarea creată la receptorul de radiație (ochi, placă fotografică, fotomultiplicator etc.) Sclipiciul este invers proporțional cu pătratul distanței care separă sursa de observator.

Mărimea m și luminozitatea E sunt legate prin formula:

În această formulă, E i este luminozitatea unei stele de m i -a magnitudine, E k este luminozitatea unei stele de m k -a magnitudine. Folosind această formulă, este ușor de observat că stelele de prima magnitudine (1 m) sunt mai strălucitoare decât stelele de a șasea magnitudine (6 m), care sunt vizibile la limita vizibilității cu ochiul liber de exact 100 de ori. Această împrejurare a stat la baza construirii unei scări de magnitudini stelare.

Luând logaritmul formulei (1) și ținând cont că lg 2,512 = 0,4, obținem:

, (1.2)

(1.3)

Ultima formulă arată că diferența de mărime este direct proporțională cu logaritmul raportului de mărime. Semnul minus din această formulă indică faptul că mărimea stelelor crește (descrește) odată cu scăderea (creșterea) luminozității. Diferența de mărimi stelare poate fi exprimată nu numai ca număr întreg, ci și ca număr fracționar. Cu ajutorul fotometrelor fotoelectrice de înaltă precizie, este posibil să se determine diferența de magnitudini stelare cu o precizie de 0,001 m. Precizia estimărilor vizuale (ochilor) ale unui observator experimentat este de aproximativ 0,05 m.

Trebuie remarcat faptul că formula (3) permite să se calculeze nu mărimile stelare, ci diferențele lor. Pentru a construi o scară de magnitudini stelare, trebuie să alegeți un punct zero (punct de referință) al acestei scale. Aproximativ se poate considera Vega (o Lyra) ca un astfel de punct zero, o stea de magnitudine zero. Există stele care au magnitudini negative. De exemplu, Sirius (un Canis Major) este cea mai strălucitoare stea de pe cerul pământului și are o magnitudine de -1,46 m.

Strălucirea unei stele, estimată de ochi, se numește vizuală. Ea corespunde unei mărimi stelare, notată cu m u . sau m vize. . Strălucirea stelelor, estimată după diametrul lor imaginii și gradul de înnegrire pe o placă fotografică (efect fotografic), se numește fotografică. Ea corespunde mărimii fotografice m pg sau m phot. Diferența C \u003d m pg - m ph, în funcție de culoarea stelei, se numește indice de culoare.

Există mai multe sisteme de mărime acceptate convențional, dintre care sistemele de magnitudine U, B și V sunt cele mai utilizate.Litera U indică magnitudini ultraviolete, B este albastru (aproape de fotografic), V este galben (aproape de vizual). În consecință, se determină doi indici de culoare: U - B și B - V, care sunt egali cu zero pentru stelele albe pure.

Informații teoretice despre eclipsarea stelelor variabile

2.1 Istoria descoperirii și clasificării stelelor variabile care se eclipsează

Prima stea variabilă care eclipsează Algol (b Perseus) a fost descoperită în 1669. Matematician și astronom italian Montanari. A fost explorat pentru prima dată la sfârșitul secolului al XVIII-lea. astronomul amator englez John Goodryke. S-a dovedit că steaua unică b Perseus, vizibilă cu ochiul liber, este de fapt un sistem multiplu care nu este separat nici măcar cu observații telescopice. Două dintre stele incluse în sistem se învârt în jurul unui centru de masă comun în 2 zile, 20 de ore și 49 de minute. În anumite momente de timp, una dintre stele incluse în sistem o închide pe cealaltă de la observator, ceea ce determină o slăbire temporară a luminozității totale a sistemului.

Curba luminii Algol prezentată în Fig. unu

Acest grafic se bazează pe observații fotoelectrice precise. Sunt vizibile două scăderi de luminozitate: un minim primar profund - eclipsa principală (componenta luminoasă este ascunsă în spatele celei mai slabe) și o mică scădere a luminozității - minimul secundar, când componenta mai strălucitoare o eclipsează pe cea mai slabă.

Aceste fenomene se repetă după 2,8674 zile (sau 2 zile 20 ore 49 minute).

Din graficul modificărilor de luminozitate (Fig. 1) se poate observa că imediat după atingerea minimului principal (cea mai scăzută valoare a luminozității), Algol începe să crească. Aceasta înseamnă că are loc o eclipsă parțială. În unele cazuri, poate fi observată și o eclipsă totală, care se caracterizează prin persistența valorii minime a luminozității variabilei în minimul principal pentru o anumită perioadă de timp. De exemplu, steaua variabilă care eclipsează U Cephei, care este accesibilă observațiilor cu binocluri puternice și telescoape de amatori, are o durată totală de fază de aproximativ 6 ore la minim principal.

Examinând cu atenție graficul modificărilor luminozității lui Algol, puteți constata că între minimele principale și secundare, luminozitatea stelei nu rămâne constantă, așa cum ar putea părea la prima vedere, ci se modifică ușor. Acest fenomen poate fi explicat după cum urmează. În afara eclipsei, lumina din ambele componente ale sistemului binar ajunge pe Pământ. Dar ambele componente sunt aproape una de alta. Prin urmare, o componentă mai slabă (adesea mai mare ca dimensiune), iluminată de o componentă strălucitoare, împrăștie radiația incidentă pe ea. Este evident că cea mai mare cantitate de radiație împrăștiată va ajunge la observatorul Pământului în momentul în care componenta slabă se află în spatele celei strălucitoare, adică. aproape de momentul minimului secundar (teoretic, acest lucru ar trebui să apară imediat în momentul minimului secundar, dar luminozitatea totală a sistemului scade brusc datorită faptului că una dintre componente este eclipsată).

