ASTRONOMİ 11. SINIF BİLETLER

BİLET #1

Armatürlerin uzaydaki kendi hareketlerinin bir sonucu olarak görünür hareketleri, Dünya'nın dönüşü ve Güneş etrafındaki dönüşü.

Dünya karmaşık hareketler yapar: kendi ekseni etrafında döner (T=24 saat), Güneş etrafında döner (T=1 yıl), Galaksi ile birlikte döner (T=200 bin yıl). Bu, Dünya'dan yapılan tüm gözlemlerin görünen yörüngelerde farklılık gösterdiğini gösterir. Gezegenler gökyüzünde doğudan batıya (doğrudan hareket), sonra batıdan doğuya (ters hareket) hareket eder. Yön değiştirme anlarına durma denir. Bu yolu haritaya koyarsanız bir döngü elde edersiniz. Döngünün boyutu ne kadar küçükse, gezegen ile Dünya arasındaki mesafe o kadar büyük olur. Gezegenler alt ve üst olarak ayrılır (alt - dünyanın yörüngesinin içinde: Merkür, Venüs; üst: Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün ve Plüton). Tüm bu gezegenler, Dünya'nın Güneş'in etrafında dönmesiyle aynı şekilde döner, ancak Dünya'nın hareketi sayesinde, gezegenlerin döngü benzeri hareketi gözlemlenebilir. Gezegenlerin Güneş ve Dünya'ya göre göreceli konumlarına gezegen konfigürasyonları denir.

Gezegen konfigürasyonları, fark. geometrik gezegenlerin güneş ve dünyaya göre konumları. Gezegenlerin Dünya'dan görülebilen ve Güneş'e göre ölçülen belirli konumları özeldir. başlıklar. hasta. V - iç gezegen, I- dış gezegen, E - Toprak, S - Güneş. ne zaman iç gezegen güneşle düz bir çizgide uzanır, bağ. K.p. EV 1S ve ESV 2 isminde alt ve üst bağlantı sırasıyla. Dahili gezegen I, Güneş ile düz bir çizgide uzandığında üstün kavuşumdadır. ( ESI 4) ve yüzleşme Güneş'e ters yönde uzandığında (I 3 ES). I 5 ES, uzama olarak adlandırılır. iç için gezegenler max, uzama EV 8 S 90° olduğunda meydana gelir; harici için gezegenler 0° ESI 4) ile 180° (I 3 ES) arasında uzayabilir.Uzama 90° olduğunda, gezegenin içinde olduğu söylenir. dördün(Ben 6 ES, ben 7 ES).

Gezegenin yörüngesinde Güneş etrafında bir devrim yaptığı döneme yıldız (yıldız) devrim dönemi - T, iki özdeş konfigürasyon arasındaki süre - sinodik dönem - S denir.

Gezegenler güneşin etrafında bir yönde dönerler ve güneş etrafındaki bir turunu belirli bir sürede tamamlarlar = yıldız periyodu

için Iç gezegenler

dış gezegenler için

S yıldız dönemidir (yıldızlara göre), T sinodik dönemdir (fazlar arası), T Å = 1 yıldır.

Kuyruklu yıldızlar ve göktaşı cisimleri eliptik, parabolik ve hiperbolik yörüngeler boyunca hareket eder.

Hubble yasasına göre galaksiye olan mesafenin hesaplanması.

H = 50 km/sn*Mpc – Hubble sabiti

BİLET #2

Astronomik gözlemlerden coğrafi koordinatları belirleme ilkeleri.

Onlar 2kişi coğrafi koordinatlar: coğrafi enlem ve coğrafi boylam. Pratik bir bilim olarak astronomi bu koordinatları bulmanızı sağlar. Gök direğinin ufkun üzerindeki yüksekliği, gözlem yerinin coğrafi enlemine eşittir. Yaklaşık coğrafi enlem, Kuzey Yıldızının yüksekliği ölçülerek belirlenebilir, çünkü. kuzey gök kutbundan yaklaşık 10. Gözlem yerinin enlemini, armatürün üst doruk noktasındaki yüksekliğine göre belirlemek mümkündür ( doruk- armatürün meridyenden geçiş anı) aşağıdaki formüle göre:

j = d ± (90 – h), güneye veya kuzeye bağlı olarak başucundan doruğa ulaşır. h armatürün yüksekliği, d eğim, j enlemdir.

Coğrafi boylam, sıfır Greenwich meridyeninden doğuya doğru ölçülen ikinci koordinattır. Dünya 24 saat dilimine ayrılmıştır, zaman farkı 1 saattir. Yerel saatlerdeki fark, boylamlardaki farka eşittir:

T λ 1 - T λ 2 \u003d λ 1 - λ 2 Böylece, birinin boylamı bilinen iki noktadaki zaman farkını öğrendikten sonra, biri diğer noktanın boylamını belirleyebilir.

yerel saat- Bu güneş zamanı yeryüzünde bu yerde. her noktada yerel saat farklı, bu yüzden insanlar standart zamana göre, yani bu kuşağın orta meridyeninin zamanına göre yaşıyorlar. Tarih değiştirme çizgisi doğudan (Bering Boğazı) geçmektedir.

Bir yıldızın parlaklığına ve boyutuna ilişkin verilere dayalı olarak sıcaklığının hesaplanması.

L - parlaklık (Lc = 1)

R - yarıçap (Rc = 1)

T - Sıcaklık (Tc = 6000)

BİLET #3

Ayın evrelerini değiştirme nedenleri. Güneş ve ay tutulmalarının başlangıcı ve sıklığı için koşullar.

Evre, astronomide, faz değişimi periyodik olarak gerçekleşir. gözlemciye göre gök cisimlerinin aydınlatma koşullarındaki değişiklikler. Ay'ın F.'sinin değişimi bir değişiklikten kaynaklanmaktadır. karşılıklı pozisyon Dünya, Ay ve Güneş'in yanı sıra Ay'ın kendisinden yansıyan ışıkla parlaması. Ay, Güneş ile Dünya arasında, onları bağlayan düz bir çizgi üzerinde olduğunda, ay yüzeyinin aydınlatılmamış kısmı Dünya'ya dönük olduğundan onu göremeyiz. Bu f. - yeni Ay. 1-2 gün sonra Ay bu düz çizgiden ayrılır ve Dünya'dan dar bir hilal görülür. Yeni ay sırasında, ayın doğrudan güneş ışığıyla aydınlatılmayan kısmı karanlık gökyüzünde hala görülebilir. Bu fenomen çağrıldı kül rengi ışık. Bir hafta sonra F. geliyor - İlk çeyrek: ayın aydınlatılan kısmı diskin yarısıdır. Sonra gelir Dolunay- Ay yine Güneş'i ve Dünya'yı birbirine bağlayan çizgide, ancak Dünya'nın diğer tarafında. Ayın aydınlatılmış tam diski görülebilir. Sonra görünen kısım azalmaya başlar ve son çeyrek, onlar. yine diskin aydınlatılmış yarısını gözlemleyebilirsiniz. Ay'ın F. değişiminin tam dönemine sinodik ay denir.

tutulma, bir gök cismi diğerini tamamen veya kısmen kapladığı veya bir cismin gölgesinin diğerlerinin üzerine düştüğü astronomik bir fenomen Güneş 3. Dünya Ay'ın gölgesine düştüğünde ve Ay - Ay düştüğünde meydana gelir. dünyanın gölgesi. Güneş 3 sırasında Ay'ın gölgesi, merkezi gölge ve onu çevreleyen yarı gölgeden oluşur. Uygun koşullar altında, tam ay 3. 1 saat sürebilir. 45 dk. Ay tamamen gölgeye girmezse, o zaman Dünya'nın gece tarafındaki bir gözlemci kısmi bir Ay 3 görecektir. Güneş ve Ay'ın açısal çapları hemen hemen aynıdır, dolayısıyla toplam güneş 3. sadece bir ay sürer. bir kaç. dakika. Ay doruk noktasındayken, açısal boyutları Güneş'inkinden biraz daha küçüktür. Güneş 3. Güneş ile Ay'ın merkezlerini birleştiren çizgi dünya yüzeyinden geçerse meydana gelebilir. Dünya'ya düşerken ay gölgesinin çapları birkaç taneye ulaşabilir. yüzlerce kilometre. Gözlemci, karanlık ay diskinin Güneş'i tamamen örtmediğini ve kenarını parlak bir halka şeklinde açık bıraktığını görür. Bu sözde. halkalı güneş 3. Ay'ın açısal boyutları Güneş'inkinden büyükse, o zaman merkezlerini dünya yüzeyiyle birleştiren çizginin kesişme noktasının yakınındaki gözlemci tam güneşi görecektir 3. Dünya kendi ekseni etrafında, Ay - Dünya'nın etrafında ve Dünya - Güneş'in etrafında döner, ay gölgesi dünyanın yüzeyinde hızla üzerine düştüğü noktadan diğerine, onu terk ettiği yere kayar ve çizer. Dünya * tam veya halkalı bir şerit 3. Özel 3. Ay, Güneş'in yalnızca bir kısmını engellediğinde gözlemlenebilir. Güneş veya Ay'ın zamanı, süresi ve modeli 3. Dünya-Ay-Güneş sisteminin geometrisine bağlıdır. Ay yörüngesinin *ekliptik'e göre eğimi nedeniyle, güneş ve ay 3. her yeni ayda veya dolunayda meydana gelmez. Tahminin 3. gözlemlerle karşılaştırılması, ayın hareketi teorisini iyileştirmeyi mümkün kılar. Sistemin geometrisi hemen hemen her 18 yılda bir 10 günde bir tekrarlandığından, 3. saros adı verilen bu periyot ile gerçekleşir. 3. Eski zamanlardan kalma kayıtlar, gelgitlerin ay yörüngesi üzerindeki etkisini test etmeyi mümkün kılar.

Yıldız haritasında yıldızların koordinatlarının belirlenmesi.

BİLET #4

Yılın farklı zamanlarında farklı coğrafi enlemlerde Güneş'in günlük hareketinin özellikleri.

Güneş'in gök küresindeki yıllık hareketini düşünün. Dünya bir yılda Güneş etrafında tam bir devrim yapar, bir günde Güneş ekliptik boyunca batıdan doğuya yaklaşık 1 ° ve 3 ayda - 90 ° hareket eder. Bununla birlikte, bu aşamada, Güneş'in ekliptik boyunca hareketine, eğiminde δ = -e (kış gündönümü) ile δ = +e (yaz gündönümü) arasında değişen bir sapmanın eşlik etmesi önemlidir, burada e dünyanın ekseninin eğim açısı. Bu nedenle, yıl boyunca Güneş'in günlük paralelinin konumu da değişir. Kuzey yarımkürenin ortalama enlemlerini düşünün.

Vernal ekinoksun Güneş tarafından geçişi sırasında (α = 0 h), Mart sonunda, Güneş'in eğimi 0 ° 'dir, bu nedenle bu gün Güneş pratik olarak göksel ekvatordadır, doğuda yükselir , üst dorukta h = 90 ° - φ yüksekliğe kadar yükselir ve batıda batar. Gök ekvatoru gök küresini ikiye böldüğü için Güneş, günün yarısında ufkun üzerinde, yarısında ise altında, yani. gündüz eşittir gece, bu da "ekinoks" adına yansır. Ekinoks anında, Güneş'in bulunduğu yerdeki ekliptik teğeti, ekvatora e'ye eşit bir maksimum açıyla eğimlidir, bu nedenle, bu zamanda Güneş'in eğimindeki artış hızı da maksimumdur.

İlkbahar ekinoksundan sonra, Güneş'in eğimi hızla artar, bu nedenle Güneş'in günlük paralelinin her geçen gün daha fazlası ufkun üzerindedir. Güneş daha erken doğar, üst dorukta yükselir ve daha sonra batar. Gün doğumu ve gün batımı noktaları her gün kuzeye kayıyor ve gün uzuyor.

Ancak Güneş'in bulunduğu yerdeki ekliptik teğetin eğim açısı her geçen gün azalmakta ve bununla birlikte sapmadaki artış hızı da azalmaktadır. Son olarak, Haziran ayının sonunda Güneş, tutulmanın en kuzey noktasına ulaşır (α = 6 h, δ = +e). Bu anda üst dorukta h = 90° - φ + e yüksekliğine yükselir, yaklaşık olarak kuzeydoğuda yükselir, kuzeybatıda batar ve günün uzunluğu maksimum değerine ulaşır. Aynı zamanda, Güneş'in yüksekliğindeki günlük artış, üst zirvede durur ve öğlen Güneşi, olduğu gibi kuzeye doğru hareketinde "durur". Bu nedenle "yaz gündönümü" adı.

Bundan sonra, Güneş'in eğimi azalmaya başlar - önce çok yavaş, sonra daha hızlı ve daha hızlı. Her gün daha geç doğar, daha erken batar, gün doğumu ve gün batımı noktaları güneye döner.

Eylül ayının sonunda, Güneş ekliptiğin ekvator ile kesiştiği ikinci noktaya (α = 12 h) ulaşır ve ekinoks şimdi sonbahar olan yeniden başlar. Yine, Güneş'in sapmasının değişim hızı maksimuma ulaşır ve hızla güneye kayar. Gece gündüzden daha uzun olur ve her gün Güneş'in tepe noktasındaki yüksekliği azalır.

Aralık ayının sonunda Güneş, tutulmanın en güney noktasına (α = 18 saat) ulaşır ve güneye hareketi durur, tekrar "durur". Bu kış gündönümü. Güneş neredeyse güneydoğudan doğar, güneybatıdan batar ve öğle saatlerinde güneyden h = 90° - φ - e yüksekliğine kadar yükselir.

Ve sonra her şey yeniden başlar - Güneş'in eğimi artar, zirvedeki yükseklik artar, gün uzar, gün doğumu ve gün batımı noktaları kuzeye kayar.

Dünya atmosferi tarafından ışığın saçılması nedeniyle, gün batımından sonra gökyüzü bir süre parlak olmaya devam eder. Bu döneme alacakaranlık denir. Sivil alacakaranlık (-8° -12°) ve astronomik (h>-18°), bundan sonra gece gökyüzünün parlaklığı yaklaşık olarak sabit kalır.

Yaz aylarında, d = +e'de, Güneş'in alt doruk noktasındaki yüksekliği h = φ + e - 90°'dir. Bu nedenle, yaz gündönümünde ~ 48°.5 enleminin kuzeyinde, doruk noktasındaki Güneş, ufkun altında 18°'den daha az batar ve astronomik alacakaranlık nedeniyle yaz geceleri aydınlanır. Benzer şekilde, yaz gündönümünde φ > 54°.5'te, Güneş'in yüksekliği h > -12° - seyir alacakaranlığı bütün gece sürer (Moskova, yılda üç ay boyunca havanın kararmadığı bu bölgeye düşer - Mayıs başı - Ağustos başı). Daha kuzeyde, φ > 58°.5'te, sivil alacakaranlık artık yaz aylarında durmaz (burada ünlü "beyaz geceleri" ile St. Petersburg).

Son olarak, φ = 90° - e enleminde, Güneş'in günlük paraleli gündönümleri sırasında ufka dokunacaktır. Bu enlem Kuzey Kutup Dairesi'dir. Daha kuzeyde, Güneş yaz aylarında bir süre ufkun altına batmaz - kutup günü başlar ve kışın - yükselmez - kutup gecesi.

Şimdi daha güney enlemlerini düşünün. Daha önce de belirtildiği gibi, φ = 90° - e - 18° enleminin güneyinde geceler her zaman karanlıktır. Güneye doğru daha fazla hareketle, Güneş yılın herhangi bir zamanında yükselir ve yükselir ve günlük paralelinin ufkun üstündeki ve altındaki kısımları arasındaki fark azalır. Buna göre, gündönümlerinde bile gündüz ve gecenin uzunluğu giderek daha az farklılık gösterir. Son olarak, j = e enleminde, yaz gündönümü için Güneş'in günlük paraleli başucu noktasından geçecektir. Bu enlem kuzey tropik olarak adlandırılır, bu enlemdeki noktalardan birinde yaz gündönümü sırasında Güneş tam olarak zirvesindedir. Son olarak, ekvatorda, Güneş'in günlük paralelleri her zaman ufuk tarafından iki eşit parçaya bölünür, yani oradaki gün her zaman geceye eşittir ve ekinokslar sırasında Güneş zirvesindedir.

Ekvatorun güneyinde, her şey yukarıdakine benzer olacak, sadece yılın çoğunda (ve güney tropiklerin güneyinde - her zaman) Güneş'in üst doruk noktası zenitin kuzeyinde gerçekleşecek.

Belirli bir nesneye nişan almak ve teleskopu odaklamak .

BİLET #5

1. Teleskobun çalışma prensibi ve amacı.

Teleskop gök cisimlerini gözlemlemek için astronomik bir alet. İyi tasarlanmış bir teleskop, spektrumun çeşitli aralıklarında elektromanyetik radyasyon toplayabilir. Astronomide, optik bir teleskop, bir görüntüyü büyütmek ve zayıf kaynaklardan, özellikle çıplak gözle görülemeyen kaynaklardan ışık toplamak için tasarlanmıştır. ona kıyasla daha fazla ışık toplayabiliyor ve yüksek açısal çözünürlük sağlıyor, böylece büyütülmüş görüntüde daha fazla detay görülebiliyor. Bir refraktör teleskop, ışığı bir amaç olarak toplamak ve odaklamak için büyük bir mercek kullanır ve görüntü, bir veya daha fazla mercekten oluşan bir mercek aracılığıyla görüntülenir. Kırıcı teleskopların tasarımındaki temel sorun, renk sapmalarıdır (farklı dalga boylarındaki ışığın farklı mesafelere odaklanmış olması nedeniyle basit bir mercek tarafından oluşturulan görüntü etrafında renk saçağı). Dışbükey ve içbükey lenslerin bir kombinasyonu kullanılarak ortadan kaldırılabilir, ancak belirli bir boyut sınırından (yaklaşık 1 metre çapında) daha büyük lensler yapılamaz. Bu nedenle, şu anda, bir aynanın objektif olarak kullanıldığı yansıtıcı teleskoplar tercih edilmektedir. İlk yansıtıcı teleskop, Newton tarafından kendi şemasına göre icat edildi. Newton'un sistemi.Şimdi bir görüntüyü gözlemlemek için birkaç yöntem var: Newton, Cassegrain sistemleri (odak konumu, bir fotometre veya spektrometre gibi diğer cihazları kullanarak ışığı kaydetmek ve analiz etmek için uygundur), kude (şema, hantal ekipman gerektiğinde çok uygundur) ışık analizi), Maksutov ( sözde menisküs), Schmidt (gökyüzünün geniş çaplı araştırmalarını yapmak gerektiğinde kullanılır).

