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) rovnaký v rovnakom okamihu.

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, že systémov počítania miestneho času je v princípe toľko, 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 pre celé územie ležiace 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)

VSTUPENKY NA ASTRONÓMIU 11 TRIEDY

LÍSTOK #1

Viditeľné pohyby svietidiel ako výsledok ich vlastného pohybu v priestore, rotácie Zeme a jej otáčania okolo Slnka.

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 pohybujú po oblohe z východu na západ (priamy pohyb), potom zo západu na východ (spätný pohyb). Okamihy zmeny smeru sa nazývajú zastávky. Ak umiestnite túto cestu na mapu, získate slučku. Veľkosť slučky je tým menšia, čím väčšia je vzdialenosť medzi planétou a Zemou. Planéty sa delia na nižšie a vyššie (dolné - vnútri zemskej dráhy: Merkúr, Venuša; horné: Mars, Jupiter, Saturn, Urán, Neptún a Pluto). Všetky tieto planéty sa točia rovnako ako Zem okolo Slnka, ale vďaka pohybu Zeme možno pozorovať slučkový pohyb planét. Relatívne polohy planét vzhľadom na Slnko a Zem sa nazývajú planetárne konfigurácie.

Konfigurácie planét, rozdiel geometrický polohy planét vo vzťahu k Slnku a Zemi. Určité polohy planét, viditeľné zo Zeme a merané vzhľadom na Slnko, sú zvláštne. titulov. Na chorých. V - vnútorná planéta, ja vonkajšia planéta, E - Zem, S - Slnko. Keď vnútorný planéta leží v priamke so slnkom, je v spojenie. K.p. EV 1S a ESV 2 volal spodné a horné pripojenie resp. Ext. planéta I je v nadradenej konjunkcii, keď leží v priamke so Slnkom ( ESI 4) a in konfrontácia, keď leží v smere opačnom k ​​Slnku (I 3 ES). I 5 ES, sa nazýva predĺženie. Pre interné planét max, predĺženie nastáva, keď EV 8 S je 90°; pre externé planéty sa môžu predĺžiť od 0° ESI 4) do 180° (I 3 ES). Keď je predĺženie 90°, hovorí sa, že planéta je v kvadratúra(I 6 ES, I 7 ES).

Obdobie, počas ktorého sa planéta na svojej obežnej dráhe otáča okolo Slnka, sa nazýva hviezdna (hviezdna) perióda revolúcie - T, doba medzi dvoma rovnakými konfiguráciami - synodická perióda - S.

Planéty sa točia okolo Slnka jedným smerom a dokončia jednu otáčku okolo Slnka za určitý čas = hviezdne obdobie

pre vnútorné planéty

pre vonkajšie planéty

S je hviezdna perióda (vzhľadom na hviezdy), T je synodická perióda (medzi fázami), T Å = 1 rok.

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

Výpočet vzdialenosti ku galaxii na základe Hubbleovho zákona.

H = 50 km/s*Mpc – Hubbleova konštanta

LÍSTOK #2

Zásady určovania zemepisných súradníc z astronomických pozorovaní.

Existujú 2 geografické súradnice: zemepisná šírka a zemepisná dĺžka. Astronómia ako praktická veda vám umožňuje nájsť tieto súradnice. Výška nebeského pólu nad horizontom sa rovná zemepisnej šírke miesta pozorovania. Približnú zemepisnú šírku možno určiť meraním výšky Polárky, pretože. je asi 1 0 od severného nebeského pólu. Zemepisnú šírku miesta pozorovania je možné určiť podľa výšky svietidla v hornom vrchole ( vyvrcholenie- moment prechodu svietidla cez poludník) podľa vzorca:

j = d ± (90 – h), podľa toho, či smerom na juh alebo sever kulminuje od zenitu. h je výška svietidla, d je deklinácia, j je zemepisná šírka.

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

T λ 1 - T λ 2 \u003d λ 1 - λ 2 Po zistení časového rozdielu v dvoch bodoch, z ktorých je známa zemepisná dĺžka jedného, ​​je možné určiť zemepisnú dĺžku druhého bodu.

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).

Výpočet teploty hviezdy na základe údajov o jej svietivosti a veľkosti.

L - svietivosť (Lc = 1)

R - polomer (Rc = 1)

T - Teplota (Tc = 6000)

LÍSTOK #3

Dôvody na zmenu fáz mesiaca. Podmienky vzniku a frekvencie zatmení Slnka a Mesiaca.

Fáza, v astronómii dochádza k fázovej zmene v dôsledku period. zmeny podmienok osvetlenia nebeských telies vo vzťahu k pozorovateľovi. Zmena fázy Mesiaca je spôsobená zmenou vzájomnej polohy Zeme, Mesiaca a Slnka, ako aj tým, že Mesiac svieti svetlom, ktoré sa od neho odráža. Keď je Mesiac medzi Slnkom a Zemou na priamke, ktorá ich spája, neosvetlená časť mesačného povrchu je obrátená k Zemi, takže ju nevidíme. Tento F. - nový mesiac. Po 1-2 dňoch sa Mesiac odkloní od tejto priamky a zo Zeme je viditeľný úzky lunárny polmesiac. Počas novu je na tmavej oblohe stále viditeľná tá časť Mesiaca, ktorá nie je osvetlená priamym slnečným žiarením. Tento jav sa nazýval popolavý svetlo. O týždeň príde F. - prvá štvrtina: osvetlená časť mesiaca je polovica disku. Potom príde spln- Mesiac je opäť na spojnici Slnka a Zeme, ale na druhej strane Zeme. Je viditeľný osvetlený plný disk Mesiaca. Potom sa viditeľná časť začne zmenšovať a Posledná štvrtina, tie. opäť je možné pozorovať osvetlenú polovicu disku. Celé obdobie zmeny F. Mesiaca sa nazýva synodický mesiac.

Eclipse, astronomický úkaz, pri ktorom jedno nebeské teleso úplne alebo čiastočne zakrýva druhé, alebo tieň jedného telesa dopadá na iné.Slnečné 3. nastávajú, keď Zem upadne do tieňa vrhaného Mesiacom, a mesačný – keď Mesiac zapadne do tieň Zeme. Tieň Mesiaca počas slnečného 3. pozostáva z centrálneho tieňa a penumbry, ktorá ho obklopuje. Za priaznivých podmienok môže plný lunárny 3. trvať 1 hodinu. 45 min. Ak Mesiac úplne nevstúpi do tieňa, potom pozorovateľ na nočnej strane Zeme uvidí čiastočný lunárny 3. Uhlové priemery Slnka a Mesiaca sú takmer rovnaké, takže celkový slnečný 3. trvá len málo. minút. Keď je Mesiac vo svojom apogeu, jeho uhlové rozmery sú o niečo menšie ako rozmery Slnka. Slnečná 3. môže nastať, ak čiara spájajúca stredy Slnka a Mesiaca pretína zemský povrch. Priemery mesačného tieňa pri páde na Zem môžu dosiahnuť niekoľko. stovky kilometrov. Pozorovateľ vidí, že tmavý lunárny disk úplne nezakryl Slnko, takže jeho okraj zostal otvorený vo forme jasného prstenca. Ide o tzv. prstencové slnečné 3. Ak sú uhlové rozmery Mesiaca väčšie ako uhlové rozmery Slnka, potom pozorovateľ v blízkosti priesečníka priamky spájajúcej ich stredy so zemským povrchom uvidí spln Slnko 3. Zem sa otáča okolo svojej osi, Mesiac - okolo Zeme a Zem - okolo Slnka, mesačný tieň sa rýchlo kĺže po zemskom povrchu z bodu, kde naň dopadol, do iného bodu, kde ho opúšťa a čerpá ďalej. Zem * pás spln alebo prstenec 3. Súkromné ​​3. možno pozorovať, keď Mesiac blokuje len časť Slnka. Čas, trvanie a vzor slnečného alebo 3. lunárneho svitu závisia od geometrie systému Zem-Mesiac-Slnko. Vzhľadom na sklon lunárnej dráhy voči *ekliptike sa slnečné a mesačné 3. nevyskytujú pri každom novom mesiaci alebo splne. Porovnanie predpovede 3. s pozorovaniami umožňuje spresniť teóriu pohybu Mesiaca. Keďže geometria systému sa takmer presne opakuje každých 18 rokov 10 dní, 3. dochádza k tomuto obdobiu, ktoré sa nazýva saros. 3. Registrácie z dávnych čias umožňujú testovať vplyv prílivu a odlivu na obežnú dráhu Mesiaca.

Určenie súradníc hviezd na hviezdnej mape.

LÍSTOK #4

Vlastnosti denného pohybu Slnka v rôznych zemepisných šírkach v rôznych obdobiach roka.

Zvážte ročný pohyb Slnka v nebeskej sfére. Zem urobí úplnú revolúciu okolo Slnka za rok, za jeden deň sa Slnko pohybuje pozdĺž ekliptiky zo západu na východ asi o 1 ° a za 3 mesiace - o 90 °. V tomto štádiu je však dôležité, že pohyb Slnka po ekliptike je sprevádzaný zmenou jeho deklinácie v rozsahu od δ = -e (zimný slnovrat) po δ = +e (letný slnovrat), kde e je uhol sklonu zemskej osi. Preto sa v priebehu roka mení aj poloha dennej rovnobežky Slnka. Zvážte priemerné zemepisné šírky severnej pologule.

Pri prechode jarnej rovnodennosti Slnkom (α = 0 h) je koncom marca deklinácia Slnka 0°, preto je Slnko v tento deň prakticky na nebeskom rovníku, vychádza na východe. , stúpa pri hornej kulminácii do výšky h = 90° - φ a zapadá na západ. Keďže nebeský rovník rozdeľuje nebeskú sféru na polovicu, Slnko je pol dňa nad obzorom a polovicu pod ním, t.j. deň sa rovná noci, čo sa odráža aj v názve „equinox“. V momente rovnodennosti je dotyčnica k ekliptike v mieste Slnka naklonená k rovníku pod maximálnym uhlom rovným e, preto je rýchlosť nárastu deklinácie Slnka v tomto čase tiež maximálna.

Po jarnej rovnodennosti sa deklinácia Slnka rapídne zväčšuje, takže nad obzorom je každým dňom viac a viac dennej rovnobežky Slnka. Slnko vychádza skôr, v hornom klimaxe vychádza vyššie a zapadá neskôr. Body východu a západu slnka sa každým dňom posúvajú na sever a deň sa predlžuje.

Uhol sklonu dotyčnice k ekliptike v mieste Slnka sa však každým dňom zmenšuje a s ním klesá aj rýchlosť nárastu deklinácie. Nakoniec Slnko koncom júna dosiahne najsevernejší bod ekliptiky (α = 6 h, δ = +e). V tomto momente stúpa v hornom klimaxe do výšky h = 90° - φ + e, stúpa približne na severovýchode, zapadá na severozápade a dĺžka dňa dosahuje maximálnu hodnotu. Denný nárast výšky Slnka sa zároveň zastaví na hornej kulminácii a poludňajšie Slnko sa akoby „zastaví“ vo svojom pohybe na sever. Odtiaľ pochádza názov „letný slnovrat“.

Potom sa sklon Slnka začne znižovať - ​​najskôr veľmi pomaly a potom rýchlejšie a rýchlejšie. Každý deň vychádza neskôr, zapadá skôr, body východu a západu slnka sa posúvajú späť na juh.

Koncom septembra Slnko dosiahne druhý priesečník ekliptiky s rovníkom (α = 12 h) a opäť nastáva rovnodennosť, teraz jesenná. Opäť rýchlosť zmeny deklinácie Slnka dosahuje maximum a rýchlo sa posúva na juh. Noc sa stáva dlhšou ako deň a každým dňom sa výška Slnka v hornom vrchole znižuje.

Do konca decembra Slnko dosiahne najjužnejší bod ekliptiky (α = 18 hodín) a jeho pohyb na juh sa zastaví, opäť sa „zastaví“. Toto je zimný slnovrat. Slnko vychádza takmer na juhovýchode, zapadá na juhozápade a na poludnie vychádza na juhu do výšky h = 90° - φ - e.

A potom sa všetko začína odznova – zväčšuje sa deklinácia Slnka, zvyšuje sa výška na hornej kulminácii, predlžuje sa deň, body východu a západu slnka sa posúvajú na sever.

V dôsledku rozptylu svetla zemskou atmosférou je obloha ešte nejaký čas po západe slnka jasná. Toto obdobie sa nazýva súmrak. Občiansky súmrak (-8° -12°) a astronomické (h>-18°), po ktorých jas nočnej oblohy zostáva približne konštantný.

V lete pri d = +e je výška Slnka pri spodnej kulminácii h = φ + e - 90°. Preto severne od zemepisnej šírky ~ 48°,5 pri letnom slnovrate Slnko v spodnej kulminácii klesá pod horizont o menej ako 18° a letné noci sa vďaka astronomickému súmraku rozjasnia. Podobne pri φ > 54°,5 na letný slnovrat výška Slnka h > -12° - plavebný súmrak trvá celú noc (Moskva spadá do tohto pásma, kde sa tri mesiace v roku neztmie - od r. od začiatku mája do začiatku augusta). Ďalej na sever, na φ > 58°,5, sa už občiansky súmrak v lete nezastaví (tu je Petrohrad s povestnými „bielymi nocami“).

Napokon v zemepisnej šírke φ = 90° - e sa denná rovnobežka Slnka počas slnovratov dotkne horizontu. Táto zemepisná šírka je polárny kruh. Severnejšie Slnko v lete nejaký čas nezapadá pod obzor – nastáva polárny deň a v zime – nevychádza – polárna noc.

