1. Teoretické rozlíšenie ďalekohľadu:

Kde λ - priemerná dĺžka svetelnej vlny (5,5 10 -7 m), D je priemer objektívu ďalekohľadu alebo , kde D je priemer objektívu ďalekohľadu v milimetroch.

2. Zväčšenie ďalekohľadu:

Kde F je ohnisková vzdialenosť šošovky, f je ohnisková vzdialenosť okuláru.

3. Výška svietidiel pri vyvrcholení:

výška svietidiel v hornom vrchole, kulminujúca južne od zenitu ( d < j):

, kde j- zemepisná šírka miesta pozorovania, d- deklinácia hviezdy;

výška svietidiel v hornom vrchole, kulminujúca severne od zenitu ( d > j):

, kde j- zemepisná šírka miesta pozorovania, d- deklinácia hviezdy;

výška svietidiel pri dolnom vrchole:

, kde j- zemepisná šírka miesta pozorovania, d- deklinácia svietidla.

4. Astronomická refrakcia:

Približný vzorec na výpočet uhla lomu, vyjadrený v oblúkových sekundách (pri teplote +10 °C a atmosférickom tlaku 760 mmHg):

, kde z je zenitová vzdialenosť hviezdy (pre z<70°).

hviezdny čas:

Kde a- rektascenzia svietidla, t je jeho hodinový uhol;

stredný slnečný čas (miestny stredný čas):

T m = T  + h, kde T- skutočný slnečný čas, h je časová rovnica;

svetový čas:

Kde l je zemepisná dĺžka bodu s miestnym stredným časom T m , vyjadrené v hodinách, T 0 - univerzálny čas v tomto okamihu;

štandardný čas:

Kde T 0 - univerzálny čas; n– číslo časového pásma (pre Greenwich n= 0, pre Moskvu n= 2, pre Krasnojarsk n=6);

materská doba:

alebo

6. Vzorce týkajúce sa hviezdneho (hviezdneho) obdobia revolúcie planéty T so synodickým obdobím jeho obehu S:

pre horné planéty:

pre nižšie planéty:

, kde TÅ je hviezdne obdobie zemskej revolúcie okolo Slnka.

7. Tretí Keplerov zákon:

, kde T 1 a T 2- obdobia rotácie planét, a 1 a a 2 sú hlavné poloosi ich obežnej dráhy.

8. Zákon gravitácie:

Kde m 1 a m2 sú masy priťahovaných hmotných bodov, r- vzdialenosť medzi nimi, G je gravitačná konštanta.

9. Tretí zovšeobecnený Keplerov zákon:

, kde m 1 a m2 sú hmotnosti dvoch vzájomne sa priťahujúcich telies, r je vzdialenosť medzi ich stredmi, T je obdobie otáčania týchto telies okolo spoločného ťažiska, G je gravitačná konštanta;

pre sústavu Slnko a dve planéty:

, kde T 1 a T 2- hviezdne (hviezdne) obdobia planetárnej revolúcie, M je hmotnosť slnka, m 1 a m2 sú hmotnosti planét, a 1 a a 2 - hlavné poloosi obežných dráh planét;

pre systémy Slnko a planéta, planéta a satelit:

, kde M je hmotnosť Slnka; m 1 je hmotnosť planéty; m 2 je hmotnosť satelitu planéty; T 1 a 1- obdobie rotácie planéty okolo Slnka a hlavnej poloosi jej obežnej dráhy; T 2 a a 2 je obežná doba družice okolo planéty a hlavná poloos jej obežnej dráhy;

pri M >> m 1, a m 1 >> m 2 ,

10. Lineárna rýchlosť telesa na parabolickej dráhe (parabolická rýchlosť):

, kde G M je hmotnosť centrálneho telesa, r je vektor polomeru zvoleného bodu parabolickej dráhy.

11. Lineárna rýchlosť telesa na eliptickej dráhe vo vybranom bode:

, kde G je gravitačná konštanta, M je hmotnosť centrálneho telesa, r je vektor polomeru zvoleného bodu eliptickej dráhy, a je hlavná poloos eliptickej obežnej dráhy.

12. Lineárna rýchlosť telesa na kruhovej dráhe (kruhová rýchlosť):

, kde G je gravitačná konštanta, M je hmotnosť centrálneho telesa, R je polomer obežnej dráhy, v p je parabolická rýchlosť.

13. Excentricita eliptickej dráhy, charakterizujúca stupeň odchýlky elipsy od kružnice:

, kde c je vzdialenosť od ohniska do stredu obežnej dráhy, a je hlavná poloos obežnej dráhy, b je vedľajšia poloos obežnej dráhy.

14. Vzťah vzdialeností periapsis a apoapsis s hlavnou polosou a excentricitou eliptickej dráhy:

Kde r P - vzdialenosti od ohniska, v ktorom sa nachádza centrálne nebeské teleso, po periapsiu, r A - vzdialenosti od ohniska, v ktorom sa nachádza centrálne nebeské teleso, k apocentru, a je hlavná poloos obežnej dráhy, e je excentricita obežnej dráhy.

15. Vzdialenosť od svietidla (v rámci slnečnej sústavy):

, kde R ρ 0 - horizontálna paralaxa hviezdy vyjadrená v oblúkových sekundách,

alebo , kde D 1 a D 2 - vzdialenosti k svietidlám, ρ 1 a ρ 2 – ich horizontálne paralaxy.

16. Svetelný polomer:

Kde ρ - uhol, pod ktorým je polomer kotúča svietidla viditeľný zo Zeme (uhlový polomer), RÅ je rovníkový polomer Zeme, ρ 0 - horizontálna paralaxa hviezdy m - zdanlivá magnitúda, R je vzdialenosť k hviezde v parsekoch.

20. Stefanov-Boltzmannov zákon:

ε = σT 4, kde ε je energia vyžiarená za jednotku času z jednotkového povrchu, T je teplota (v kelvinoch) a σ je Stefan-Boltzmannova konštanta.

21. Vinársky zákon:

Kde λ max - vlnová dĺžka, ktorá zodpovedá maximálnemu vyžarovaniu čierneho telesa (v centimetroch), T je absolútna teplota v kelvinoch.

22. Hubbleov zákon:

, kde v je radiálna rýchlosť vzďaľovania galaxie, c je rýchlosť svetla, Δ λ je Dopplerov posun čiar v spektre, λ je vlnová dĺžka zdroja žiarenia, z- červený posun, r je vzdialenosť od galaxie v megaparsekoch, H je Hubbleova konštanta rovná 75 km / (s × Mpc).