Acest efect se numește efect de reemisie. Pe grafic, se manifestă ca o creștere treptată a luminozității generale a sistemului pe măsură ce se apropie de minimul secundar și o scădere a luminozității, care este simetrică cu creșterea sa față de minimul secundar.

În 1874 Goodryk a descoperit a doua stea variabilă care eclipsează - b Lyra. Schimbă luminozitatea relativ lent cu o perioadă de 12 zile 21 ore 56 minute (12.914 zile). Spre deosebire de Algol, curba luminii are o formă mai netedă. (Fig.2) Acest lucru se datorează apropierii componentelor unele de altele.

Forțele de maree care apar în sistem fac ca ambele stele să se întindă de-a lungul unei linii care leagă centrele lor. Componentele nu mai sunt sferice, ci elipsoidale. În timpul mișcării orbitale, discurile componentelor, care au o formă eliptică, își schimbă ușor aria, ceea ce duce la o schimbare continuă a luminozității sistemului chiar și în afara eclipsei.

În 1903 a fost descoperită variabila de eclipsare W Ursa Major, în care perioada de revoluție este de aproximativ 8 ore (0,3336834 zile). În acest timp se observă două minime de adâncime egală sau aproape egală (Fig. 3). Un studiu al curbei luminii stelei arată că componentele sunt aproape egale ca mărime și aproape ating suprafețele.

Pe lângă stele precum Algol, b Lyra și W Ursa Major, există obiecte mai rare care sunt, de asemenea, clasificate ca stele variabile care eclipsează. Acestea sunt stele elipsoidale care se rotesc în jurul unei axe. O modificare a zonei discului provoacă mici modificări ale luminozității.

Hidrogenul, în timp ce stelele cu o temperatură de aproximativ 6 mii K. au linii de calciu ionizat situate la granița părților vizibile și ultraviolete ale spectrului. Rețineți că acest tip de eu are spectrul Soarelui nostru. Secvența de spectre de stele obținute prin modificarea continuă a temperaturii straturilor lor de suprafață este notat cu următoarele litere: O, B, A, F, G, K, M, de la cea mai fierbinte la...

Nu vor fi observate linii (datorită slăbiciunii spectrului satelitului), dar liniile spectrului stelei principale vor fluctua în același mod ca în primul caz. Perioadele de schimbări care apar în spectrele stelelor binare spectroscopice, care sunt, evident, și perioadele de rotație a acestora, sunt destul de diferite. Cea mai scurtă dintre perioadele cunoscute este de 2,4 ore (g de Ursa Mică), iar cea mai lungă - zeci de ani. Pentru...

Întrebări.

1. Mișcarea aparentă a luminilor ca urmare a propriei mișcări în spațiu, rotația Pământului și revoluția acestuia în jurul Soarelui.
2. Principii pentru determinarea coordonatelor geografice din observații astronomice (P. 4 p. 16).
3. Motivele schimbării fazelor lunii, condițiile de declanșare și frecvența eclipselor de soare și de lună (P. 6, paragrafele 1.2).
4. Caracteristici ale mișcării zilnice a Soarelui la diferite latitudini în diferite perioade ale anului (P.4, paragraful 2, P. 5).
5. Principiul de funcționare și scopul telescopului (P. 2).
6. Metode de determinare a distanțelor până la corpurile sistemului solar și dimensiunile acestora (P. 12).
7. Posibilitățile de analiză spectrală și de observații extraatmosferice pentru studiul naturii corpurilor cerești (P. 14, „Fizica” P. 62).
8. Cele mai importante direcții și sarcini de cercetare și dezvoltare a spațiului cosmic.
9. Legea lui Kepler, descoperirea ei, sensul, limitele de aplicabilitate (P. 11).
10. Principalele caracteristici ale planetelor grupului Pământului, planetele gigantice (P. 18, 19).
11. Trăsături distinctive ale Lunii și sateliți ai planetelor (P. 17-19).
12. Comete și asteroizi. Idei de bază despre originea sistemului solar (P. 20, 21).
13. Soarele este ca o stea tipică. Principalele caracteristici (pag. 22).
14. Cele mai importante manifestări ale activității solare. Legătura lor cu fenomenele geografice (P. 22 p. 4).
15. Metode de determinare a distanțelor până la stele. Unitățile de distanțe și legătura dintre ele (pag. 23).
16. Principalele caracteristici fizice ale stelelor și relația lor (P. 23, paragraful 3).
17. Semnificația fizică a legii Stefan-Boltzmann și aplicarea acesteia pentru a determina caracteristicile fizice ale stelelor (P. 24, paragraful 2).
18. Stele variabile și nestaționare. Semnificația lor pentru studiul naturii stelelor (P. 25).
19. Stele binare și rolul lor în determinarea caracteristicilor fizice ale stelelor.
20. Evoluția stelelor, etapele și etapele sale finale (P. 26).
21. Compoziția, structura și dimensiunea galaxiei noastre (P. 27 pp 1).
22. Clusterele stelare, starea fizică a mediului interstelar (P. 27, paragraful 2, P. 28).
23. Principalele tipuri de galaxii și trăsăturile lor distinctive (P. 29).
24. Fundamentele ideilor moderne despre structura și evoluția Universului (P. 30).