Optik teleskopların yanı sıra başka menzillerde elektromanyetik radyasyon toplayan teleskoplar da vardır. Örneğin, çeşitli radyo teleskop türleri yaygındır (parabolik aynalı: sabit ve tam dönüşlü; RATAN-600 tipi; eş fazlı; radyo interferometreleri). X-ışınlarını ve gama ışınlarını tespit etmek için teleskoplar da vardır. İkincisi, Dünya atmosferi tarafından emildiğinden, X-ışını teleskopları genellikle uydulara veya havadaki sondalara monte edilir. Gama ışını astronomisi, uydularda bulunan teleskopları kullanır.

Kepler'in üçüncü yasasına dayalı olarak gezegenin devrim periyodunun hesaplanması.

T s \u003d 1 yıl

a z = 1 astronomik birim

1 parsek = 3.26 ışıkyılı = 206265 AU e. = 3 * 10 11 km.

BİLET #6

Güneş sisteminin gövdelerine olan mesafeleri ve büyüklüklerini belirleme yöntemleri.

İlk olarak, erişilebilir bir noktaya olan mesafe belirlenir. Bu mesafeye temel denir. Temelin erişilemeyen bir yerden görülebildiği açıya denir. paralaks. Yatay paralaks, Dünya'nın yarıçapının, görüş hattına dik olan gezegenden görülebildiği açıdır.

p² - paralaks, r² - açısal yarıçap, R - Dünya'nın yarıçapı, r - yıldızın yarıçapı.

radar yöntemi. Gök cismine güçlü bir kısa vadeli dürtü gönderilmesi ve ardından yansıyan sinyalin alınması gerçeğinde yatmaktadır. Radyo dalgalarının yayılma hızı, ışığın boşluktaki hızına eşittir: bilinir. Bu nedenle, sinyalin gök cismine ulaşması ve geri dönmesi için geçen süreyi doğru bir şekilde ölçerseniz, gerekli mesafeyi hesaplamak kolaydır.

Radar gözlemleri, güneş sisteminin gök cisimlerine olan mesafeleri büyük bir doğrulukla belirlemeyi mümkün kılar. Bu yöntemle Ay, Venüs, Merkür, Mars ve Jüpiter'e olan mesafeler arıtıldı.

Ayın lazer konumu. Güçlü ışık radyasyonu kaynaklarının - optik kuantum jeneratörlerinin (lazerler) icadından kısa bir süre sonra, ayın lazer konumu üzerinde deneyler yapılmaya başlandı. Lazer konum yöntemi radara benzer, ancak ölçüm doğruluğu çok daha yüksektir. Optik konum, ay ve dünya yüzeylerinde seçilen noktalar arasındaki mesafeyi santimetre hassasiyetinde belirlemeyi mümkün kılar.

Dünyanın boyutunu belirlemek için, aynı meridyen üzerinde bulunan iki nokta arasındaki mesafeyi, ardından yayın uzunluğunu belirleyin. ben , karşılık gelen 1° - n .

Güneş sisteminin gövdelerinin boyutunu belirlemek için, dünyasal bir gözlemci tarafından görülebilecekleri açıyı ölçebilirsiniz - armatürün açısal yarıçapı r ve armatür D'ye olan mesafe.

p 0 - yıldızın yatay paralaksı ve p 0 ve r açılarının küçük olduğu dikkate alındığında,

Boyutuna ve sıcaklığına ilişkin verilere dayanarak bir yıldızın parlaklığını belirleme.

L - parlaklık (Lc = 1)

R - yarıçap (Rc = 1)

T - Sıcaklık (Tc = 6000)

BİLET #7

1. Gök cisimlerinin doğasını incelemek için spektral analiz ve ekstra atmosfer gözlemleri olasılıkları.

Ayrışma Elektromanyetik radyasyon dalga boylarıyla onları incelemek için spektroskopi denir. Spektrum analizi, astrofizikte kullanılan astronomik nesneleri incelemek için ana yöntemdir. Spektrum çalışması, astronomik nesnelerin sıcaklık, hız, basınç, kimyasal bileşim ve diğer önemli özellikleri hakkında bilgi sağlar. Soğurma tayfından (daha doğrusu tayftaki belirli çizgilerin varlığından), yıldızın atmosferinin kimyasal bileşimi yargılanabilir. Spektrumun yoğunluğu, yıldızların ve diğer cisimlerin sıcaklığını belirlemek için kullanılabilir:

l max T = b, b Wien sabitidir. Doppler efektini kullanarak bir yıldız hakkında çok şey öğrenebilirsiniz. 1842'de, gözlemci tarafından kabul edilen λ dalga boyunun, radyasyon kaynağının dalga boyu ile aşağıdaki ilişki ile ilişkili olduğunu tespit etti: , burada V, kaynak hızın görüş hattı üzerindeki izdüşümüdür. Keşfettiği yasaya Doppler yasası deniyordu: Yıldızın karşılaştırma tayfına göre tayfındaki çizgilerin kırmızı tarafa kayması yıldızın bizden uzaklaştığını, tayfın menekşe tarafına kayması ise yıldızın bize yaklaştığını gösterir. Spektrumdaki çizgiler periyodik olarak değişiyorsa, yıldızın bir yoldaşı vardır ve ortak bir kütle merkezi etrafında dönerler. Doppler etkisi ayrıca yıldızların dönüş hızlarını tahmin etmeyi mümkün kılar. Yayılan gazın bağıl hareketi olmadığında bile, tek tek atomlar tarafından yayılan spektral çizgiler, düzensiz termal hareket nedeniyle laboratuvar değerine göre kayacaktır. Gazın toplam kütlesi için bu, spektral çizgilerin genişlemesinde ifade edilecektir. Bu durumda, spektral çizginin Doppler genişliğinin karesi sıcaklıkla orantılıdır. Böylece, yayılan gazın sıcaklığı, spektral çizginin genişliğinden yargılanabilir. 1896'da Hollandalı fizikçi Zeeman, güçlü bir manyetik alanda spektrum çizgilerini bölmenin etkisini keşfetti. Bu etki ile artık kozmik manyetik alanları "ölçmek" mümkündür. Bir elektrik alanında benzer bir etki (Stark etkisi olarak adlandırılır) gözlenir. Bir yıldızda kısa süreliğine güçlü bir elektrik alanı göründüğünde kendini gösterir.

Dünyanın atmosferi, uzaydan gelen radyasyonun bir kısmını geciktirir. İçinden geçen görünür ışık da bozulur: havanın hareketi gök cisimlerinin görüntüsünü bulanıklaştırır ve aslında parlaklıkları değişmese de yıldızlar parıldar. Bu nedenle, 20. yüzyılın ortalarından itibaren gökbilimciler uzaydan gözlemler yapmaya başladılar. Atmosfer dışı teleskoplar, x-ışını, ultraviyole, kızılötesi ve gama ışınlarını toplar ve analiz eder. İlk üçü yalnızca atmosferin dışında incelenebilirken, ikincisi kısmen Dünya'nın yüzeyine ulaşır, ancak gezegenin kendisinin IR'si ile karışır. Bu nedenle kızılötesi teleskopların uzaya alınması tercih edilir. X-ışını radyasyonu, Evrende enerjinin özellikle hızlı bir şekilde serbest bırakıldığı bölgeleri (örneğin, kara delikler) ve ayrıca pulsarlar gibi diğer ışınlarda görünmeyen nesneleri ortaya çıkarır. Kızılötesi teleskoplar, optiklerden gizlenmiş termal kaynakları geniş bir sıcaklık aralığında incelemeyi mümkün kılar. Gama ışını astronomisi, elektron-pozitron imhası kaynaklarını tespit etmeyi mümkün kılar, yani. yüksek enerji kaynakları.

2. Yıldız haritasından belirli bir günde Güneş'in eğimini belirlemek ve öğlen yüksekliğini hesaplamak.

h - armatürün yüksekliği

BİLET #8

Uzay araştırma ve geliştirmenin en önemli yönleri ve görevleri.

Modern astronominin temel sorunları:

Kozmogoni ile ilgili birçok özel sorunun çözümü yoktur:

· Ay nasıl oluştu, dev gezegenlerin etrafındaki halkalar nasıl oluştu, Venüs neden çok yavaş ve ters yönde dönüyor;

Yıldız astronomisinde:

· Güneş'in gözlemlenen tüm özelliklerini (özellikle, çekirdekten nötrino akışı) doğru bir şekilde açıklayabilecek ayrıntılı bir Güneş modeli yoktur.

· Yıldız aktivitesinin bazı tezahürlerinin ayrıntılı bir fiziksel teorisi yoktur. Örneğin, süpernova patlamalarının nedenleri tam olarak açık değildir; Bazı yıldızların çevresinden neden dar gaz jetlerinin fırlatıldığı tam olarak açık değildir. Bununla birlikte, özellikle şaşırtıcı olan, düzenli olarak meydana gelen kısa gama ışınları patlamalarıdır. çeşitli yönler gökyüzünde. Yıldızlarla mı yoksa başka nesnelerle mi ilişkili oldukları ve bu nesnelerin bizden ne kadar uzakta olduğu bile belli değil.

Galaktik ve ekstragalaktik astronomide:

· Galaksilerin ve galaksi kümelerinin yerçekimi alanının, gözlemlenen maddenin sağlayabileceğinden birkaç kat daha güçlü olması gerçeğinden oluşan gizli kütle sorunu çözülmedi. Muhtemelen evrendeki maddenin çoğu hala astronomlardan gizlenmiştir;

· Birleştirilmiş bir galaksi oluşumu teorisi yoktur;

· Kozmolojinin temel sorunları çözülmedi: Evrenin doğuşuna dair eksiksiz bir fiziksel teori yok ve gelecekteki kaderi net değil.

İşte gökbilimcilerin 21. yüzyılda yanıtlamayı umdukları sorulardan bazıları:

· Yakındaki yıldızların karasal gezegenleri var mı ve biyosferleri var mı (yaşamları var mı)?

Yıldızların oluşumuna hangi süreçler katkıda bulunur?

· Karbon ve oksijen gibi biyolojik olarak önemli kimyasal elementler nasıl oluşur ve Galaksi boyunca dağılır?

· Kara delikler aktif galaksiler ve kuasarlar için bir enerji kaynağı mıdır?

Galaksiler nerede ve ne zaman oluştu?

· Evren sonsuza kadar genişleyecek mi, yoksa genişlemesinin yerini bir çöküş alacak mı?

BİLET #9

Kepler yasaları, bunların keşfi, anlamı ve uygulanabilirlik sınırları.

Güneşe göre gezegensel hareketin üç yasası, Alman astronom Johannes Kepler tarafından ampirik olarak türetilmiştir. erken XVII yüzyıl. Bu, Danimarkalı astronom Tycho Brahe'nin uzun yıllar boyunca yaptığı gözlemler sayesinde mümkün oldu.

Birinci Kepler yasası. Her gezegen, odaklarından birinde Güneş olacak şekilde bir elips içinde hareket eder ( e = c / a, nerede ile elipsin merkezinden odağına olan uzaklık, a- büyük yarı aks, e - eksantriklik elips. e ne kadar büyükse, elips çemberden o kadar farklıdır. Eğer bir ile= 0 (odaklar merkezle çakışıyor), sonra e = 0 ve elips yarıçaplı bir daireye dönüşüyor a).

İkinci Kepler yasası (eşit alanlar yasası). Gezegenin yarıçap vektörü, eşit zaman aralıklarında eşit alanları tanımlar. Bu yasanın başka bir formülasyonu: Gezegenin sektörel hızı sabittir.

Üçüncü Kepler yasası. Gezegenlerin Güneş etrafındaki yörünge periyotlarının kareleri, eliptik yörüngelerinin yarı ana eksenlerinin küpleriyle orantılıdır.

Birinci yasanın modern formülasyonu şu şekilde tamamlanır: bozulmamış harekette, hareketli bir cismin yörüngesi ikinci dereceden bir eğridir - bir elips, parabol veya hiperbol.

İlk ikisinin aksine, Kepler'in üçüncü yasası yalnızca eliptik yörüngeler için geçerlidir.

Gezegenin günberideki hızı: burada V c = R = a'daki dairesel hız.

Aphelion'daki hız:.

Kepler yasalarını deneysel olarak keşfetti. Newton, Kepler yasalarını yasadan türetmiştir. yer çekimi. Gök cisimlerinin kütlelerini belirlemek için, Newton'un Kepler'in üçüncü yasasını herhangi bir dolaşan cisim sistemine genellemesi büyük önem taşır. Genelleştirilmiş bir biçimde, bu yasa genellikle şu şekilde formüle edilir: iki cismin Güneş etrafındaki dönüşünün T1 ve T2 periyodlarının kareleri, her bir cismin kütlelerinin toplamı ile çarpılır (M1 ve M2, sırasıyla) ve Güneş (M s), yörüngelerinin a 1 ve 2 yarı ana eksenlerinin küpleri olarak ilişkilidir: . Bu durumda, M1 ve M2 gövdeleri arasındaki etkileşim dikkate alınmaz. Bu cisimlerin kütlelerini Güneş'in kütlesine kıyasla ihmal edersek, o zaman Kepler'in kendisi tarafından verilen üçüncü yasanın formülasyonunu elde ederiz: Kepler'in üçüncü yasası aynı zamanda bir yörüngenin T periyodu arasındaki ilişki olarak da ifade edilebilir. kütle M ve yörünge a'nın yarı ana ekseni olan gövde: . Kepler'in üçüncü yasası, ikili yıldızların kütlesini belirlemek için kullanılabilir.

Bir cismin (gezegen, kuyruklu yıldız vb.) yıldız haritasına belirlenen koordinatlara göre çizilmesi.

BİLET #10

gezegenler karasal grup: Merkür, Mars, Venüs, Dünya, Plüton. Boyutları ve kütleleri küçüktür, bu gezegenlerin ortalama yoğunluğu, suyun yoğunluğundan birkaç kat daha fazladır. Yavaşça eksenleri etrafında dönerler. Birkaç uyduları var. Karasal gezegenlerin katı yüzeyleri vardır. Karasal gezegenlerin benzerliği, önemli bir farkı dışlamaz. Örneğin Venüs, diğer gezegenlerden farklı olarak Güneş etrafındaki hareketine zıt yönde döner ve Dünya'dan 243 kat daha yavaştır. Plüton gezegenlerin en küçüğüdür (Plüton'un çapı = 2260 km, uydu - Charon 2 kat daha küçüktür, yaklaşık olarak Dünya - Ay sistemiyle aynıdır, bunlar bir "çift gezegendir"), ancak fiziksel özellikler açısından öyledir. bu gruba yakın

Merkür. Ağırlık: 3*10 23 kg (0,055 Toprak) R yörüngesi: 0.387 AU D gezegenleri: 4870 km Atmosferik özellikler: Güneşten neredeyse hiç atmosfer, helyum ve hidrojen, gezegenin aşırı ısınmış yüzeyi tarafından salınan sodyum yoktur. Yüzey: kraterlerle dolu, 1300 km çapında, "Kaloris Havzası" olarak adlandırılan bir çöküntü var. Özellikler: Bir gün iki yıl sürer.

Venüs. Ağırlık: 4,78*10 24 kg R yörüngesi: 0.723 AU D gezegenleri: 12100 km Atmosferik bileşim: Esas olarak nitrojen ve oksijen karışımlı karbondioksit, sülfürik ve hidroflorik asit kondensat bulutları. Yüzey: Bazı kraterler olmasına rağmen, nispeten pürüzsüz olan taşlı çöl Özellikler: Yüzeye yakın basınç, dünyanınkinden 90 kat daha fazladır, yörünge boyunca ters dönüş, güçlü sera etkisi (T=475 0 С).

Toprak . R yörüngeleri: 1 AU (150.000.000 km) R gezegenleri: 6400 km Atmosferin bileşimi: %78 azot, %21 oksijen ve karbondioksit. Yüzey: En çeşitli. Özellikler: Bol su, yaşamın kökeni ve varlığı için gerekli koşullar. 1 uydu var - Ay.

Mars. Ağırlık: 6.4*1023 kg R yörüngeleri: 1.52 AU (228 milyon km) D gezegenleri: 6670 km Atmosferik bileşim: Kirliliği olan karbon dioksit. Yüzey: Kraterler, Mariner Vadisi, Olimpos Dağı - sistemdeki en yüksek Özellikler: Muhtemelen iklim karbon bazlı organik yaşam için uygun olmadan önce, kutup kapaklarında çok fazla su var ve Mars ikliminin evrimi tersine çevrilebilir. 2 uydu var - Phobos ve Deimos. Phobos yavaş yavaş Mars'a doğru düşüyor.

Plüton/Charon.

Ağırlık: 1.3*10 23 kg/ 1.8*10 11 kg

R yörüngeleri: 29.65-49.28 AU

D gezegenleri: 2324/1212 km

Atmosferik bileşim: İnce metan tabakası

Özellikler: Çift gezegen, muhtemelen bir gezegenimsi, yörünge diğer yörüngelerin düzleminde yer almaz. Plüton ve Charon her zaman aynı tarafta karşı karşıya gelirler.