1. Sirius, Slnko, Algol, Alpha Centauri, Albireo. Nájdite v tomto zozname ďalší objekt a vysvetlite svoje rozhodnutie. rozhodnutie:Ďalším objektom je Slnko. Všetky ostatné hviezdy sú binárne alebo viacnásobné. Možno tiež poznamenať, že Slnko je jedinou hviezdou na zozname, okolo ktorej sa našli planéty. 2. Odhadnite atmosférický tlak v blízkosti povrchu Marsu, ak je známe, že hmotnosť jeho atmosféry je 300-krát menšia ako hmotnosť zemskej atmosféry a polomer Marsu je približne 2-krát menší ako polomer Zeme. rozhodnutie: Jednoduchý, ale pomerne presný odhad možno získať, ak predpokladáme, že celá atmosféra Marsu je zhromaždená v blízkopovrchovej vrstve konštantnej hustoty, ktorá sa rovná hustote na povrchu. Potom možno tlak vypočítať pomocou známeho vzorca , kde je hustota atmosféry blízko povrchu Marsu, je zrýchlenie voľného pádu na povrchu, je výška takejto homogénnej atmosféry. Takáto atmosféra sa ukáže byť dosť tenká, takže zmenu s výškou možno zanedbať. Z rovnakého dôvodu môže byť hmotnosť atmosféry vyjadrená ako polomer planéty. Pretože kde je hmotnosť planéty, jej polomer, je gravitačná konštanta, výraz pre tlak možno zapísať ako pomer úmerný hustote planéty , takže tlak na povrchu je úmerný . Je zrejmé, že rovnakú úvahu možno použiť aj na Zem. Keďže priemerné hustoty Zeme a Marsu – dvoch terestrických planét – sú blízko, závislosť od priemernej hustoty planéty možno zanedbať. Polomer Marsu je asi 2x menší ako polomer Zeme, takže atmosférický tlak na povrchu Marsu možno odhadnúť ako zemský, t.j. asi kPa (v skutočnosti je to asi kPa). 3. Je známe, že uhlová rýchlosť rotácie Zeme okolo svojej osi s časom klesá. prečo? rozhodnutie: V dôsledku existencie mesačných a slnečných prílivov (v oceáne, atmosfére a litosfére). Slapové hrbole sa pohybujú po povrchu Zeme v opačnom smere, ako je smer jej rotácie okolo jej osi. Keďže pohyb prílivových hrbov na povrchu Zeme nemôže nastať bez trenia, prílivové hrbole spomaľujú rotáciu Zeme. 4. Kde je deň 21. marca dlhší: v Petrohrade alebo v Magadane? prečo? Zemepisná šírka Magadanu je . rozhodnutie: Dĺžku dňa určuje priemerná deklinácia Slnka počas dňa. Okolo 21. marca sa sklon Slnka s časom zvyšuje, takže deň bude dlhší tam, kde 21. marec príde neskôr. Magadan sa nachádza východne od Petrohradu, takže trvanie dňa 21. marca v Petrohrade bude dlhšie. 5. V jadre galaxie M87 je čierna diera s hmotnosťou Slnka. Nájdite gravitačný polomer čiernej diery (vzdialenosť od stredu, kde sa druhá kozmická rýchlosť rovná rýchlosti svetla) a priemernú hustotu hmoty v rámci gravitačného polomeru. rozhodnutie: Druhá kozmická rýchlosť (je to aj úniková rýchlosť alebo parabolická rýchlosť) pre akékoľvek kozmické teleso sa dá vypočítať podľa vzorca: kde

1.2 Niektoré dôležité pojmy a vzorce zo všeobecnej astronómie

Predtým, ako pristúpime k popisu zákrytových premenných hviezd, ktorému je venovaná táto práca, zvážime niekoľko základných pojmov, ktoré budeme v nasledujúcom texte potrebovať.

Hviezdna veľkosť nebeského telesa je mierou jeho brilantnosti akceptovanou v astronómii. Trblietky sú intenzita svetla dopadajúceho na pozorovateľa alebo osvetlenie vytvoreného na prijímači žiarenia (oko, fotografická doska, fotonásobič atď.) Trblietky sú nepriamo úmerné druhej mocnine vzdialenosti oddeľujúcej zdroj a pozorovateľa.

Veľkosť m a jas E súvisia podľa vzorca:

V tomto vzorci E i je jasnosť hviezdy m i -tej magnitúdy, E k je jasnosť hviezdy m k -tej magnitúdy. Pomocou tohto vzorca je ľahké vidieť, že hviezdy prvej magnitúdy (1 m) sú jasnejšie ako hviezdy šiestej magnitúdy (6 m), ktoré sú viditeľné na hranici viditeľnosti voľným okom presne 100-krát. . Práve táto okolnosť vytvorila základ pre zostavenie stupnice hviezdnych magnitúd.

Ak vezmeme do úvahy logaritmus vzorca (1) a vezmeme do úvahy, že lg 2,512 = 0,4, dostaneme:

, (1.2)

(1.3)

Posledný vzorec ukazuje, že rozdiel magnitúd je priamo úmerný logaritmu pomeru magnitúd. Znamienko mínus v tomto vzorci znamená, že hviezdna magnitúda sa zvyšuje (klesá) s poklesom (zvyšovaním) jasu. Rozdiel hviezdnych magnitúd možno vyjadriť nielen ako celé číslo, ale aj ako zlomkové číslo. Pomocou vysoko presných fotoelektrických fotometrov je možné určiť rozdiel hviezdnych magnitúd s presnosťou až 0,001 m. Presnosť zrakových (očných) odhadov skúseného pozorovateľa je asi 0,05 m.

Treba poznamenať, že vzorec (3) umožňuje vypočítať nie hviezdne magnitúdy, ale ich rozdiely. Na zostavenie stupnice hviezdnych magnitúd si musíte vybrať nejaký nulový bod (referenčný bod) tejto stupnice. Za taký nulový bod, hviezdu nulovej veľkosti, možno považovať Vegu (Lýru). Existujú hviezdy, ktoré majú zápornú veľkosť. Napríklad Sirius (Canis Major) je najjasnejšia hviezda na zemskej oblohe a má magnitúdu -1,46 m.

Brilantnosť hviezdy odhadnutá okom sa nazýva vizuálna. Zodpovedá hviezdnej magnitúde, označovanej m u . alebo m víz. . Brilantnosť hviezd, odhadnutá podľa ich priemeru obrazu a stupňa sčernenia na fotografickej platni (fotografický efekt), sa nazýva fotografická. Zodpovedá fotografickej magnitúde m pg alebo m phot. Rozdiel C \u003d m pg - m ph v závislosti od farby hviezdy sa nazýva index farieb.

Existuje niekoľko konvenčne akceptovaných systémov magnitúd, z ktorých sú najrozšírenejšie systémy magnitúd U, B a V. Písmeno U označuje ultrafialové magnitúdy, B je modrá (blízka fotografickej), V je žltá (blízka vizuálnej). Podľa toho sú určené dva farebné indexy: U - B a B - V, ktoré sa pre čisto biele hviezdy rovnajú nule.

Teoretické informácie o zákrytových premenných hviezdach

2.1 História objavovania a klasifikácie zákrytových premenných hviezd

Prvá zákrytová premenná hviezda Algol (b Perseus) bola objavená v roku 1669. Taliansky matematik a astronóm Montanari. Prvýkrát bol preskúmaný koncom 18. storočia. Anglický amatérsky astronóm John Goodryke. Ukázalo sa, že jediná hviezda b Perseus, viditeľná voľným okom, je vlastne viacnásobný systém, ktorý nie je oddelený ani pri teleskopických pozorovaniach. Dve hviezdy zahrnuté v systéme sa točia okolo spoločného ťažiska za 2 dni, 20 hodín a 49 minút. V určitých časových chvíľach jedna z hviezd obsiahnutých v sústave uzatvára druhú pred pozorovateľom, čo spôsobí dočasné oslabenie celkovej jasnosti sústavy.