Sarcini practice.

1. Căutarea hărții stelelor.
2. Definiţia geographic latitude.
3. Determinarea declinației luminii după latitudine și înălțime.
4. Calculul mărimii luminii prin paralaxă.
5. Condiții de vizibilitate a Lunii (Venus, Marte) conform calendarului astronomic școlar.
6. Calculul perioadei de revoluție a planetelor pe baza legii a 3-a a lui Kepler.

Răspunsuri.

Biletul numărul 1. Pământul face mișcări complexe: se rotește în jurul axei sale (T=24 ore), se mișcă în jurul Soarelui (T=1 an), se rotește împreună cu Galaxia (T=200 mii ani). Acest lucru arată că toate observațiile făcute de pe Pământ diferă în traiectorii aparente. Planetele sunt împărțite în interne și externe (interne: Mercur, Venus; externe: Marte, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun și Pluto). Toate aceste planete se învârt în același mod ca Pământul în jurul Soarelui, dar, datorită mișcării Pământului, se poate observa mișcarea în formă de buclă a planetelor (calendar p. 36). Datorită mișcării complexe a Pământului și a planetelor, apar diverse configurații ale planetelor.

Cometele și corpurile meteoritice se deplasează de-a lungul traiectoriilor eliptice, parabolice și hiperbolice.

Biletul numărul 2. Există 2 coordonate geografice: latitudine geografică și longitudine geografică. Astronomia ca știință practică vă permite să găsiți aceste coordonate (figura „înălțimea stelei în punctul culminant superior”). Înălțimea polului ceresc deasupra orizontului este egală cu latitudinea locului de observație. Este posibil să se determine latitudinea locului de observație prin înălțimea luminii la punctul culminant superior ( punct culminant- momentul trecerii luminii prin meridian) conform formulei:

h = 90° - j + d,

unde h este înălțimea stelei, d este declinația, j este latitudinea.

Longitudinea geografică este a doua coordonată, măsurată de la meridianul Greenwich zero la est. Pământul este împărțit în 24 de fusuri orare, diferența de timp este de 1 oră. Diferența de timp local este egală cu diferența de longitudini:

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

Ora locală este ora solară în acea locație de pe Pământ. În fiecare punct, ora locală este diferită, astfel încât oamenii trăiesc în funcție de ora standard, adică în funcție de ora meridianului de mijloc al acestei zone. Linia de schimbare a datei merge în est (strâmtoarea Bering).

Biletul numărul 3. Luna se mișcă în jurul pământului în aceeași direcție în care pământul se rotește în jurul axei sale. Afișarea acestei mișcări, după cum știm, este mișcarea aparentă a Lunii pe fundalul stelelor către rotația cerului. În fiecare zi, Luna se deplasează spre est în raport cu stele cu aproximativ 13 °, iar după 27,3 zile se întoarce la aceleași stele, descriind un cerc complet pe sfera cerească.

Mișcarea aparentă a Lunii este însoțită de o schimbare continuă a aspectului său - o schimbare de faze. Acest lucru se întâmplă deoarece Luna ocupă poziții diferite față de Soare și Pământul care o luminează.

Când Luna este vizibilă pentru noi ca o semilună îngustă, restul discului său strălucește ușor. Acest fenomen se numește lumină cenușie și se explică prin faptul că Pământul luminează partea de noapte a Lunii cu lumina solară reflectată.

Pământul și Luna, iluminate de Soare, aruncă conuri de umbră și conuri de penumbră. Când Luna cade în umbra Pământului, în întregime sau parțial, are loc o eclipsă totală sau parțială de Lună. De pe Pământ, poate fi văzut simultan oriunde se află Luna deasupra orizontului. Faza unei eclipse totale de Lună continuă până când luna începe să iasă din umbra pământului și poate dura până la 1 oră și 40 de minute. Razele soarelui, refractate în atmosfera Pământului, cad în conul de umbră al Pământului. În același timp, atmosfera absoarbe puternic razele albastre și învecinate și le transmite în principal pe cele roșii în con. De aceea, Luna, în timpul unei faze mari a eclipsei, este pictată într-o lumină roșiatică și nu dispare cu totul. Eclipsele de Lună au loc de până la trei ori pe an și, bineînțeles, doar pe luna plină.

O eclipsă de soare totală este vizibilă doar acolo unde o pată a umbrei lunii cade pe Pământ, diametrul spotului nu depășește 250 km. Când Luna se mișcă pe orbită, umbra ei se mișcă peste Pământ de la vest la est, trasând o bandă îngustă succesiv de eclipsă totală. Acolo unde penumbra Lunii cade pe Pământ, se observă o eclipsă parțială de Soare.

Din cauza unei mici modificări a distanțelor Pământului față de Lună și Soare, diametrul unghiular aparent este uneori puțin mai mare, alteori puțin mai mic decât cel solar, alteori egal cu acesta. În primul caz, eclipsa totală de Soare durează până la 7 minute 40 s, în al doilea, Luna nu acoperă deloc Soarele în totalitate, iar în al treilea, doar o clipă.

Eclipsele de soare într-un an pot fi de la 2 la 5, în acest din urmă caz, cu siguranță private.

Biletul numărul 4. În timpul anului, Soarele se mișcă de-a lungul eclipticii. Ecliptica trece prin 12 constelații zodiacale. În timpul zilei, Soarele, ca o stea obișnuită, se mișcă paralel cu ecuatorul ceresc.
(-23°27¢ £ d £ +23°27¢). Această modificare a declinației este cauzată de înclinarea axei pământului față de planul orbitei.