Dev gezegenler: Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün.

Büyük boyutları ve kütleleri vardır (Jüpiter'in kütlesi> Dünya'nın kütlesi 318 kat, hacimce - 1320 kat). Dev gezegenler kendi eksenleri etrafında çok hızlı dönerler. Bunun sonucu çok fazla sıkıştırmadır. Gezegenler Güneş'ten uzakta bulunur. Çok sayıda uydu ile ayırt edilirler (Jüpiter -16, Satürn 17, Uranüs 16, Neptün 8). Dev gezegenlerin bir özelliği de parçacıklardan ve bloklardan oluşan halkalardır. Bu gezegenlerin katı yüzeyleri yoktur, yoğunlukları düşüktür, esas olarak hidrojen ve helyumdan oluşurlar. Atmosferin gaz halindeki hidrojeni sıvıya ve ardından katı faza geçer. Aynı zamanda, hızlı dönüş ve hidrojenin bir elektrik iletkeni haline gelmesi, bu gezegenlerde, Güneş'ten uçan yüklü parçacıkları yakalayan ve radyasyon kuşakları oluşturan önemli manyetik alanlara neden olur.

Jüpiter Ağırlık: 1.9*10 27 kg R yörüngesi: 5.2 AU D gezegenleri: ekvatorda 143.760 km Bileşim: Helyum safsızlıkları ile hidrojen. Uydular: Europa'da çok su var, buzlu Ganymede, kükürt volkanlı Io. Özellikler: Büyük Kırmızı Nokta, neredeyse bir yıldız, radyasyonun %10'u kendine ait, Ay'ı bizden uzaklaştırıyor (yılda 2 metre).	Satürn. Ağırlık: 5,68* 10 26 R yörüngeleri: 9,5 AU D gezegenleri: 120.420 km Kompozisyon: Hidrojen ve helyum. Aylar: Titan, Merkür'den daha büyüktür ve bir atmosfere sahiptir. Özellikler: Güzel halkalar, düşük yoğunluk, birçok uydu, direk manyetik alan neredeyse dönme ekseni ile çakışmaktadır.
Uranüs Ağırlık: 8.5*1025kg R yörüngesi: 19.2 AU D gezegenleri: 51.300 km İçindekiler: Metan, amonyak. Uydular: Miranda'nın çok zorlu bir arazisi var. Özellikler: Dönme ekseni Güneş'e yöneliktir, kendi enerjisini yaymaz, manyetik eksenin dönme ekseninden en büyük sapma açısı.	Neptün. Ağırlık: 1*10 26 kg R yörüngesi: 30 AU D gezegenleri: 49500 km İçindekiler: Metan, amonyak, hidrojen atmosferi.. Aylar: Triton'un nitrojen bir atmosferi vardır, su. Özellikler: 2,7 kat daha fazla emilen enerji yayar.

Belirli bir enlem için gök küresinin modelini ve ufkun kenarlarına yönelimini belirleme.

BİLET #11

Ay'ın ayırt edici özellikleri ve gezegenlerin uyduları.

Ay dünyanın tek doğal uydusudur. Ay'ın yüzeyi oldukça homojen değildir. Ana büyük ölçekli oluşumlar - belki de denizler, dağlar, kraterler ve parlak ışınlar - madde emisyonlarıdır. Denizler, karanlık, düz ovalar, katılaşmış lavlarla dolu çöküntülerdir. Bunların en büyüğünün çapları 1000 km'yi aşıyor. Dr. Üç tür oluşum büyük olasılıkla güneş sisteminin varlığının ilk aşamalarında ay yüzeyinin bombardımanının sonucudur. Bombardıman birkaç saat sürdü yüz milyonlarca yıl ve enkaz ayın ve gezegenlerin yüzeyine yerleşti. Ch'yi oluşturan en küçük toz parçacıklarına yüzlerce kilometre çapında asteroit parçaları. ay detayları ve yüzey katmanı kayalar. Bombardıman dönemini, denizlerin Ay'ın iç kısmının radyoaktif ısınmasıyla üretilen bazaltik lavlarla doldurulması izledi. Uzay aletleri. Apollo serisinin cihazları, sözde ayın sismik aktivitesini kaydetti. ben şok. Astronotlar tarafından Dünya'ya getirilen ay toprağı örnekleri, L. 4,3 milyar yıllık, muhtemelen Dünya ile aynı olan yaşının aynı kimyasaldan oluştuğunu gösterdi. aynı yaklaşık orana sahip Dünya gibi elementler. L.'de bir atmosfer yoktur ve muhtemelen hiçbir zaman da olmamıştır ve orada yaşamın var olduğunu iddia etmek için hiçbir gerekçe yoktur. En son teorilere göre L., Mars büyüklüğündeki gezegenler ile genç Dünya'nın çarpışması sonucu oluşmuştur. Ay yüzeyinin sıcaklığı ay gününde 100°C'ye ulaşır ve ay gecesi -200°C'ye düşer. L.'de iddia için herhangi bir aşınma yoktur. değişen termal genleşme ve büzülme nedeniyle kayaların yavaş tahribatı ve göktaşı çarpmaları nedeniyle rastgele ani yerel felaketler.

L.'nin kütlesi, sanatlarının, uydularının yörüngeleri incelenerek doğru bir şekilde ölçülür ve Dünya'nın kütlesi ile 1/81.3 olarak ilişkilidir; 3476 km'lik çapı, Dünya'nın çapının 1/3,6'sı kadardır. L. bir elips şeklindedir, ancak birbirine dik üç çap bir kilometreden fazla farklılık göstermez. L.'nin dönüş periyodu, Dünya etrafındaki dönüş periyoduna eşittir, öyle ki, serbestleşmenin etkileri dışında, her zaman bir tarafı ona doğru döner. evlenmek yoğunluk 3330 kg/m3, altında yatan ana kayaların yoğunluğuna çok yakın bir değer yer kabuğu ve ayın yüzeyindeki yerçekimi kuvveti dünyanın 1/6'sı kadardır. Ay, Dünya'ya en yakın gök cismidir. Dünya ve Ay, yoğunluğu yalnızca merkezden uzaklaştıkça değişen nokta kütleler veya katı küreler olsaydı ve başka gök cismi olmasaydı, Ay'ın Dünya etrafındaki yörüngesi değişmeyen bir elips olurdu. Bununla birlikte, Güneş ve çok daha az ölçüde gezegenler yerçekimi uygular. yörünge elemanlarının bozulmasına neden olur; bu nedenle, yarı ana eksen, eksantriklik ve eğim, sürekli olarak ortalama değerler etrafında salınan döngüsel bozulmalara maruz kalır.

Doğal uydular, gezegenin yörüngesinde dönen doğal bir vücut. Güneş sisteminde çeşitli büyüklüklerde 70'den fazla uydu bilinmektedir ve sürekli olarak yenileri keşfedilmektedir. En büyük yedi uydu, Jüpiter, Titan ve Triton'un dört Galile uydusu olan Ay'dır. Hepsinin 2500 km'yi aşan çapları vardır ve karmaşık jeole sahip küçük "dünyalar"dır. Tarih; bazıları bir atmosfere sahiptir. Diğer tüm uydular, asteroitlerle karşılaştırılabilir boyutlara sahiptir, yani. 10 ila 1500 km. Şekilleri neredeyse küreselden düzensize değişen kaya veya buzdan oluşabilirler ve yüzey ya çok sayıda krater ile eskidir ya da yeraltı aktivitesi ile değiştirilir. Yörüngelerin boyutları, gezegenin iki ila birkaç yüz yarıçapından daha azı arasında değişir, devrim periyodu birkaç saatten bir yıla kadardır. Bazı uyduların gezegenin yerçekimi tarafından ele geçirildiğine inanılıyor. Düzensiz yörüngeleri vardır ve bazen gezegenin Güneş etrafındaki yörünge hareketine ters yönde dönerler (ters hareket olarak adlandırılırlar). Yörüngeler gezegenin yörünge düzlemine kuvvetli bir şekilde eğimli olabilir veya çok uzun olabilir. Genişletilmiş sistemler S.e. dört dev gezegenin etrafında düzenli yörüngeleri olan, muhtemelen ana gezegeni çevreleyen gaz ve toz bulutundan ortaya çıktı, protosolar bulutsudaki gezegenlerin oluşumuna benzer. S.e. birkaç taneden daha küçük. yüzlerce kilometre var düzensiz şekil ve muhtemelen daha büyük cisimlerin yıkıcı çarpışmaları sırasında oluşmuştur. Dahili Güneş sisteminin bölgelerinde, genellikle halkaların yakınında dolaşırlar. Yörünge elemanları ext. SE, özellikle eksantriklikler, Güneş'in neden olduğu güçlü bozulmalara maruz kalır. Birçok çiftler ve hatta üçlüler S.e. basit bir ilişki ile ilgili dolaşım periyotları vardır. Örneğin, Jüpiter'in uydusu Europa, Ganymede'ninkinin neredeyse yarısına eşit bir periyoda sahiptir. Bu fenomene rezonans denir.

"Okul Astronomik Takvimine" göre Merkür gezegeninin görünürlüğü için koşulların belirlenmesi.

BİLET #12

Kuyruklu yıldızlar ve asteroitler. Güneş sisteminin kökeni hakkında modern fikirlerin temelleri.

kuyruklu yıldız Güneş'ten uzakta, oldukça uzun yörüngeler boyunca hareket eden buz ve toz parçacıklarından oluşan güneş sisteminin gök cismi, hafif parlak oval şekilli noktalara benziyorlar. Güneş'e yaklaştıkça, bu çekirdeğin etrafında bir koma oluşur (kuyruklu yıldızın Güneş'e yaklaşırken başını çevreleyen neredeyse küresel bir gaz ve toz kabuğu. Güneş rüzgarıyla sürekli olarak savrulan bu "atmosfer", gaz ve tozla doldurulur. Kuyruklu yıldızın çapı 100 bin km'ye ulaşır Gaz ve tozun kaçış hızı çekirdeğe göre saniyede birkaç kilometredir ve gezegenler arası uzayda kısmen kuyruklu yıldızın kuyruğu yoluyla dağılırlar.) ve kuyruk (Gaz ve toz bir kuyruklu yıldızın atmosferinin uzayından hafif basınç ve güneş rüzgarı ile etkileşimin etkisi altında oluşan toz akışı.Çoğu kuyruklu yıldızda, X., Güneş'e 2 AU'dan daha az bir mesafede yaklaştıklarında ortaya çıkar. her zaman yönlendirilir Güneşten Gazlı X., güneş radyasyonunun etkisi altında çekirdekten atılan iyonize moleküller tarafından oluşturulur, mavimsi bir renge, belirgin sınırlara, tipik genişlik 1 milyon km, uzunluğa - on milyonlarca kilometreye sahiptir. X.'in yapısı birkaç yıl içinde gözle görülür şekilde değişebilir. saat. Tek tek moleküllerin hızı 10 ila 100 km/sn arasında değişir. Dust X. daha dağınık ve kavislidir ve eğriliği toz parçacıklarının kütlesine bağlıdır. Toz, çekirdekten sürekli olarak salınır ve gaz akışı tarafından taşınır.). K.'nin bir parçası olan merkeze çekirdek denir ve buzlu bir cisimdir - güneş sisteminin oluşumu sırasında oluşan büyük buzlu gezegenimsi birikimlerinin kalıntıları. Şimdi çevre üzerinde yoğunlaşıyorlar - Oort-Epik bulutunda. Çekirdeğin ortalama kütlesi K. 1-100 milyar kg, çap 200-1200 m, yoğunluk 200 kg / m3 ("/5 suyun yoğunluğu). Çekirdeklerde boşluklar var. Bunlar, aşağıdakilerden oluşan kararsız oluşumlardır. Buzun üçte biri ve içindeki tozun üçte ikisi. Buz esas olarak sudur, ancak diğer bileşiklerin safsızlıkları vardır.Güneş'e her dönüşte buz erir, gaz molekülleri çekirdeği terk eder ve onlarla birlikte toz ve buz parçacıklarını sürükler , çekirdeğin etrafında küresel bir kabuk oluşurken - koma, Güneş'ten uzağa yönlendirilmiş uzun bir plazma kuyruğu ve bir toz kuyruğu. Kaybedilen enerji miktarı, çekirdeği kaplayan toz miktarına ve günberi sırasında Güneş'ten uzaklığa bağlıdır. Yakın mesafeden kuyruklu yıldız, K'nin yapısına ilişkin birçok teoriyi doğruladı.

K., genellikle, en son gözlemlendikleri yılın bir göstergesiyle, kaşiflerinin adıyla anılır. Kısa vadeye bölünmüş ve uzun vadeli. kısa süre K. Güneş etrafında birkaç periyotla dönüyor. yıl, Çar. TAMAM. 8 yıl; en kısa süre - 3 yıldan biraz fazla - K. Enke'ye sahiptir. Bu K. yerçekimi tarafından yakalandı. Jüpiter'in alanı ve nispeten küçük yörüngelerde dönmeye başladı. Tipik bir tanesinin günberi mesafesi 1.5 AU'dur. ve 5 bin devirden sonra tamamen çökerek bir meteor yağmuruna neden olur. Gökbilimciler 1976'da K. West'in ve K. * Biel'in çürümesini gözlemlediler. Aksine dolaşım süreleri uzun sürelidir. C. 10 bin, hatta 1 milyon yıla ulaşabilir ve apheliaları en yakın yıldızlara olan uzaklığın üçte biri kadar olabilir.Şu anda 140 kadar kısa ve 800 kadar uzun periyot bilinmektedir ve Her yıl yaklaşık 30 yeni K. Bu nesneler hakkındaki bilgimiz eksik, çünkü sadece Güneş'e yaklaşık 2,5 AU mesafeden yaklaştıklarında tespit ediliyorlar. Güneş'in etrafında yaklaşık bir trilyon K dönüş olduğu varsayılıyor.

asteroit(asteroid), Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasındaki ekliptik düzlemine yakın bir dairesel yörüngeye sahip küçük bir gezegen. Yeni keşfedilen A'ya, yörüngelerini belirledikten sonra, A'nın "kaybolmaması" için yeterince doğru olan bir seri numarası atanır. 1796'da Fransızlar. astronom Joseph Gerome Lalande, Bode'un kuralının öngördüğü, Mars ve Jüpiter arasındaki "kayıp" gezegeni aramaya başlamayı önerdi. İtalyanlar, Yılbaşı 1801'de. astronom Giuseppe Piazzi, bir yıldız kataloğu derlemek için yaptığı gözlemler sırasında Ceres'i keşfetti. Almanca bilim adamı Carl Gauss yörüngesini hesapladı. Şimdiye kadar, yaklaşık 3500 asteroit bilinmektedir. Ceres, Pallas ve Vesta'nın yarıçapları sırasıyla 512, 304 ve 290 km'dir, geri kalanı daha küçüktür. Bölümdeki tahminlere göre. kemer yaklaşık. 100 milyon A., görünüşe göre, toplam kütleleri, bu bölgede orijinal olarak mevcut olan kütlenin yaklaşık 1/2200'ü kadardır. Modernliğin ortaya çıkışı A., belki de, başka bir cisimle çarpışmanın bir sonucu olarak gezegenin (geleneksel olarak Phaeton, modern adı - Olbers'in gezegeni olarak adlandırılır) yıkımı ile ilişkilidir. Gözlenen A.'nın yüzeyleri metal ve kayalardan oluşmaktadır. Bileşimine bağlı olarak, asteroitler türlere ayrılır (C, S, M, U). U tipi konvoy tanımlanmadı.

A. ayrıca sözde oluşturan yörüngelerin unsurlarına göre gruplandırılır. Hirayama ailesi. Çoğu A.'nın dolaşım süresi yakl. 08:00 120 km'den daha az yarıçapa sahip tüm A. düzensiz bir şekle sahiptir, yörüngeler yerçekimine tabidir. Jüpiter'in etkisi. Sonuç olarak, Kirkwood taramaları olarak adlandırılan yörüngelerin yarı ana eksenleri boyunca A.'nın dağılımında boşluklar vardır. A. bu kapaklara düşmek, Jüpiter'in yörünge periyodunun katları olan periyotlara sahip olacaktır. Bu kapaklardaki asteroit yörüngeleri oldukça kararsızdır. Int. ve ext. A. kayışının kenarları bu oranın 1: 4 ve 1: 2 olduğu alanlarda bulunur.

Bir protostar sözleşme yaptığında, yıldızın etrafında bir madde diski oluşturur. Bu diskin maddesinin bir kısmı yerçekimi kuvvetine uyarak yıldızın üzerine düşer. Diskte kalan gaz ve toz yavaş yavaş soğutulur. Sıcaklık yeterince düştüğünde, diskin malzemesi küçük kümeler halinde - yoğuşma cepleri - toplanmaya başlar. Gezegenler böyle yaratılır. Güneş sisteminin oluşumu sırasında, gezegenimsilerin bir kısmı çarpışmalar sonucu çökerken, bir kısmı da birleşerek gezegenleri oluşturmuştur. Güneş sisteminin dış kısmında, birincil bulut şeklinde bir miktar gazı tutabilen büyük gezegen çekirdekleri oluştu. Daha ağır parçacıklar Güneş'in çekimi tarafından tutuldu ve gelgit kuvvetlerinin etkisi altında uzun süre gezegen oluşturamadı. Bu, "gaz devleri" - Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün'ün oluşumunun başlangıcıydı. Muhtemelen sonunda ayları ve halkaları oluşturan kendi mini gaz ve toz disklerini geliştirdiler. Son olarak, iç güneş sisteminde katı madde Merkür, Venüs, Dünya ve Mars'ı oluşturur.

"Okul Astronomik Takvimine" göre Venüs gezegeninin görünürlük koşullarının belirlenmesi.

BİLET #13

Güneş tipik bir yıldız gibidir. Başlıca özellikleri.