Algolova svetelná krivka znázornená na obr. jeden

Tento graf je založený na presných fotoelektrických pozorovaniach. Viditeľné sú dva poklesy jasu: hlboké primárne minimum - hlavné zatmenie (svetlá zložka je skrytá za slabšou) a mierny pokles jasu - sekundárne minimum, keď jasnejšia zložka prežiari slabšiu.

Tieto javy sa opakujú po 2,8674 dňoch (alebo 2 dňoch 20 hodinách 49 minútach).

Z grafu zmien jasu (obr. 1) je vidieť, že ihneď po dosiahnutí hlavného minima (najnižšej hodnoty jasu) začne Algol stúpať. To znamená, že prebieha čiastočné zatmenie. V niektorých prípadoch možno pozorovať aj úplné zatmenie, ktoré je charakteristické zotrvaním minimálnej hodnoty jasnosti premennej v hlavnom minime počas určitého časového obdobia. Napríklad zákrytová premenná hviezda U Cephei, ktorá je prístupná na pozorovania silnými ďalekohľadmi a amatérskymi ďalekohľadmi, má pri hlavnom minime celkové trvanie fázy asi 6 hodín.

Pozorným skúmaním grafu zmien jasnosti Algolu môžete zistiť, že medzi hlavným a vedľajším minimom nezostáva jas hviezdy konštantný, ako by sa na prvý pohľad mohlo zdať, ale mierne sa mení. Tento jav možno vysvetliť nasledovne. Mimo zatmenia sa na Zem dostáva svetlo z oboch zložiek dvojhviezdneho systému. Ale obe zložky sú blízko seba. Preto slabšia zložka (často väčších rozmerov), osvetlená svetlou zložkou, rozptyľuje na ňu dopadajúce žiarenie. Je zrejmé, že najväčšie množstvo rozptýleného žiarenia sa dostane k pozorovateľovi Zeme v momente, keď sa slabá zložka nachádza za svetlou, t.j. blízko momentu sekundárneho minima (teoreticky by to malo nastať okamžite v momente sekundárneho minima, ale celkový jas sústavy prudko klesá v dôsledku zatmenia jednej zo zložiek).

Tento efekt sa nazýva efekt reemisie. Na grafe sa to prejavuje postupným nárastom celkovej jasnosti sústavy pri približovaní sa k sekundárnemu minimu a poklesom jasu, ktorý je symetrický s jej nárastom voči sekundárnemu minimu.

V roku 1874 Goodryk objavil druhú zákrytovú premennú hviezdu - b Lyra. Jas sa mení pomerne pomaly s periódou 12 dní 21 hodín 56 minút (12 914 dní). Oproti Algolu má svetelná krivka hladší tvar. (Obr.2) Je to spôsobené vzájomnou blízkosťou komponentov.

Slapové sily, ktoré v systéme vznikajú, spôsobujú, že sa obe hviezdy naťahujú pozdĺž čiary spájajúcej ich stredy. Komponenty už nie sú guľovité, ale elipsoidné. Pri orbitálnom pohybe disky komponentov, ktoré majú eliptický tvar, plynule menia svoju plochu, čo vedie k plynulej zmene jasnosti sústavy aj mimo zatmenia.

V roku 1903 Bola objavená zákrytová premenná W Ursa Major, ktorá má obežnú dobu približne 8 hodín (0,3336834 dňa). Počas tejto doby sa pozorujú dve minimá rovnakej alebo takmer rovnakej hĺbky (obr. 3). Štúdia svetelnej krivky hviezdy ukazuje, že zložky majú takmer rovnakú veľkosť a takmer sa dotýkajú povrchov.

Okrem hviezd ako Algol, b Lyra a W Ursa Major existujú vzácnejšie objekty, ktoré sú tiež klasifikované ako zákrytové premenné hviezdy. Sú to elipsoidné hviezdy, ktoré sa otáčajú okolo osi. Zmena oblasti disku spôsobuje malé zmeny jasu.

Vodík, kým hviezdy s teplotou okolo 6 tisíc K. majú čiary ionizovaného vápnika umiestnené na hranici viditeľnej a ultrafialovej časti spektra. Všimnite si, že tento typ ja má spektrum nášho Slnka. Postupnosť spektier hviezd získaných kontinuálnou zmenou teploty ich povrchových vrstiev je označená nasledujúcimi písmenami: O, B, A, F, G, K, M, od najhorúcejších po ...

Nebudú pozorované žiadne čiary (kvôli slabosti satelitného spektra), ale čiary spektra hlavnej hviezdy budú kolísať rovnakým spôsobom ako v prvom prípade. Obdobia zmien, ku ktorým dochádza v spektrách spektroskopických dvojhviezd, ktoré sú samozrejme aj periódami ich rotácie, sú značne odlišné. Najkratšie zo známych období je 2,4 hodiny (g Ursa Minor) a najdlhšie - desiatky rokov. pre...

Otázky.

1. Zdanlivý pohyb svietidiel ako výsledok ich vlastného pohybu v priestore, rotácie Zeme a jej otáčania okolo Slnka.
2. Zásady určovania zemepisných súradníc z astronomických pozorovaní (S. 4 s. 16).
3. Dôvody zmeny mesačných fáz, podmienky vzniku a frekvencia zatmení Slnka a Mesiaca (str. 6, odseky 1.2).
4. Charakteristiky denného pohybu Slnka v rôznych zemepisných šírkach v rôznych obdobiach roka (P.4, odsek 2, S. 5).
5. Princíp činnosti a účel ďalekohľadu (str. 2).
6. Metódy určovania vzdialeností telies slnečnej sústavy a ich veľkostí (str. 12).
7. Možnosti spektrálnej analýzy a mimoatmosférických pozorovaní pre štúdium povahy nebeských telies (str. 14, "Fyzika" str. 62).
8. Najdôležitejšie smery a úlohy výskumu a vývoja kozmického priestoru.
9. Keplerov zákon, jeho objav, význam, hranice použiteľnosti (str. 11).
10. Hlavné charakteristiky planét skupiny Zeme, obrie planéty (str. 18, 19).
11. Charakteristické znaky Mesiaca a satelitov planét (str. 17-19).
12. Kométy a asteroidy. Základné predstavy o vzniku slnečnej sústavy (S. 20, 21).
13. Slnko je ako typická hviezda. Hlavné charakteristiky (str. 22).
14. Najdôležitejšie prejavy slnečnej aktivity. Ich súvislosť s geografickými javmi (S. 22 s. 4).
15. Metódy určovania vzdialeností ku hviezdam. Jednotky vzdialeností a súvislosť medzi nimi (str. 23).
16. Hlavné fyzikálne charakteristiky hviezd a ich vzťah (str. 23, odsek 3).
17. Fyzikálny význam Stefanovho-Boltzmannovho zákona a jeho aplikácia na určenie fyzikálnych charakteristík hviezd (str. 24, odsek 2).
18. Premenné a nestacionárne hviezdy. Ich význam pre štúdium povahy hviezd (str. 25).
19. Dvojhviezdy a ich úloha pri určovaní fyzikálnych vlastností hviezd.
20. Vývoj hviezd, jeho štádiá a konečné štádiá (str. 26).
21. Zloženie, štruktúra a veľkosť našej Galaxie (str. 27 str. 1).
22. Hviezdokopy, fyzikálny stav medzihviezdneho média (str. 27, odsek 2, str. 28).
23. Hlavné typy galaxií a ich charakteristické znaky (str. 29).
24. Základy moderných predstáv o štruktúre a vývoji Vesmíru (str. 30).