Teraz zvážte viac južných zemepisných šírok. Ako už bolo spomenuté, južne od zemepisnej šírky φ = 90° - e - 18° sú noci vždy tmavé. S ďalším pohybom na juh vychádza Slnko v každom ročnom období vyššie a vyššie a rozdiel medzi časťami jeho dennej rovnobežky nad a pod horizontom sa zmenšuje. V súlade s tým sa dĺžka dňa a noci, dokonca aj počas slnovratov, líši čoraz menej. Napokon v zemepisnej šírke j = e bude denná rovnobežka Slnka pre letný slnovrat prechádzať cez zenit. Táto zemepisná šírka sa nazýva severný obratník, v čase letného slnovratu na jednom z bodov v tejto zemepisnej šírke je Slnko presne v zenite. Napokon, na rovníku sú denné rovnobežky Slnka rozdelené obzorom vždy na dve rovnaké časti, čiže deň sa tam vždy rovná noci a Slnko je počas rovnodenností v zenite.

Južne od rovníka bude všetko podobné vyššie uvedenému, len väčšinu roka (a južne od južného obratníka - vždy) bude horné vyvrcholenie Slnka nastať severne od zenitu.

Zameranie na daný objekt a zaostrenie ďalekohľadu .

LÍSTOK #5

1. Princíp činnosti a účel ďalekohľadu.

Ďalekohľad, astronomický prístroj na pozorovanie nebeských telies. Dobre navrhnutý ďalekohľad je schopný zbierať elektromagnetické žiarenie v rôznych rozsahoch spektra. V astronómii je optický ďalekohľad navrhnutý tak, aby zväčšoval obraz a zbieral svetlo zo slabých zdrojov, najmä tých, ktoré sú voľným okom neviditeľné, pretože v porovnaní s ním je schopný zhromaždiť viac svetla a poskytnúť vysoké uhlové rozlíšenie, takže na zväčšenom obrázku je vidieť viac detailov. Refraktorový teleskop využíva veľkú šošovku na zhromažďovanie a zaostrovanie svetla ako objektívu a obraz je pozorovaný cez okulár pozostávajúci z jednej alebo viacerých šošoviek. Hlavným problémom pri konštrukcii refrakčných ďalekohľadov je chromatická aberácia (farebné lemovanie okolo obrazu vytvorené jednoduchou šošovkou v dôsledku skutočnosti, že svetlo rôznych vlnových dĺžok je zaostrené na rôzne vzdialenosti.). Dá sa to eliminovať pomocou kombinácie konvexných a konkávnych šošoviek, ale šošovky väčšie ako určitý limit veľkosti (približne 1 meter v priemere) nie je možné vyrobiť. Preto sa v súčasnosti uprednostňujú odrazové ďalekohľady, v ktorých sa ako objektív používa zrkadlo. Prvý odrazový ďalekohľad vynašiel Newton podľa svojej schémy, tzv Newtonov systém. Teraz existuje niekoľko metód na pozorovanie obrazu: systémy Newton, Cassegrain (poloha zaostrenia je vhodná na zaznamenávanie a analýzu svetla pomocou iných zariadení, ako je fotometer alebo spektrometer), kude (schéma je veľmi vhodná, keď je potrebné veľké vybavenie analýza svetla), Maksutov (tzv. meniskus), Schmidt (používa sa, keď je potrebné robiť rozsiahle prieskumy oblohy).

Spolu s optickými ďalekohľadmi existujú ďalekohľady, ktoré zbierajú elektromagnetické žiarenie v iných rozsahoch. Rozšírené sú napríklad rôzne typy rádioteleskopov (s parabolickým zrkadlom: stacionárne a plne otočné; typ RATAN-600; in-phase; rádiové interferometre). Existujú aj teleskopy na detekciu röntgenového a gama žiarenia. Keďže ten je absorbovaný zemskou atmosférou, röntgenové teleskopy sa zvyčajne montujú na satelity alebo vzdušné sondy. Gama astronómia využíva teleskopy umiestnené na satelitoch.

Výpočet obdobia revolúcie planéty na základe tretieho Keplerovho zákona.

T s \u003d 1 rok

a z = 1 astronomická jednotka

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

LÍSTOK #6

Metódy určovania vzdialeností telies slnečnej sústavy a ich veľkostí.

Najprv sa určí vzdialenosť k nejakému dostupnému bodu. Táto vzdialenosť sa nazýva základ. Uhol, pod ktorým je základňa viditeľná z neprístupného miesta, sa nazýva paralaxa. Horizontálna paralaxa je uhol, pod ktorým je polomer Zeme viditeľný z planéty, kolmo na čiaru pohľadu.

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

radarová metóda. Spočíva v tom, že do nebeského telesa sa vyšle silný krátkodobý impulz a potom sa prijme odrazený signál. Rýchlosť šírenia rádiových vĺn sa rovná rýchlosti svetla vo vákuu: známe. Preto, ak presne zmeriate čas, za ktorý signál dosiahol nebeské teleso a vrátil sa späť, potom je ľahké vypočítať požadovanú vzdialenosť.

Radarové pozorovania umožňujú s veľkou presnosťou určiť vzdialenosti k nebeským telesám slnečnej sústavy. Touto metódou boli spresnené vzdialenosti k Mesiacu, Venuši, Merkúru, Marsu a Jupiteru.

Laserové umiestnenie mesiaca.Čoskoro po vynájdení výkonných zdrojov svetelného žiarenia - optických kvantových generátorov (laserov) - sa začali vykonávať experimenty s laserovou lokalizáciou Mesiaca. Laserová lokalizačná metóda je podobná ako radar, ale presnosť merania je oveľa vyššia. Optická poloha umožňuje určiť vzdialenosť medzi vybranými bodmi na mesačnom a zemskom povrchu s presnosťou na centimetre.

Na určenie veľkosti Zeme určte vzdialenosť medzi dvoma bodmi umiestnenými na rovnakom poludníku, potom dĺžku oblúka l , zodpovedajúci 1° - n .

Na určenie veľkosti telies slnečnej sústavy môžete zmerať uhol, pod ktorým sú viditeľné pre pozemského pozorovateľa - uhlový polomer svietidla r a vzdialenosť od svietidla D.

Berúc do úvahy p 0 - horizontálnu paralaxu hviezdy a to, že uhly p 0 a r sú malé,

Určenie svietivosti hviezdy na základe údajov o jej veľkosti a teplote.

L - svietivosť (Lc = 1)

R - polomer (Rc = 1)

T - Teplota (Tc = 6000)

LÍSTOK #7

1. Možnosti spektrálnej analýzy a mimoatmosférických pozorovaní pre štúdium povahy nebeských telies.

Rozklad elektromagnetického žiarenia na vlnové dĺžky s cieľom ich štúdia sa nazýva spektroskopia. Spektrálna analýza je hlavnou metódou na štúdium astronomických objektov používaných v astrofyzike. Štúdium spektier poskytuje informácie o teplote, rýchlosti, tlaku, chemickom zložení a ďalších dôležitých vlastnostiach astronomických objektov. Z absorpčného spektra (presnejšie z prítomnosti určitých čiar v spektre) možno usudzovať na chemické zloženie atmosféry hviezdy. Intenzitu spektra možno použiť na určenie teploty hviezd a iných telies:

l max T = b, b je Wienova konštanta. Pomocou Dopplerovho efektu sa o hviezde môžete dozvedieť veľa. V roku 1842 zistil, že vlnová dĺžka λ, akceptovaná pozorovateľom, súvisí s vlnovou dĺžkou zdroja žiarenia vzťahom: , kde V je priemet rýchlosti zdroja na priamku pohľadu. Zákon, ktorý objavil, sa volal Dopplerov zákon:. Posun čiar v spektre hviezdy voči porovnávaciemu spektru na červenú stranu naznačuje, že sa hviezda od nás vzďaľuje, posun na fialovú stranu spektra naznačuje, že sa hviezda k nám približuje. Ak sa čiary v spektre periodicky menia, potom má hviezda spoločníka a otáčajú sa okolo spoločného ťažiska. Dopplerov jav tiež umožňuje odhadnúť rýchlosť rotácie hviezd. Aj keď vyžarujúci plyn nemá žiadny relatívny pohyb, spektrálne čiary emitované jednotlivými atómami sa budú posúvať vzhľadom na laboratórnu hodnotu v dôsledku nepravidelného tepelného pohybu. Pre celkovú hmotnosť plynu to bude vyjadrené rozšírením spektrálnych čiar. V tomto prípade je druhá mocnina šírky Dopplera spektrálnej čiary úmerná teplote. Teplotu vyžarujúceho plynu možno teda posúdiť zo šírky spektrálnej čiary. V roku 1896 holandský fyzik Zeeman objavil efekt rozdelenia čiar spektra v silnom magnetickom poli. S týmto efektom je teraz možné „merať“ kozmické magnetické polia. Podobný efekt (nazývaný Starkov efekt) sa pozoruje v elektrickom poli. Prejaví sa, keď sa vo hviezde nakrátko objaví silné elektrické pole.

Zemská atmosféra oneskoruje časť žiarenia prichádzajúceho z vesmíru. Viditeľné svetlo prechádzajúce cez ňu je tiež skreslené: pohyb vzduchu rozmazáva obraz nebeských telies a hviezdy blikajú, hoci v skutočnosti je ich jas nezmenený. Preto od polovice 20. storočia začali astronómovia vykonávať pozorovania z vesmíru. Teleskopy mimo atmosféry zbierajú a analyzujú röntgenové, ultrafialové, infračervené a gama žiarenie. Prvé tri je možné študovať len mimo atmosféry, zatiaľ čo druhé čiastočne dosahujú zemský povrch, ale miešajú sa s IR samotnej planéty. Preto je vhodnejšie vziať do vesmíru infračervené teleskopy. Röntgenové žiarenie odhaľuje oblasti vo vesmíre, kde sa obzvlášť rýchlo uvoľňuje energia (napríklad čierne diery), ako aj objekty neviditeľné v iných lúčoch, ako sú pulzary. Infračervené teleskopy umožňujú študovať tepelné zdroje skryté pred optikou v širokom rozsahu teplôt. Gama astronómia umožňuje odhaliť zdroje elektrón-pozitrónovej anihilácie, t.j. vysoké energetické zdroje.

2. Určenie deklinácie Slnka v daný deň z hviezdnej mapy a výpočet jeho výšky na poludnie.

h - výška svietidla

LÍSTOK #8

Najdôležitejšie smery a úlohy výskumu a vývoja kozmického priestoru.

Hlavné problémy modernej astronómie:

Na mnohé konkrétne problémy kozmogónie neexistuje riešenie:

· Ako vznikol Mesiac, ako sa vytvorili prstence okolo obrovských planét, prečo sa Venuša otáča veľmi pomaly a opačným smerom;

Vo hviezdnej astronómii:

· Neexistuje podrobný model Slnka, ktorý by dokázal presne vysvetliť všetky jeho pozorované vlastnosti (najmä tok neutrín z jadra).

· Podrobná fyzikálna teória niektorých prejavov hviezdnej aktivity neexistuje. Napríklad príčiny výbuchov supernov nie sú úplne jasné; nie je celkom jasné, prečo sú z blízkosti niektorých hviezd vyvrhované úzke výtrysky plynu. Obzvlášť záhadné sú však krátke záblesky gama lúčov, ktoré sa pravidelne vyskytujú v rôznych smeroch po oblohe. Nie je ani jasné, či sú spojené s hviezdami alebo inými objektmi a v akej vzdialenosti sa tieto objekty od nás nachádzajú.

V galaktickej a extragalaktickej astronómii:

· Nie je vyriešený problém skrytej hmoty, ktorý spočíva v tom, že gravitačné pole galaxií a zhlukov galaxií je niekoľkonásobne silnejšie, než dokáže poskytnúť pozorovaná hmota. Pravdepodobne väčšina hmoty vo vesmíre je pred astronómami stále skrytá;

· Neexistuje jednotná teória vzniku galaxií;

· Hlavné problémy kozmológie neboli vyriešené: neexistuje úplná fyzikálna teória zrodu vesmíru a jeho osud v budúcnosti nie je jasný.

Tu sú niektoré z otázok, na ktoré astronómovia dúfajú, že budú zodpovedané v 21. storočí:

· Majú blízke hviezdy terestrické planéty a majú biosféry (majú život)?

Aké procesy prispievajú k vzniku hviezd?

· Ako sa tvoria a distribuujú v celej Galaxii biologicky dôležité chemické prvky, ako je uhlík a kyslík?

· Sú čierne diery zdrojom energie pre aktívne galaxie a kvazary?

Kde a kedy vznikli galaxie?

· Bude sa vesmír rozpínať navždy, alebo jeho rozpínanie nahradí kolaps?

LÍSTOK #9

Keplerove zákony, ich objav, význam a hranice použiteľnosti.

Tri zákony pohybu planét vo vzťahu k Slnku empiricky odvodil nemecký astronóm Johannes Kepler na začiatku 17. storočia. To sa podarilo vďaka dlhoročným pozorovaniam dánskeho astronóma Tycha Braheho.

najprv Keplerov zákon. Každá planéta sa pohybuje po elipse so Slnkom v jednom zo svojich ohnísk ( e = c / a, kde s je vzdialenosť od stredu elipsy k jej ohnisku, a- veľká poloos, e - výstrednosť elipsa. Čím väčšie e, tým viac sa elipsa líši od kružnice. Ak s= 0 (ohniská sa zhodujú so stredom), potom e = 0 a elipsa sa zmení na kruh s polomerom a).

Po druhé Keplerov zákon (zákon o rovnakých oblastiach). Vektor polomeru planéty opisuje rovnaké oblasti v rovnakých časových intervaloch. Ďalšia formulácia tohto zákona: sektorová rýchlosť planéty je konštantná.

Tretia Keplerov zákon. Druhé mocniny obežných dôb planét okolo Slnka sú úmerné kockám hlavných polosí ich eliptických dráh.

Moderná formulácia prvého zákona sa dopĺňa takto: pri nerušenom pohybe je dráha pohybujúceho sa telesa krivkou druhého rádu – elipsou, parabolou alebo hyperbolou.