La latitudinea tropicelor Rac (sud) și Capricorn (nord), Soarele se află la zenit în zilele solstițiilor de vară și de iarnă.

La Polul Nord, Soarele și stelele nu apune între 21 martie și 22 septembrie. Pe 22 septembrie începe noaptea polară.

Biletul numărul 5. Există două tipuri de telescoape: un telescop reflector și un telescop refractor (figuri).

Pe lângă telescoapele optice, există și radiotelescoape, care sunt dispozitive care detectează radiația cosmică. Radiotelescopul este o antenă parabolică cu un diametru de aproximativ 100 m. Ca pat pentru antenă se folosesc formațiuni naturale, precum craterele sau versanții muntilor. Emisia radio vă permite să explorați planete și sisteme stelare.

Biletul numărul 6. Paralaxa orizontală numit unghiul la care raza Pământului este vizibilă de pe planetă, perpendicular pe linia de vedere.

p² - paralaxa, r² - raza unghiulară, R - raza Pământului, r - raza stelei.

Acum, pentru a determina distanța până la corpuri de iluminat, se folosesc metode radar: trimit un semnal radio către planetă, semnalul este reflectat și înregistrat de antena de recepție. Cunoscând timpul de propagare a semnalului determinați distanța.

Biletul numărul 7. Analiza spectrală este cel mai important instrument pentru studiul universului. Analiza spectrală este o metodă prin care se determină compoziția chimică a corpurilor cerești, temperatura, dimensiunea, structura, distanța până la ele și viteza de mișcare a acestora. Analiza spectrală se realizează folosind instrumente spectrograf și spectroscop. Cu ajutorul analizei spectrale, a fost determinată compoziția chimică a stelelor, cometelor, galaxiilor și corpurilor sistemului solar, deoarece în spectru fiecare linie sau combinația lor este caracteristică unui element. Intensitatea spectrului poate fi folosită pentru a determina temperatura stelelor și a altor corpuri.

Conform spectrului, stelele sunt atribuite uneia sau alteia clase spectrale. Din diagrama spectrală, puteți determina magnitudinea aparentă a unei stele și apoi folosind formulele:

M = m + 5 + 5lg p

lg L = 0,4(5 - M)

găsiți magnitudinea absolută, luminozitatea și, prin urmare, mărimea stelei.

Folosind formula Doppler

Crearea stațiilor spațiale moderne, a navelor spațiale reutilizabile, precum și lansarea navelor spațiale pe planete (Vega, Marte, Luna, Voyager, Hermes) a făcut posibilă instalarea telescoapelor pe ele, prin care aceste corpuri de iluminat pot fi observate aproape fără atmosferă. interferență.

Biletul numărul 8. Începutul erei spațiale a fost stabilit de lucrările savantului rus K. E. Tsiolkovsky. El a sugerat folosirea motoarelor cu reacție pentru explorarea spațiului. El a propus mai întâi ideea de a folosi rachete în mai multe etape pentru a lansa nave spațiale. Rusia a fost un pionier în această idee. Primul satelit artificial al Pământului a fost lansat la 4 octombrie 1957, primul zbor în jurul Lunii cu obținerea de fotografii - 1959, primul zbor cu echipaj în spațiu - 12 aprilie 1961 Primul zbor către Luna americanilor - 1964, lansarea navelor spațiale și a stațiilor spațiale.

1. Obiective științifice:

• șederea omului în spațiu;
• explorarea spațiului;
• dezvoltarea tehnologiilor de zbor spațial;

1. scopuri militare (protecția împotriva atacurilor nucleare);
2. Telecomunicații (comunicații prin satelit realizate cu ajutorul sateliților de comunicații);
3. Prognoze meteo, prognoza dezastrelor naturale (meteo-sateliți);
4. Obiective de productie:

• căutarea de minerale;
• monitorizarea mediului.

Biletul numărul 9. Meritul descoperirii legilor mișcării planetare aparține remarcabilului om de știință Johannes Kepler.

Prima lege. Fiecare planetă se învârte într-o elipsă cu Soarele la unul dintre focarele sale.

A doua lege. (legea zonelor). Raza-vector al planetei pentru aceleași intervale de timp descrie zone egale. Din această lege rezultă că viteza planetei atunci când se mișcă pe orbită este cu atât mai mare, cu atât este mai aproape de Soare.

A treia lege. Pătratele perioadelor siderale ale planetelor sunt legate ca cuburi ale semi-axelor majore ale orbitelor lor.

Această lege a făcut posibilă stabilirea distanțelor relative ale planetelor față de Soare (în unități ale semiaxei majore a orbitei pământului), întrucât perioadele siderale ale planetelor fuseseră deja calculate. Semiaxa majoră a orbitei pământului este luată ca unitate astronomică (UA) a distanțelor.

Biletul numărul 10. Plan:

1. Enumeră toate planetele;
2. Diviziune (planete terestre: Mercur, Marte, Venus, Pământ, Pluto; și planete gigantice: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun);
3. Spuneți despre caracteristicile acestor planete pe baza tabelului. 5 (pag. 144);
4. Precizați principalele caracteristici ale acestor planete.