Praktické úlohy.

1. Hviezdna mapa Quest.
2. Definícia zemepisnej šírky.
3. Určenie sklonu svietidla zemepisnou šírkou a výškou.
4. Výpočet veľkosti svietidla paralaxou.
5. Podmienky viditeľnosti Mesiaca (Venuša, Mars) podľa školského astronomického kalendára.
6. Výpočet doby otáčania planét na základe 3. Keplerovho zákona.

Odpovede.

Číslo lístka 1. Zem robí zložité pohyby: otáča sa okolo svojej osi (T=24 hodín), pohybuje sa okolo Slnka (T=1 rok), otáča sa spolu s Galaxiou (T=200 tisíc rokov). To ukazuje, že všetky pozorovania zo Zeme sa líšia v zdanlivých trajektóriách. Planéty sa delia na vnútorné a vonkajšie (vnútorné: Merkúr, Venuša; vonkajšie: Mars, Jupiter, Saturn, Urán, Neptún a Pluto). Všetky tieto planéty sa točia rovnako ako Zem okolo Slnka, ale vďaka pohybu Zeme je možné pozorovať pohyb planét ako slučka (kalendár s. 36). V dôsledku zložitého pohybu Zeme a planét vznikajú rôzne konfigurácie planét.

Kométy a telesá meteoritov sa pohybujú po eliptických, parabolických a hyperbolických trajektóriách.

Lístok číslo 2. Existujú 2 geografické súradnice: zemepisná šírka a zemepisná dĺžka. Astronómia ako praktická veda vám umožňuje nájsť tieto súradnice (údaj "výška hviezdy v hornom vrchole"). Výška nebeského pólu nad horizontom sa rovná zemepisnej šírke miesta pozorovania. Zemepisnú šírku miesta pozorovania je možné určiť podľa výšky svietidla v hornom vrchole ( vyvrcholenie- moment prechodu svietidla cez poludník) podľa vzorca:

h = 90° - j + d,

kde h je výška hviezdy, d je deklinácia, j je zemepisná šírka.

Zemepisná dĺžka je druhá súradnica meraná od nultého greenwichského poludníka na východ. Zem je rozdelená na 24 časových pásiem, časový rozdiel je 1 hodina. Rozdiel v miestnych časoch sa rovná rozdielu v zemepisných dĺžkach:

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

miestny čas je slnečný čas v danom mieste na Zemi. V každom bode je miestny čas iný, takže ľudia žijú podľa štandardného času, teda podľa času stredného poludníka tohto pásma. Línia zmeny dátumu vedie na východe (Beringov prieliv).

Lístok číslo 3. Mesiac sa pohybuje okolo Zeme v rovnakom smere ako sa Zem otáča okolo svojej osi. Prejavom tohto pohybu, ako vieme, je zdanlivý pohyb Mesiaca na pozadí hviezd smerom k rotácii oblohy. Každý deň sa Mesiac pohybuje na východ vzhľadom k hviezdam asi o 13 ° a po 27,3 dňoch sa vráti k tým istým hviezdam, keď opísal celý kruh na nebeskej sfére.

Zdanlivý pohyb Mesiaca je sprevádzaný neustálou zmenou jeho vzhľadu – zmenou fáz. Stáva sa to preto, že Mesiac zaujíma rôzne polohy vzhľadom na Slnko a Zem, ktorá ho osvetľuje.

Keď je pre nás Mesiac viditeľný ako úzky kosáčik, mierne žiari aj zvyšok jeho disku. Tento jav sa nazýva popolavý svetlo a vysvetľuje sa tým, že Zem osvetľuje nočnú stranu Mesiaca odrazeným slnečným svetlom.

Zem a Mesiac, osvetlené Slnkom, vrhajú kužele tieňa a kužele penumbry. Keď Mesiac úplne alebo čiastočne spadne do tieňa Zeme, dôjde k úplnému alebo čiastočnému zatmeniu Mesiaca. Zo Zeme ho možno súčasne vidieť kdekoľvek je Mesiac nad obzorom. Fáza úplného zatmenia Mesiaca pokračuje, kým sa Mesiac nezačne vynárať zo zemského tieňa, a môže trvať až 1 hodinu 40 minút. Slnečné lúče, lámané v zemskej atmosfére, dopadajú do kužeľa zemského tieňa. Atmosféra zároveň silne pohlcuje modré a susedné lúče a do kužeľa prepúšťa najmä červené. Preto je Mesiac počas veľkej fázy zatmenia namaľovaný načervenalým svetlom a úplne nezmizne. Zatmenie Mesiaca nastáva až trikrát do roka a, samozrejme, len pri splne.

Úplné zatmenie Slnka je viditeľné len tam, kde na Zem dopadá škvrna mesačného tieňa, priemer škvrny nepresahuje 250 km. Keď sa Mesiac pohybuje na svojej obežnej dráhe, jeho tieň sa pohybuje po Zemi zo západu na východ a postupne vytvára úzky pás úplného zatmenia. Tam, kde mesačná penumbra dopadá na Zem, je pozorované čiastočné zatmenie Slnka.

V dôsledku miernej zmeny vzdialeností Zeme od Mesiaca a Slnka je zdanlivý uhlový priemer buď o niečo väčší, alebo o niečo menší ako ten slnečný, alebo sa mu rovná. V prvom prípade trvá úplné zatmenie Slnka až 7 minút 40 s, v druhom Mesiac úplne nezakryje Slnko a v treťom iba jeden okamih.

Zatmenie Slnka za rok môže byť od 2 do 5, v druhom prípade určite súkromné.

Lístok číslo 4. Počas roka sa Slnko pohybuje pozdĺž ekliptiky. Ekliptika prechádza cez 12 súhvezdí zverokruhu. Počas dňa sa Slnko ako obyčajná hviezda pohybuje rovnobežne s nebeským rovníkom.
(-23°27¢ £ d £ +23°27¢). Táto zmena deklinácie je spôsobená naklonením zemskej osi k rovine obežnej dráhy.

V zemepisnej šírke obratníkov Raka (juh) a Kozorožca (sever) je Slnko v dňoch letného a zimného slnovratu za zenitom.

Na severnom póle Slnko a hviezdy nezapadajú medzi 21. marcom a 22. septembrom. 22. septembra začína polárna noc.

Lístok číslo 5. Existujú dva typy ďalekohľadov: odrazový ďalekohľad a refraktorový ďalekohľad (postavy).

Okrem optických ďalekohľadov existujú aj rádioteleskopy, čo sú zariadenia na detekciu kozmického žiarenia. Rádioteleskop je parabolická anténa s priemerom asi 100 m. Ako lôžko pre anténu sa používajú prírodné útvary, ako sú krátery alebo horské svahy. Rádiové vyžarovanie vám umožňuje skúmať planéty a hviezdne systémy.