Güneş, güneş sisteminin merkezi gövdesi, sıcak bir plazma topudur. Dünyanın etrafında döndüğü yıldız. %71 hidrojen ve %26 helyumdan oluşan, kendinden ışıklı gaz halindeki bir kütle olan G2 tayf türünde sıradan bir ana dizi yıldızı. Mutlak büyüklük +4.83, efektif yüzey sıcaklığı 5770 K'dir. Güneş'in merkezinde, yüzeyinde 27 kat daha fazla olan yerçekimi kuvvetine dayanabilecek basınç sağlayan 15*106 K'dir. Güneş (fotosfer) Dünya'dan daha fazladır. Böyle yüksek bir sıcaklık, hidrojenin helyuma (proton-proton reaksiyonu) dönüşümünün termonükleer reaksiyonları nedeniyle ortaya çıkar (fotosfer yüzeyinden enerji çıkışı 3.8 * 10 26 W). Güneş dengede küresel simetrik bir cisimdir. Fiziksel koşullardaki değişime bağlı olarak, Güneş, yavaş yavaş birbirine dönüşen birkaç eş merkezli katmana bölünebilir. Güneş enerjisinin neredeyse tamamı orta bölgede üretilir - çekirdek, nükleer füzyon reaksiyonunun gerçekleştiği yer. Çekirdek hacminin 1/1000'inden daha azını kaplar, yoğunluk 160 g/cm3'tür (fotosferin yoğunluğu suyun yoğunluğundan 10 milyon kat daha azdır). Güneş'in devasa kütlesi ve maddesinin opaklığı nedeniyle, radyasyon çekirdekten fotosfere çok yavaş hareket eder - yaklaşık 10 milyon yıl. Bu süre zarfında X-ışınının frekansı azalır ve görünür ışık olur. Bununla birlikte, nükleer reaksiyonlarda üretilen nötrinolar, Güneş'i serbestçe terk eder ve prensipte çekirdek hakkında doğrudan bilgi sağlar. Gözlemlenen ve teorik olarak tahmin edilen nötrino akısı arasındaki tutarsızlık, Güneş'in iç yapısı hakkında ciddi tartışmalara yol açmıştır. Yarıçapın son %15'inde bir konvektif bölge var. Konvektif hareketler, dönen iç katmanlarında akımlar tarafından üretilen manyetik alanların taşınmasında da rol oynar. güneş etkinliği, en güçlü alanlar güneş lekelerinde görülür. Fotosferin dışında güneş atmosferi sıcaklığın minimum 4200 K değerine ulaştığı ve daha sonra kromosferde subfotosferik konveksiyon tarafından üretilen şok dalgalarının dağılması nedeniyle tekrar arttığı, burada korona özelliği olan 2 * 106 K değerine keskin bir şekilde yükseldiği . İkincisinin yüksek sıcaklığı, güneş rüzgarı şeklinde gezegenler arası boşluğa sürekli bir plazma maddesi çıkışına yol açar. Bazı bölgelerde manyetik alan gücü hızlı ve güçlü bir şekilde artabilir. Bu sürece, bütün bir güneş aktivitesi fenomeni kompleksi eşlik eder. Bunlara güneş patlamaları (kromosferde), çıkıntılar (güneş koronasında) ve koronal delikler (koronanın özel bölgeleri) dahildir.

Güneş'in kütlesi 1.99 * 10 30 kg, yaklaşık küresel fotosfer tarafından belirlenen ortalama yarıçap 700.000 km'dir. Bu, sırasıyla 330.000 kütleye ve 110 Dünya yarıçapına eşittir; Dünya gibi 1,3 milyon cisim Güneş'in içine sığabilir. Güneş'in dönüşü, güneş lekeleri gibi yüzey oluşumlarının fotosferde ve üstündeki katmanlarda hareket etmesine neden olur. Ortalama dönüş süresi 25.4 gündür ve ekvatorda 25 gün ve kutuplarda - 41 gündür. Dönme, %0,005 olan güneş diskinin sıkıştırılmasından kaynaklanmaktadır.

"Okul Astronomik Takvimi"ne göre Mars gezegeninin görünürlük koşullarının belirlenmesi.

BİLET #14

Güneş aktivitesinin en önemli tezahürleri, jeofizik olaylarla bağlantıları.

Güneş aktivitesi, yıldızın orta katmanlarının konveksiyonunun bir sonucudur. Bu fenomenin nedeni, çekirdekten gelen enerji miktarının ısıl iletimle uzaklaştırılandan çok daha fazla olması gerçeğinde yatmaktadır. Konveksiyon, konveksiyon katmanlarındaki akımlar tarafından üretilen güçlü manyetik alanlara neden olur. Dünyayı etkileyen güneş aktivitesinin ana tezahürleri güneş lekeleri, güneş rüzgarı ve çıkıntılardır.

güneş lekeleri, Güneş'in fotosferindeki oluşumlar, eski zamanlardan beri gözlenmiştir ve şu anda, güçlü bir manyetik alanın varlığından dolayı, çevredekilerden 2000 K daha düşük bir sıcaklığa sahip fotosfer alanları olarak kabul edilmektedirler. (yaklaşık 2000 gauss). S.p. nispeten karanlık bir merkez, kısım (gölge) ve daha açık lifli yarı gölgeden oluşur. Gazın gölgeden yarı gölgeye akışına Evershed etkisi (V=2km/s) denir. S.p. sayısı ve görünümleri 11 yıllık bir süre içinde değişir güneş aktivitesi döngüsü veya güneş lekesi döngüsü, bu, Spörer yasası ile tanımlanır ve Maunder kelebek diyagramı (enlemdeki noktaların hareketi) ile grafiksel olarak gösterilir. Zürih bağıl güneş lekesi sayısı S.p. tarafından kapsanan toplam yüzey alanını gösterir. Uzun vadeli varyasyonlar, ana 11 yıllık döngü üzerine bindirilir. Örneğin, S.p. mıknatısı değiştir. 22 yıllık güneş aktivitesi döngüsü boyunca kutupsallık. Ancak, uzun vadeli varyasyonun çarpıcı bir örneği olan naib, minimumdur. Maunder (1645-1715), S.p. yoklardı. S.p. sayısındaki farklılıklar genel olarak kabul edilmekle birlikte. dönen güneş iç kısmından manyetik alanın difüzyonu ile belirlenen süreç henüz tam olarak anlaşılmış değil. Güneş lekelerinin güçlü manyetik alanı, Dünya'nın alanını etkileyerek radyo parazitine ve auroralara neden olur. bir kaç tane var reddedilemez kısa vadeli etkileri, uzun vadeli varlığının iddiası. iklim ve S.p. sayısı arasındaki ilişki, özellikle 11 yıllık döngü, verilerin doğru bir istatistiksel analizini yaparken gerekli koşulların karşılanmasındaki zorluklar nedeniyle çok tartışmalıdır.

güneşli rüzgar Güneş koronasının yüksek sıcaklıktaki plazmasının (elektronlar, protonlar, nötronlar ve hadronlar) çıkışı, radyo spektrumunun yoğun dalgalarının radyasyonu, X-ışınları çevreleyen alana. Sözde oluşturur. 100 AU'ya kadar uzanan heliosfer. güneşten. Güneş rüzgarı o kadar şiddetlidir ki, kuyruklu yıldızların dış katmanlarına zarar vererek bir "kuyruk" oluşmasına neden olabilir. S.V. atmosferin üst katmanlarını iyonize eder, bu nedenle ozon tabakasının oluşmasına neden olur, auroralara ve ozon tabakasının tahrip olduğu yerlerde radyoaktif arka plan ve radyo parazitinde artışa neden olur.

Son maksimum güneş aktivitesi 2001 yılındaydı. Maksimum güneş aktivitesi, en fazla sayıda güneş lekesi, radyasyon ve çıkıntı anlamına gelir. Güneş'in güneş aktivitesindeki değişimin aşağıdaki faktörleri etkilediği uzun zamandır tespit edilmiştir:

* Dünyadaki epidemiyolojik durum;

* çeşitli doğal afetlerin sayısı (tayfun, deprem, sel vb.);

* Karayolu ve demiryolu kazalarının sayısı hakkında.

Tüm bunların maksimumu, aktif Güneş'in yıllarına düşer. Bilim adamı Chizhevsky'nin belirlediği gibi, aktif Güneş bir kişinin refahını etkiler. O zamandan beri, bir kişinin refahının periyodik tahminleri derlenmiştir.

2. "Okul Astronomik Takvimi"ne göre Jüpiter gezegeninin görünürlük koşullarının belirlenmesi.

BİLET #15

Yıldızlara olan uzaklıkları, uzaklık birimlerini ve aralarındaki ilişkiyi belirleme yöntemleri.

Güneş sisteminin gövdelerine olan mesafeyi ölçmek için paralaks yöntemi kullanılır. Dünyanın yarıçapının, yıldızların paralaktik yer değiştirmesini ve onlara olan uzaklığını ölçmek için bir temel teşkil edemeyecek kadar küçük olduğu ortaya çıktı. Bu nedenle yatay yerine bir yıllık paralaks kullanılır.

Bir yıldızın yıllık paralaksı, görüş hattına dik ise, Dünya'nın yörüngesinin yarı ana ekseninin yıldızdan görülebildiği açıdır (p).

a, dünyanın yörüngesinin yarı ana eksenidir,

p yıllık paralakstır.

Parsek birimi de kullanılır. Bir parsek, Dünya'nın yörüngesinin görüş hattına dik olan yarı ana ekseninin 1²'lik bir açıyla görülebildiği mesafedir.

1 parsek = 3.26 ışıkyılı = 206265 AU e. = 3 * 10 11 km.

Yıllık paralaksı ölçerek, 100 parsek veya 300 ly'den daha fazla olmayan yıldızlara olan mesafe güvenilir bir şekilde belirlenebilir. yıllar.

Mutlak ve görünen yıldız büyüklükleri biliniyorsa, yıldıza olan mesafe lg(r)=0.2*(m-M)+1 formülüyle belirlenebilir.

"Okul astronomik takvimine" göre ayın görünürlüğü için koşulların belirlenmesi.

BİLET #16

Yıldızların temel fiziksel özellikleri, bu özelliklerin ilişkisi. Yıldızların denge koşulları.

Yıldızların temel fiziksel özellikleri: parlaklık, mutlak ve görünen büyüklükler, kütle, sıcaklık, boyut, spektrum.

parlaklık- Bir yıldız veya başka bir gök cismi tarafından birim zamanda yayılan enerji. Genellikle lg (L/Lc) = 0,4 (Mc – M) olarak ifade edilen solar parlaklık birimlerinde verilir; burada L ve M, kaynağın parlaklığı ve mutlak büyüklüğüdür, Lc ve Mc, Güneş (Mc) için karşılık gelen büyüklüklerdir. = +4,83). Ayrıca L=4πR 2 σT 4 formülüyle belirlenir. Parlaklığı Güneş'in parlaklığından çok daha fazla olan yıldızlar bilinmektedir. Aldebaran'ın parlaklığı 160'tır ve Rigel, Güneş'inkinden 80.000 kat daha fazladır. Ancak yıldızların büyük çoğunluğu güneşle karşılaştırılabilir veya ondan daha az parlaklığa sahiptir.

Büyüklük - bir yıldızın parlaklığının bir ölçüsü. Z.v. yıldızın radyasyonunun gücü hakkında gerçek bir fikir vermez. Dünya'ya yakın sönük bir yıldız, uzaktaki bir parlak yıldızdan daha parlak görünebilir, çünkü ondan alınan radyasyon akısı, uzaklığın karesi ile ters orantılı olarak azalır. Görünür Z.v. - gözlemcinin gökyüzüne baktığında gördüğü bir yıldızın parlaklığı. Mutlak Z.v. - gerçek parlaklığın bir ölçüsü, bir yıldızın 10 pc uzaklıkta olması gereken parlaklık seviyesini temsil eder. Hipparchus, görünür bir Z.v. sistemi icat etti. 2. yüzyılda M.Ö. Yıldızlara, görünen parlaklıklarına göre numaralar verildi; en parlak yıldızlar 1. kadir ve en sönük olanlar 6. kadirdir. Tüm R. 19. yüzyıl bu sistem değiştirildi. Modern ölçek Z.v. Z.v.'nin belirlenmesiyle kurulmuştur. kuzeye yakın yıldızların temsili örneği. dünyanın kutupları (kuzey kutup sırası). Onlara göre, Z.v. diğer tüm yıldızlar. Bu, 1. kadirdeki yıldızların 6. kadirdeki yıldızlardan 100 kat daha parlak olduğu logaritmik bir ölçektir. Ölçüm doğruluğu arttıkça, ondalıkların getirilmesi gerekiyordu. En parlak yıldızlar 1. kadirden daha parlaktır ve hatta bazıları negatif kadirlere sahiptir.

yıldız kütlesi - sadece yörüngeleri ve uzaklıkları bilinen ikili yıldızların bileşenleri için doğrudan belirlenen bir parametre (M 1 +M 2 = R 3 /T 2). O. sadece birkaç düzine yıldızın kütleleri belirlendi, ancak çok daha büyük bir sayı için kütle, kütle-parlaklık bağımlılığından belirlenebilir. 40 güneş kütlesinden büyük ve 0.1 güneş kütlesinden küçük kütleler çok nadirdir. Çoğu yıldızın kütlesi Güneş'in kütlesinden daha azdır. Bu tür yıldızların merkezindeki sıcaklık, nükleer füzyon reaksiyonlarının başladığı seviyeye ulaşamaz ve enerjilerinin tek kaynağı Kelvin-Helmholtz sıkıştırmasıdır. Bu tür nesneler denir kahverengi cüceler.

Kütle-parlaklık oranı, 1924'te Eddington tarafından bulundu, parlaklık L ve yıldız kütlesi M arasındaki ilişki. Oran, L / Lc \u003d (M / Mc) a biçimindedir, burada Lc ve Mc, sırasıyla Güneş'in parlaklığı ve kütlesidir. , değer a genellikle 3-5 aralığında yer alır. Oran, normal yıldızların gözlenen özelliklerinin esas olarak kütleleri tarafından belirlenmesi gerçeğinden kaynaklanmaktadır. Cüce yıldızlar için bu ilişki, gözlemlerle iyi bir uyum içindedir. Kütlelerini doğrudan ölçmek zor olsa da, süperdevler ve devler için de geçerli olduğuna inanılmaktadır. Oran, beyaz cüceler için geçerli değildir, çünkü parlaklıklarını arttırır.

sıcaklık yıldızı yıldızın bazı bölgelerinin sıcaklığıdır. Herhangi bir nesnenin en önemli fiziksel özelliklerinden biridir. Bununla birlikte, yıldızın farklı bölgelerinin sıcaklığının farklı olması ve ayrıca sıcaklığın, elektromanyetik radyasyonun akışına ve çeşitli atomların, iyonların ve çekirdeklerin varlığına bağlı olan termodinamik bir nicelik olması nedeniyle. Yıldız atmosferinin belirli bir bölgesinde, tüm bu farklılıklar, yıldızın fotosferdeki radyasyonuyla yakından ilişkili olan etkin sıcaklıkta birleştirilir. Etkili sıcaklık, yüzeyinin birim alanı başına bir yıldızın yaydığı toplam enerji miktarını karakterize eden bir parametre. Bu, yıldız sıcaklığını tanımlamak için açık bir yöntemdir. Bu. Stefan-Boltzmann yasasına göre, birim yüzey alanı başına bir yıldızla aynı gücü yayan tamamen siyah bir cismin sıcaklığı ile belirlenir. Ayrıntılı olarak bir yıldızın tayfı kesinlikle siyah bir cismin tayfından önemli ölçüde farklı olsa da, yine de etkin sıcaklık, yıldız fotosferinin dış katmanlarındaki gazın enerjisini karakterize eder ve Wien yer değiştirme yasasını (λ) kullanarak mümkün kılar. max = 0.29/T), hangi dalga boyunda maksimum yıldız radyasyonu olduğunu ve dolayısıyla yıldızın rengini belirlemek için.

Tarafından boyutlar Yıldızlar cüceler, alt-cüceler, normal yıldızlar, devler, altdevler ve üstdevler olarak ayrılır.

Menzil yıldızlar sıcaklığına, basıncına, fotosferinin gaz yoğunluğuna, manyetik alanın gücüne ve kimyasala bağlıdır. kompozisyon.

spektral sınıflar, yıldızların tayflarına göre sınıflandırılması (her şeyden önce, tayf çizgilerinin yoğunluğuna göre), ilk olarak İtalyanlar tarafından tanıtıldı. astronom Seki. Tanıtılan harf atamaları, to-çavdar iç bilgisi genişledikçe değiştirildi. yıldızların yapısı. Bir yıldızın rengi, yüzeyinin sıcaklığına bağlıdır, bu nedenle modernde. spektral sınıflandırma Draper (Harvard) S.K. azalan sıcaklık sırasına göre düzenlenmiştir:

Hertzsprung-Russell diyagramı, yıldızların iki ana özelliğini belirlemenizi sağlayan bir grafik, mutlak büyüklük ve sıcaklık arasındaki ilişkiyi ifade eder. Adını 1914'te ilk diyagramı yayınlayan Danimarkalı gökbilimci Hertzsprung ve Amerikalı gökbilimci Ressell'den almıştır. En sıcak yıldızlar diyagramın solunda ve en yüksek parlaklığa sahip yıldızlar en üstte yer alır. Sol üst köşeden sağ alt köşeye ana sıra, yıldızların evrimini yansıtan ve cüce yıldızlarla biten. Yıldızların çoğu bu diziye aittir. Güneş de bu diziye aittir. Bu dizinin üstünde sırasıyla altdevler, üstdevler ve devler, aşağıda alt cüceler ve beyaz cüceler bulunur. Bu yıldız gruplarına denir. parlaklık sınıfları

Denge koşulları: Bilindiği gibi, yıldızlar, büyük miktarda enerji salınımının eşlik ettiği ve yıldızların sıcaklığını belirleyen kontrolsüz termonükleer füzyon reaksiyonlarının meydana geldiği tek doğal nesnelerdir. Yıldızların çoğu durağan durumdadır, yani patlamazlar. Bazı yıldızlar patlar (sözde yeni ve süpernova). Yıldızlar neden genellikle dengededir? Durağan yıldızlardaki nükleer patlamaların kuvveti, yerçekimi kuvvetiyle dengelenir, bu yüzden bu yıldızlar dengeyi korur.