Biletul numărul 11 . Plan:

1. Condițiile fizice de pe Lună (dimensiune, masă, densitate, temperatură);

Luna este de 81 de ori mai mică decât Pământul în masă, densitatea sa medie este de 3300 kg / m 3, adică mai mică decât cea a Pământului. Nu există atmosferă pe Lună, doar o înveliș de praf rarefiat. Diferențele uriașe de temperatură de pe suprafața lunară de la zi la noapte se explică nu numai prin absența unei atmosfere, ci și prin durata zilei și a nopții lunare, care corespund celor două săptămâni ale noastre. Temperatura în punctul subsolar al Lunii atinge + 120°C, iar în punctul opus emisferei nopții - 170°C.

1. Relief, mări, cratere;
2. Caracteristicile chimice ale suprafeței;
3. Prezența activității tectonice.

Sateliții planetei:

1. Marte (2 sateliți mici: Phobos și Deimos);
2. Jupiter (16 sateliți, cei mai faimoși 4 sateliți galileeni: Europa, Callisto, Io, Ganymede; pe Europa a fost descoperit un ocean de apă);
3. Saturn (17 sateliți, Titan este deosebit de renumit: are atmosferă);
4. Uranus (16 sateliți);
5. Neptun (8 sateliți);
6. Pluto (1 satelit).

Biletul numărul 12. Plan:

1. Comete (natura fizică, structură, orbite, tipuri), cele mai cunoscute comete:

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

1. Asteroizi (planete minore). Cele mai cunoscute sunt Ceres, Vesta, Pallas, Juno, Icarus, Hermes, Apollo (mai mult de 1500 în total).

Studiul cometelor, asteroizilor, ploilor de meteori a arătat că toate au aceeași natură fizică și aceeași compoziție chimică. Determinarea vârstei sistemului solar sugerează că Soarele și planetele au aproximativ aceeași vârstă (aproximativ 5,5 miliarde de ani). Conform teoriei apariției sistemului solar a academicianului O. Yu. Schmidt, Pământul și planetele au apărut dintr-un nor de praf de gaz, care, datorită legii gravitației universale, a fost captat de Soare și rotit în aceeași direcție ca Soarele. Treptat, în acest nor s-au format condensuri, care au dat naștere planetelor. Dovada că planetele s-au format din astfel de clustere este căderea meteoriților pe Pământ și pe alte planete. Astfel, în 1975, a fost observată căderea cometei Wachmann-Strassmann pe Jupiter.

Biletul numărul 13. Soarele este cea mai apropiată stea de noi, în care, spre deosebire de toate celelalte stele, putem observa discul și folosim un telescop pentru a studia mici detalii de pe el. Soarele este o stea tipică și, prin urmare, studiul său ajută la înțelegerea naturii stelelor în general.

Masa Soarelui este de 333 de mii de ori mai mare decât masa Pământului, puterea radiației totale a Soarelui este de 4 * 10 23 kW, temperatura efectivă este de 6000 K.

Ca toate stelele, Soarele este o minge fierbinte de gaz. Constă în principal din hidrogen cu un amestec de 10% (după numărul de atomi) heliu, 1-2% din masa Soarelui cade pe alte elemente mai grele.

Pe Soare, materia este puternic ionizată, adică atomii și-au pierdut electronii exteriori și împreună cu ei au devenit particule libere de gaz ionizat - plasmă.

Densitatea medie a materiei solare este de 1400 kg/m 3 . Cu toate acestea, acesta este un număr mediu, iar densitatea în straturile exterioare este incomensurabil mai mică, iar în centru este de 100 de ori mai mare.

Sub influența forțelor de atracție gravitațională îndreptate spre centrul Soarelui, se creează o presiune uriașă în adâncurile sale, care în centru ajunge la 2 * 10 8 Pa, la o temperatură de aproximativ 15 milioane K.

În astfel de condiții, nucleele atomilor de hidrogen au viteze foarte mari și se pot ciocni între ele, în ciuda acțiunii forței repulsive electrostatice. Unele ciocniri se termină în reacții nucleare, în care se formează heliu din hidrogen și se eliberează o cantitate mare de căldură.

Suprafața soarelui (fotosfera) are o structură granulară, adică este formată din „granule” de aproximativ 1000 km în medie. Granularea este o consecință a mișcării gazelor într-o zonă situată de-a lungul fotosferei. Uneori, în anumite zone ale fotosferei, golurile întunecate dintre pete cresc și se formează pete întunecate mari. Observând petele solare printr-un telescop, Galileo a observat că acestea se mișcă pe discul vizibil al Soarelui. Pe această bază, a ajuns la concluzia că Soarele se rotește în jurul axei sale, cu o perioadă de 25 de zile. la ecuator şi 30 de zile. lângă poli.

Petele sunt formațiuni nepermanente, cel mai adesea apar în grupuri. În jurul petelor sunt vizibile uneori formațiuni luminoase aproape imperceptibile, care se numesc torțe. Principala caracteristică a petelor și torțelor este prezența câmpurilor magnetice cu o inducție care ajunge la 0,4-0,5 T.