Lístok číslo 6. Horizontálna paralaxa nazývaný uhol, pod ktorým je polomer Zeme viditeľný z planéty, kolmo na priamku pohľadu.

p² - paralaxa, r² - uhlový polomer, R - polomer Zeme, r - polomer hviezdy.

Teraz sa na určenie vzdialenosti k svietidlám používajú radarové metódy: vysielajú rádiový signál na planétu, signál sa odráža a zaznamenáva prijímacou anténou. Znalosť času šírenia signálu určí vzdialenosť.

Lístok číslo 7. Spektrálna analýza je najdôležitejším nástrojom na štúdium vesmíru. Spektrálna analýza je metóda, pomocou ktorej sa zisťuje chemické zloženie nebeských telies, ich teplota, veľkosť, štruktúra, vzdialenosť k nim a rýchlosť ich pohybu. Spektrálna analýza sa vykonáva pomocou spektrografu a spektroskopických prístrojov. Pomocou spektrálnej analýzy sa určilo chemické zloženie hviezd, komét, galaxií a telies slnečnej sústavy, keďže v spektre je každá čiara alebo ich kombinácia charakteristická pre nejaký prvok. Intenzitou spektra možno určiť teplotu hviezd a iných telies.

Podľa spektra sú hviezdy zaradené do jednej alebo druhej spektrálnej triedy. Zo spektrálneho diagramu môžete určiť zdanlivú veľkosť hviezdy a potom pomocou vzorcov:

M = m + 5 + 5 ug p

lg L = 0,4 (5 - M)

nájdite absolútnu veľkosť, svietivosť a teda aj veľkosť hviezdy.

Pomocou Dopplerovho vzorca

Vytvorenie moderných vesmírnych staníc, opakovane použiteľných kozmických lodí, ako aj vypustenie kozmických lodí na planéty (Vega, Mars, Luna, Voyager, Hermes) umožnilo na nich nainštalovať teleskopy, pomocou ktorých možno tieto svietidlá pozorovať v blízkosti žiadnej atmosféry. rušenie.

Číslo lístka 8. Začiatok vesmírneho veku položili diela ruského vedca K. E. Ciolkovského. Navrhol použiť prúdové motory na prieskum vesmíru. Najprv navrhol myšlienku použitia viacstupňových rakiet na vypustenie kozmickej lode. Priekopníkom tejto myšlienky bolo Rusko. Prvá umelá družica Zeme bola vypustená 4. októbra 1957, prvý let okolo Mesiaca s fotografovaním - 1959, prvý let človeka do vesmíru - 12. apríla 1961 Prvý let Američanov na Mesiac - 1964, r. štart kozmických lodí a vesmírnych staníc.

1. Vedecké ciele:

• ľudský pobyt vo vesmíre;
• prieskum vesmíru;
• vývoj technológií vesmírnych letov;

1. Vojenské účely (ochrana pred jadrovým útokom);
2. Telekomunikácie (satelitná komunikácia realizovaná pomocou komunikačných satelitov);
3. Predpovede počasia, predpovedanie prírodných katastrof (meteosatelity);
4. Výrobné ciele:

• hľadanie minerálov;
• monitorovanie životného prostredia.

Lístok číslo 9. Zásluhu na objavení zákonitostí pohybu planét patrí vynikajúcemu vedcovi Johannesovi Keplerovi.

Prvý zákon. Každá planéta sa točí po elipse so Slnkom v jednom zo svojich ohnísk.

Druhý zákon. (právo oblastí). Vektor polomeru planéty pre rovnaké časové intervaly opisuje rovnaké oblasti. Z tohto zákona vyplýva, že rýchlosť planéty pri jej pohybe po obežnej dráhe je tým väčšia, čím je bližšie k Slnku.

Tretí zákon. Štvorce hviezdnych období planét sú vo vzťahu ako kocky hlavných polosí ich obežných dráh.

Tento zákon umožnil určiť relatívne vzdialenosti planét od Slnka (v jednotkách hlavnej poloosi zemskej dráhy), keďže hviezdne periódy planét už boli vypočítané. Hlavná poloos zemskej obežnej dráhy sa považuje za astronomickú jednotku (AU) vzdialeností.

Lístok číslo 10. Plán:

1. Uveďte všetky planéty;
2. Divízia (pozemské planéty: Merkúr, Mars, Venuša, Zem, Pluto; a obrie planéty: Jupiter, Saturn, Urán, Neptún);
3. Povedzte o vlastnostiach týchto planét na základe tabuľky. 5 (str. 144);
4. Uveďte hlavné črty týchto planét.

Číslo lístka 11 . Plán:

1. Fyzikálne podmienky na Mesiaci (veľkosť, hmotnosť, hustota, teplota);

Mesiac má hmotnosť 81-krát menší ako Zem, jeho priemerná hustota je 3300 kg/m 3 , t.j. menej ako Zem. Na Mesiaci nie je žiadna atmosféra, iba riedka prachová škrupina. Obrovské teplotné rozdiely na mesačnom povrchu zo dňa na noc sa vysvetľujú nielen absenciou atmosféry, ale aj dĺžkou trvania lunárneho dňa a lunárnej noci, čo zodpovedá našim dvom týždňom. Teplota v subsolárnom bode Mesiaca dosahuje + 120 ° C a v opačnom bode nočnej pologule - 170 ° C.

1. Reliéf, moria, krátery;
2. Chemické vlastnosti povrchu;
3. Prítomnosť tektonickej aktivity.

Satelity planét:

1. Mars (2 malé satelity: Phobos a Deimos);
2. Jupiter (16 satelitov, najznámejšie 4 Galilejské satelity: Európa, Callisto, Io, Ganymede; na Európe bol objavený oceán vody);
3. Saturn (17 satelitov, Titan je obzvlášť známy: má atmosféru);
4. Urán (16 satelitov);
5. Neptún (8 satelitov);
6. Pluto (1 satelit).

Číslo lístka 12. Plán:

1. Kométy (fyzikálna podstata, štruktúra, dráhy, typy), najznámejšie kométy:

• Halleyova kométa (T = 76 rokov; 1910 - 1986 - 2062);
• kométa Enck;
• kométa Hyakutaka;

1. Asteroidy (menšie planéty). Najznámejšie sú Ceres, Vesta, Pallas, Juno, Icarus, Hermes, Apollo (spolu viac ako 1500).

Štúdium komét, asteroidov, meteorických rojov ukázalo, že všetky majú rovnakú fyzikálnu povahu a rovnaké chemické zloženie. Určenie veku slnečnej sústavy naznačuje, že Slnko a planéty majú približne rovnaký vek (asi 5,5 miliardy rokov). Podľa teórie o vzniku Slnečnej sústavy akademika O. Yu.Schmidta Zem a planéty vznikli z plyno-prachového mraku, ktorý bol vďaka zákonu univerzálnej gravitácie zachytený Slnkom a rotoval v rovnakým smerom ako Slnko. Postupne sa v tomto oblaku vytvárali kondenzácie, z ktorých vznikli planéty. Dôkazom toho, že planéty vznikli z takýchto zhlukov, je spad meteoritov na Zemi a na iných planétach. V roku 1975 bol teda zaznamenaný pád Wachmann-Strassmannovej kométy na Jupiter.