Bilinen açısal boyutlardan ve mesafeden armatürün lineer boyutlarının hesaplanması.

BİLET #17

1. fiziksel anlam Stefan-Boltzmann yasası ve yıldızların fiziksel özelliklerini belirlemek için uygulanması.

Stefan-Boltzmann yasası, tamamen siyah bir cismin toplam radyasyon gücü ile sıcaklığı arasındaki oran. 1 m 2 başına W cinsinden birim radyasyon alanının toplam gücü, formülle verilir. P \u003d σ T 4, nerede σ \u003d 5.67 * 10 -8 W / m 2 K 4 - Stefan-Boltzmann sabiti, T - mutlak bir siyah cismin mutlak sıcaklığı. Gökbilimci nadiren siyah bir cisim gibi ışıma yapsa da, emisyon spektrumları genellikle gerçek bir nesnenin spektrumunun iyi bir modelidir. 4. güce sıcaklığa bağımlılık çok güçlüdür.

e, yıldızın birim yüzeyindeki radyasyon enerjisidir

L, yıldızın parlaklığı, R, yıldızın yarıçapıdır.

Stefan-Boltzmann formülü ve Wien yasasını kullanarak, maksimum radyasyonu açıklayan dalga boyu belirlenir:

l max T = b, b – Wien sabiti

Bunun tersinden ilerleyebilirsiniz, yani parlaklık ve sıcaklık kullanarak yıldızların boyutunu belirleyebilirsiniz.

2. Tanım coğrafi enlem doruk ve eğiminde armatürün belirli bir yüksekliğine göre gözlem yerleri.

H = 90 0 - +

h - armatürün yüksekliği

BİLET #18

Değişken ve durağan olmayan yıldızlar. Yıldızların doğasının incelenmesi için önemleri.

Değişen yıldızların parlaklığı zamanla değişir. Şimdi bilinen yaklaşık. 3*10 4 . PZ parlaklığı içlerinde veya yakınında meydana gelen işlemlerden dolayı değişen fiziksel olanlara ve bu değişikliğin dönme veya yörünge hareketinden kaynaklandığı optik PZ'ye bölünmüştür.

En önemli fiziksel türleri PZ:

titreşimli - Cepheidler, Mira Ceti gibi yıldızlar, yarı düzenli ve düzensiz kırmızı devler;

patlamalı(patlayıcı) - kabuklu yıldızlar, genç düzensiz değişkenler, dahil. T Tauri türü yıldızlar (yaygın bulutsularla ilişkili çok genç düzensiz yıldızlar), Hubble-Seineja türü üstdevler (yüksek parlaklığa sahip sıcak üstdevler, galaksilerdeki en parlak nesneler. Bunlar kararsızdır ve aşıldığında Eddington parlaklık sınırına yakın radyasyon kaynakları olabilir. , yıldız kabuklarının "sönümlenmesi". Potansiyel süpernova.), parıldayan kırmızı cüceler;

afet - nova, süpernova, simbiyotik;

X-ışını çift yıldız

Belirtilen Pz bilinen fizikselin %98'ini içerir Optik olanlar, örten ikilileri ve pulsarlar ve manyetik değişkenler gibi dönenleri içerir. Güneş dönen aittir, çünkü. diskte güneş lekeleri göründüğünde büyüklüğü çok az değişir.

Titreşen yıldızlar arasında, Cepheidler, bu türün ilk keşfedilen değişkenlerinden biri olan 6 Cephei'nin adını taşıyan çok ilginçtir. Sefeidler, yüksek parlaklığa ve orta sıcaklığa sahip yıldızlardır (sarı süperdevler). Evrim sırasında özel bir yapı kazandılar: belirli bir derinlikte, bağırsaklardan gelen enerjiyi biriktiren ve sonra tekrar geri veren bir katman ortaya çıktı. Bir yıldız, ısındıkça periyodik olarak büzülür ve soğudukça genişler. Bu nedenle, radyasyon enerjisi ya yıldız gazı tarafından emilir, onu iyonize eder ya da gaz soğuduğunda iyonlar ışık kuantası yayarken elektronları yakaladığında tekrar serbest bırakılır. Sonuç olarak, Cepheid'in parlaklığı, kural olarak, birkaç günlük bir süre ile birkaç kez değişir. Sefeidler astronomide özel bir rol oynar. 1908'de, en yakın gökadalardan biri olan Küçük Macellan Bulutu'nda Cepheidleri inceleyen Amerikalı astronom Henrietta Leavitt, bu yıldızların daha parlak olduğu gerçeğine dikkat çekti, parlaklıklarındaki değişim periyodu daha uzundu. Küçük Macellan Bulutu'nun boyutu, uzaklığına kıyasla küçüktür; bu, görünen parlaklıktaki farkın, parlaklıktaki farkı yansıttığı anlamına gelir. Leavitt tarafından bulunan periyot-parlaklık bağımlılığı sayesinde, ortalama parlaklığını ve değişkenlik periyodunu ölçerek her Cepheid'e olan mesafeyi hesaplamak kolaydır. Ve süperdevler açıkça görülebildiği için, Sefeidler, gözlemlendikleri nispeten uzak galaksilere bile mesafeleri belirlemek için kullanılabilirler.Sefeidlerin özel rolünün ikinci bir nedeni daha vardır. 60'larda. Sovyet gökbilimci Yuri Nikolaevich Efremov, Cepheid dönemi ne kadar uzun olursa, bu yıldızın o kadar genç olduğunu buldu. Dönem-yaş bağımlılığından her Cepheid'in yaşını belirlemek zor değildir. Gökbilimciler, maksimum periyotlara sahip yıldızları seçerek ve ait oldukları yıldız gruplarını inceleyerek Galaksideki en genç yapıları keşfederler. Sefeidler, diğer titreşen yıldızlardan daha fazla, periyodik değişken adını hak ediyor. Her sonraki parlaklık değişim döngüsü, genellikle bir öncekini oldukça doğru bir şekilde tekrarlar. Ancak istisnalar vardır, bunların en ünlüsü Kuzey Yıldızıdır. Parlaklığı oldukça önemsiz bir aralıkta değiştirmesine rağmen, Sefeidlere ait olduğu uzun zamandır keşfedildi. Ancak son yıllarda, bu dalgalanmalar azalmaya başladı ve 90'ların ortalarında. Kutup yıldızı neredeyse nabzı atmayı bıraktı.

Kabuklu yıldızlar, sürekli veya düzensiz aralıklarla ekvatordan veya küresel bir kabuktan bir gaz halkası saçan yıldızlar. 3. yaklaşık. - hızla dönen ve yok etme sınırına yakın B tayf sınıfı devler veya cüce yıldızlar. Kabuk atımına genellikle parlaklıkta bir azalma veya artış eşlik eder.

simbiyotik yıldızlar, spektrumları emisyon çizgileri içeren ve kırmızı bir devin ve sıcak bir nesnenin karakteristik özelliklerini birleştiren yıldızlar - beyaz bir cüce veya böyle bir yıldızın etrafındaki bir yığılma diski.

RR Lyrae yıldızları, titreşen yıldızların bir diğer önemli grubunu temsil eder. Bunlar, Güneş'le aynı kütleye sahip eski yıldızlardır. Birçoğu küresel yıldız kümelerinde. Kural olarak, parlaklıklarını yaklaşık bir günde bir kadir değiştirirler. Cepheidlerinki gibi özellikleri astronomik mesafeleri hesaplamak için kullanılır.

R Kuzey Taç ve onun gibi yıldızlar tamamen tahmin edilemez şekillerde davranıyor. Bu yıldız genellikle çıplak gözle görülebilir. Birkaç yılda bir, parlaklığı yaklaşık sekizinci kadire düşer ve ardından kademeli olarak artarak önceki seviyesine döner. Görünüşe göre, buradaki sebep, bu üstdev yıldızın, tanecikler halinde yoğunlaşarak kurum gibi bir şey oluşturan karbon bulutlarını fırlatmasıdır. Bu kalın kara bulutlardan biri bir yıldızla aramızdan geçerse, bulut uzaya dağılana kadar yıldızın ışığını gizler. Bu tür yıldızlar, yıldızların oluştuğu bölgelerde önemsiz olmayan yoğun toz üretirler.

yanıp sönen yıldızlar. Güneş üzerindeki manyetik olaylar güneş lekelerine ve güneş patlamalarına neden olur, ancak bunlar Güneş'in parlaklığını önemli ölçüde etkileyemezler. Bazı yıldızlar için - kırmızı cüceler - bu böyle değil: üzerlerinde bu tür parlamalar muazzam oranlara ulaşır ve sonuç olarak, ışık emisyonu tüm yıldız büyüklüğünde veya hatta daha fazla artabilir. Güneş'e en yakın yıldız olan Proxima Centauri, böyle bir parlama yıldızıdır. Bu ışık patlamaları önceden tahmin edilemez ve sadece birkaç dakika sürer.

Belirli bir coğrafi enlemde doruk noktasındaki yüksekliğine göre armatürün eğiminin hesaplanması.

H = 90 0 - +

h - armatürün yüksekliği

BİLET #19

İkili yıldızlar ve yıldızların fiziksel özelliklerini belirlemedeki rolleri.

İkili yıldız, yerçekimi kuvvetleriyle tek bir sisteme bağlanan ve ortak bir ağırlık merkezi etrafında dönen bir çift yıldızdır. Bir ikili yıldızı oluşturan yıldızlara bileşenleri denir. İkili yıldızlar çok yaygındır ve birkaç türe ayrılır.

Görsel bir çift yıldızın her bir bileşeni bir teleskopla açıkça görülebilir. Aralarındaki mesafe ve karşılıklı yönelim zamanla yavaş yavaş değişir.

Bir örten ikilinin öğeleri dönüşümlü olarak birbirini bloke eder, bu nedenle sistemin parlaklığı geçici olarak zayıflar, parlaklıktaki iki değişiklik arasındaki süre yörünge süresinin yarısına eşittir. Bileşenler arasındaki açısal mesafe çok küçüktür ve onları ayrı ayrı gözlemleyemeyiz.

Spektral ikili yıldızlar, tayflarındaki değişikliklerle tespit edilir. Karşılıklı sirkülasyon ile yıldızlar periyodik olarak ya Dünya'ya doğru ya da Dünya'dan uzaklaşır. Spektrumdaki Doppler etkisi, hareketteki değişiklikleri belirlemek için kullanılabilir.

Polarizasyon ikili dosyaları karakterize edilir periyodik değişikliklerışık polarizasyonu. Bu tür sistemlerde yıldızlar yörünge hareketleriyle aralarındaki boşluktaki gaz ve tozu aydınlatırlar, ışığın bu maddeye gelme açısı periyodik olarak değişirken saçılan ışık polarize olur. Bu etkilerin hassas ölçümleri, hesaplamayı mümkün kılar. yörüngeler, yıldız kütle oranları, boyutlar, hızlar ve bileşenler arasındaki mesafeler. Örneğin, bir yıldız hem gölgede kalıyor hem de spektroskopik olarak ikili ise, o zaman kişi şunları belirleyebilir: her yıldızın kütlesi ve yörüngenin eğimi. Tutulma anlarında parlaklıktaki değişimin doğası gereği, kişi şunları belirleyebilir: yıldızların göreceli büyüklükleri ve atmosferlerinin yapısını incelemek. X-ışını aralığında radyasyon kaynağı olarak hizmet eden ikili yıldızlara X-ışını ikili dosyaları denir. Bazı durumlarda, ikili sistemin kütle merkezi etrafında dönen üçüncü bir bileşen gözlemlenir. Bazen bir ikili sistemin bileşenlerinden biri (veya her ikisi) sırayla ikili yıldızlara dönüşebilir. Üçlü bir sistemdeki ikili yıldızın yakın bileşenleri birkaç günlük bir periyoda sahip olabilirken, üçüncü element, yüzlerce hatta binlerce yıllık bir periyotla yakın bir çiftin ortak kütle merkezi etrafında dönebilir.

İkili bir sistemde yıldızların hızlarını ölçmek ve evrensel yerçekimi yasasını uygulamak, yıldızların kütlelerini belirlemek için önemli bir yöntemdir. İkili yıldızları incelemek, yıldız kütlelerini hesaplamanın tek doğrudan yoludur.

Birbirine yakın ikili yıldızlardan oluşan bir sistemde, karşılıklı kütleçekim kuvvetleri, onlara bir armut şekli vermek için her birini germe eğilimindedir. Yerçekimi yeterince güçlüyse, maddenin bir yıldızdan akıp diğerine akmaya başladığı kritik bir an gelir. Bu iki yıldızın çevresinde, yüzeyi kritik bir sınır olan üç boyutlu sekiz şeklinde belirli bir alan vardır. Her biri kendi yıldızının etrafında dönen bu iki armut biçimli şekle Roche lobları denir. Yıldızlardan biri Roche lobunu dolduracak kadar büyürse, ondan çıkan madde boşlukların temas ettiği noktada diğer yıldıza koşar. Çoğu zaman, yıldız malzemesi doğrudan yıldızın üzerine düşmez, önce kendi etrafında dönerek bir yığılma diski olarak bilinen şeyi oluşturur. Her iki yıldız da Roche loblarını dolduracak kadar genişlerse, temaslı ikili yıldız oluşur. Her iki yıldızdan gelen malzeme, iki yıldız çekirdeğinin etrafında karışır ve bir top halinde birleşir. Sonunda tüm yıldızlar şişip devlere dönüştüğünden ve birçok yıldız ikili olduğundan, etkileşimli ikili sistemler nadir değildir.

Belirli bir coğrafi enlem için bilinen sapmadan doruk noktasında armatürün yüksekliğinin hesaplanması.

H = 90 0 - +

h - armatürün yüksekliği

BİLET #20

Yıldızların evrimi, aşamaları ve son aşamaları.

Yıldızlar, yıldızlararası gaz ve toz bulutları ve bulutsularda oluşur. Yıldızları “şekillendiren” ana güç yerçekimidir. Belirli koşullar altında, çok seyrek bir atmosfer (yıldızlararası gaz), yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında küçülmeye başlar. Sıkıştırma sırasında açığa çıkan ısının tutulduğu merkezde bir gaz bulutu yoğunlaşır - kızılötesi aralığında yayan bir protostar belirir. Protostar, üzerine düşen maddenin etkisi altında ısınır ve enerjinin serbest bırakılmasıyla nükleer füzyon reaksiyonları başlar. Bu durumda, zaten bir T Tauri değişen yıldızıdır. Bulutun geri kalanı dağılır. Yerçekimi kuvvetleri daha sonra hidrojen atomlarını merkeze doğru çeker, burada helyum oluşturmak ve enerjiyi serbest bırakmak için birleşirler. Merkezdeki artan basınç, daha fazla kasılmayı önler. Bu, evrimin istikrarlı bir aşamasıdır. Bu yıldız bir Ana Dizi yıldızıdır. Bir yıldızın parlaklığı, çekirdeği sıkıştıkça ve ısındıkça artar. Bir yıldızın Ana Dizide kalma süresi kütlesine bağlıdır. Güneş için bu, yaklaşık 10 milyar yıldır, ancak Güneş'ten çok daha büyük yıldızlar, yalnızca birkaç milyon yıl boyunca durağan bir rejimde bulunur. Yıldız, merkezinde bulunan hidrojeni tükettikten sonra, yıldızın içinde büyük değişiklikler meydana gelir. Hidrojen merkezde değil, boyutu artan kabukta yanmaya başlar, şişer. Sonuç olarak, yıldızın boyutu önemli ölçüde artar ve yüzeyinin sıcaklığı düşer. Kırmızı devlere ve süperdevlere yol açan bu süreçtir. Bir yıldızın evriminin son aşamaları da yıldızın kütlesi tarafından belirlenir. Bu kütle güneş kütlesini 1,4 kattan fazla geçmezse, yıldız stabilize olur ve beyaz cüce olur. Elektronların temel özelliği nedeniyle katastrofik büzülme meydana gelmez. Artık herhangi bir termal enerji kaynağı olmamasına rağmen, itmeye başladıkları bir sıkıştırma derecesi vardır. Bu sadece elektronlar ve atom çekirdekleri inanılmaz derecede sıkı bir şekilde sıkıştırıldığında ve son derece yoğun bir madde oluşturduğunda olur. Güneş kütlesine sahip bir beyaz cüce, hacim olarak Dünya'ya yaklaşık olarak eşittir. Beyaz cüce yavaş yavaş soğur ve sonunda karanlık bir radyoaktif kül topuna dönüşür. Gökbilimciler, Galaksideki tüm yıldızların en az onda birinin beyaz cüceler olduğunu tahmin ediyor.

Küçülen bir yıldızın kütlesi Güneş'in kütlesini 1,4 kattan fazla aşarsa, beyaz cüce aşamasına ulaşan böyle bir yıldız orada durmayacaktır. Bu durumda yerçekimi kuvvetleri o kadar büyüktür ki elektronlar atom çekirdeğine bastırılır. Sonuç olarak, protonlar birbirlerine boşluk bırakmadan yapışabilen nötronlara dönüşürler. Nötron yıldızlarının yoğunluğu, beyaz cücelerin yoğunluğunu bile geride bırakır; ancak malzemenin kütlesi 3'ü geçmiyorsa güneş kütleleri, nötronlar, elektronlar gibi, daha fazla sıkıştırmayı kendileri önleyebilirler. Tipik bir nötron yıldızı yalnızca 10 ila 15 km çapındadır ve malzemesinin bir santimetreküpü yaklaşık bir milyar ton ağırlığındadır. Muazzam yoğunluklarına ek olarak, nötron yıldızlarının, küçük boyutlarına rağmen tespit edilebilmelerini sağlayan iki özel özelliği daha vardır: hızlı dönüş ve güçlü bir manyetik alan.