Biletul numărul 14. Manifestarea activității solare pe Pământ:

1. Petele solare sunt o sursă activă de radiații electromagnetice care provoacă așa-numitele „furtuni magnetice”. Aceste „furtuni magnetice” afectează televiziunea și comunicațiile radio, provocând aurore puternice.
2. Soarele emite următoarele tipuri de radiații: ultraviolete, raze X, infraroșii și cosmice (electroni, protoni, neutroni și particule grele de hadron). Aceste radiații sunt aproape în întregime întârziate de atmosfera Pământului. De aceea, atmosfera Pământului ar trebui menținută într-o stare normală. Găurile de ozon care apar periodic trec radiația Soarelui, care ajunge la suprafața pământului și afectează negativ viața organică de pe Pământ.
3. Activitatea solară are loc la fiecare 11 ani. Ultima activitate solară maximă a fost în 1991. Maximul estimat este 2002. Activitatea solară maximă înseamnă cel mai mare număr de pete solare, radiații și proeminențe. S-a stabilit de mult timp că modificarea activității solare a Soarelui afectează următorii factori:

• situația epidemiologică de pe Pământ;
• numărul de diferite tipuri de dezastre naturale (taifunuri, cutremure, inundații etc.);
• asupra numărului de accidente rutiere și feroviare.

Maximul din toate acestea cade pe anii Soarelui activ. După cum a stabilit omul de știință Chizhevsky, Soarele activ afectează bunăstarea unei persoane. De atunci, au fost întocmite previziuni periodice ale bunăstării unei persoane.

Biletul numărul 15. Raza pământului se dovedește a fi prea mică pentru a servi drept bază pentru măsurarea deplasării paralactice a stelelor și a distanței până la acestea. Prin urmare, se folosește paralaxa de un an în loc de orizontală.

Paralaxa anuală a unei stele este unghiul la care se poate vedea semiaxa majoră a orbitei pământului de la o stea dacă aceasta este perpendiculară pe linia de vedere.

a - semiaxa majoră a orbitei pământului,

p - paralaxa anuală.

Se folosește și unitatea parsec. Parsec - distanța de la care semi-axa majoră a orbitei pământului, perpendiculară pe linia de vedere, este vizibilă la un unghi de 1².

1 parsec = 3,26 ani lumină = 206265 AU e. = 3 * 10 11 km.

Măsurând paralaxa anuală, se poate determina în mod fiabil distanța până la stelele care nu depășesc 100 parsecs sau 300 ly. ani.

Biletul numărul 16. Stelele sunt clasificate după următorii parametri: mărime, culoare, luminozitate, clasă spectrală.

După mărime, stelele sunt împărțite în stele pitice, stele medii, stele normale, stele gigant și stele supergigant. Stelele pitice sunt un satelit al stelei Sirius; mediu - Soare, Capella (Auriga); normal (t \u003d 10 mii K) - au dimensiuni între Soare și Capella; stele gigantice - Antares, Arcturus; supergiganți - Betelgeuse, Aldebaran.

După culoare, stelele sunt împărțite în roșu (Antares, Betelgeuse - 3000 K), galben (Soare, Capella - 6000 K), alb (Sirius, Deneb, Vega - 10.000 K), albastru (Spica - 30.000 K).

După luminozitate, stelele sunt clasificate după cum urmează. Dacă luăm luminozitatea Soarelui ca 1, atunci stelele albe și albastre au o luminozitate de 100 și 10 mii de ori mai mare decât luminozitatea Soarelui, iar piticele roșii - de 10 ori mai mică decât luminozitatea Soarelui.

Conform spectrului, stelele sunt împărțite în clase spectrale (vezi tabelul).

Condiții de echilibru: după cum se știe, stelele sunt singurele obiecte naturale în cadrul cărora au loc reacții de fuziune termonucleară necontrolată, care sunt însoțite de eliberarea unei cantități mari de energie și determină temperatura stelelor. Majoritatea stelelor sunt în stare staționară, adică nu explodează. Unele stele explodează (așa-numitele noi și supernove). De ce stelele sunt în general în echilibru? Forța exploziilor nucleare în stelele staționare este echilibrată de forța gravitației, motiv pentru care aceste stele mențin echilibrul.

Biletul numărul 17. Legea Stefan-Boltzmann determină relația dintre radiația și temperatura stelelor.

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

e este energia radiației pe unitatea de suprafață a stelei

L este luminozitatea stelei, R este raza stelei.

Folosind formula lui Stefan-Boltzmann și legea lui Wien, se determină lungimea de undă, care ține cont de radiația maximă:

l max T = b b - constanta lui Wien

Se poate proceda de la opus, adică, folosind luminozitatea și temperatura pentru a determina dimensiunea stelelor.

Biletul numărul 18. Plan:

1. Cefeidă
2. stele noi
3. supernove

Biletul numărul 19. Plan:

1. Vizual dublu, multiplu
2. Binare spectrale
3. eclipsând stele variabile

Biletul numărul 20. Există diferite tipuri de stele: simple, duble și multiple, staționare și variabile, stele gigantice și pitice, nova și supernove. Există modele în această varietate de stele, în haosul lor aparent? Astfel de modele, în ciuda diferitelor luminozități, temperaturi și dimensiuni ale stelelor, există.

1. S-a stabilit că luminozitatea stelelor crește odată cu creșterea masei, iar această dependență este determinată de formula L = m 3,9 , în plus, pentru multe stele regularitatea L » R 5,2 este adevărată.
2. Dependența lui L de t° și culoare (diagrama culoare-luminozitate).