Číslo lístka 13. Slnko je nám najbližšou hviezdou, v ktorej na rozdiel od všetkých ostatných hviezd môžeme disk pozorovať a pomocou ďalekohľadu na ňom študovať drobné detaily. Slnko je typická hviezda, a preto jeho štúdium pomáha pochopiť podstatu hviezd vo všeobecnosti.

Hmotnosť Slnka je 333 tisíc krát väčšia ako hmotnosť Zeme, výkon celkového žiarenia Slnka je 4 * 10 23 kW, efektívna teplota je 6000 K.

Ako všetky hviezdy, aj Slnko je horúca guľa plynu. Tvorí ho prevažne vodík s prímesou 10% (podľa počtu atómov) hélia, 1-2% hmotnosti Slnka pripadá na iné ťažšie prvky.

Na Slnku je hmota vysoko ionizovaná, to znamená, že atómy stratili svoje vonkajšie elektróny a spolu s nimi sa stali voľné častice ionizovaného plynu – plazmy.

Priemerná hustota slnečnej hmoty je 1400 kg/m 3 . Ide však o priemerné číslo a hustota vo vonkajších vrstvách je neúmerne menšia a v strede je 100-krát väčšia.

Pod vplyvom gravitačných síl smerujúcich do stredu Slnka sa v jeho hĺbke vytvára obrovský tlak, ktorý v strede dosahuje 2 * 10 8 Pa, pri teplote asi 15 miliónov K.

Za takýchto podmienok majú jadrá vodíkových atómov veľmi vysoké rýchlosti a môžu sa navzájom zrážať, a to aj napriek pôsobeniu elektrostatickej odpudivej sily. Niektoré zrážky končia jadrovými reakciami, pri ktorých z vodíka vzniká hélium a uvoľňuje sa veľké množstvo tepla.

Povrch slnka (fotosféra) má zrnitú štruktúru, to znamená, že pozostáva zo „zŕn“ s priemernou veľkosťou asi 1000 km. Granulácia je dôsledkom pohybu plynov v zóne umiestnenej pozdĺž fotosféry. Občas sa v určitých oblastiach fotosféry zväčšujú tmavé medzery medzi škvrnami a vytvárajú sa veľké tmavé škvrny. Pri pozorovaní slnečných škvŕn ďalekohľadom si Galileo všimol, že sa pohybujú cez viditeľný disk Slnka. Na základe toho dospel k záveru, že Slnko sa otáča okolo svojej osi s periódou 25 dní. na rovníku a 30 dní. v blízkosti pólov.

Škvrny sú netrvalé útvary, najčastejšie sa objavujú v skupinách. Okolo škvŕn sú niekedy viditeľné takmer nepostrehnuteľné svetelné útvary, ktoré sa nazývajú fakle. Hlavným znakom škvŕn a horákov je prítomnosť magnetických polí s indukciou dosahujúcou 0,4-0,5 T.

Číslo lístka 14. Prejav slnečnej aktivity na Zemi:

1. Slnečné škvrny sú aktívnym zdrojom elektromagnetického žiarenia, ktoré spôsobuje takzvané „magnetické búrky“. Tieto „magnetické búrky“ ovplyvňujú televíznu a rádiovú komunikáciu a spôsobujú silné polárne žiary.
2. Slnko vyžaruje nasledujúce typy žiarenia: ultrafialové, röntgenové, infračervené a kozmické žiarenie (elektróny, protóny, neutróny a ťažké častice hadrónov). Tieto žiarenia sú takmer úplne oneskorené zemskou atmosférou. Preto by sa atmosféra Zeme mala udržiavať v normálnom stave. Periodicky sa objavujúce ozónové diery prechádzajú žiarením Slnka, ktoré dopadá na zemský povrch a nepriaznivo ovplyvňuje organický život na Zemi.
3. Slnečná aktivita sa vyskytuje každých 11 rokov. Posledná maximálna slnečná aktivita bola v roku 1991. Predpokladané maximum je rok 2002. Maximálna slnečná aktivita znamená najväčší počet slnečných škvŕn, žiarenia a protuberancií. Už dlho sa zistilo, že zmena slnečnej aktivity Slnka ovplyvňuje tieto faktory:

• epidemiologická situácia na Zemi;
• množstvo rôznych druhov prírodných katastrof (tajfúny, zemetrasenia, záplavy atď.);
• o počte nehôd na cestách a železnici.

Maximum toho všetkého pripadá na roky aktívneho Slnka. Ako zistil vedec Chizhevsky, aktívne slnko ovplyvňuje pohodu človeka. Odvtedy sa zostavujú pravidelné predpovede blahobytu človeka.

Číslo lístka 15. Polomer Zeme sa ukázal byť príliš malý na to, aby slúžil ako základ pre meranie paralaktického posunu hviezd a vzdialenosti k nim. Preto sa namiesto horizontálnej používa jednoročná paralaxa.

Ročná paralaxa hviezdy je uhol, pod ktorým je možné z hviezdy vidieť hlavnú poloos zemskej obežnej dráhy, ak je kolmá na zornú líniu.

a - hlavná poloos zemskej obežnej dráhy,

p - ročná paralaxa.

Používa sa aj jednotka parsec. Parsec - vzdialenosť, z ktorej je viditeľná hlavná poloos zemskej obežnej dráhy, kolmá na priamku pohľadu, pod uhlom 1².

1 parsek = 3,26 svetelných rokov = 206 265 AU e. = 3 * 10 11 km.

Meraním ročnej paralaxy je možné spoľahlivo určiť vzdialenosť k hviezdam, ktoré nie sú ďalej ako 100 parsekov alebo 300 ly. rokov.

Číslo lístka 16. Hviezdy sú klasifikované podľa nasledujúcich parametrov: veľkosť, farba, svietivosť, spektrálna trieda.

Podľa veľkosti sa hviezdy delia na trpasličie hviezdy, stredné hviezdy, normálne hviezdy, obrovské hviezdy a supergigantické hviezdy. Trpasličí hviezdy sú satelitom hviezdy Sirius; stredné - Sun, Capella (Auriga); normálne (t \u003d 10 tisíc K) - majú rozmery medzi Slnkom a Capellou; obrie hviezdy - Antares, Arcturus; supergianti - Betelgeuse, Aldebaran.

Podľa farby sa hviezdy delia na červené (Antares, Betelgeuse - 3000 K), žlté (Slnko, Capella - 6000 K), biele (Sirius, Deneb, Vega - 10 000 K), modré (Spica - 30 000 K).

Podľa svietivosti sú hviezdy klasifikované nasledovne. Ak vezmeme svietivosť Slnka ako 1, potom biele a modré hviezdy majú svietivosť 100 a 10 tisíc krát väčšiu ako svietivosť Slnka a červení trpaslíci - 10 krát menšiu ako svietivosť Slnka.

Podľa spektra sa hviezdy delia do spektrálnych tried (pozri tabuľku).