Bir yıldızın kütlesi 3 güneş kütlesini aşarsa, son aşaması yaşam döngüsü muhtemelen bir kara deliktir. Yıldızın kütlesi ve dolayısıyla yerçekimi kuvveti çok büyükse, yıldız, hiçbir dengeleyici kuvvetin direnemeyeceği feci kütleçekimsel büzülmeye maruz kalır. Bu işlem sırasında maddenin yoğunluğu sonsuza ve nesnenin yarıçapı - sıfıra meyillidir. Einstein'ın görelilik kuramına göre, bir kara deliğin merkezinde bir uzay-zaman tekilliği ortaya çıkar. Küçülen bir yıldızın yüzeyindeki yerçekimi alanı büyür, bu nedenle radyasyon ve parçacıkların onu terk etmesi giderek zorlaşır. Sonunda, böyle bir yıldız, madde ve radyasyonun yalnızca içeriye geçmesine ve hiçbir şeyin dışarı çıkmasına izin vermeyen tek taraflı bir zar olarak görselleştirilebilen olay ufkunun altına düşer. Çöken yıldız bir kara deliğe dönüşür ve ancak etrafındaki uzay ve zamanın özelliklerinde keskin bir değişiklik ile tespit edilebilir. Olay ufkunun yarıçapına Schwarzschild yarıçapı denir.

Yaşam döngülerinin sonunda kütlesi 1,4 güneşten az olan yıldızlar, gezegenimsi bulutsu olarak adlandırılan üst kabuğu yavaş yavaş dökerler. Dönüşen daha büyük yıldızlar nötron yıldızı veya bir kara delik, önce süpernova olarak patlar, kısa sürede parlaklıkları 20 kadir veya daha fazla artar, 10 milyar yılda Güneş'in yaydığından daha fazla enerji açığa çıkar ve patlayan yıldızın kalıntıları 20.000 hızla ayrı uçar. saniyede km.

Güneş lekelerinin konumlarını teleskopla gözlemleme ve çizme (ekranda).

BİLET #21

Galaksimizin bileşimi, yapısı ve boyutları.

Gökada, Güneş'in ait olduğu yıldız sistemi. Galaksi en az 100 milyar yıldız içerir. Üç ana bileşen: merkezi kalınlaşma, disk ve galaktik hale.

Merkezi şişkinlik, çok yoğun bir şekilde yerleştirilmiş eski popülasyon tip II yıldızlardan (kırmızı devler) oluşur ve merkezinde (çekirdek) güçlü bir radyasyon kaynağı vardır. Çekirdekte, radyo spektrumunda radyasyonun eşlik ettiği gözlemlenen güçlü enerji süreçlerini başlatan bir kara delik olduğu varsayılmıştır. (Gaz halkası kara deliğin etrafında döner; iç kenarından kaçan sıcak gaz kara deliğin içine düşer ve gözlemlediğimiz enerjiyi serbest bırakır.) Ancak son zamanlarda çekirdekte bir görünür radyasyon patlaması tespit edildi ve kara delik hipotezi düşürüldü. Merkezi kalınlaşmanın parametreleri: 20.000 ışıkyılı genişliğinde ve 3.000 ışıkyılı kalınlığında.

Genç tip I popülasyon yıldızları (genç mavi üstdevler), yıldızlararası madde, açık yıldız kümeleri ve 4 sarmal kol içeren Galaksinin diski, 100.000 ışıkyılı çapa ve yalnızca 3.000 ışıkyılı kalınlığa sahiptir. Galaksi döner, iç kısımları yörüngelerinden dış kısımlardan çok daha hızlı geçer. Güneş, 200 milyon yılda çekirdek etrafında tam bir devrim yapar. Sarmal kollarda sürekli bir yıldız oluşum süreci vardır.

Galaktik hale, disk ve merkezi çıkıntı ile eşmerkezlidir ve ağırlıklı olarak küresel kümelerin üyeleri olan ve tip II popülasyona ait olan yıldızlardan oluşur. Ancak haledeki maddenin çoğu görünmezdir ve sıradan yıldızlarda tutulamaz, gaz veya toz değildir. Böylece, halo içerir karanlık görünmez madde. Samanyolu'nun uyduları olan Büyük ve Küçük Macellan Bulutlarının dönüş hızlarına ilişkin hesaplamalar, halenin içerdiği kütlenin, diskte gözlemlediğimiz kütle ve kalınlaşmadan 10 kat daha fazla olduğunu göstermektedir.

Güneş, Orion Kolu'ndaki diskin merkezinden 2/3 uzaklıkta bulunur. Disk düzleminde (galaktik ekvator) lokalizasyonu, Dünya'dan disk yıldızlarını dar bir bant şeklinde görmeyi mümkün kılar. Samanyolu, tüm gök küresini kaplayan ve gök ekvatoruna 63 ° 'lik bir açıyla eğimli. Galaksinin merkezi Yay burcundadır, ancak yıldız ışığını emen karanlık gaz ve toz bulutsuları nedeniyle görünür ışıkta görünmez.

Bir yıldızın yarıçapının parlaklık ve sıcaklık verileriyle hesaplanması.

L - parlaklık (Lc = 1)

R - yarıçap (Rc = 1)

T - Sıcaklık (Tc = 6000)

BİLET #22

yıldız kümeleri. Yıldızlararası ortamın fiziksel durumu.

Yıldız kümeleri, birbirine nispeten yakın konumlanmış ve uzayda ortak bir hareketle birbirine bağlanmış yıldız gruplarıdır. Görünüşe göre, neredeyse tüm yıldızlar bireysel olarak değil, gruplar halinde doğarlar. Bu nedenle, yıldız kümeleri çok yaygın bir şeydir. Gökbilimciler yıldız kümelerini incelemeyi severler çünkü bir kümedeki tüm yıldızlar yaklaşık olarak aynı zamanda ve bizden aynı uzaklıkta oluşur. Bu tür yıldızlar arasında göze çarpan herhangi bir parlaklık farkı gerçek farklardır. Yıldız kümelerini özelliklerinin kütleye bağımlılığı açısından incelemek özellikle yararlıdır - sonuçta, bu yıldızların yaşları ve Dünya'ya olan uzaklıkları yaklaşık olarak aynıdır, böylece birbirlerinden yalnızca farklılık gösterirler. onların kütlesi. İki tür yıldız kümesi vardır: açık ve küresel. Açık bir kümede, her yıldız ayrı ayrı görünür, gökyüzünün bir kısmına az ya da çok eşit olarak dağılırlar. Ve küresel kümeler, tam tersine, merkezinde tek tek yıldızlar ayırt edilemeyecek kadar yoğun yıldızlarla dolu bir küre gibidir.

Açık kümeler, yaşlılardan çok daha genç olan 10 ila 1000 yıldız içerir ve en yaşlıları neredeyse 100 milyon yıldan daha yaşlı değildir. Gerçek şu ki, daha eski kümelerde yıldızlar, ana yıldız kümesiyle karışana kadar yavaş yavaş birbirlerinden uzaklaşırlar. Yerçekimi açık kümeleri bir dereceye kadar bir arada tutsa da, yine de oldukça kırılgandırlar ve başka bir nesnenin yerçekimi onları parçalayabilir.

Yıldızların oluştuğu bulutlar, Galaksimizin diskinde yoğunlaşır ve açık yıldız kümeleri orada bulunur.

Açık kümelerin aksine, küresel kümeler yoğun olarak yıldızlarla dolu kürelerdir (100 binden 1 milyona kadar). Tipik bir küresel küme, 20 ila 400 ışıkyılı genişliğindedir.

Bu kümelerin yoğun bir şekilde paketlenmiş merkezlerinde, yıldızlar birbirine o kadar yakındır ki, karşılıklı yerçekimi onları birbirine bağlayarak kompakt ikili yıldızlar oluşturur. Bazen tam bir yıldız birleşmesi bile vardır; yakın yaklaşımda, yıldızın dış katmanları çökebilir ve merkezi çekirdeği doğrudan görüşe maruz bırakabilir. Küresel kümelerde, çift yıldızlar başka herhangi bir yerden 100 kat daha yaygındır.

Galaksimizin çevresinde, Galaksiyi içeren hale boyunca dağılmış yaklaşık 200 küresel yıldız kümesi biliyoruz. Bütün bu kümeler çok eskidir ve aşağı yukarı Galaksinin kendisiyle aynı anda ortaya çıktılar. Kümeler, galaksinin oluşturulduğu bulutun parçaları daha küçük parçalara bölündüğünde oluşmuş gibi görünüyor. Küresel kümeler birbirinden uzaklaşmazlar, çünkü içlerindeki yıldızlar birbirine çok yakındır ve karşılıklı güçlü kütleçekim kuvvetleri kümeyi yoğun tek bir bütün halinde birleştirir.

Yıldızlar arasındaki boşlukta bulunan maddeye (gaz ve toz) yıldızlararası ortam denir. Çoğu, Samanyolu'nun sarmal kollarında yoğunlaşmıştır ve kütlesinin %10'unu oluşturur. Bazı bölgelerde madde nispeten soğuktur (100 K) ve kızılötesi radyasyonla tespit edilir. Bu tür bulutlar, nötr hidrojen, moleküler hidrojen ve radyo teleskoplarıyla tespit edilebilen diğer radikalleri içerir. Parlaklığı yüksek yıldızlara yakın bölgelerde gaz sıcaklığı 1000-10000 K'ye ulaşabilir ve hidrojen iyonize olur.

Yıldızlararası ortam çok seyrektir (cm3 başına yaklaşık 1 atom). Ancak yoğun bulutlarda bir maddenin konsantrasyonu ortalamadan 1000 kat daha fazla olabilir. Ancak yoğun bir bulutta bile, santimetre küp başına yalnızca birkaç yüz atom vardır. Hala yıldızlararası maddeyi gözlemleyebilmemizin nedeni, onu büyük bir uzay kalınlığında görmemizdir. Parçacık boyutu 0.1 mikrondur, karbon ve silikon içerirler ve süpernova patlamaları sonucu soğuk yıldızların atmosferinden yıldızlararası ortama girerler. Ortaya çıkan karışım yeni yıldızlar oluşturur. Yıldızlararası ortam, zayıf bir manyetik alana sahiptir ve kozmik ışın akışlarıyla nüfuz eder.

Güneş sistemimiz, galaksinin yıldızlararası maddenin yoğunluğunun alışılmadık derecede düşük olduğu o bölgesinde yer almaktadır. Bu alana Yerel "balon" denir; yaklaşık 300 ışıkyılı boyunca her yöne uzanır.

Başka bir gezegende bulunan bir gözlemci için Güneş'in açısal boyutlarının hesaplanması.

BİLET #23

Ana galaksi türleri ve ayırt edici özellikleri.

galaksiler, toplam kütlesi 1 milyon ila 10 trilyon arasında olan yıldız, toz ve gaz sistemleri. güneş kütleleri. Galaksilerin gerçek doğası nihayet ancak 1920'lerde açıklandı. hararetli tartışmalardan sonra. O zamana kadar teleskopla gözlemlendiğinde, bulutsuya benzeyen dağınık ışık noktaları gibi görünüyorlardı, ancak ancak 1920'lerde ilk kez kullanılan Mount Wilson Gözlemevi'nin 2,5 metrelik yansıtıcı teleskobu yardımıyla görüntü elde etmek mümkün oldu. bulutsu. Andromeda Bulutsusu'ndaki yıldızlar ve onun bir galaksi olduğunu kanıtlıyor. Aynı teleskop Hubble tarafından Andromeda Bulutsusu'ndaki Cepheidlerin dönemlerini ölçmek için kullanıldı. Bu değişen yıldızlar, mesafelerini doğru bir şekilde belirleyebilmek için yeterince iyi çalışılmıştır. Andromeda Bulutsusu yaklaşık. 700 kpc, yani bizim galaksimizin çok ötesinde yer alır.

Birkaç gökada türü vardır, başlıcaları sarmal ve eliptiktir. Hubble sınıflandırması gibi alfabetik ve sayısal şemalar kullanılarak sınıflandırılmaları için girişimlerde bulunulmuştur, ancak bazı gökadalar bu şemalara uymamaktadır; bu durumda, onları ilk tanımlayan gökbilimcilerin (örneğin, Seyfert ve Markarian) adlarını alırlar. galaksiler) veya sınıflandırma şemalarının alfabetik tanımlarını verin (örneğin, N-tipi ve cD-tipi galaksiler). Belirgin bir şekle sahip olmayan galaksiler düzensiz olarak sınıflandırılır. Galaksilerin kökeni ve evrimi henüz tam olarak anlaşılamamıştır. Spiral galaksiler en iyi araştırılanlardır. Bunlar, gaz, toz ve yıldızların sarmal kollarının yayıldığı parlak bir çekirdeğe sahip nesneleri içerir. Çoğu sarmal gökada, çekirdeğin karşıt taraflarından yayılan 2 kola sahiptir. Kural olarak, içlerindeki yıldızlar genç. Bunlar normal bobinlerdir. İki kolun iç uçlarını birbirine bağlayan merkezi bir yıldız köprüsüne sahip çapraz spiraller de vardır. G.'miz de spirale aittir. Neredeyse tüm sarmal G.'nin kütleleri 1 ila 300 milyar güneş kütlesi aralığındadır. Evrendeki tüm galaksilerin yaklaşık dörtte üçü eliptik. Fark edilebilir bir spiral yapıdan yoksun, eliptik bir şekle sahiptirler. Şekilleri neredeyse küreselden puro şekline kadar değişebilir. Boyutları çok çeşitlidir - birkaç milyon güneş kütlesi kütlesi olan cücelerden 10 trilyon güneş kütlesi kütlesi olan devlere kadar. bilinen en büyük CD tipi galaksiler. Büyük bir çekirdeğe veya muhtemelen birbirine göre hızla hareket eden birkaç çekirdeğe sahiptirler. Genellikle bunlar oldukça güçlü radyo kaynaklarıdır. Markarian galaksiler, 1967'de Sovyet astronom Veniamin Markarian tarafından tanımlandı. Bunlar, ultraviyole aralığında güçlü radyasyon kaynaklarıdır. galaksiler N tipi yıldıza benzer hafif parlak bir çekirdeğe sahiptir. Aynı zamanda güçlü radyo kaynaklarıdır ve kuasarlara dönüşmeleri beklenir. Fotoğrafta, Seyfert gökadaları normal sarmallar gibi görünüyorlar, ancak çok parlak bir çekirdek ve geniş ve parlak emisyon çizgileri olan tayfları var, bu da çekirdeklerinde büyük miktarda hızla dönen sıcak gazın varlığını gösteriyor. Bu tür gökadalar 1943 yılında Amerikalı gökbilimci Karl Seifert tarafından keşfedilmiştir. Optik olarak gözlemlenen ve aynı zamanda güçlü radyo kaynakları olan gökadalara radyo gökadaları denir. Bunlara Seyfert gökadaları, CD ve N tipi G. ve bazı kuasarlar dahildir. Radyo galaksilerin enerji üretim mekanizması henüz anlaşılamamıştır.

"Okul Astronomik Takvimine" göre Satürn gezegeninin görünürlüğü için koşulların belirlenmesi.

BİLET #24

Evrenin yapısı ve evrimi hakkında modern fikirlerin temelleri.

20. yüzyılda Evrenin tek bir bütün olarak anlaşılması sağlandı. İlk önemli adım 1920'lerde, bilim adamlarının Galaksimizin - Samanyolu'nun - milyonlarca galaksiden biri olduğu ve Güneş'in Samanyolu'ndaki milyonlarca yıldızdan biri olduğu sonucuna vardıklarında atıldı. Daha sonraki galaksiler araştırması, Samanyolu'ndan uzaklaştıklarını ve ne kadar uzaktalarsa, bu hızın o kadar büyük olduğunu gösterdi (tayfındaki kırmızıya kayma ile ölçülür). Böylece yaşadığımız genişleyen evren Galaksilerin durgunluğu, bir galaksinin kırmızıya kaymasının ona olan uzaklıkla orantılı olduğuna göre Hubble yasasına yansır.Ayrıca, en büyük ölçekte, yani. Galaksi üstkümeleri düzeyinde, Evren hücresel bir yapıya sahiptir. Modern kozmoloji (Evrenin evrimi doktrini) iki varsayıma dayanır: Evren homojen ve izotropiktir.

Evrenin birkaç modeli vardır.

Einstein-de Sitter modelinde Evrenin genişlemesi süresiz olarak devam eder, statik modelde Evren genişlemez ve gelişmez, titreşimli Evrende genişleme ve daralma döngüleri tekrarlanır. Bununla birlikte, statik model en az olası olandır; sadece Hubble yasası buna karşı değil, aynı zamanda 1965'te keşfedilen arka plan kalıntı radyasyonu (yani, birincil genişleyen sıcak dört boyutlu kürenin radyasyonu) da buna karşı konuşuyor.

Bazı kozmolojik modeller, aşağıda özetlenen "sıcak evren" teorisine dayanmaktadır.

Friedman'ın 10-13 milyar yıl önce Einstein'ın denklemlerine yönelik çözümlerine göre, zamanın ilk anında, Evrenin yarıçapı sıfıra eşitti. Evrenin tüm enerjisi, tüm kütlesi sıfır hacimde yoğunlaşmıştı. Enerjinin yoğunluğu sonsuzdur ve maddenin yoğunluğu da sonsuzdur. Böyle bir duruma tekil denir.