Cu cât steaua este mai masivă, cu atât combustibilul principal, hidrogenul, arde mai repede, transformându-se în heliu ( ). Uriașii giganți albaștri și albi se sting în 10 7 ani. Stele galbene precum Capella și Soarele se ard în 10 10 ani (t Soare = 5 * 10 9 ani). Stelele albe și albastre, care se sting, se transformă în giganți roșii. Ele sintetizează 2C + He ® C 2 He. Pe măsură ce heliul se arde, steaua se micșorează și se transformă într-o pitică albă. O pitică albă se transformă în cele din urmă într-o stea foarte densă, care constă numai din neutroni. Reducerea dimensiunii stelei duce la o rotație foarte rapidă a acesteia. Această stea pare să pulseze, radiind unde radio. Se numesc pulsari - stadiul final al stelelor gigantice. Unele stele cu o masă mult mai mare decât masa Soarelui se micșorează atât de mult încât se transformă așa-numitele „găuri negre”, care, datorită gravitației, nu emit radiații vizibile.

Biletul numărul 21. Sistemul nostru stelar - Galaxy este una dintre galaxiile eliptice. Calea Lactee pe care o vedem este doar o parte a galaxiei noastre. Stelele de până la magnitudinea 21 pot fi văzute cu telescoapele moderne. Numărul acestor stele este 2 * 10 9 , dar aceasta este doar o mică parte din populația galaxiei noastre. Diametrul galaxiei este de aproximativ 100 de mii de ani lumină. Observând Galaxia, se poate observa „bifurcația”, care este cauzată de praful interstelar care acoperă stelele Galaxiei de la noi.

populația galaxiei.

Există multe giganți roșii și cefeide cu perioadă scurtă în miezul galaxiei. Există multe supergiganți și cefeide clasice în ramurile mai departe de centru. Brațele spiralate conțin supergiganți fierbinți și cefeide clasice. Galaxia noastră se învârte în jurul centrului galaxiei, care se află în constelația Hercule. Sistemul solar face o revoluție completă în jurul centrului galaxiei în 200 de milioane de ani. Rotația sistemului solar poate fi folosită pentru a determina masa aproximativă a Galaxiei - 2 * 10 11 m a Pământului. Stelele sunt considerate staționare, dar de fapt stelele se mișcă. Dar din moment ce suntem departe de ei, această mișcare poate fi observată doar de mii de ani.

Biletul numărul 22. În Galaxia noastră, pe lângă stelele unice, există stele care se combină în grupuri. Există 2 tipuri de clustere stelare:

1. Grupuri de stele deschise, cum ar fi clusterul de stele Pleiade din constelațiile Taur și Hyade. Cu un simplu ochi în Pleiade poți vedea 6 stele, dar dacă te uiți printr-un telescop, poți vedea o împrăștiere de stele. Clusterele deschise au mai multe parsec-uri. Grupurile de stele deschise constau din sute de stele din secvența principală și supergiganți.
2. Ciorchinii de stele globulare au o dimensiune de până la 100 de parsecs. Aceste clustere sunt caracterizate de Cefeide cu perioadă scurtă și o magnitudine particulară (de la -5 la +5 unități).

Astronomul rus V. Ya. Struve a descoperit că există absorbția interstelară a luminii. Absorbția interstelară a luminii este cea care slăbește luminozitatea stelelor. Mediul interstelar este umplut cu praf cosmic, care formează așa-numitele nebuloase, de exemplu, nebuloasele întunecate ale Marilor Nori Magellanic, Cap de Cal. În constelația Orion, există o nebuloasă de gaz și praf care strălucește cu lumina reflectată a stelelor din apropiere. În constelația Vărsător, se află Marea Nebuloasă Planetară, formată ca urmare a emisiei de gaz de la stelele din apropiere. Vorontsov-Velyaminov a demonstrat că emisia de gaze de către stelele gigantice este suficientă pentru formarea de noi stele. Nebuloasele gazoase formează un strat în Galaxie cu o grosime de 200 de parsecs. Ele constau din H, He, OH, CO, CO2, NH3. Hidrogenul neutru emite o lungime de undă de 0,21 m. Distribuția acestei emisii radio determină distribuția hidrogenului în Galaxie. În plus, există surse de emisie radio bremsstrahlung (raze X) (quasar) în Galaxie.

Biletul numărul 23. William Herschel în secolul al XVII-lea a pus o mulțime de nebuloase pe harta stelară. Ulterior, s-a dovedit că acestea sunt galaxii gigantice care se află în afara galaxiei noastre. Cu ajutorul Cefeidelor, astronomul american Hubble a demonstrat că cea mai apropiată galaxie de noi, M-31, se află la o distanță de 2 milioane de ani lumină. Aproximativ o mie de astfel de galaxii au fost descoperite în constelația Veronica, la milioane de ani lumină distanță de noi. Hubble a demonstrat că există o deplasare spre roșu în spectrele galaxiilor. Această schimbare este mai mare, cu cât galaxia este mai departe de noi. Cu alte cuvinte, cu cât galaxia este mai departe, cu atât viteza sa de îndepărtare de noi este mai mare.

Îndepărtarea V = D * H H - constantă Hubble, D - offset în spectru.

Modelul universului în expansiune bazat pe teoria lui Einstein a fost confirmat de omul de știință rus Friedman.

Galaxiile sunt neregulate, eliptice și spiralate. Galaxii eliptice - în constelația Taur, o galaxie spirală - a noastră, nebuloasa Andromeda, o galaxie neregulată - în Norii Magellanic. Pe lângă galaxiile vizibile, sistemele stelare conțin așa-numitele galaxii radio, adică surse puternice de emisie radio. În locul acestor radiogalaxii s-au găsit mici obiecte luminoase, a căror deplasare spre roșu este atât de mare încât se află, evident, la miliarde de ani lumină distanță de noi. Se numesc quasari deoarece radiația lor este uneori mai puternică decât cea a unei galaxii întregi. Este posibil ca quasarii să fie nucleele unor sisteme stelare foarte puternice.