Na rozdiel od prvých dvoch sa tretí Keplerov zákon vzťahuje len na eliptické dráhy.

Rýchlosť planéty v perihéliu: , kde V c = kruhová rýchlosť pri R = a.

Rýchlosť v aféliu:.

Kepler svoje zákony objavil empiricky. Newton odvodil Keplerove zákony zo zákona univerzálnej gravitácie. Na určenie hmotností nebeských telies má veľký význam Newtonovo zovšeobecnenie tretieho Keplerovho zákona na akúkoľvek sústavu obiehajúcich telies. V zovšeobecnenej forme je tento zákon zvyčajne formulovaný takto: druhé mocniny periód T 1 a T 2 rotácie dvoch telies okolo Slnka, vynásobené súčtom hmotností každého telesa (M 1 a M 2, v uvedenom poradí) a Slnko (M s), sú spojené ako kocky hlavných polosí a 1 a a 2 ich dráh: . V tomto prípade sa interakcia medzi telesami M 1 a M 2 neberie do úvahy. Ak zanedbáme hmotnosti týchto telies v porovnaní s hmotnosťou Slnka, dostaneme formuláciu tretieho zákona, ktorý dal samotný Kepler: Tretí Keplerov zákon možno vyjadriť aj ako vzťah medzi periódou T obehu a teleso s hmotnosťou M a hlavnou polosou obežnej dráhy a: . Tretí Keplerov zákon možno použiť na určenie hmotnosti dvojhviezd.

Kreslenie objektu (planéty, kométy atď.) na hviezdnu mapu podľa zadaných súradníc.

VSTUPENKA #10

Terestrické planéty: Merkúr, Mars, Venuša, Zem, Pluto. Sú malé čo do veľkosti a hmotnosti, priemerná hustota týchto planét je niekoľkonásobne väčšia ako hustota vody. Pomaly sa otáčajú okolo svojich osí. Majú málo satelitov. Terestrické planéty majú pevné povrchy. Podobnosť terestrických planét nevylučuje významný rozdiel. Napríklad Venuša sa na rozdiel od iných planét otáča v opačnom smere, ako sa pohybuje okolo Slnka, a je 243-krát pomalšia ako Zem. Pluto je najmenšia z planét (priemer Pluta = 2260 km, satelit - Cháron je 2x menší, približne rovnaký ako sústava Zem - Mesiac, ide o "dvojplanétu"), no z hľadiska fyzikálnych vlastností je blízko k tejto skupine.

Merkúr. Hmotnosť: 3*10 23 kg (0,055 Zeme) R obežná dráha: 0,387 AU Planéty D: 4870 km Atmosférické vlastnosti: Prakticky neexistuje atmosféra, hélium a vodík zo Slnka, sodík uvoľnený prehriatym povrchom planéty. Povrch: posiaty krátermi, je tu priehlbina s priemerom 1300 km, nazývaná „Caloris Basin“ Vlastnosti: Deň trvá dva roky.

Venuša. Hmotnosť: 4,78*10 24 kg R obežná dráha: 0,723 AU Planéty D: 12100 km Zloženie atmosféry: Hlavne oxid uhličitý s prímesami dusíka a kyslíka, oblaky kondenzátu kyseliny sírovej a fluorovodíkovej. Povrch: Kamenistá púšť, pomerne hladká, aj keď sú tu krátery Vlastnosti: Tlak v blízkosti povrchu je 90-krát vyšší ako na Zemi, spätná rotácia pozdĺž obežnej dráhy, silný skleníkový efekt (T=475 0 С).

Zem . R obežné dráhy: 1 AU (150 000 000 km) Planéty R: 6400 km Zloženie atmosféry: 78 % dusíka, 21 % kyslíka a oxidu uhličitého. Povrch: Najrozmanitejší. Vlastnosti: Veľa vody, podmienky nevyhnutné pre vznik a existenciu života. Nachádza sa tu 1 satelit - Mesiac.

Mars. Hmotnosť: 6,4*1023 kg R obežné dráhy: 1,52 AU (228 miliónov km) Planéty D: 6670 km Atmosférické zloženie: Oxid uhličitý s nečistotami. Povrch: Krátery, Mariner Valley, Mount Olympus – najvyšší v systéme Vlastnosti: Veľa vody v polárnych čiapkach, pravdepodobne predtým, než bola klíma vhodná pre organický život na báze uhlíka, a vývoj marťanskej klímy je reverzibilný. K dispozícii sú 2 satelity - Phobos a Deimos. Phobos pomaly klesá k Marsu.

Pluto/Charon.

Hmotnosť: 1,3*10 23 kg/ 1,8*10 11 kg

R obežné dráhy: 29,65-49,28 AU

D planét: 2324/1212 km

Atmosférické zloženie: Tenká vrstva metánu

Vlastnosti: Dvojitá planéta, prípadne planétová dráha, neleží v rovine iných dráh. Pluto a Cháron sú vždy oproti sebe na tej istej strane.

Obrovské planéty: Jupiter, Saturn, Urán, Neptún.

Majú veľké veľkosti a hmotnosti (hmotnosť Jupitera > hmotnosť Zeme 318-krát, objemovo - 1320-krát). Obrie planéty sa veľmi rýchlo otáčajú okolo svojich osí. Výsledkom je veľká kompresia. Planéty sa nachádzajú ďaleko od Slnka. Vyznačujú sa veľkým počtom satelitov (Jupiter má -16, Saturn má 17, Urán má 16, Neptún má 8). Charakteristickým znakom obrovských planét sú prstence pozostávajúce z častíc a blokov. Tieto planéty nemajú pevné povrchy, ich hustota je nízka, pozostávajú najmä z vodíka a hélia. Plynný vodík z atmosféry prechádza do kvapaliny a potom do tuhej fázy. Rýchla rotácia a skutočnosť, že vodík sa stáva vodičom elektriny, zároveň spôsobuje výrazné magnetické polia týchto planét, ktoré zachytávajú nabité častice letiace zo Slnka a vytvárajú radiačné pásy.

Jupiter Hmotnosť: 1,9*10 27 kg R obežná dráha: 5,2 AU Planéty D: 143 760 km na rovníku Zloženie: Vodík s prímesami hélia. Satelity: Na Európe je veľa vody, Ganymede s ľadom, Io so sírovou sopkou. Vlastnosti: Veľká červená škvrna, takmer hviezda, 10 % žiarenia je jej vlastných, odťahuje Mesiac od nás (2 metre za rok).	Saturn. Hmotnosť: 5,68* 10 26 R obežné dráhy: 9,5 AU Planéty D: 120 420 km Zloženie: vodík a hélium. Mesiace: Titan je väčší ako Merkúr a má atmosféru. Vlastnosti: Krásne prstene, nízka hustota, veľa satelitov, póly magnetického poľa sa takmer zhodujú s osou rotácie.
Urán Hmotnosť: 8,5*1025kg R obežná dráha: 19,2 AU Planéty D: 51 300 km Zloženie: metán, amoniak. Satelity: Miranda má veľmi ťažký terén. Vlastnosti: Os rotácie smeruje k Slnku, nevyžaruje vlastnú energiu, najväčší uhol odchýlky magnetickej osi od osi rotácie.	Neptún. Hmotnosť: 1*10 26 kg R obežná dráha: 30 AU Planéty D: 49500 km Zloženie: metán, amoniak, vodíková atmosféra.. Mesiace: Triton má dusíkovú atmosféru, vodu. Vlastnosti: Vyžaruje 2,7-krát viac absorbovanej energie.

Nastavenie modelu nebeskej sféry pre danú zemepisnú šírku a jej orientáciu k stranám horizontu.

VSTUPENKA #11

Charakteristické črty Mesiaca a satelitov planét.

Mesiac je jediným prirodzeným satelitom Zeme. Povrch Mesiaca je značne nehomogénny. Hlavné veľké útvary - moria, hory, krátery a možno jasné lúče - sú emisie hmoty. Moria, tmavé, hladké pláne, sú priehlbiny vyplnené stuhnutou lávou. Priemery najväčších z nich presahujú 1000 km. DR. tri typy útvarov sú s najväčšou pravdepodobnosťou výsledkom bombardovania mesačného povrchu v raných štádiách existencie slnečnej sústavy. Bombardovanie trvalo niekoľko stovky miliónov rokov a trosky sa usadili na povrchu Mesiaca a planét. Úlomky asteroidov s priemerom stoviek kilometrov až po najmenšie prachové častice tvorili Ch. detaily mesiaca a povrchovej vrstvy hornín. Po období bombardovania nasledovalo napĺňanie morí čadičovou lávou generovanou rádioaktívnym ohrevom mesačného vnútra. Vesmírne prístroje. prístroje radu Apollo zaznamenávali seizmickú aktivitu Mesiaca, tzv. l šok. Vzorky lunárnej pôdy privezené na Zem astronautmi ukázali, že vek L. 4,3 miliardy rokov, pravdepodobne rovnaký ako Zem, pozostáva z rovnakej chemikálie. prvkov ako Zem, s rovnakým približným pomerom. Na L. nie je a pravdepodobne ani nikdy nebola atmosféra a nie je dôvod tvrdiť, že tam život niekedy existoval. Podľa najnovších teórií L. vznikol v dôsledku zrážok planetesimál veľkosti Marsu a mladej Zeme. Teplota mesačného povrchu dosahuje 100°C počas lunárneho dňa a klesá na -200°C počas lunárnej noci. Na L. nie je žiadna erózia, pre pohľadávku. pomalé ničenie hornín v dôsledku striedavej tepelnej rozťažnosti a kontrakcie a náhodné náhle lokálne katastrofy v dôsledku dopadov meteoritov.

Hmotnosť L. sa presne meria štúdiom obežných dráh jej umení, satelitov a súvisí s hmotnosťou Zeme ako 1/81,3; jeho priemer 3476 km je 1/3,6 priemeru Zeme. L. má tvar elipsoidu, hoci tri navzájom kolmé priemery sa nelíšia o viac ako kilometer. Doba rotácie L. sa rovná perióde otáčania okolo Zeme, takže okrem účinkov librácie sa vždy otočí jednou stranou k nej. St hustota je 3330 kg/m 3, čo je hodnota veľmi blízka hustote hlavných hornín ležiacich pod zemskou kôrou a gravitačná sila na povrchu Mesiaca je 1/6 zemskej. Mesiac je najbližšie nebeské teleso k Zemi. Ak by Zem a Mesiac boli bodové hmoty alebo tuhé gule, ktorých hustota sa mení len so vzdialenosťou od stredu a neexistovali by žiadne iné nebeské telesá, potom by obeh Mesiaca okolo Zeme bol nemennou elipsou. Slnko a v oveľa menšej miere aj planéty však vyvíjajú gravitáciu. vplyv na obežnú dráhu, čo spôsobuje poruchu jej orbitálnych prvkov; preto sú hlavná os, excentricita a sklon neustále vystavené cyklickým poruchám, ktoré oscilujú okolo priemerných hodnôt.

Prirodzené satelity, prirodzené teleso obiehajúce okolo planéty. V slnečnej sústave je známych viac ako 70 mesiacov rôznych veľkostí a stále sa objavujú nové. Sedem najväčších satelitov je Mesiac, štyri Galileove satelity Jupiter, Titan a Triton. Všetky majú priemery presahujúce 2500 km a sú to malé „svety“ so zložitým geol. história; niektoré majú atmosféru. Všetky ostatné satelity majú rozmery porovnateľné s asteroidmi, t.j. od 10 do 1500 km. Môžu byť zložené z kameňa alebo ľadu, ktorých tvar sa mení od takmer guľového po nepravidelný a povrch je buď starý s početnými krátermi, alebo je pozmenený podpovrchovou aktivitou. Veľkosti obežných dráh sa pohybujú od menej ako dvoch do niekoľkých stoviek polomerov planéty, doba rotácie je od niekoľkých hodín po viac ako rok. Predpokladá sa, že niektoré satelity boli zachytené gravitačnou silou planéty. Majú nepravidelné dráhy a niekedy sa otáčajú opačným smerom, ako je orbitálny pohyb planéty okolo Slnka (tzv. spätný pohyb). Obežné dráhy S.e. môže byť silne naklonená k rovine obežnej dráhy planéty alebo veľmi pretiahnutá. Rozšírené systémy S.e. s pravidelnými obežnými dráhami okolo štyroch obrovských planét, pravdepodobne vznikol z oblaku plynu a prachu obklopujúceho materskú planétu, podobne ako pri vzniku planét v protosolárnej hmlovine. S.e. menšie ako niekoľko. stovky kilometrov majú nepravidelný tvar a vznikli pravdepodobne pri ničivých zrážkach väčších telies. V ext. oblasti slnečnej sústavy, často obiehajú v blízkosti prstencov. Orbitálne prvky ext. JV, najmä excentricity, sú vystavené silným poruchám spôsobeným Slnkom. Niekoľko páry a dokonca aj trojky S.e. majú periódy obehu spojené jednoduchým vzťahom. Napríklad Jupiterov mesiac Európa má periódu takmer rovnajúcu sa polovici periódy Ganymedu. Tento jav sa nazýva rezonancia.

Stanovenie podmienok pre viditeľnosť planéty Merkúr podľa „Školského astronomického kalendára“.

LÍSTOK #12

Kométy a asteroidy. Základy moderných predstáv o vzniku slnečnej sústavy.