1946'da Georgy Gamow ve meslektaşları fiziksel teoriyi geliştirdiler. İlk aşama Evrenin genişlemesi, içindeki varlığın açıklanması kimyasal elementlerçok yüksek sıcaklık ve basınçlarda sentezlenir. Bu nedenle, Gamow'un teorisine göre genişlemenin başlangıcı "Big Bang" olarak adlandırıldı. Gamow'un ortak yazarları R. Alfer ve G. Bethe idi, bu nedenle bazen bu teoriye "α, β, γ-teorisi" denir.

Evren sonsuz bir yoğunluk durumundan genişliyor. Tekil durumda, olağan fizik yasaları geçerli değildir. Görünüşe göre her şey temel etkileşimler bu kadar yüksek enerjilerde birbirinden ayırt edilemez. Ve Evrenin hangi yarıçapından fizik yasalarının uygulanabilirliği hakkında konuşmak mantıklı? Cevap Planck uzunluğundan:

Zaman anından başlayarak t p = R p /c = 5*10 -44 s (c ışık hızıdır, h Planck sabitidir). Büyük olasılıkla, t P'den geçer yerçekimi etkileşimi diğerlerinden ayrılmıştır. Teorik hesaplamalara göre, Evrenin sıcaklığının 10 28 K'den fazla olduğu ilk 10-36 s sırasında, birim hacim başına enerji sabit kaldı ve Evren, ışık hızından çok daha yüksek bir hızla genişledi. Bu gerçek, görelilik teorisiyle çelişmez, çünkü böyle bir hızla genişleyen madde değil, uzayın kendisidir. Evrimin bu aşamasına denir enflasyonist. Modern kuantum fiziği teorilerinden, bu zamanda güçlü nükleer kuvvetin elektromanyetik ve zayıf kuvvetlerden ayrıldığı sonucu çıkar. Sonuç olarak açığa çıkan enerji, 10 - 33 s'lik küçücük bir zaman aralığında bir atomun boyutundan güneş sisteminin boyutuna yükselen Evrenin feci şekilde genişlemesinin nedeniydi. Aynı zamanda, bize tanıdık gelen temel parçacıklar ve biraz daha az sayıda antiparçacık ortaya çıktı. Madde ve radyasyon hala termodinamik dengedeydi. Bu dönem denir radyasyon evrim aşaması. 5∙10 12 K sıcaklıkta, sahne rekombinasyon: hemen hemen tüm protonlar ve nötronlar yok edildi, fotonlara dönüştü; sadece yeterli antipartikül olmayanlar kaldı. Parçacıkların antiparçacıklara göre başlangıçtaki fazlalığı, sayılarının milyarda biridir. Bu "aşırı" maddeden, gözlemlenebilir Evrenin özü esas olarak oluşur. Birkaç saniye sonra büyük patlama sahne başladı birincil nükleosentez, yaklaşık üç dakika süren döteryum ve helyum çekirdekleri oluştuğunda; sonra Evrenin sakin genişlemesi ve soğuması başladı.

Patlamadan yaklaşık bir milyon yıl sonra madde ve radyasyon arasındaki denge bozuldu, serbest proton ve elektronlardan atomlar oluşmaya başladı ve radyasyon saydam bir ortamdan geçer gibi maddenin içinden geçmeye başladı. Kalıntı olarak adlandırılan bu radyasyondu, sıcaklığı yaklaşık 3000 K idi. Şu anda, 2,7 K sıcaklığa sahip bir arka plan kaydediliyor, 1965 yılında kalıntı arka plan radyasyonu keşfedildi. Oldukça izotropik olduğu ortaya çıktı ve varlığıyla, sıcak genişleyen bir Evren modelini doğruladı. Sonrasında birincil nükleosentez Madde, şişme aşamasında Heisenberg belirsizlik ilkesine göre oluşan maddenin yoğunluğundaki değişiklikler nedeniyle bağımsız olarak gelişmeye başladı, protogalaksiler ortaya çıktı. Yoğunluğun ortalamanın biraz üzerinde olduğu yerlerde, çekim merkezleri oluştu, madde onları daha yoğun alanlara bıraktığı için yoğunluğu daha düşük olan alanlar giderek daha nadir hale geldi. Pratik olarak homojen ortam bu şekilde ayrı protogalaksilere ve kümelerine bölündü ve yüz milyonlarca yıl sonra ilk yıldızlar ortaya çıktı.

Kozmolojik modeller, evrenin kaderinin yalnızca onu dolduran maddenin ortalama yoğunluğuna bağlı olduğu sonucuna götürür. Kritik bir yoğunluğun altındaysa, evrenin genişlemesi sonsuza kadar devam edecektir. Bu seçeneğe "açık evren" denir. Benzer bir gelişme senaryosu, yoğunluğun kritik olduğu düz bir Evren'i bekliyor. Googol yıllarında, yıldızlardaki tüm maddeler yanacak ve galaksiler karanlığa gömülecek. Sadece gezegenler, beyaz ve kahverengi cüceler kalacak ve aralarındaki çarpışmalar son derece nadir olacak.

Ancak bu durumda bile metagalaksi sonsuz değildir. Etkileşimlerin büyük birleşmesi teorisi doğruysa, 10 40 yıl içinde eski yıldızları oluşturan protonlar ve nötronlar bozunacak. Yaklaşık 10.100 yıl sonra dev kara delikler buharlaşacak. Dünyamızda, çok uzak mesafelerle ayrılmış yalnızca elektronlar, nötrinolar ve fotonlar kalacaktır. Bir anlamda, bu zamanın sonu olacak.

Evrenin yoğunluğunun çok yüksek olduğu ortaya çıkarsa, dünyamız kapanır ve er ya da geç genişlemenin yerini feci bir daralma alacaktır. Evren bir anlamda yerçekimsel bir çöküşle yaşamına son verecek, ki bu daha da kötü.

Bilinen bir paralakstan bir yıldıza olan mesafeyi hesaplama.

Astronomi, en gizemli ve ilginç bilimlerden biridir. Okullarda en iyi ihtimalle astronomiye sadece birkaç ders verilmesine rağmen, insanlar buna ilgi duyuyor. Bu nedenle, bu mesajla başlayarak, bu bilimin temelleri hakkında bir gönderi döngüsüne başlayacağım ve ilginç sorularçalışması sırasında karşılaşılmıştır.

Astronominin kısa tarihi

Başını kaldırıp gökyüzüne bakan eski adam, muhtemelen, bir kereden fazla, gökyüzünde ne tür hareketsiz "ateş böcekleri" bulunduğunu düşündü. Onları izleyen insanlar, bazı doğal fenomenleri (örneğin, mevsimlerin değişmesi) göksel fenomenlerle ilişkilendirdiler ve ikincisine büyülü özellikler atfettiler. Örneğin, eski Mısır'da, Nil'in seli, gökyüzündeki en parlak yıldız Sirius'un (ya da Mısırlıların dediği gibi Sothis'in) ortaya çıkmasıyla aynı zamana denk geldi. Bu bağlamda, bir takvim icat ettiler - "Soth" yılı - bu, Sirius'un iki yükselişi (gökyüzündeki görünümler) arasındaki aralıktır. Yıl, kolaylık sağlamak için her biri 30 gün olan 12 aya bölündü. Kalan 5 gün (yılda sırasıyla 365 gün vardır, her biri 30 günden oluşan 12 ay - bu 360, 5 "ekstra" gün kaldı) tatil ilan edildi.

Babilliler astronomide (ve astrolojide) önemli ilerlemeler kaydetti. Matematikleri 60 ondalık bir sayı sistemi kullandı (ondalık sayı sistemimiz yerine, sanki eski Babillilerin 60 parmağı varmış gibi), bu da gökbilimciler için gerçek cezayı aldı - zamanın ve açısal birimlerin 60 ondalık gösterimi. 1 saat - 60 dakika (100 değil!!!), 1 derece - 60 dakika, tüm küre - 360 derece (1000 değil!). Ek olarak, gök küresindeki zodyak'ı seçen Babillerdi:

Göksel küre, üzerine gök cisimlerinin yansıtıldığı, keyfi yarıçaplı hayali bir yardımcı küredir: çeşitli astrometrik problemlerin çözülmesine hizmet eder. Kural olarak, gözlemcinin gözü gök küresinin merkezi olarak alınır. Dünya yüzeyindeki bir gözlemci için, göksel kürenin dönüşü, gökyüzündeki armatürlerin günlük hareketini yeniden üretir.

Babilliler 7 "gezegen" biliyordu - Güneş, Ay, Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn. Muhtemelen, yedi günlük haftayı tanıtan onlardı - böyle bir haftanın her günü belirli bir cennet cismine adanmıştı. Babilliler ayrıca, rahiplerin harika bir şekilde kullandığı ve sıradan insanların sözde doğaüstü yeteneklerine olan inancını artıran tutulmaları tahmin etmeyi de öğrendiler.

Gökyüzünde ne var?

Öncelikle "Ekümenik adresimizi" tanımlayalım (Ruslar için geçerlidir):

• devlet: Rusya
• Dünya gezegeni
• sistem: güneş
• galaksi: samanyolu
• grup: Yerel grup
• küme: Başak Üstkümesi
• metagalaksi
• Evrenimiz

Bütün bu güzel sözler ne anlama geliyor?

Güneş Sistemi

Sen ve ben, Güneş'in etrafında dönen sekiz büyük gezegenden birinde yaşıyoruz. Güneş bir yıldızdır, yani içinde termonükleer reaksiyonların gerçekleştiği oldukça büyük bir gök cismidir (burada sooooo çok enerji).

Gezegen, aynı reaksiyonların meydana gelmediği küresel bir gök cismidir (yerçekimi etkisi altında böyle bir şekil alacak kadar büyük). Sadece sekiz büyük gezegen var:

1. Merkür
2. Venüs
3. Toprak
4. Jüpiter
5. Satürn
6. Neptün

Bazı gezegenlerin (daha doğrusu, Merkür ve Venüs hariç tümü) uyduları vardır - büyük bir gezegenin etrafında hareket eden küçük "gezegenler". Dünya için böyle bir uydu, güzel yüzeyi ilk şekilde gösterilen Ay'dır.

Güneş Sisteminde cüce gezegenler de vardır - büyük bir gezegenin uydusu olmayan ve Güneş Sistemindeki yolunu "temizlemeyen" (kütle eksikliğinden dolayı) neredeyse küresel şekle sahip küçük bir gövde. Üzerinde şu an 5 cüce gezegen bilinmektedir, bunlardan biri, Plüton, 70 yıldan fazla bir süredir büyük bir gezegen olarak kabul edilmektedir:

1. Plüton
2. Ceres
3. Haumea
4. makemake
5. Eris

Ayrıca güneş sisteminde, bileşimde gezegenlere benzeyen çok küçük gök cisimleri vardır - asteroitler. Esas olarak dağıtılırlar ana asteroit kuşağı Mars ve Jüpiter arasında.

Ve elbette, kuyruklu yıldızlar var - "kuyruklu yıldızlar", eskilerin inandığı gibi başarısızlığın habercisi. Esas olarak buzdan oluşurlar ve büyük ve güzel bir kuyruğa sahiptirler. Bu kuyruklu yıldızlardan biri olan Hale-Bopp (adını Hale ve Bopp'tan alan) kuyruklu yıldızı 1997'de Dünya'nın birçok sakininin gökyüzünde gözlemleyebildiği kuyruklu yıldızdır.

Samanyolu

Ancak güneş sistemimiz, dünyadaki diğer birçok gezegen sisteminden biridir. Samanyolu galaksisi(veya Samanyolu). Bir galaksi, yerçekimi etkisi altında ortak bir kütle merkezi etrafında dönen çok sayıda yıldız ve diğer cisimlerdir (soldaki şekilde Galaksinin bilgisayar modeli gösterilmektedir). Güneş sistemimizle karşılaştırıldığında bir galaksinin boyutu gerçekten çok büyük - 100.000 ışıkyılı mertebesinde. Yani, Evrendeki en yüksek hızda hareket eden sıradan ışığın Galaksinin bir ucundan diğerine uçması için yüz bin (!!!) yıla ihtiyacı olacaktır. Büyüleyici - gökyüzüne, yıldızlara baktığımızda, geçmişin derinliklerine bakıyoruz - sonuçta, bize ulaşan ışık, insanlığın ortaya çıkmasından çok önce ve bir dizi yıldızdan - Dünya'nın ortaya çıkmasından çok önce ortaya çıktı.

Samanyolu'nun kendisi, ortasında bir "tabak" bulunan bir spirali andırıyor. Spiralin "kollarının" rolü, yıldız kümeleri tarafından gerçekleştirilir. Toplamda, Galakside 200 ila 400 milyar (!) Yıldız vardır. Doğal olarak Galaksimiz de Evrende yalnız değildir. Bu sözde bir parçasıdır yerel grup, ama bir dahaki sefere daha fazlası!

Astronomide faydalı görevler

1. Daha fazlasını tahmin edin - Galaksideki yıldızlar mı yoksa Dünyadaki sivrisinekler mi?
2. Bir kişi için Galaxy hesabında kaç yıldız olduğunu tahmin edin?
3. Geceleri neden karanlık?

Boğulduğumuz bilgi denizinden, kendi kendini yok etmekten başka bir çıkış yolu var. Yeterince geniş bir zihne sahip uzmanlar, belirli bir alandaki temel gerçekleri kısaca özetleyen güncel özetler veya özetler oluşturabilir. Sergei Popov'un astrofizik hakkında en önemli bilgilerin böyle bir koleksiyonunu yapma girişimini sunuyoruz.

S. Popov. Fotoğraf I. Yarovaya

Popüler inanışın aksine, okul astronomi öğretimi SSCB'de de eşit değildi. Resmi olarak konu müfredattaydı, ancak gerçekte astronomi tüm okullarda öğretilmiyordu. Çoğu zaman, dersler yapılsa bile, öğretmenler bunları temel derslerinde (esas olarak fizik) ek dersler için kullandılar. Ve çok az durumda, öğretim, okul çocukları arasında dünyanın yeterli bir resmini oluşturmaya zaman ayırmaya yetecek nitelikteydi. Ek olarak, astrofizik geçtiğimiz on yıllarda en hızlı gelişen bilimlerden biri olmuştur; yetişkinlerin 30-40 yıl önce okulda aldıkları astrofizik bilgisi önemli ölçüde eski. Artık okullarda neredeyse hiç astronomi olmadığını da ekliyoruz. Sonuç olarak, çoğunlukla insanlar, dünyanın güneş sistemindeki gezegenlerin yörüngelerinden daha büyük bir ölçekte nasıl çalıştığı hakkında oldukça belirsiz bir fikre sahiptir.

Sarmal gökada NGC 4414

Berenices Koma takımyıldızındaki gökada kümesi

Fomalhaut yıldızının etrafındaki gezegen

Böyle bir durumda, "Çok kısa astronomi kursu" yapmanın akıllıca olacağını düşünüyorum. Yani, dünyanın modern astronomik resminin temellerini oluşturan temel gerçekleri vurgulamak. Tabii ki, farklı uzmanlar biraz farklı temel kavram ve fenomen kümeleri seçebilirler. Ancak birkaç iyi versiyon varsa iyidir. Her şeyin tek bir derste ifade edilebilmesi veya küçük bir makaleye sığdırılabilmesi önemlidir. Ve sonra ilgilenenler bilgilerini genişletip derinleştirebilecekler.

Kendime, standart bir A4 sayfasına (boşluklarla birlikte yaklaşık 3000 karakter) sığacak astrofizikle ilgili en önemli kavram ve gerçeklerden oluşan bir dizi yapma görevini verdim. Aynı zamanda elbette insanın Dünyanın Güneş etrafında döndüğünü bildiği, tutulmaların ve mevsimlerin değişmesinin neden olduğunu anladığı varsayılır. Yani, kesinlikle “çocukça” gerçekler listede yer almıyor.

Yıldız oluşum bölgesi NGC 3603

Gezegenimsi bulutsu NGC 6543

Süpernova kalıntısı Cassiopeia A

Uygulama, listedeki her şeyin yaklaşık bir saatlik derste (veya okuldaki birkaç derste, soruların cevapları dikkate alınarak) ifade edilebileceğini göstermiştir. Tabii ki, bir buçuk saat içinde dünyanın yapısının istikrarlı bir resmini oluşturmak imkansız. Bununla birlikte, ilk adım atılmalıdır ve burada, Evrenin yapısının temel özelliklerini ortaya çıkaran tüm ana noktaların yakalandığı böyle bir “büyük vuruşlarla çalışma” yardımcı olmalıdır.

Tüm görüntüler Hubble Uzay Teleskobu tarafından alınmış ve http://heritage.stsci.edu ve http://hubble.nasa.gov adresinden alınmıştır.

1. Güneş, Galaksimizin eteklerinde bulunan sıradan bir yıldızdır (yaklaşık 200-400 milyardan biri) - bir yıldız sistemi ve kalıntıları, yıldızlararası gaz, toz ve karanlık madde. Galaksideki yıldızlar arasındaki mesafeler genellikle birkaç ışık yılıdır.

2. Güneş sistemi, Plüton'un yörüngesinin ötesine uzanır ve Güneş'in yerçekimi etkisinin yakındaki yıldızlarınkiyle kıyaslandığında sona erer.

3. Yıldızlar bugün yıldızlararası gaz ve tozdan oluşmaya devam ediyor. Yıldızlar, yaşamları boyunca ve sonunda, sentezlenmiş elementlerle zenginleştirilmiş maddelerinin bir kısmını yıldızlararası uzaya atarlar. Bu günlerde böyle değişiyor kimyasal bileşim Evren.

4. Güneş gelişiyor. Yaşı 5 milyar yıldan azdır. Yaklaşık 5 milyar yıl içinde çekirdeğindeki hidrojen tükenecek. Güneş önce kırmızı bir dev, sonra da beyaz bir cüce olacak. Devasa yıldızlar hayatlarının sonunda patlayarak bir nötron yıldızı ya da kara delik bırakırlar.