Rovnovážne podmienky: ako je známe, hviezdy sú jedinými prírodnými objektmi, v ktorých dochádza k nekontrolovaným termonukleárnym fúznym reakciám, ktoré sú sprevádzané uvoľňovaním veľkého množstva energie a určujú teplotu hviezd. Väčšina hviezd je v stacionárnom stave, to znamená, že neexplodujú. Niektoré hviezdy explodujú (takzvané nové a supernovy). Prečo sú hviezdy vo všeobecnosti v rovnováhe? Sila jadrových výbuchov v nehybných hviezdach je vyvážená silou gravitácie, a preto tieto hviezdy udržiavajú rovnováhu.

Číslo lístka 17. Stefan-Boltzmannov zákon určuje vzťah medzi žiarením a teplotou hviezd.

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

e je energia žiarenia na jednotku povrchu hviezdy

L je svietivosť hviezdy, R je polomer hviezdy.

Pomocou Stefan-Boltzmannovho vzorca a Wienovho zákona sa určí vlnová dĺžka, ktorá zodpovedá maximálnemu vyžarovaniu:

l max T = b b - Wienova konštanta

Dá sa postupovať opačne, t. j. pomocou svietivosti a teploty určiť veľkosť hviezd.

Číslo lístka 18. Plán:

1. cefeid
2. nové hviezdy
3. supernovy

Číslo lístka 19. Plán:

1. Vizuálne dvojité, viacnásobné
2. Spektrálne dvojhviezdy
3. zákrytové premenné hviezdy

Lístok číslo 20. Existujú rôzne typy hviezd: jednoduché, dvojité a viacnásobné, stacionárne a premenné, obrovské a trpasličie hviezdy, novy a supernovy. Existujú vzory v tejto rozmanitosti hviezd, v ich zdanlivom chaose? Takéto vzory, napriek rôznym jasom, teplotám a veľkostiam hviezd, existujú.

1. Zistilo sa, že svietivosť hviezd rastie s narastajúcou hmotnosťou a táto závislosť je určená vzorcom L = m 3,9, navyše pre mnohé hviezdy platí zákonitosť L » R 5,2.
2. Závislosť L od t° a farby (diagram farba-svietivosť).

Čím hmotnejšia je hviezda, tým rýchlejšie vyhorí hlavné palivo, vodík, pričom sa zmení na hélium ( ). Mohutné modro-biele obry vyhoria za 10 7 rokov. Žlté hviezdy ako Capella a Slnko vyhoria za 10 10 rokov (t Slnko = 5 * 10 9 rokov). Biele a modré hviezdy, vyhorené, sa menia na červených obrov. Syntetizujú 2C + He ® C 2 He. Keď hélium vyhorí, hviezda sa zmenší a zmení sa na bieleho trpaslíka. Biely trpaslík sa nakoniec zmení na veľmi hustú hviezdu, ktorá pozostáva iba z neutrónov. Zmenšenie veľkosti hviezdy vedie k jej veľmi rýchlej rotácii. Zdá sa, že táto hviezda pulzuje a vyžaruje rádiové vlny. Nazývajú sa pulzary - konečné štádium obrovských hviezd. Niektoré hviezdy s hmotnosťou oveľa väčšou ako hmotnosť Slnka sa zmršťujú natoľko, že sa premenia na takzvané „čierne diery“, ktoré vplyvom gravitácie nevyžarujú viditeľné žiarenie.

Číslo lístka 21. Naša hviezdna sústava – Galaxia patrí medzi eliptické galaxie. Mliečna dráha, ktorú vidíme, je len časťou našej Galaxie. Modernými ďalekohľadmi je možné vidieť hviezdy až do magnitúdy 21. Počet týchto hviezd je 2 * 10 9 , ale to je len malá časť populácie našej Galaxie. Priemer Galaxie je približne 100 tisíc svetelných rokov. Pri pozorovaní Galaxie si možno všimnúť „rozdvojenie“, ktoré spôsobuje medzihviezdny prach, ktorý od nás pokrýva hviezdy Galaxie.

populácie galaxie.

V jadre Galaxie je veľa červených obrov a krátkoperiodických cefeíd. Vo vetvách ďalej od centra je veľa supergiantov a klasických cefeidov. Špirálové ramená obsahujú horúce supergianty a klasické cefeidy. Naša Galaxia sa točí okolo stredu Galaxie, ktorá sa nachádza v súhvezdí Herkules. Slnečná sústava urobí kompletnú revolúciu okolo stredu Galaxie za 200 miliónov rokov. Rotáciu slnečnej sústavy možno využiť na určenie približnej hmotnosti Galaxie – 2 * 10 11 m Zeme. Hviezdy sa považujú za nehybné, ale v skutočnosti sa hviezdy pohybujú. Ale keďže sme od nich ďaleko, tento pohyb možno pozorovať len tisíce rokov.

Číslo lístka 22. V našej Galaxii sú okrem jednotlivých hviezd hviezdy, ktoré sa spájajú do zhlukov. Existujú 2 typy hviezdokôp:

1. Otvorené hviezdokopy, ako napríklad hviezdokopa Plejády v súhvezdí Býka a Hyády. Jednoduchým okom v Plejádach môžete vidieť 6 hviezd, ale ak sa pozriete cez ďalekohľad, môžete vidieť rozptyl hviezd. Otvorené zhluky majú veľkosť niekoľkých parsekov. Otvorené hviezdokopy pozostávajú zo stoviek hviezd hlavnej postupnosti a supergiantov.
2. Guľové hviezdokopy majú veľkosť až 100 parsekov. Tieto zhluky sa vyznačujú krátkoperiodickými cefeidami a zvláštnou veľkosťou (od -5 do +5 jednotiek).

Ruský astronóm V. Ya Struve zistil, že existuje medzihviezdna absorpcia svetla. Je to medzihviezdna absorpcia svetla, ktorá oslabuje jas hviezd. Medzihviezdne médium je vyplnené kozmickým prachom, ktorý tvorí takzvané hmloviny, napríklad tmavé hmloviny Veľké Magellanove oblaky, Konská hlava. V súhvezdí Orion sa nachádza plynová a prachová hmlovina, ktorá žiari odrazeným svetlom blízkych hviezd. V súhvezdí Vodnára sa nachádza Veľká planetárna hmlovina, ktorá vznikla ako výsledok emisie plynu z blízkych hviezd. Vorontsov-Velyaminov dokázal, že emisie plynov obrovskými hviezdami sú dostatočné na vznik nových hviezd. Plynné hmloviny tvoria v Galaxii vrstvu s hrúbkou 200 parsekov. Pozostávajú z H, He, OH, CO, CO 2, NH 3 . Neutrálny vodík vyžaruje vlnovú dĺžku 0,21 m. Rozloženie tohto rádiového vyžarovania určuje rozloženie vodíka v Galaxii. Okrem toho sú v Galaxii zdroje brzdného žiarenia (röntgenové žiarenie) rádiovej emisie (kvasary).