Biletul numărul 24. Cel mai recent catalog de stele conține peste 30.000 de galaxii mai luminoase decât magnitudinea 15, iar sute de milioane de galaxii pot fi fotografiate cu un telescop puternic. Toate acestea împreună cu Galaxia noastră formează așa-numita metagalaxie. În ceea ce privește dimensiunea și numărul de obiecte, metagalaxia este infinită; nu are nici început, nici sfârșit. Conform conceptelor moderne, în fiecare galaxie există o extincție a stelelor și a galaxiilor întregi, precum și apariția de noi stele și galaxii. Știința care studiază Universul nostru ca întreg se numește cosmologie. Conform teoriei lui Hubble și Friedman, universul nostru, având în vedere teoria generală a lui Einstein, un astfel de univers se extinde acum aproximativ 15 miliarde de ani, cele mai apropiate galaxii erau mai aproape de noi decât sunt acum. Într-un loc al spațiului, apar noi sisteme stelare și, având în vedere formula E = mc 2, deoarece putem spune că, deoarece masele și energiile sunt echivalente, transformarea lor reciprocă una în alta stă la baza lumii materiale.

1. Ora locală.

Se numește timpul măsurat pe un meridian geografic dat ora locala acest meridian. Pentru toate locurile de pe același meridian, unghiul orar al echinocțiului de primăvară (sau al Soarelui sau al soarelui mediu) la un moment dat este același. Prin urmare, pe întreg meridianul geografic, ora locală (stelară sau solară) este aceeași în același moment.

Dacă diferența dintre longitudinile geografice a două locuri este D l, apoi într-un loc mai estic unghiul orar al oricărei stele va fi pe D l mai mare decât unghiul orar al aceluiași luminator într-o locație mai vestică. Prin urmare, diferența oricărui timp local pe două meridiane în același moment fizic este întotdeauna egală cu diferența de longitudini ale acestor meridiane, exprimată în ore (în unități de timp):

acestea. ora medie locală a oricărui punct de pe pământ este întotdeauna egală cu timpul universal din acel moment plus longitudinea acelui punct, exprimată în ore și considerată pozitivă la est de Greenwich.

În calendarele astronomice, momentele majorității fenomenelor sunt indicate de timpul universal. T 0 . Momentele acestor evenimente în ora locală T t. sunt ușor de determinat prin formula (1.28).

3. timp standard. În viața de zi cu zi, utilizarea atât a timpului solar mediu local, cât și a timpului universal este incomod. Prima pentru că există, în principiu, atâtea sisteme de numărare a timpului local câte meridiane geografice, adică. nenumărat. Prin urmare, pentru a stabili succesiunea evenimentelor sau fenomenelor sesizate în timp local, este absolut necesar să se cunoască, pe lângă momente, și diferența de longitudini a meridianelor pe care au avut loc aceste evenimente sau fenomene.

Secvența evenimentelor marcate în funcție de timpul universal este ușor de stabilit, dar diferența mare dintre timpul universal și ora locală a meridianelor, care sunt departe de Greenwich Mean Time, creează neplăceri la utilizarea timpului universal în viața de zi cu zi.

În 1884, a fost propus sistem de numărare a centurii a timpului mediu, a cărui esență este următoarea. Ora este păstrată doar pe 24 major meridiane geografice situate unul față de celălalt în longitudine exact 15 ° (sau 1 h), aproximativ la mijlocul fiecăruia fus orar. Fusuri orare numite zonele suprafeței pământului în care este împărțit condiționat prin linii care merg de la polul său nord la sud și distanță aproximativ 7 °.5 de meridianele principale. Aceste linii, sau limitele fusurilor orare, urmăresc exact meridianele geografice doar în mări și oceane deschise și în locuri nelocuite de pe uscat. În restul lungimii lor, ei parcurg granițele de stat, administrative, economice sau geografice, retrăgându-se de la meridianul corespunzător într-o direcție sau alta. Fusele orare sunt numerotate de la 0 la 23. Greenwich este considerat meridianul principal al zonei zero. Meridianul principal al primului fus orar este situat exact la 15 ° est de Greenwich, al doilea - 30 °, al treilea - 45 ° etc. până la fusul orar 23, al cărui meridian principal are o longitudine estică de la Greenwich 345 ° (sau longitudine vestică 15°).

Timp standardT p se numește ora solară medie locală, măsurată pe meridianul principal al unui fus orar dat. Acesta ține evidența timpului pe întreg teritoriul aflat într-un anumit fus orar.

Ora standard a acestei zone P este legat de timpul universal prin relația evidentă

T n = T 0 +n h .

(1.29)

De asemenea, este destul de evident că diferența dintre timpii standard a două puncte este un număr întreg de ore egal cu diferența dintre numerele fusurilor orare ale acestora.

4. Ora de vară. Pentru a distribui mai rațional energia electrică folosită pentru iluminarea întreprinderilor și a spațiilor rezidențiale și pentru a profita la maximum de lumina zilei în lunile de vară ale anului, în multe țări (inclusiv în republica noastră) acționările orelor ale ceasurilor care funcționează la ora standard sunt mutate înainte. cu 1 oră sau jumătate de oră. Asa numitul ora de vara. În toamnă, ceasul este din nou setat la ora standard.

Conexiune DST T l orice punct cu ora sa standard T pși cu timpul universal T 0 este dat de următoarele relații:

(1.30)