Kométa, nebeské teleso slnečnej sústavy, pozostávajúce z častíc ľadu a prachu, pohybujúcich sa po vysoko pretiahnutých dráhach, vo vzdialenosti od Slnka, vyzerajú ako slabo svietiace škvrny oválneho tvaru. Keď sa približuje k Slnku, okolo tohto jadra sa vytvorí kóma (takmer sférická plynová a prachová škrupina, ktorá obklopuje hlavu kométy, keď sa blíži k Slnku. Táto "atmosféra", neustále odfukovaná slnečným vetrom, je dopĺňaná plynom a prachom priemer kométy dosahuje 100 000 km Úniková rýchlosť plynu a prachu je niekoľko kilometrov za sekundu vzhľadom na jadro a rozptyľujú sa v medziplanetárnom priestore čiastočne cez chvost kométy.) a chvost (plyn a prachový prúd vznikajúci pôsobením ľahkého tlaku a interakciou so slnečným vetrom z priestoru atmosféry kométy.Vo väčšine komét sa X. objaví, keď sa priblížia k Slnku na vzdialenosť menšiu ako 2 AU X. smeruje vždy od Slnka.plynný X. je tvorený ionizovanými molekulami vyvrhnutými z jadra, vplyvom slnečného žiarenia má modrastú farbu, výrazné hranice, typická šírka 1 milión km, dĺžka – desiatky miliónov kilometrov. Štruktúra X. sa môže v priebehu niekoľkých rokov výrazne meniť. hodiny. Rýchlosť jednotlivých molekúl sa pohybuje od 10 do 100 km/s. Prach X. je difúznejší a zakrivenejší a jeho zakrivenie závisí od hmotnosti prachových častíc. Prach sa neustále uvoľňuje z jadra a je odvádzaný prúdom plynu.). Stred, časť K. sa nazýva jadro a je to ľadové teleso - pozostatky obrovských nahromadení ľadových planetezimál vzniknutých pri formovaní slnečnej sústavy. Teraz sú sústredené na periférii – v Oort-Epic oblaku. Priemerná hmotnosť jadra K. 1-100 miliárd kg, priemer 200-1200 m, hustota 200 kg / m 3 ("/5 hustota vody). V jadrách sú dutiny. Ide o nestabilné útvary pozostávajúce z jedna tretina ľadu a dve tretiny prachu v. Ľad je hlavne voda, ale sú tam nečistoty iných zlúčenín. Pri každom návrate k Slnku sa ľad topí, molekuly plynu opúšťajú jadro a ťahajú so sebou častice prachu a ľadu , zatiaľ čo okolo jadra sa vytvorí sférický obal - kóma, dlhý plazmový chvost nasmerovaný preč od Slnka a prachový chvost. Množstvo stratenej energie závisí od množstva prachu pokrývajúceho jadro a vzdialenosti od Slnka v perihéliu. Kométa z blízka potvrdila mnohé teórie o štruktúre K.

K. sú zvyčajne pomenované po svojich objaviteľoch s uvedením roku, kedy boli naposledy pozorované. Rozdelené na krátkodobé a dlhodobo. krátke obdobie K. sa točia okolo Slnka s periódou niekoľkých. rokov, v stredu. OK 8 rokov; najkratšie obdobie – o niečo viac ako 3 roky – má K. Enke. Tieto K. boli zachytené gravitáciou. Jupiterovho poľa a začala rotovať po relatívne malých dráhach. Typický má vzdialenosť perihélia 1,5 AU. a úplne sa zrúti po 5 000 otáčkach, čo vedie k meteorickému dažďu. Astronómovia pozorovali rozpad K. Westa v roku 1976 a K. * Biel. Naopak, periódy obehu sú dlhoperiodické. C. môžu dosiahnuť 10 000 alebo dokonca 1 milión rokov a ich afélia môžu byť v jednej tretine vzdialenosti od najbližších hviezd.V súčasnosti je známych asi 140 krátkoperiodických a 800 dlhoperiodických a každý rok asi 30 nových K. Naše poznatky o týchto objektoch sú neúplné, pretože ich zisťujeme až vtedy, keď sa priblížia k Slnku na vzdialenosť asi 2,5 AU. Predpokladá sa, že okolo Slnka sa otočí asi bilión K.

Asteroid(asteroid), malá planéta, ktorá má takmer kruhovú dráhu ležiacu blízko roviny ekliptiky medzi dráhami Marsu a Jupitera. Novo objaveným A. je po určení ich obežnej dráhy pridelené sériové číslo, dostatočne presné na to, aby sa A. „nestratilo“. V roku 1796 Francúzi. astronóm Joseph Gerome Lalande navrhol začať hľadať „chýbajúcu“ planétu medzi Marsom a Jupiterom, predpovedanú Bodeho pravidlom. Na Silvestra 1801 Talian. astronóm Giuseppe Piazzi objavil Ceres počas svojich pozorovaní, aby zostavil katalóg hviezd. nemecký vedec Carl Gauss vypočítal jej dráhu. V súčasnosti je známych asi 3500 asteroidov. Polomery Ceres, Pallas a Vesta sú 512, 304 a 290 km, zvyšok je menší. Podľa odhadov v kap. pás je cca. 100 miliónov A., ich celková hmotnosť je zjavne asi 1/2200 hmotnosti pôvodne prítomnej v tejto oblasti. Vznik moderného A. možno súvisí so zničením planéty (tradične nazývanej Phaeton, moderný názov - Olbersova planéta) v dôsledku zrážky s iným telesom. Povrchy pozorovaného A. pozostávajú z kovov a hornín. Podľa zloženia sa asteroidy delia na typy (C, S, M, U). Konvoj typu U nebol identifikovaný.

A. sa združujú aj podľa prvkov obežných dráh, tvoria tzv. rodina Hirayama. Väčšina A. má dobu obehu cca. 8 hodín Všetky A. s polomerom menším ako 120 km majú nepravidelný tvar, obežné dráhy podliehajú gravitácii. vplyv Jupitera. V dôsledku toho existujú medzery v distribúcii A. pozdĺž hlavných poloos obežných dráh, nazývané Kirkwoodove poklopy. A. spadnutie do týchto poklopov by malo periódy, ktoré sú násobkami obežnej doby Jupitera. Dráhy asteroidov v týchto prielezoch sú veľmi nestabilné. Int. a ext. okraje A. pásu ležia v oblastiach, kde je tento pomer 1 : 4 a 1 : 2. A.

Keď sa protohviezda stiahne, vytvorí okolo hviezdy disk hmoty. Časť hmoty tohto disku padá späť na hviezdu a podriaďuje sa gravitačnej sile. Plyn a prach, ktoré zostávajú v disku, sa postupne ochladzujú. Keď teplota dostatočne klesne, materiál disku sa začne zhlukovať do malých zhlukov - kondenzačných vreciek. Takto vznikajú planetesimály. Počas formovania slnečnej sústavy sa niektoré planetesimály v dôsledku zrážok zrútili, zatiaľ čo iné sa spojili a vytvorili planéty. Vo vonkajšej časti Slnečnej sústavy sa vytvorili veľké planetárne jadrá, ktoré boli schopné zadržať nejaké množstvo plynu vo forme primárneho oblaku. Ťažšie častice boli držané príťažlivosťou Slnka a pod vplyvom slapových síl sa dlho nemohli sformovať do planét. To bol začiatok formovania „plynových obrov“ – Jupitera, Saturnu, Uránu a Neptúna. Pravdepodobne vyvinuli svoje vlastné mini-disky plynu a prachu, ktoré nakoniec vytvorili mesiace a prstence. Nakoniec vo vnútornej slnečnej sústave tvorí pevná hmota Merkúr, Venušu, Zem a Mars.

Stanovenie podmienok pre viditeľnosť planéty Venuša podľa „Školského astronomického kalendára“.

LÍSTOK #13

Slnko je ako typická hviezda. Jeho hlavné charakteristiky.

Slnko, centrálne teleso slnečnej sústavy, je horúca plazmová guľa. Hviezda, okolo ktorej sa točí Zem. Obyčajná hviezda hlavnej postupnosti spektrálneho typu G2, samostatne svietiaca plynná hmota pozostávajúca zo 71 % vodíka a 26 % hélia. Absolútna magnitúda je +4,83, efektívna povrchová teplota je 5770 K. V strede Slnka je to 15 * 10 6 K, čo poskytuje tlak, ktorý odolá gravitačnej sile, ktorá je na povrchu 27-krát väčšia. Slnko (fotosféra) ako na Zemi. Takáto vysoká teplota vzniká v dôsledku termonukleárnych reakcií premeny vodíka na hélium (protón-protónová reakcia) (výdaj energie z povrchu fotosféry 3,8 * 10 26 W). Slnko je sféricky symetrické teleso v rovnováhe. V závislosti od zmeny fyzikálnych podmienok možno Slnko rozdeliť na niekoľko sústredných vrstiev, ktoré sa postupne menia jedna do druhej. Takmer všetka energia Slnka sa generuje v centrálnej oblasti - jadro, kde prebieha jadrová fúzna reakcia. Jadro zaberá menej ako 1/1000 jeho objemu, hustota je 160 g/cm 3 (hustota fotosféry je 10 miliónov krát menšia ako hustota vody). Vďaka obrovskej hmotnosti Slnka a nepriehľadnosti jeho hmoty sa žiarenie šíri z jadra do fotosféry veľmi pomaly – asi 10 miliónov rokov. Počas tejto doby sa frekvencia röntgenového žiarenia znižuje a stáva sa viditeľným svetlom. Neutrína vznikajúce pri jadrových reakciách však voľne opúšťajú Slnko a v zásade poskytujú priamu informáciu o jadre. Rozpor medzi pozorovaným a teoreticky predpovedaným tokom neutrín vyvolal vážne spory o vnútornej štruktúre Slnka. Na posledných 15 % polomeru sa nachádza konvekčná zóna. Konvekčné pohyby tiež zohrávajú úlohu pri transporte magnetických polí generovaných prúdmi v jeho rotujúcich vnútorných vrstvách, čo sa prejavuje vo forme slnečná aktivita, najsilnejšie polia sú pozorované na slnečných škvrnách. Mimo fotosféry sa nachádza slnečná atmosféra, v ktorej teplota dosahuje minimálnu hodnotu 4200 K a potom sa opäť zvyšuje v dôsledku rozptylu rázových vĺn generovaných subfotosférickou konvekciou v chromosfére, kde sa prudko zvyšuje na hodnotu 2 * 10 6 K, charakteristická pre korónu. Vysoká teplota tohto vedie k nepretržitému odtoku plazmovej hmoty do medziplanetárneho priestoru vo forme slnečného vetra. V niektorých oblastiach sa môže intenzita magnetického poľa rýchlo a výrazne zvýšiť. Tento proces sprevádza celý komplex javov slnečnej aktivity. Patria sem slnečné erupcie (v chromosfére), protuberancie (v slnečnej koróne) a koronálne diery (špeciálne oblasti koróny).

Hmotnosť Slnka je 1,99 * 10 30 kg, priemerný polomer, určený približne sférickou fotosférou, je 700 000 km. To zodpovedá 330 000 hmotám a 110 polomerom Zeme; Do Slnka sa zmestí 1,3 milióna takých telies ako Zem. Rotácia Slnka spôsobuje pohyb jeho povrchových útvarov, ako sú slnečné škvrny, vo fotosfére a vrstvách nad ňou. Priemerná doba rotácie je 25,4 dňa a na rovníku je 25 dní a na póloch - 41 dní. Rotácia je spôsobená stlačením slnečného disku, čo je 0,005%.

Stanovenie podmienok pre viditeľnosť planéty Mars podľa „Školského astronomického kalendára“.

LÍSTOK #14

Najdôležitejšie prejavy slnečnej aktivity, ich súvislosť s geofyzikálnymi javmi.

Slnečná aktivita je dôsledkom konvekcie stredných vrstiev hviezdy. Príčina tohto javu spočíva v tom, že množstvo energie prichádzajúcej z jadra je oveľa väčšie ako množstvo odstránenej tepelným vedením. Konvekcia spôsobuje silné magnetické polia generované prúdmi v konvekčných vrstvách. Hlavnými prejavmi slnečnej aktivity ovplyvňujúcej Zem sú slnečné škvrny, slnečný vietor a protuberancie.

slnečné škvrny, útvary vo fotosfére Slnka, boli pozorované od pradávna a v súčasnosti sú považované za oblasti fotosféry s teplotou o 2000 K nižšou ako v okolitých, kvôli prítomnosti silného magnetického poľa. (cca 2000 gaussov). S.p. pozostávajú z relatívne tmavého stredu, časti (tieň) a svetlejšej vláknitej penumbry. Prúdenie plynu z tieňa do penumbry sa nazýva Evershedov efekt (V=2km/s). Počet S.p. a ich vzhľad sa mení v priebehu 11 rokov cyklus slnečnej aktivity alebo cyklus slnečných škvŕn, ktorý je opísaný Spörerovým zákonom a graficky znázornený Maunderovým diagramom motýľa (pohyb škvŕn v zemepisnej šírke). Relatívne číslo slnečných škvŕn v Zürichu označuje celkovú plochu povrchu pokrytú S.p. Dlhodobé variácie sú superponované na hlavný 11-ročný cyklus. Napríklad S.p. zmeniť magnet. polarita počas 22-ročného cyklu slnečnej aktivity. Ale naib, nápadný príklad dlhodobej variácie, je minimum. Maunder (1645-1715), keď S.p. chýbali. Hoci sa všeobecne uznáva, že variácie v počte S.p. determinovaný difúziou magnetického poľa z rotujúceho slnečného vnútra, proces ešte nie je úplne objasnený. Silné magnetické pole slnečných škvŕn ovplyvňuje pole Zeme a spôsobuje rádiové rušenie a polárne žiary. je ich viacero nevyvrátiteľné krátkodobé účinky, tvrdenie o existencii dlhodobých. vzťah medzi klímou a počtom S.p., najmä 11-ročný cyklus, je veľmi kontroverzný kvôli ťažkostiam pri plnení podmienok, ktoré sú potrebné pri vykonávaní presnej štatistickej analýzy údajov.

slnečný vietor Výlev vysokoteplotnej plazmy (elektróny, protóny, neutróny a hadróny) slnečnej koróny, žiarenie intenzívnych vĺn rádiového spektra, röntgenového žiarenia do okolitého priestoru. Tvorí tzv. heliosféra siahajúca do 100 AU. zo slnka. Slnečný vietor je taký intenzívny, že môže poškodiť vonkajšie vrstvy komét, čím sa vytvorí „chvost“. S.V. ionizuje horné vrstvy atmosféry, vďaka čomu vzniká ozónová vrstva, spôsobuje polárne žiary a nárast rádioaktívneho pozadia a rádiové rušenie v miestach, kde je ozónová vrstva zničená.