Číslo lístka 23. William Herschel v 17. storočí umiestnil na hviezdnu mapu veľa hmlovín. Následne sa ukázalo, že ide o obrie galaxie, ktoré sú mimo našej galaxie. Americký astronóm Hubble pomocou cefeíd dokázal, že najbližšia galaxia k nám, M-31, sa nachádza vo vzdialenosti 2 milióny svetelných rokov. Asi tisíc takýchto galaxií bolo objavených v súhvezdí Veronica, ktoré je od nás vzdialené milióny svetelných rokov. Hubbleov teleskop dokázal, že v spektrách galaxií existuje červený posun. Tento posun je tým väčší, čím ďalej je od nás galaxia. Inými slovami, čím ďalej je galaxia, tým väčšia je jej rýchlosť odstránenia od nás.

V odstránenie = D * H H - Hubbleova konštanta, D - posun v spektre.

Model rozpínajúceho sa vesmíru na základe Einsteinovej teórie potvrdil ruský vedec Friedman.

Galaxie sú nepravidelné, eliptické a špirálové. Eliptické galaxie - v súhvezdí Býka, špirálová galaxia - naša, hmlovina Andromeda, nepravidelná galaxia - v Magellanových oblakoch. Okrem viditeľných galaxií obsahujú hviezdne systémy takzvané rádiové galaxie, teda silné zdroje rádiovej emisie. Na mieste týchto rádiových galaxií sa našli malé svietiace objekty, ktorých červený posun je taký veľký, že sú od nás očividne vzdialené miliardy svetelných rokov. Nazývajú sa kvazary, pretože ich žiarenie je niekedy silnejšie ako žiarenie celej galaxie. Je možné, že kvazary sú jadrami veľmi výkonných hviezdnych systémov.

Číslo lístka 24. Najnovší katalóg hviezd obsahuje viac ako 30 000 galaxií jasnejších ako 15. magnitúda a stovky miliónov galaxií je možné odfotografovať pomocou výkonného teleskopu. To všetko spolu s našou Galaxiou tvorí takzvanú metagalaxiu. Z hľadiska veľkosti a počtu objektov je metagalaxia nekonečná, nemá začiatok ani koniec. Podľa moderných koncepcií v každej galaxii dochádza k zániku hviezd a celých galaxií, ako aj k vzniku nových hviezd a galaxií. Veda, ktorá študuje náš vesmír ako celok, sa nazýva kozmológia. Podľa teórie Hubblea a Friedmana náš vesmír, vzhľadom na všeobecnú teóriu Einsteina, sa takýto vesmír rozpína ​​asi pred 15 miliardami rokov, najbližšie galaxie boli k nám bližšie ako teraz. Na nejakom mieste vesmíru vznikajú nové hviezdne sústavy a vzhľadom na vzorec E = mc 2, keďže môžeme povedať, že keďže hmoty a energie sú ekvivalentné, ich vzájomná premena na seba je základom hmotného sveta.

1. miestny čas.

Čas meraný na danom geografickom poludníku sa nazýva tzv miestny čas tento poludník. Pre všetky miesta na tom istom poludníku je hodinový uhol jarnej rovnodennosti (alebo Slnka alebo stredného slnka) v každom danom okamihu rovnaký. Preto je na celom geografickom poludníku miestny čas (hviezdny alebo slnečný) v rovnakom okamihu rovnaký.

Ak je rozdiel medzi zemepisnými dĺžkami dvoch miest D l, potom na východnejšom mieste bude hodinový uhol ktorejkoľvek hviezdy na D l väčší ako hodinový uhol toho istého svietidla na západnejšom mieste. Preto sa rozdiel akýchkoľvek miestnych časov na dvoch meridiánoch v rovnakom fyzickom momente vždy rovná rozdielu v zemepisných dĺžkach týchto meridiánov, vyjadrený v hodinách (v jednotkách času):

tie. miestny stredný čas ktoréhokoľvek bodu na Zemi sa vždy rovná univerzálnemu času v danom okamihu plus zemepisná dĺžka tohto bodu vyjadrená v hodinách a považovaná za kladnú východne od Greenwichu.

V astronomických kalendároch sú okamihy väčšiny javov označené univerzálnym časom. T 0 Momenty týchto udalostí v miestnom čase T t. sa dajú ľahko určiť podľa vzorca (1.28).

3. štandardný čas. V každodennom živote je používanie miestneho stredného slnečného času aj univerzálneho času nepohodlné. Prvý preto, lebo v princípe existuje toľko systémov počítania miestneho času, koľko je geografických poludníkov, t.j. nespočetné množstvo. Preto, aby bolo možné určiť postupnosť udalostí alebo javov zaznamenaných v miestnom čase, je absolútne nevyhnutné poznať okrem momentov aj rozdiel v zemepisných dĺžkach poludníkov, na ktorých sa tieto udalosti alebo javy odohrali.

Postupnosť udalostí označených podľa univerzálneho času sa dá ľahko určiť, ale veľký rozdiel medzi univerzálnym časom a miestnym časom meridiánov, ktoré sú ďaleko od greenwichského času, spôsobuje nepohodlie pri používaní univerzálneho času v každodennom živote.

V roku 1884 bol navrhnutý systém počítania priemerného času na páse, ktorého podstata je nasledovná. Čas sa drží iba 24 hlavný geografické poludníky umiestnené od seba v zemepisnej dĺžke presne 15 ° (alebo 1 h), približne v strede každého z nich časové pásmo. Časové pásma nazývané oblasti zemského povrchu, na ktoré je podmienene rozdelená čiarami prebiehajúcimi od jej severného pólu k južnému a vzdialenými približne 7 °.5 od hlavných poludníkov. Tieto čiary alebo hranice časových pásiem presne sledujú geografické poludníky iba na otvorených moriach a oceánoch a na neobývaných miestach na súši. Po zvyšok svojej dĺžky idú pozdĺž štátnych, administratívnych, ekonomických alebo geografických hraníc a ustupujú od príslušného poludníka jedným alebo druhým smerom. Časové pásma sú očíslované od 0 do 23. Greenwich sa považuje za hlavný poludník nultého pásma. Hlavný poludník prvého časového pásma sa nachádza presne 15 ° východne od Greenwichu, druhý - 30 °, tretí - 45 ° atď. až do časového pásma 23, ktorého hlavný poludník má východnú dĺžku od Greenwichu 345 ° (alebo západnej zemepisnej dĺžky 15°).

Štandardný časT p sa nazýva miestny stredný slnečný čas, meraný na hlavnom poludníku daného časového pásma. Sleduje čas na celom území ležiacom v danom časovom pásme.

Štandardný čas tejto zóny P súvisí s univerzálnym časom zjavným vzťahom

Tn = T 0 +n h .

(1.29)

Je tiež celkom zrejmé, že rozdiel medzi štandardnými časmi dvoch bodov je celočíselný počet hodín rovný rozdielu v číslach ich časových pásiem.

4. Letný čas. V záujme racionálnejšej distribúcie elektriny používanej na osvetlenie podnikov a obytných priestorov a čo najúplnejšieho využitia denného svetla v letných mesiacoch roka sa v mnohých krajinách (vrátane našej republiky) používajú hodinové ručičky v štandardnom čase. posunú dopredu o 1 hodinu alebo pol hodiny. Takzvaný letný čas. Na jeseň sú hodiny opäť nastavené na štandardný čas.

DST pripojenie T l ktorýkoľvek bod s jeho štandardným časom T p a s univerzálnym časom T 0 je daná nasledujúcimi vzťahmi:

(1.30)