Posledná maximálna slnečná aktivita bola v roku 2001. 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;

* počet rôznych druhov prírodných katastrof (tajfúny, zemetrasenia, záplavy atď.);

* o počte dopravných a železničných nehôd.

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

2. Stanovenie podmienok viditeľnosti planéty Jupiter podľa „Školského astronomického kalendára“.

VSTUPENKA #15

Metódy určovania vzdialeností ku hviezdam, jednotky vzdialenosti a vzťah medzi nimi.

Na meranie vzdialenosti k telesám slnečnej sústavy sa používa metóda paralaxy. 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 (p), pod ktorým je možné vidieť hlavnú poloos obežnej dráhy Zeme od hviezdy, ak je kolmá na priamku pohľadu.

a je hlavná poloos obežnej dráhy Zeme,

p je ročná paralaxa.

Používa sa aj jednotka parsec. Parsek je 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.

Ak sú známe absolútne a zdanlivé magnitúdy, potom vzdialenosť k hviezde môže byť určená vzorcom lg(r)=0,2*(m-M)+1

Stanovenie podmienok viditeľnosti mesiaca podľa „Školského astronomického kalendára“.

LÍSTOK #16

Hlavné fyzikálne vlastnosti hviezd, vzťah týchto charakteristík. Podmienky pre rovnováhu hviezd.

Hlavné fyzikálne vlastnosti hviezd: svietivosť, absolútne a zdanlivé magnitúdy, hmotnosť, teplota, veľkosť, spektrum.

Svietivosť- energia vyžarovaná hviezdou alebo iným nebeským telesom za jednotku času. Zvyčajne sa udáva v jednotkách slnečnej svietivosti, vyjadrenej ako lg (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), kde L a M sú svietivosť a absolútna magnitúda zdroja, Lc a Mc sú zodpovedajúce magnitúdy pre Slnko (Mc = +4,83). Tiež určené vzorcom L=4πR 2 σT 4 . Známe sú hviezdy, ktorých svietivosť je mnohonásobne väčšia ako svietivosť Slnka. Svietivosť Aldebaran je 160 a Rigel je 80 000-krát väčšia ako svietivosť Slnka. Ale veľká väčšina hviezd má svietivosť porovnateľnú alebo menšiu ako Slnko.

Rozsah - miera jasu hviezdy. Z.v. nedáva skutočnú predstavu o sile žiarenia hviezdy. Slabá hviezda blízko Zeme môže vyzerať jasnejšie ako vzdialená jasná hviezda, pretože tok žiarenia z neho sa zmenšuje nepriamo úmerne so štvorcom vzdialenosti. Viditeľné Z.v. - lesk hviezdy, ktorý pozorovateľ vidí pri pohľade na oblohu. Absolútny Z.v. - miera skutočnej jasnosti, predstavuje úroveň jasu hviezdy, ktorú by mala vo vzdialenosti 10 ks. Hipparchos vynašiel systém viditeľného Z.v. v 2. storočí pred Kr. Hviezdam boli priradené čísla podľa ich zdanlivej jasnosti; najjasnejšie hviezdy boli 1. magnitúdy a najslabšie boli 6. magnitúdy. Všetci R. 19. storočie tento systém bol upravený. Moderná mierka Z.v. vznikla určením Z.v. reprezentatívna vzorka hviezd v blízkosti severu. póly sveta (severný polárny rad). Podľa nich Z.v. všetky ostatné hviezdy. Toto je logaritmická stupnica, na ktorej sú hviezdy 1. magnitúdy 100-krát jasnejšie ako hviezdy 6. magnitúdy. Keď sa presnosť merania zvýšila, museli sa zaviesť desatiny. Najjasnejšie hviezdy sú jasnejšie ako 1. magnitúda a niektoré majú dokonca zápornú magnitúdu.

hviezdna hmotnosť - parameter priamo určený len pre zložky dvojhviezd so známymi dráhami a vzdialenosťami (M 1 +M 2 = R 3 /T 2). To. boli stanovené hmotnosti iba niekoľkých desiatok hviezd, ale pre oveľa väčší počet možno hmotnosť určiť zo závislosti hmotnosti a svietivosti. Hmotnosti väčšie ako 40 hmotností Slnka a menej ako 0,1 hmotností Slnka sú veľmi zriedkavé. Hmotnosť väčšiny hviezd je menšia ako hmotnosť Slnka. Teplota v strede takýchto hviezd nemôže dosiahnuť úroveň, pri ktorej začínajú reakcie jadrovej fúzie, a jediným zdrojom ich energie je Kelvin-Helmholtzova kompresia. Takéto predmety sú tzv hnedí trpaslíci.

Pomer hmotnosti a svietivosti, nájdený v roku 1924 Eddingtonom, vzťah medzi svietivosťou L a hviezdnou hmotnosťou M. Pomer má tvar L / Lc \u003d (M / Mc) a, kde Lc a Mc sú svietivosť a hmotnosť Slnka. , hodnota a zvyčajne leží v rozmedzí 3-5. Pomer vyplýva zo skutočnosti, že pozorované vlastnosti normálnych hviezd sú určené najmä ich hmotnosťou. Tento vzťah pre trpasličie hviezdy dobre súhlasí s pozorovaniami. Verí sa, že to platí aj pre supergiantov a obrov, hoci ich hmotnosť je ťažké priamo merať. Pomer nie je použiteľný pre bielych trpaslíkov, pretože zvyšuje ich svietivosť.

teplota hviezdna je teplota niektorej oblasti hviezdy. Je to jedna z najdôležitejších fyzikálnych vlastností akéhokoľvek objektu. Avšak vzhľadom na to, že teplota rôznych oblastí hviezdy je rôzna a tiež na to, že teplota je termodynamická veličina, ktorá závisí od toku elektromagnetického žiarenia a prítomnosti rôznych atómov, iónov a jadier v určitej oblasti hviezdnej atmosféry sa všetky tieto rozdiely spájajú do efektívnej teploty, ktorá úzko súvisí so žiarením hviezdy vo fotosfére. Efektívna teplota, parameter charakterizujúci celkové množstvo energie emitovanej hviezdou na jednotku plochy jej povrchu. Toto je jednoznačná metóda na opis hviezdnej teploty. Toto. je určená teplotou úplne čierneho telesa, ktoré by podľa Stefan-Boltzmannovho zákona vyžarovalo rovnaký výkon na jednotku plochy ako hviezda. Aj keď sa spektrum hviezdy v detailoch výrazne líši od spektra absolútne čierneho telesa, efektívna teplota charakterizuje energiu plynu vo vonkajších vrstvách hviezdnej fotosféry a umožňuje to pomocou Wienovho zákona o posunutí (λ max = 0,29/T), aby sa určilo, pri ktorej vlnovej dĺžke je maximum hviezdneho žiarenia, a teda aj farba hviezdy.

Autor: veľkosti Hviezdy sa delia na trpaslíkov, podtrpaslíkov, normálne hviezdy, obrov, podobrov a nadobríkov.

Rozsah hviezd závisí od ich teploty, tlaku, hustoty plynov ich fotosféry, sily magnetického poľa a chemických látok. zloženie.

Spektrálne triedy, klasifikáciu hviezd podľa ich spektier (predovšetkým podľa intenzít spektrálnych čiar), ktorú prvýkrát zaviedli Taliani. astronóm Secchi. Zavedené písmenové označenia, to-raž boli upravené tak, ako sa rozšírili poznatky o internom. štruktúra hviezd. Farba hviezdy závisí od teploty jej povrchu, teda v modernej dobe. spektrálna klasifikácia Draper (Harvard) S.K. usporiadané v zostupnom poradí teploty:

Hertzsprung-Russellov diagram, graf, ktorý umožňuje určiť dve hlavné charakteristiky hviezd, vyjadruje vzťah medzi absolútnou magnitúdou a teplotou. Pomenovaný po dánskom astronómovi Hertzsprungovi a americkom astronómovi Ressellovi, ktorí zverejnili prvý diagram v roku 1914. Najhorúcejšie hviezdy ležia na diagrame vľavo a hviezdy s najvyššou svietivosťou hore. Z ľavého horného rohu do pravého dolného rohu hlavná sekvencia, odrážajúce vývoj hviezd a končiac trpasličými hviezdami. Väčšina hviezd patrí do tejto postupnosti. Do tejto postupnosti patrí aj slnko. Nad touto sekvenciou sú podobri, superobri a obri v tomto poradí, pod nimi sú podtrpaslíci a bieli trpaslíci. Tieto skupiny hviezd sa nazývajú triedy svietivosti.

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.

Výpočet lineárnych rozmerov svietidla zo známych uhlových rozmerov a vzdialenosti.

VSTUPENKA #17

1. Fyzikálny význam Stefanovho-Boltzmannovho zákona a jeho aplikácia na určenie fyzikálnych vlastností hviezd.

Stefan-Boltzmannov zákon, pomer medzi celkovým výkonom žiarenia úplne čierneho telesa a jeho teplotou. Celkový výkon jednotkovej plochy žiarenia vo W na 1 m 2 je daný vzorcom P \u003d σ T 4, kde σ \u003d 5,67 * 10 -8 W / m 2 K 4 - Stefan-Boltzmannova konštanta, T - absolútna teplota absolútneho čierneho telesa. Hoci astronóm len zriedka vyžaruje ako čierne teleso, ich emisné spektrum je často dobrým modelom spektra skutočného objektu. Závislosť od teploty na 4. mocnine je veľmi silná.

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 žiareniu:

l max T = b, b – Wienova konštanta

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

2. Určenie zemepisnej šírky miesta pozorovania podľa danej výšky svietidla v kulminácii a jeho deklinácie.

H = 90 0 - +

h - výška svietidla

VSTUPENKA #18

Premenné a nestacionárne hviezdy. Ich význam pre štúdium povahy hviezd.

Jas premenných hviezd sa časom mení. Teraz známe cca. 3*104. P.Z. sa delia na fyzikálne, ktorých jas sa mení v dôsledku procesov prebiehajúcich v nich alebo v ich blízkosti, a optické PZ, kde k tejto zmene dochádza v dôsledku rotácie alebo orbitálneho pohybu.

Najdôležitejšie druhy telesných P.Z.:

pulzujúca - Cefeidy, hviezdy ako Mira Ceti, polopravidelné a nepravidelné červené obry;

Eruptívne(výbušné) - hviezdy s mušľami, mladé nepravidelné premenné, vr. Hviezdy typu T Tauri (veľmi mladé nepravidelné hviezdy spojené s difúznymi hmlovinami), supergiants typu Hubble-Seineja (horúce supergianty s vysokou svietivosťou, najjasnejšie objekty v galaxiách. Sú nestabilné a pravdepodobne sú zdrojmi žiarenia blízko Eddingtonovho limitu svietivosti, keď sa prekročí , „deflácia“ hviezdnych škrupín. Potenciálne supernovy.), vzplanutie červených trpaslíkov;

Kataklyzmatický - novy, supernovy, symbiotické;

Röntgenové dvojhviezdy

Uvedený P.z. zahŕňajú 98% známych fyzikálnych Medzi optické patria zákrytové dvojhviezdy a rotujúce dvojhviezdy, ako sú pulzary a magnetické premenné. Slnko patrí k rotujúcim, pretože. jeho veľkosť sa mení len málo, keď sa na disku objavia slnečné škvrny.

Medzi pulzujúcimi hviezdami sú veľmi zaujímavé cefeidy pomenované podľa jednej z prvých objavených premenných tohto typu – 6 cefei. Cefeidy sú hviezdy s vysokou svietivosťou a miernou teplotou (žlté nadobry). V priebehu evolúcie získali špeciálnu štruktúru: v určitej hĺbke vznikla vrstva, ktorá akumuluje energiu prichádzajúcu z čriev a potom ju opäť dáva späť. Hviezda sa pri zahrievaní pravidelne sťahuje a pri ochladzovaní sa rozpína. Preto je energia žiarenia buď absorbovaná hviezdnym plynom, pričom sa ionizuje, alebo sa opäť uvoľní, keď sa plyn ochladí, ióny zachytia elektróny a vyžarujú svetelné kvantá. Výsledkom je, že jas cefeíd sa spravidla niekoľkokrát mení s periódou niekoľkých dní. Cefeidy zohrávajú v astronómii osobitnú úlohu. V roku 1908 americká astronómka Henrietta Leavittová, ktorá študovala cefeidy v jednej z najbližších galaxií - Malom Magellanovom mračne, upozornila na skutočnosť, že tieto hviezdy sa ukázali byť tým jasnejšie, čím dlhšie bolo obdobie zmeny ich jasnosti. Veľkosť Malého Magellanovho oblaku je malá v porovnaní s jeho vzdialenosťou, čo znamená, že rozdiel v zdanlivej jasnosti odráža rozdiel v svietivosti. Vďaka závislosti periódy a svietivosti, ktorú našiel Leavitt, je ľahké vypočítať vzdialenosť ku každej cefeide meraním jej priemernej jasnosti a periódy premenlivosti. A keďže supergianty sú jasne viditeľné, dajú sa cefeidy použiť na určenie vzdialeností aj k relatívne vzdialeným galaxiám, v ktorých sú pozorované. Špeciálna úloha cefeíd má aj druhý dôvod. V 60. rokoch. Sovietsky astronóm Jurij Nikolajevič Efremov zistil, že čím dlhšie je obdobie cefeíd, tým je táto hviezda mladšia. Nie je ťažké určiť vek každej cefeidy zo závislosti od obdobia a veku. Výberom hviezd s maximálnymi periódami a štúdiom hviezdnych skupín, do ktorých patria, astronómovia skúmajú najmladšie štruktúry v Galaxii. Cefeidy si viac ako iné pulzujúce hviezdy zaslúžia pomenovanie periodické premenné. Každý nasledujúci cyklus zmien jasu zvyčajne pomerne presne opakuje predchádzajúci. Nájdu sa však aj výnimky, najznámejšou z nich je Polárka. Už dávno sa zistilo, že patrí medzi cefeidy, hoci mení jas v dosť nevýznamnom rozsahu. V posledných desaťročiach však tieto výkyvy začali miznúť av polovici 90. rokov. Polárna hviezda prakticky prestala pulzovať.

Hviezdy s mušľami, hviezdy, ktoré nepretržite alebo v nepravidelných intervaloch vypúšťajú prstenec plynu z rovníka alebo guľového obalu. 3. s asi. - obri alebo trpasličí hviezdy spektrálnej triedy B, rýchlo rotujúce a blízko hranice zničenia. Vyhadzovanie škrupiny je zvyčajne sprevádzané znížením alebo zvýšením jasu.

Symbiotické hviezdy, hviezdy, ktorých spektrá obsahujú emisné čiary a spájajú charakteristické znaky červeného obra a horúceho objektu – bieleho trpaslíka alebo akrečného disku okolo takejto hviezdy.

Hviezdy RR Lyrae predstavujú ďalšiu významnú skupinu pulzujúcich hviezd. Sú to staré hviezdy približne rovnakej hmotnosti ako Slnko. Mnohé z nich sú v guľových hviezdokopách. Svoju jasnosť zmenia spravidla o jednu magnitúdu asi za deň. Ich vlastnosti, podobne ako vlastnosti cefeíd, sa používajú na výpočet astronomických vzdialeností.

R Severná koruna a hviezdy ako ona sa správajú úplne nepredvídateľným spôsobom. Túto hviezdu možno zvyčajne vidieť voľným okom. Každých pár rokov jeho jasnosť klesne približne na ôsmu magnitúdu a potom sa postupne zvyšuje a vracia sa na predchádzajúcu úroveň. Zdá sa, že dôvodom je to, že táto supergigantická hviezda zhadzuje oblaky uhlíka, ktorý kondenzuje do zŕn a vytvára niečo ako sadze. Ak jeden z týchto hustých čiernych mrakov prejde medzi nami a hviezdou, zakryje svetlo hviezdy, kým sa mrak nerozplynie vo vesmíre. Hviezdy tohto typu produkujú hustý prach, ktorý nemá malý význam v oblastiach, kde vznikajú hviezdy.

blikajúce hviezdy. Magnetické javy na Slnku spôsobujú slnečné škvrny a slnečné erupcie, ale nemôžu výrazne ovplyvniť jas Slnka. Pre niektoré hviezdy - červených trpaslíkov - to tak nie je: na nich takéto záblesky dosahujú obrovské rozmery a v dôsledku toho sa emisia svetla môže zvýšiť o celú hviezdnu veľkosť alebo dokonca viac. Jednou z takýchto vzplanutých hviezd je aj najbližšia hviezda k Slnku, Proxima Centauri. Tieto záblesky svetla sa nedajú vopred predvídať a trvajú len niekoľko minút.

Výpočet deklinácie svietidla podľa jeho výšky pri kulminácii v určitej zemepisnej šírke.

H = 900-+

h - výška svietidla

VSTUPENKA #19

Dvojhviezdy a ich úloha pri určovaní fyzikálnych vlastností hviezd.

Dvojhviezda je dvojica hviezd spojených do jedného systému gravitačnými silami a otáčajúcich sa okolo spoločného ťažiska. Hviezdy, ktoré tvoria dvojhviezdu, sa nazývajú jej zložky. Dvojhviezdy sú veľmi bežné a delia sa na niekoľko typov.

Každý komponent vizuálnej dvojhviezdy je jasne viditeľný cez ďalekohľad. Vzdialenosť medzi nimi a vzájomná orientácia sa časom pomaly mení.

Prvky zákrytovej dvojhviezdy sa striedavo navzájom zakrývajú, takže jas sústavy dočasne zoslabne, perióda medzi dvoma zmenami jasnosti sa rovná polovici doby obehu. Uhlová vzdialenosť medzi komponentmi je veľmi malá a nemôžeme ich pozorovať oddelene.

Spektrálne dvojhviezdy sú detekované zmenami v ich spektrách. Pri vzájomnej cirkulácii sa hviezdy periodicky pohybujú buď smerom k Zemi, alebo preč od Zeme. Na určenie zmien v pohybe možno použiť Dopplerov jav v spektre.

Polarizačné dvojhviezdy sa vyznačujú periodickými zmenami v polarizácii svetla. V takýchto systémoch hviezdy pri svojom orbitálnom pohybe osvetľujú plyn a prach v priestore medzi nimi, uhol dopadu svetla na túto látku sa periodicky mení, pričom rozptýlené svetlo je polarizované. Presné merania týchto účinkov umožňujú vypočítať obežné dráhy, hmotnostné pomery hviezd, veľkosti, rýchlosti a vzdialenosti medzi komponentmi. Napríklad, ak je hviezda zákrytová aj spektroskopicky binárna, potom je možné určiť hmotnosť každej hviezdy a sklon obežnej dráhy. Podľa povahy zmeny jasu v momentoch zatmenia je možné určiť relatívne veľkosti hviezd a študovať štruktúru ich atmosfér. Dvojhviezdy, ktoré slúžia ako zdroj žiarenia v oblasti röntgenového žiarenia, sa nazývajú röntgenové dvojhviezdy. V mnohých prípadoch sa pozoruje tretia zložka, ktorá sa točí okolo ťažiska binárneho systému. Niekedy sa môže stať, že jedna zo zložiek binárneho systému (alebo obe) sú dvojhviezdy. Blízke zložky dvojhviezdy v trojitom systéme môžu mať periódu niekoľkých dní, zatiaľ čo tretí prvok sa môže otáčať okolo spoločného ťažiska blízkej dvojice s periódou stoviek alebo dokonca tisícok rokov.

Meranie rýchlostí hviezd v binárnom systéme a uplatňovanie zákona univerzálnej gravitácie je dôležitou metódou na určenie hmotnosti hviezd. Štúdium dvojhviezd je jediný priamy spôsob výpočtu hviezdnych hmotností.

V systéme blízko seba umiestnených dvojhviezd majú vzájomné gravitačné sily tendenciu napínať každú z nich a dať jej tvar hrušky. Ak je gravitácia dostatočne silná, prichádza kritický moment, keď hmota začne odtekať od jednej hviezdy a padať na druhú. Okolo týchto dvoch hviezd je určitá oblasť vo forme trojrozmernej osmičky, ktorej povrch je kritickou hranicou. Tieto dve postavy v tvare hrušiek, každá okolo svojej vlastnej hviezdy, sa nazývajú Roche laloky. Ak jedna z hviezd narastie natoľko, že vyplní svoj Rocheov lalok, potom sa hmota z nej ponáhľa k druhej hviezde v bode, kde sa dutiny dotýkajú. Hviezdny materiál často nepadá priamo na hviezdu, ale najskôr sa otáča a vytvára takzvaný akrečný disk. Ak sa obe hviezdy roztiahli natoľko, že zaplnili svoje Rocheove laloky, potom sa vytvorí kontaktná dvojhviezda. Materiál z oboch hviezd sa mieša a spája do gule okolo dvoch hviezdnych jadier. Keďže nakoniec všetky hviezdy napučiavajú, premieňajú sa na obrov a mnohé hviezdy sú binárne, interagujúce binárne systémy nie sú nezvyčajné.

Výpočet výšky svietidla v kulminácii zo známej deklinácie pre danú zemepisnú šírku.

H = 900-+

h - výška svietidla

VSTUPENKA #20

Evolúcia hviezd, jeho štádiá a konečné štádiá.

Hviezdy vznikajú v medzihviezdnych plynových a prachových oblakoch a hmlovinách. Hlavnou silou, ktorá „formuje“ hviezdy, je gravitácia. Za určitých podmienok sa veľmi riedka atmosféra (medzihviezdny plyn) začne vplyvom gravitačných síl zmenšovať. V strede sa kondenzuje oblak plynu, kde sa zadržiava teplo uvoľnené pri stláčaní – objavuje sa protohviezda, ktorá vyžaruje v infračervenej oblasti. Protohviezda sa zahrieva pod vplyvom hmoty, ktorá na ňu padá, a reakcie jadrovej fúzie začínajú uvoľnením energie. V tomto stave je to už premenná hviezda T Tauri. Zvyšok oblaku sa rozplynie. Gravitačné sily potom ťahajú atómy vodíka smerom k stredu, kde sa spájajú, vytvárajú hélium a uvoľňujú energiu. Zvyšujúci sa tlak v strede zabraňuje ďalšej kontrakcii. Toto je stabilná fáza evolúcie. Táto hviezda je hviezda hlavnej postupnosti. Svietivosť hviezdy sa zvyšuje, keď sa jej jadro zhutňuje a zahrieva. Čas zotrvania hviezdy v hlavnej sekvencii závisí od jej hmotnosti. Pre Slnko je to približne 10 miliárd rokov, no hviezdy oveľa hmotnejšie ako Slnko existujú v stacionárnom režime len niekoľko miliónov rokov. Potom, čo hviezda spotrebovala vodík obsiahnutý v jej centrálnej časti, nastanú vo vnútri hviezdy veľké zmeny. Vodík začína horieť nie v strede, ale v škrupine, ktorá sa zväčšuje, napučiava. V dôsledku toho sa veľkosť samotnej hviezdy dramaticky zväčšuje a teplota jej povrchu klesá. Práve tento proces vedie k vzniku červených obrov a supergiantov. Konečné štádiá vývoja hviezdy sú tiež určené hmotnosťou hviezdy. Ak táto hmotnosť neprekročí hmotnosť Slnka o viac ako 1,4-krát, hviezda sa stabilizuje a stane sa bielym trpaslíkom. Katastrofická kontrakcia nenastáva kvôli základnej vlastnosti elektrónov. Existuje taký stupeň stlačenia, pri ktorom sa začnú odpudzovať, hoci už neexistuje žiadny zdroj tepelnej energie. Stáva sa to iba vtedy, keď sú elektróny a atómové jadrá stlačené neuveriteľne tesne a vytvárajú extrémne hustú hmotu. Biely trpaslík s hmotnosťou Slnka má približne rovnaký objem ako Zem. Biely trpaslík sa postupne ochladzuje a nakoniec sa zmení na tmavú guľu rádioaktívneho popola. Astronómovia odhadujú, že najmenej desatinu všetkých hviezd v Galaxii tvoria bieli trpaslíci.

Ak hmotnosť zmenšujúcej sa hviezdy prevyšuje hmotnosť Slnka o viac ako 1,4-krát, potom sa takáto hviezda, ktorá dosiahla štádium bieleho trpaslíka, tam nezastaví. Gravitačné sily sú v tomto prípade také veľké, že elektróny sú vtlačené do atómových jadier. Výsledkom je, že protóny sa menia na neutróny, ktoré sú schopné navzájom priľnúť bez akýchkoľvek medzier. Hustota neutrónových hviezd prevyšuje dokonca aj hustotu bielych trpaslíkov; ale ak hmotnosť materiálu nepresahuje 3 hmotnosti Slnka, neutróny, podobne ako elektróny, sú schopné samy zabrániť ďalšej kompresii. Typická neutrónová hviezda má priemer len 10 až 15 km a jeden kubický centimeter jej materiálu váži asi miliardu ton. Okrem obrovskej hustoty majú neutrónové hviezdy ďalšie dve špeciálne vlastnosti, vďaka ktorým sú napriek malej veľkosti detekovateľné: rýchla rotácia a silné magnetické pole.

Ak hmotnosť hviezdy presahuje 3 hmotnosti Slnka, potom je poslednou fázou jej životného cyklu pravdepodobne čierna diera. Ak je hmotnosť hviezdy a následne aj gravitačná sila taká veľká, potom je hviezda vystavená katastrofálnej gravitačnej kontrakcii, ktorej neodolajú žiadne stabilizačné sily. Hustota hmoty počas tohto procesu má tendenciu k nekonečnu a polomer objektu - k nule. Podľa Einsteinovej teórie relativity vzniká singularita časopriestoru v strede čiernej diery. Gravitačné pole na povrchu zmenšujúcej sa hviezdy rastie, takže pre žiarenie a častice je čoraz ťažšie ho opustiť. Nakoniec takáto hviezda skončí pod horizontom udalostí, čo si možno predstaviť ako jednostrannú membránu, ktorá umožňuje hmote a žiareniu prechádzať len dovnútra a von nič. Zrútiaca sa hviezda sa zmení na čiernu dieru a dá sa odhaliť iba prudkou zmenou vlastností priestoru a času okolo nej. Polomer horizontu udalostí sa nazýva Schwarzschildov polomer.

Hviezdy s hmotnosťou menšou ako 1,4 Slnka na konci svojho životného cyklu pomaly zhadzujú horný obal, ktorý sa nazýva planetárna hmlovina. Hmotnejšie hviezdy, ktoré sa premenia na neutrónovú hviezdu alebo čiernu dieru, najskôr vybuchnú ako supernovy, ich jasnosť sa v krátkom čase zvýši o 20 magnitúd alebo viac, uvoľní sa viac energie, ako vyžaruje Slnko za 10 miliárd rokov, a zvyšky explodujúcej hviezda sa rozletí rýchlosťou 20 000 km za sekundu.

Pozorovanie a skicovanie polôh slnečných škvŕn ďalekohľadom (na obrazovke).

VSTUPENKA #21

Zloženie, štruktúra a rozmery našej Galaxie.

Galaxia, hviezdny systém, do ktorého patrí Slnko. Galaxia obsahuje najmenej 100 miliárd hviezd. Tri hlavné zložky: centrálne zahusťovanie, disk a galaktické halo.

Centrálna vydutina pozostáva zo starých populačných hviezd typu II (červených obrov), ktoré sa nachádzajú veľmi husto a v jej strede (jadro) je silný zdroj žiarenia. Predpokladalo sa, že v jadre sa nachádza čierna diera, ktorá iniciuje pozorované silné energetické procesy sprevádzané žiarením v rádiovom spektre. (Prstenec plynu sa točí okolo čiernej diery; horúci plyn unikajúci z jeho vnútorného okraja padá do čiernej diery a uvoľňuje energiu, ktorú pozorujeme.) Nedávno však bol v jadre zistený výbuch viditeľného žiarenia a hypotéza čiernej diery bola vypustená. Parametre centrálneho zahustenia: priemer 20 000 svetelných rokov a hrúbka 3 000 svetelných rokov.

Disk Galaxie, ktorý obsahuje mladé hviezdy populácie typu I (mladé modré supergianty), medzihviezdnu hmotu, otvorené hviezdokopy a 4 špirálové ramená, má priemer 100 000 svetelných rokov a hrúbku iba 3 000 svetelných rokov. Galaxia rotuje, jej vnútorné časti prechádzajú svojimi dráhami oveľa rýchlejšie ako tie vonkajšie. Slnko urobí úplnú revolúciu okolo jadra za 200 miliónov rokov. V špirálových ramenách prebieha nepretržitý proces tvorby hviezd.

Galaktické halo je sústredné s diskom a centrálnou vydutinou a pozostáva z hviezd, ktoré sú prevažne členmi guľových hviezdokôp a patria do populácie typu II. Väčšina hmoty v halo je však neviditeľná a nemôže byť obsiahnutá v bežných hviezdach, nejde o plyn ani prach. Halo teda obsahuje tmavá neviditeľná látka. Výpočty rýchlosti rotácie Veľkého a Malého Magellanovho mračna, ktoré sú satelitmi Mliečnej dráhy, ukazujú, že hmotnosť obsiahnutá v halo je 10-krát väčšia ako hmotnosť, ktorú pozorujeme na disku a zahusťovanie.

Slnko sa nachádza vo vzdialenosti 2/3 od stredu disku v Orionovom ramene. Jeho lokalizácia v rovine disku (galaktický rovník) umožňuje vidieť diskové hviezdy zo Zeme vo forme úzkeho pásu. mliečna dráha, pokrývajúci celú nebeskú sféru a sklonený pod uhlom 63° k nebeskému rovníku. Stred Galaxie leží v Strelcovi, ale nie je viditeľný vo viditeľnom svetle kvôli tmavým hmlovinám plynu a prachu, ktoré pohlcujú hviezdne svetlo.

Výpočet polomeru hviezdy z údajov o jej svietivosti a teplote.

L - svietivosť (Lc = 1)

R - polomer (Rc = 1)

T - Teplota (Tc = 6000)

LÍSTOK #22

hviezdokopy. Fyzikálny stav medzihviezdneho média.

Hviezdokopy sú skupiny hviezd umiestnených relatívne blízko seba a spojených spoločným pohybom v priestore. Zdá sa, že takmer všetky hviezdy sa rodia v skupinách, nie jednotlivo. Preto sú hviezdokopy veľmi bežnou záležitosťou. Astronómovia radi študujú hviezdokopy, pretože všetky hviezdy v zhluku vznikli približne v rovnakom čase a približne v rovnakej vzdialenosti od nás. Akékoľvek viditeľné rozdiely v jasnosti medzi týmito hviezdami sú skutočnými rozdielmi. Zvlášť užitočné je skúmať hviezdokopy z hľadiska závislosti ich vlastností od hmotnosti – veď vek týchto hviezd a ich vzdialenosť od Zeme sú približne rovnaké, takže sa od seba líšia len v ich hmotnosť. Existujú dva typy hviezdokôp: otvorené a guľové. V otvorenej hviezdokope je viditeľná každá hviezda samostatne, sú rozmiestnené viac-menej rovnomerne po niektorej časti oblohy. A naopak, guľové hviezdokopy sú ako guľa tak husto vyplnená hviezdami, že v jej strede sú jednotlivé hviezdy na nerozoznanie.

Otvorené hviezdokopy obsahujú 10 až 1 000 hviezd, oveľa viac mladých ako starých a tie najstaršie majú sotva viac ako 100 miliónov rokov. Faktom je, že v starších hviezdokopách sa hviezdy postupne od seba vzďaľujú, až sa zmiešajú s hlavným súborom hviezd. Hoci gravitácia drží otvorené zhluky do určitej miery pohromade, stále sú dosť krehké a gravitácia iného objektu ich môže roztrhnúť.

Oblaky, v ktorých vznikajú hviezdy, sú sústredené v disku našej Galaxie a práve tam sa nachádzajú otvorené hviezdokopy.

Na rozdiel od otvorených sú guľové hviezdokopy gule husto vyplnené hviezdami (od 100 tisíc do 1 milióna). Typická guľová hviezdokopa má priemer 20 až 400 svetelných rokov.

V husto nahromadených stredoch týchto hviezdokôp sú hviezdy tak blízko seba, že ich vzájomná gravitácia spája a vytvárajú kompaktné dvojhviezdy. Niekedy dochádza dokonca k úplnému splynutiu hviezd; pri blízkom priblížení sa vonkajšie vrstvy hviezdy môžu zrútiť a vystaviť centrálne jadro priamemu pozorovaniu. V guľových hviezdokopách sú dvojité hviezdy 100-krát bežnejšie ako kdekoľvek inde.

Okolo našej Galaxie poznáme asi 200 guľových hviezdokôp, ktoré sú rozmiestnené po celom halo, ktoré Galaxiu obsahuje. Všetky tieto zhluky sú veľmi staré a objavili sa viac-menej v rovnakom čase ako samotná Galaxia. Zdá sa, že zhluky vznikli, keď sa časti oblaku, z ktorého bola galaxia vytvorená, rozdelili na menšie fragmenty. Guľové hviezdokopy sa nerozchádzajú, pretože hviezdy v nich sedia veľmi tesne a ich silné vzájomné gravitačné sily spájajú hviezdokopu do jedného hustého celku.

Látka (plyn a prach) nachádzajúca sa v priestore medzi hviezdami sa nazýva medzihviezdne médium. Väčšina je sústredená v špirálových ramenách Mliečnej dráhy a tvorí 10 % jej hmoty. V niektorých oblastiach je hmota relatívne studená (100 K) a je detekovaná infračerveným žiarením. Takéto oblaky obsahujú neutrálny vodík, molekulárny vodík a ďalšie radikály, ktoré možno zistiť pomocou rádiových teleskopov. V oblastiach blízko hviezd s vysokou svietivosťou môže teplota plynu dosiahnuť 1000-10000 K a vodík je ionizovaný.

Medzihviezdne médium je veľmi riedke (asi 1 atóm na cm3). V hustých oblakoch však môže byť koncentrácia látky 1000-krát vyššia ako je priemer. Ale aj v hustom oblaku je len niekoľko stoviek atómov na centimeter kubický. Dôvod, prečo sa nám stále darí pozorovať medzihviezdnu hmotu, je ten, že ju vidíme vo veľkej hrúbke vesmíru. Veľkosť častíc je 0,1 mikrónu, obsahujú uhlík a kremík a do medzihviezdneho prostredia sa dostávajú z atmosféry studených hviezd v dôsledku výbuchov supernov. Výsledná zmes vytvára nové hviezdy. Medzihviezdne médium má slabé magnetické pole a je preniknuté tokmi kozmického žiarenia.

Naša slnečná sústava sa nachádza v tej oblasti galaxie, kde je hustota medzihviezdnej hmoty nezvyčajne nízka. Táto oblasť sa nazýva Miestna „bublina“; rozprestiera sa vo všetkých smeroch asi 300 svetelných rokov.

Výpočet uhlových rozmerov Slnka pre pozorovateľa nachádzajúceho sa na inej planéte.

LÍSTOK #23

Hlavné typy galaxií a ich charakteristické črty.

galaxie, sústavy hviezd, prachu a plynu s celkovou hmotnosťou 1 milión až 10 biliónov. hmôt slnka. Skutočná povaha galaxií bola konečne vysvetlená až v 20. rokoch 20. storočia. po búrlivých diskusiách. Dovtedy vyzerali pri pozorovaní ďalekohľadom ako rozptýlené svetelné škvrny pripomínajúce hmloviny, ale iba pomocou 2,5-metrového reflexného ďalekohľadu observatória Mount Wilson, ktorý bol prvýkrát použitý v 20. rokoch 20. storočia, bolo možné získať snímky hmloviny. hviezdy v hmlovine Andromeda a dokázať, že ide o galaxiu. Rovnaký ďalekohľad použil Hubble na meranie periód cefeíd v hmlovine Andromeda. Tieto premenné hviezdy boli dostatočne preštudované na to, aby bolo možné presne určiť ich vzdialenosti. Hmlovina Andromeda je cca. 700 kpc, t.j. leží ďaleko za našou galaxiou.

Existuje niekoľko typov galaxií, hlavné sú špirálové a eliptické. Boli urobené pokusy o ich klasifikáciu pomocou abecedných a numerických schém, ako je Hubbleova klasifikácia, ale niektoré galaxie do týchto schém nezapadajú, v takom prípade sú pomenované po astronómoch, ktorí ich ako prví identifikovali (napríklad Seyfert a Markarian galaxie), alebo uveďte abecedné označenie klasifikačných schém (napríklad galaxie typu N a typu cD). Galaxie, ktoré nemajú zreteľný tvar, sú klasifikované ako nepravidelné. Pôvod a vývoj galaxií ešte nie sú úplne pochopené. Špirálové galaxie sú najlepšie študované. Patria sem objekty, ktoré majú jasné jadro, z ktorého vychádzajú špirálové ramená plynu, prachu a hviezd. Väčšina špirálových galaxií má 2 ramená vyžarujúce z opačných strán jadra. Hviezdy v nich sú spravidla mladé. Toto sú normálne cievky. Existujú tiež skrížené špirály, ktoré majú centrálny most z hviezd spájajúcich vnútorné konce oboch ramien. Aj naša G. patrí do špirály. Hmotnosti takmer všetkých špirálových G. ležia v rozmedzí od 1 do 300 miliárd hmotností Slnka. Asi tri štvrtiny všetkých galaxií vo vesmíre sú eliptické. Majú elipsovitý tvar bez rozoznateľnej špirálovej štruktúry. Ich tvar sa môže meniť od takmer guľového až po cigarový tvar. Majú rôznu veľkosť, od trpaslíkov s hmotnosťou niekoľkých miliónov slnečných hmôt až po obrích s hmotnosťou 10 biliónov slnečných hmôt. Najväčší známy galaxie typu CD. Majú veľké jadro, prípadne niekoľko jadier, ktoré sa navzájom rýchlo pohybujú. Často sú to dosť silné rádiové zdroje. Markarianské galaxie identifikoval sovietsky astronóm Veniamin Markarian v roku 1967. Sú silnými zdrojmi žiarenia v ultrafialovej oblasti. galaxie N-typ majú slabo svietiace jadro podobné hviezde. Sú tiež silnými rádiovými zdrojmi a očakáva sa, že sa z nich vyvinú kvazary. Na fotografii vyzerajú Seyfertove galaxie ako normálne špirály, ale s veľmi jasným jadrom a spektrami so širokými a jasnými emisnými čiarami, čo naznačuje prítomnosť veľkého množstva rýchlo rotujúceho horúceho plynu v ich jadrách. Tento typ galaxií objavil americký astronóm Karl Seifert v roku 1943. Galaxie, ktoré sa pozorujú opticky a zároveň sú silnými rádiovými zdrojmi, sa nazývajú rádiové galaxie. Patria sem Seyfertove galaxie, CD- a N-typ G. a niektoré kvazary. Mechanizmus generovania energie rádiových galaxií ešte nie je známy.

Stanovenie podmienok pre viditeľnosť planéty Saturn podľa „Školského astronomického kalendára“.

VSTUPENKA #24

Základy moderných predstáv o štruktúre a vývoji vesmíru.

V 20. storočí bolo dosiahnuté pochopenie vesmíru ako jedného celku. Prvý dôležitý krok bol urobený v 20. rokoch 20. storočia, keď vedci dospeli k záveru, že naša Galaxia – Mliečna dráha – je jednou z miliónov galaxií a Slnko je jednou z miliónov hviezd v Mliečnej dráhe. Následné štúdium galaxií ukázalo, že sa vzďaľujú od Mliečnej dráhy a čím ďalej, tým väčšia je táto rýchlosť (meraná červeným posunom v jej spektre). Žijeme teda v rozpínajúci sa vesmír. Recesia galaxií sa odráža v Hubblovom zákone, podľa ktorého je červený posun galaxie úmerný vzdialenosti od nej.Navyše v najväčšej mierke, t.j. na úrovni superkopy galaxií má vesmír bunkovú štruktúru. Moderná kozmológia (náuka o vývoji vesmíru) je založená na dvoch postulátoch: Vesmír je homogénny a izotropný.

Existuje niekoľko modelov vesmíru.

V Einstein-de Sitterovom modeli rozpínanie Vesmíru pokračuje donekonečna, v statickom modeli sa Vesmír nerozpína ​​a nevyvíja, v pulzujúcom Vesmíre sa cykly rozpínania a zmršťovania opakujú. Najmenej pravdepodobný je však statický model, proti nemu hovorí nielen Hubbleov zákon, ale aj reliktné žiarenie pozadia objavené v roku 1965 (t. j. žiarenie primárnej rozpínajúcej sa žeraviacej štvorrozmernej gule).

Niektoré kozmologické modely sú založené na nižšie načrtnutej teórii „horúceho vesmíru“.

V súlade s Friedmanovými riešeniami Einsteinových rovníc bol polomer vesmíru pred 10 – 13 miliardami rokov v počiatočnom časovom okamihu rovný nule. Všetka energia vesmíru, všetka jeho hmotnosť bola sústredená v nulovom objeme. Hustota energie je nekonečná a hustota hmoty je tiež nekonečná. Takýto stav sa nazýva singulárny.

V roku 1946 Georgy Gamov a jeho kolegovia vyvinuli fyzikálnu teóriu počiatočného štádia expanzie vesmíru, vysvetľujúcu prítomnosť chemických prvkov v ňom syntézou pri veľmi vysokých teplotách a tlakoch. Preto sa začiatok expanzie podľa Gamowovej teórie nazýval „Veľký tresk“. Gamowovými spoluautormi boli R. Alfer a G. Bethe, preto sa niekedy tejto teórii hovorí „α, β, γ-teória“.

Vesmír sa rozpína ​​zo stavu nekonečnej hustoty. V singulárnom stave neplatia obvyklé fyzikálne zákony. Zdá sa, že všetky základné interakcie pri takýchto vysokých energiách sú navzájom nerozoznateľné. A z akého polomeru Vesmíru má zmysel hovoriť o použiteľnosti fyzikálnych zákonov? Odpoveď je z Planckovej dĺžky:

Počnúc časovým momentom t p = R p /c = 5*10 -44 s (c je rýchlosť svetla, h je Planckova konštanta). S najväčšou pravdepodobnosťou sa gravitačná interakcia oddelila od zvyšku prostredníctvom t P. Podľa teoretických výpočtov počas prvých 10 - 36 s, keď bola teplota vesmíru viac ako 10 28 K, energia na jednotku objemu zostala konštantná a vesmír sa rozpínal rýchlosťou oveľa vyššou ako rýchlosť svetla. Tento fakt nie je v rozpore s teóriou relativity, keďže sa takou rýchlosťou nerozpínala hmota, ale samotný priestor. Toto štádium vývoja sa nazýva inflačné. Z moderných teórií kvantovej fyziky vyplýva, že v tomto čase sa silná jadrová sila oddelila od elektromagnetickej a slabej sily. Následkom uvoľnená energia bola príčinou katastrofálneho rozpínania vesmíru, ktorý sa v nepatrnom časovom intervale 10 - 33 s zväčšil z veľkosti atómu na veľkosť slnečnej sústavy. Zároveň sa objavili nám známe elementárne častice a o niečo menší počet antičastíc. Hmota a žiarenie boli stále v termodynamickej rovnováhe. Táto éra sa nazýva žiarenia etapa evolúcie. Pri teplote 5∙10 12 K sa etapa rekombinácia: takmer všetky protóny a neutróny anihilovali a zmenili sa na fotóny; zostali len tie, na ktoré nebolo dostatok antičastíc. Počiatočný prebytok častíc nad antičasticami je jedna miliardtina ich počtu. Práve z tejto „nadmernej“ hmoty sa skladá hlavne podstata pozorovateľného vesmíru. Pár sekúnd po Veľkom tresku sa začala etapa primárna nukleosyntéza, kedy sa vytvorili jadrá deutéria a hélia, trvajúce asi tri minúty; potom začala pokojná expanzia a ochladzovanie vesmíru.

Asi milión rokov po výbuchu sa narušila rovnováha medzi hmotou a žiarením, z voľných protónov a elektrónov sa začali vytvárať atómy a cez hmotu, ako cez priehľadné médium, začalo prechádzať žiarenie. Práve toto žiarenie sa nazývalo reliktné, jeho teplota bola asi 3000 K. V súčasnosti je zaznamenané pozadie s teplotou 2,7 K. Reliktné žiarenie pozadia bolo objavené v roku 1965. Ukázalo sa, že je vysoko izotropný a svojou existenciou potvrdzuje model horúceho expandujúceho vesmíru. Po primárna nukleosyntéza hmota sa začala vyvíjať nezávisle, v dôsledku zmien hustoty hmoty, ktorá sa vytvorila v súlade s Heisenbergovým princípom neurčitosti počas inflačného štádia, sa objavili protogalaxie. Tam, kde bola hustota mierne nadpriemerná, vznikali centrá príťažlivosti, oblasti s nižšou hustotou boli čoraz redšie, keďže ich látka opúšťala do hustejších oblastí. Takto sa prakticky homogénne médium rozdelilo na samostatné protogalaxie a ich zhluky a po stovkách miliónov rokov sa objavili prvé hviezdy.

Kozmologické modely vedú k záveru, že osud vesmíru závisí len od priemernej hustoty hmoty, ktorá ho vypĺňa. Ak je pod určitou kritickou hustotou, expanzia vesmíru bude pokračovať navždy. Táto možnosť sa nazýva „otvorený vesmír“. Podobný scenár vývoja čaká plochý vesmír, keď je hustota kritická. Za pár rokov všetka hmota vo hviezdach vyhorí a galaxie sa ponoria do temnoty. Zostanú len planéty, bieli a hnedí trpaslíci a kolízie medzi nimi budú mimoriadne zriedkavé.

Ani v tomto prípade však metagalaxia nie je večná. Ak je teória veľkého zjednotenia interakcií správna, za 10 40 rokov sa protóny a neutróny, ktoré tvoria bývalé hviezdy, rozložia. Po približne 10 100 rokoch sa obrovské čierne diery vyparia. V našom svete zostanú len elektróny, neutrína a fotóny, oddelené obrovskými vzdialenosťami. V istom zmysle to bude koniec času.

Ak sa ukáže, že hustota vesmíru je príliš vysoká, potom je náš svet uzavretý a expanziu skôr či neskôr vystrieda katastrofická kontrakcia. Vesmír skončí svoj život v istom zmysle gravitačným kolapsom, čo je ešte horšie.

Výpočet vzdialenosti k hviezde zo známej paralaxy.

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 seba, 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 deklinácia Slnka s časom zvyšuje, takže deň bude dlhší tam, kde 21. marec príde neskôr. Magadan sa nachádza na východ 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

Z mora informácií, v ktorom sa topíme, existuje okrem sebazničenia aj iná cesta von. Odborníci s dostatočne širokým uvažovaním dokážu vytvárať aktuálne súhrny alebo súhrny, ktoré stručne sumarizujú kľúčové fakty z danej oblasti. Predstavujeme pokus Sergeja Popova urobiť takýto súbor najdôležitejších informácií z astrofyziky.

S. Popov. Foto I. Yarovaya

Na rozdiel od všeobecného presvedčenia, školská výučba astronómie nebola na úrovni ani v ZSSR. Oficiálne bol predmet v osnovách, no v skutočnosti sa astronómia nevyučovala na všetkých školách. Často, aj keď sa hodiny konali, učitelia ich používali na ďalšie hodiny v rámci svojich základných predmetov (najmä fyziky). A len vo veľmi málo prípadoch bola výučba dostatočne kvalitná na to, aby si medzi školákmi stihol vytvoriť adekvátny obraz o svete. Okrem toho bola astrofyzika v posledných desaťročiach jednou z najrýchlejšie sa rozvíjajúcich vied; poznatky z astrofyziky, ktoré dospelí získali v škole pred 30-40 rokmi, sú výrazne zastarané. Dodávame, že teraz na školách nie je astronómia takmer vôbec. Výsledkom je, že ľudia majú z väčšej časti dosť nejasnú predstavu o tom, ako svet funguje v rozsahu väčšom, ako sú obežné dráhy planét v slnečnej sústave.

Špirálová galaxia NGC 4414

Kopa galaxií v súhvezdí Coma Bereniky

Planéta okolo hviezdy Fomalhaut

V takejto situácii si myslím, že by bolo rozumné urobiť si „Veľmi krátky kurz astronómie“. Teda upozorniť na kľúčové fakty, ktoré tvoria základy moderného astronomického obrazu sveta. Samozrejme, rôzni špecialisti si môžu vybrať mierne odlišné súbory základných pojmov a javov. Ale je dobré, ak existuje niekoľko dobrých verzií. Dôležité je, aby sa všetko dalo uviesť na jednej prednáške alebo sa zmestilo do jedného malého článku. A potom si tí, ktorí budú mať záujem, budú môcť rozširovať a prehlbovať svoje vedomosti.

Dal som si za úlohu vytvoriť súbor najdôležitejších pojmov a faktov z astrofyziky, ktorý by sa zmestil na jednu normostranu A4 (asi 3000 znakov s medzerami). Zároveň sa samozrejme predpokladá, že človek vie, že Zem sa točí okolo Slnka, chápe, prečo dochádza k zatmeniam a zmenám ročných období. To znamená, že v zozname nie sú zahrnuté absolútne „detské“ skutočnosti.

Oblasť tvorby hviezd NGC 3603

Planetárna hmlovina NGC 6543

Pozostatok supernovy Cassiopeia A

Prax ukázala, že všetko, čo je na zozname, sa dá povedať asi na hodinovej prednáške (alebo na niekoľkých vyučovacích hodinách v škole, berúc do úvahy odpovede na otázky). Samozrejme, za hodinu a pol nie je možné vytvoriť stabilný obraz o štruktúre sveta. Treba však urobiť prvý krok a tu by mala pomôcť taká „štúdia s veľkými ťahmi“, v ktorej sú zachytené všetky hlavné body, ktoré odhaľujú základné vlastnosti štruktúry Vesmíru.

Všetky snímky boli nasnímané Hubblovým vesmírnym teleskopom a prevzaté z http://heritage.stsci.edu a http://hubble.nasa.gov

1. Slnko je obyčajná hviezda (jedna z asi 200-400 miliárd) na okraji našej Galaxie - sústava hviezd a ich zvyškov, medzihviezdneho plynu, prachu a tmavej hmoty. Vzdialenosť medzi hviezdami v galaxii je zvyčajne niekoľko svetelných rokov.

2. Slnečná sústava siaha za obežnú dráhu Pluta a končí tam, kde je gravitačný vplyv Slnka porovnateľný s vplyvom blízkych hviezd.

3. Hviezdy sa dnes naďalej formujú z medzihviezdneho plynu a prachu. Hviezdy počas svojho života a na jeho konci vysypú časť svojej hmoty obohatenej o syntetizované prvky do medzihviezdneho priestoru. Takto sa dnes mení chemické zloženie vesmíru.

4. Slnko sa vyvíja. Jeho vek je menej ako 5 miliárd rokov. Asi za 5 miliárd rokov jej dôjde vodík v jej jadre. Slnko sa stane červeným obrom a potom bielym trpaslíkom. Masívne hviezdy na konci svojho života explodujú a zanechajú za sebou neutrónovú hviezdu alebo čiernu dieru.

5. Naša Galaxia je jedným z mnohých takýchto systémov. Vo viditeľnej časti vesmíru je asi 100 miliárd veľkých galaxií. Sú obklopené malými satelitmi. Galaxia má priemer asi 100 000 svetelných rokov. Najbližšia veľká galaxia je vzdialená asi 2,5 milióna svetelných rokov.

6. Planéty neexistujú len okolo Slnka, ale aj okolo iných hviezd, nazývajú sa exoplanéty. Planetárne systémy nie sú rovnaké. Teraz poznáme viac ako 1000 exoplanét. Zdá sa, že veľa hviezd má planéty, ale len malá časť môže byť vhodná pre život.

7. Svet, ako ho poznáme, má konečný vek tesne pod 14 miliárd rokov. Na začiatku bola hmota vo veľmi hustom a horúcom stave. Častice bežnej hmoty (protóny, neutróny, elektróny) neexistovali. Vesmír sa rozpína, vyvíja. V priebehu expanzie z hustého horúceho stavu sa vesmír ochladil a stal sa menej hustým, objavili sa obyčajné častice. Potom tu boli hviezdy, galaxie.

8. Vzhľadom na konečnosť rýchlosti svetla a konečný vek pozorovateľného vesmíru máme na pozorovanie k dispozícii len konečnú oblasť priestoru, na tejto hranici však fyzický svet nekončí. Vo veľkých vzdialenostiach, vďaka konečnosti rýchlosti svetla, vidíme predmety tak, ako boli v dávnej minulosti.

9. Väčšina chemických prvkov, s ktorými sa v živote stretávame (a z ktorých sme aj my), vznikla vo hviezdach počas ich života v dôsledku termonukleárnych reakcií, alebo v posledných fázach života masívnych hviezd – pri výbuchoch supernov. Pred vznikom hviezd obyčajná hmota existovala hlavne vo forme vodíka (najbežnejší prvok) a hélia.

10. Obyčajná hmota sa na celkovej hustote vesmíru podieľa len asi niekoľkými percentami. Asi štvrtina hustoty vesmíru je spojená s temnou hmotou. Pozostáva z častíc, ktoré slabo interagujú medzi sebou a s bežnou hmotou. Zatiaľ len pozorujeme gravitačné pôsobenie temnej hmoty. Asi 70 percent hustoty vesmíru je spojených s temnou energiou. Kvôli nej sa rozpínanie vesmíru rozbieha rýchlejšie a rýchlejšie. Povaha temnej energie je nejasná.

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 prijatej 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 je E i 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 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. . Jas hviezd, odhadovaný podľa priemeru ich obrazu a stupňa sčernenia na fotografickej platni (fotografický efekt), sa nazýva fotografický. 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 momentoch 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 jasu 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, v ktorej je perióda revolúcie asi 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 aj 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 I má spektrum nášho Slnka. Postupnosť spektier hviezd získaných plynulou zmenou teploty ich povrchových vrstiev je označená nasledujúcimi písmenami: O, B, A, F, G, K, M, od najhorúcejšieho po ...

Nebudú pozorované žiadne čiary (kvôli slabosti satelitného spektra), ale čiary spektra hlavnej hviezdy budú kolísať rovnako 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...