5. Galaksimiz bu tür birçok sistemden biridir. Evrenin görünür kısmında yaklaşık 100 milyar büyük galaksi var. Küçük uydularla çevrilidirler. Galaksi yaklaşık 100.000 ışıkyılı genişliğindedir. En yakın büyük gökada yaklaşık 2,5 milyon ışıkyılı uzaklıktadır.

6. Gezegenler sadece Güneş'in etrafında değil, diğer yıldızların etrafında da var olurlar, bunlara ötegezegen denir. Gezegen sistemleri birbirine benzemez. Artık 1000'den fazla ötegezegen biliyoruz. Görünüşe göre birçok yıldızın gezegenleri var, ancak yalnızca küçük bir kısmı yaşam için uygun olabilir.

7. Bildiğimiz dünya, 14 milyar yılın hemen altında sınırlı bir yaşa sahip. Başlangıçta madde çok yoğun ve sıcak bir haldeydi. Sıradan madde parçacıkları (protonlar, nötronlar, elektronlar) yoktu. Evren genişliyor, gelişiyor. Yoğun bir sıcak durumdan genişleme sırasında, evren soğudu ve daha az yoğun hale geldi, sıradan parçacıklar ortaya çıktı. Sonra yıldızlar, galaksiler vardı.

8. Işık hızının sınırlılığı ve gözlemlenebilir evrenin sonlu yaşı nedeniyle, gözlem için bize yalnızca sınırlı bir uzay bölgesi vardır, ancak fiziksel dünya bu sınırda bitmez. Çok uzak mesafelerde, ışık hızının sınırlılığı nedeniyle, nesneleri uzak geçmişte oldukları gibi görürüz.

9. Hayatta karşılaştığımız (ve bizi oluşturan) kimyasal elementlerin çoğu, yıldızların yaşamları boyunca termonükleer reaksiyonların bir sonucu olarak veya büyük kütleli yıldızların yaşamlarının son aşamalarında - süpernova patlamalarında - ortaya çıkmıştır. Yıldızların oluşumundan önce, sıradan madde esas olarak hidrojen (en yaygın element) ve helyum biçimindeydi.

10. Sıradan madde, evrenin toplam yoğunluğuna yalnızca yüzde birkaç oranında katkıda bulunur. Evrenin yoğunluğunun yaklaşık dörtte biri karanlık madde ile ilişkilidir. Birbirleriyle ve birbirleriyle zayıf etkileşime giren parçacıklardan oluşur. sıradan mesele. Şimdiye kadar, sadece karanlık maddenin yerçekimi hareketini gözlemliyoruz. Evrenin yoğunluğunun yaklaşık yüzde 70'i karanlık enerji ile ilişkilidir. Bu nedenle, evrenin genişlemesi daha hızlı ve daha hızlı gidiyor. Doğa karanlık enerji belirsiz.

BÖLÜM 1. KÜRESEL ASTRONOMİ TEMELLERİ

Bölüm 1 Giriş

Genel astronomi, kökeni ve modern özellikleri, ana bölümleri. Kozmonotiğin konusu, ana bölümleri, modern kozmonotiğin oluşumu. Dünya ve uzayda astronomik gözlemevleri. Pulkovo Gözlemevi'ne gezi

Astronomi konusu, ana bölümleri

Astronomi- gök cisimlerinin fiziksel yapısı, hareketi, kökeni ve evrimi, sistemleri ve bir bütün olarak Evrenin incelenmesi (18. yüzyıldan itibaren modern tanım)

Astronomi - 2 Yunanca kelimeler(astro - yıldız, nomos - hukuk), yani. . yıldız yasası - yıldızların yaşam yasalarının bilimi (eski Yunanlıların zamanları - MÖ V - VI yüzyıllar, yani. ~ 2.5 bin yıl önce)

Astronomi nesneleri:

· Güneş sistemi ve bileşenleri (Güneş, büyük ve küçük gezegenler, gezegen uyduları, asteroitler, kuyruklu yıldızlar, toz).

· Yıldızlar ve kümeleri ve sistemleri, nebulalar, bir bütün olarak Galaksimiz ve diğer galaksiler ve kümeleri.

Elektromanyetik dalga spektrumunun farklı bölümlerindeki çeşitli nesneler (kuasarlar, pulsarlar, kozmik ışınlar, yerçekimi dalgaları, kalıntı radyasyonu (arka plan)

· Bir bütün olarak evren (büyük ölçekli yapı, karanlık madde vb.).

Kabaca, astronominin aşağıdaki ana dalları ayırt edilebilir:

1. astrometri – bu astronominin klasik bir parçasıdır (eski Yunanlılardan - MÖ 5-1. Yüzyıl) gök cisimlerinin koordinatlarını (konumlarını) ve göksel alandaki değişikliklerini inceler; daha spesifik olarak: bir atalet koordinat sistemi (sabit) SC oluşturur; neticede: uzay ve zamanı ölçme bilimi.

Astrometri 3 alt bölümden oluşur:

a) küresel astronomi – bu, gök cisimlerinin koordinatlarını ve değişikliklerini ifade etmek için matematiksel bir cihaz olan astrometrinin teorik kısmıdır;

b) pratik astronomi - gözlem yöntemleri ve bunların işlenmesi, astronomik aletler teorisi ve tam zaman ölçeğinin koruyucuları (zaman hizmeti) geliştirir; karada (alan astronomi), denizde (deniz astronomisi), havada (havacılık astronomisi) coğrafi noktaların koordinatlarını belirleme problemlerini çözmeye hizmet eder, uydu navigasyonu ve jeodezide uygulama bulur;

içinde) temel astrometri – küre üzerindeki gök cisimlerinin koordinatlarını ve uygun hareketlerini ve ayrıca fotoğraf ve CCD astrometrisi dahil olmak üzere astronomik sabitleri (devinim, sapma ve nütasyon) belirleme sorunlarını çözer – tanım a,d ve ma, d gök cisimleri, fotoğrafik ve CCD gözlem yöntemleriyle.

2. gök mekaniği (teorik astronomi)- karşılıklı yerçekimi kuvvetlerinin ve diğer fiziksel doğanın etkisi altında gök cisimlerinin ve sistemlerinin uzaysal hareketlerini inceler; gök cisimlerinin ve sistemlerinin köken ve evrim süreçlerini anlamak için gök cisimlerinin figürlerini ve kararlılıklarını inceler; gözlemlere göre gök cisimlerinin yörüngelerinin unsurlarını belirler, gök cisimlerinin görünen konumlarını (koordinatlarını) tahmin eder.

Astrometri ve gök mekaniği, yalnızca çevreleyen uzayın geometrisini ve mekaniğini inceler.

3.Astrofizik 1860 yılında spektral analizin keşfi temelinde ortaya çıktı. Bu, modern astronominin ana parçasıdır. Gök cisimlerinin yüzeyinde ve derinliklerinde meydana gelen fiziksel durumu ve süreçleri, kimyasal bileşimi (sıcaklık, parlaklık, parlaklık, elektromanyetik dalgaların varlığı), gök cisimleri arasındaki ortamın özelliklerini vb. inceler.

Bölümleri içerir:

a) pratik astrofizik - astrofiziksel gözlemler ve bunların işlenmesi için yöntemler geliştirir, teorik ve pratik uygulama astrofiziksel aletler

b) teorik astrofizik - gök cisimlerinde neler olup bittiğinin açıklamasıyla ilgilenir fiziksel süreçler ve teorik fiziğe dayalı gözlemlenen fenomenler.

Kullanılan aralığa göre yeni bölümler elektromanyetik dalgalar:

içinde) radyo astronomi radar kullanarak gök cisimlerini araştırır, radyo aralığındaki radyasyonlarını (mm'den km dalga boylarına kadar) ve ayrıca yıldızlararası ve galaksiler arası ortamın radyasyonunu inceler. 1930'da K. Jansky (ABD), Reber tarafından Samanyolu, Güneş'in radyo emisyonunun keşfinden sonra ortaya çıktı;

G) ayrıca astrofizik veya astronomi bölümleri (karasal, atmosfer dışı ve uzay):

kızılötesi astronomi (astrofizik)

röntgen

nötrino

Çalışma nesnelerine göre astrofiziğin alt bölümleri olabilir:

Dünyaya yakın astronomi:

güneş fiziği

yıldızların fiziği

gezegenlerin fiziği, ay, vb.

4. Yıldız astronomisi- yıldızların (öncelikle Galaksimizde), gaz-toz bulutsularının ve yıldız sistemlerinin (küresel ve açık yıldız kümeleri), yapılarının ve evrimlerinin, kararlılıklarının sorunlarının uzaydaki hareketi ve dağılımının incelenmesi ile ilgilenir.

Aşağıdaki alt bölümleri içerir:

Ekstragalaktik astronomi - Galaksimizin dışında bulunan yıldız sistemlerinin (galaksiler) özelliklerinin ve dağılımlarının incelenmesi (yüz milyonlarca var - Hubble Uzay Teleskobunun Derin Araştırmasına bakın);

Yıldız sistemlerinin dinamiği, vb.

5. Kozmogoni- güneş sisteminin gövdeleri (Dünya dahil) dahil olmak üzere gök cisimlerinin ve sistemlerinin kökeni ve evrimi ile yıldız oluşumu sorunları ile ilgili sorunları geliştirir.

6. Kozmoloji - Evreni bir bütün olarak inceler: geometrik yapısı, tüm kurucu nesnelerin evrimi ve kökeni, yaş, madde, enerji vb. gibi genel parametreler.

Ayrı bir yer kaplar uzay astronomisi kozmonotiğin özellikle ayırt edilebildiği yer - amacı uzayın incelenmesi ve araştırılması olan bir dizi bilim dalının (astronomi dahil) ve teknolojinin bir kompleksi olarak.

Astronotik konusu ve bölümleri

astronotik - bu, uzaya nüfuz etmek amacıyla bir dizi bilim ve teknoloji dalından oluşan bir komplekstir. onun incelenmesi ve geliştirilmesi. Zaten - uzaya uçuşlar. Astronotik, astronomide özel bir konuma sahiptir.

astronotik - Yunan “kozmos”undan - Evren, “nautix” - yüzme, yani. evrende yüzme (yolculuk) veya (zarub.) astronotik - yıldız navigasyonu

Astronotiğin ana bölümlerini ayırt edebiliriz:

1. Teorik astronot(gök mekaniğine dayalı) - uzay aracının (SC) Dünya'nın, Ay'ın ve güneş sisteminin gövdelerinin yerçekimi alanındaki hareketini inceler: uzay aracının yörüngeye fırlatılması, manevra, uzay aracının alçalması Dünya ve güneş sisteminin organları.

2. Pratik astronot- çalışmalar:

Roket ve uzay sistemlerinin cihazı ve çalışması, uygulama yöntemleri uzay uçuşları

Yerleşik ekipman.

Astronotik aracılığıyla astronomik araştırma

uzay astrometrisi

Uzay astrofiziği (güneş sistemi cisimleri, Güneş)

4. Uzay aracıyla Dünya'yı keşfetmek(uzay jeodezisi, iletişim, TV, navigasyon, Dünya'nın uzaktan algılanması (ERS), teknoloji, tarım, jeoloji vb.)

20. yüzyıl astronomisindeki başarılar

LUNA-AO

YHT

terminoloji

Gözlemci merkezindeyken, genellikle gök küresinin dışarıdan bir görünümü verilir. Tüm yapılar göksel kürenin yüzeyinde temsil edilir (içeriden, sadece planetaryumda)

O noktasında bir gözlemci var - görünür gök küresinin yarısı.)

Dünya - bir top için alındı!

Şekil.2.2 Gök küresinin elemanları (a); tüm gök küresi, burada t.O'nun merkezinde gözlemci (b).

Çekül hattı dir. - Dünya yüzeyindeki herhangi bir noktadan (gözlemci, gözlenen tepe noktası) ve Dünyanın kütle merkezinden geçen çizgi. Çekül çizgisi gök küresini 2 noktada keser - Z ( başucu – tam olarak gözlemcinin başının üstünde) ve Z¢ ( en düşük kürenin zıt noktasıdır).

Çekül çizgisine dik olan ve O noktasından geçen düzleme gerçek veya matematiksel ufuk denir (NESW gök küresinin büyük dairesi, yani küre üzerinde hayali, hayali bir daire). gerçek var görünür ufuk, Dünyanın yüzeyinde bulunur ve araziye bağlıdır. Gün doğumu ve gün batımı anlarında, armatürlerin gerçek ufukta olduğu kabul edilir.

Gök küresinin günlük dönüşü. Yıldızlı gökyüzünün gözlemlerinden, gök küresinin doğudan batıya doğru yavaşça döndüğü görülebilir ( Günlük ödenek - periyodu bir güne eşit olduğu için), ancak bu açıktır (güneye dönük durursanız, gök küresinin dönüşü saat yönündedir). Gerçekte, Dünya kendi ekseni etrafında batıdan doğuya doğru döner (düşen cisimlerin doğuya doğru sapması olan Foucault sarkacı ile yapılan deneylerle doğrulanmıştır). Astronomide, görünen fenomenlerin terminolojisi korunur: gök cisimlerinin yükselişi ve batışı, Dünya ve Ay'ın günlük hareketleri, yıldızlı gökyüzünün dönüşü.

Dünyanın günlük dönüşü, dünyanın pp¢ ekseni etrafında gerçekleşir ve göksel kürenin görünür dönüşü, dünyanın eksenine paralel olan PP¢ çapı etrafında gerçekleşir ve buna denir. dünyanın ekseni.

Dünyanın ekseni gök küresi ile 2 noktada kesişir - Kuzey Kutbu dünyanın kuzey yarımkürede (P) takımyıldızı Ursa Minor'daki yıldız a'dan ~ 1 ° uzaklıkta ve güney yarımkürede güney kutbu (P¢) Octantus takımyıldızında (parlak yıldız yok) , ancak takımyıldızı Güney Haçı ile belirleyebilirsiniz). Her iki kutup da gök küresine sabitlenmiştir.

Düzlemi dünyanın eksenine dik olan gök küresinin büyük dairesine (QQ¢) denir. Göksel ekvator, da gök küresinin merkezinden geçer. Gök ekvatoru, ufuk düzlemi ile taban tabana zıt 2 noktada kesişir: doğu noktası (E) ve batı noktası (W). Gök ekvatoru gök küresi ile birlikte döner!

Gök kutuplarından (P, P¢), başucu (Z) ve en alt noktasından (Z¢) geçen gök küresinin büyük dairesine denir. gök meridyeni (sabit) . Gerçek ufuk ile noktalarda kesişir güney (G) ve kuzey (K), E ve W noktalarından 90 0 aralıklı .

Dünyanın çekül çizgisi ve ekseni, göksel kürenin çapı (NOS) boyunca gerçek ufuk düzlemi ile kesişen, N noktasından ve S noktasından geçen göksel meridyen düzleminde bulunur. öğlen hattı , Güneş öğle saatlerinde gök meridyenine yakın olduğu için.

Görünür gök küresi döner, Zenith, Nadir noktaları ve gerçek ufkun tüm noktaları gözlemciye göre sabittir, yani. gök küresi ile dönmeyin. Gök meridyeni sabit noktalardan ve kutup noktalarından geçer ve ayrıca dönmez, yani. toprağa bağlı. Gözlemcinin bulunduğu dünyanın (coğrafi) meridyen düzlemini oluşturur ve bu nedenle gök küresinin günlük dönüşüne katılmaz. Ortak bir coğrafi meridyen üzerinde bulunan tüm gözlemciler için gök meridyeni ortaktır.

Gök küresinin dünya ekseni etrafındaki günlük dönüşünde, gök cisimleri, düzlemleri gök ekvatorunun düzlemine paralel olan küçük dairelerde, günlük veya göksel paralellerde hareket eder.

Her yıldız gök meridyenini günde iki kez geçer (geçer). Bir kez - güney yarısı ( üst doruk - armatürün ufkun üzerindeki yüksekliği en fazladır) ve ikinci kez - kuzey yarısı, 12 saat sonra - ( alt doruk - armatürün ufkun üzerindeki yüksekliği en küçüktür ).

Bölüm 4

Zamanı saymak için doğal bir süreç olarak Dünya'nın hareketi. Gerçek güneş zamanı. Zaman birimleri: gün, saat, dakika, saniye. Ortalama güneş zamanı sorunu, ortalama Güneş. Zaman denklemi ve bileşenleri. Yıldız zamanı. Ortalama zamandan yıldız zamanına geçiş ve tam tersi.

Yerel, standart, yaz saati. Bir zaman türünden diğerine geçiş. Dünya ve bölgesel saat. Tarih satırı.

Evrensel (UT) ve koordineli (UTC) zaman. Dünya dönüş düzensizliği, efemeris ve dinamik (TDT) zaman.

Gerçek güneş zamanı

Ortalama güneş zamanı, ortalama güneşin hareketi tarafından belirlenen tek biçimli zamandır. 1956'ya kadar bir ortalama güneş saniyesi ölçeğiyle (ortalama bir güneş gününün 1/86400 fraksiyonu) tek tip bir zaman standardı olarak kullanıldı.

zaman denklemi

İki güneş zaman sistemi arasındaki bağlantı, zaman denklemi ortalama güneş zamanı arasındaki fark (T cf) . gerçek güneş zamanı (T ist): h \u003d T cf - T ist. Zaman denklemi bir değişkendir. Kasım başında +16 dakikaya, Şubat ortasında -14 dakikaya ulaşır. Zaman denklemi Astronomik Yıllıklarda (AE) yayınlanmıştır. AE'den h değerini seçerek ve gerçek güneş t sistinin saatlik açısını doğrudan ölçerek, ortalama süreyi bulabilirsiniz: T cf \u003d t ist +12 s + s.

onlar. herhangi bir andaki ortalama güneş zamanı, gerçek güneş zamanı artı zaman denklemine eşittir.

Böylece Güneş'in saat açısını doğrudan ölçerek t¤ , gerçek güneş zamanını belirleyin ve bu andaki h zaman denklemini bilerek ortalama güneş zamanını bulun: Tm = t¤ + 12 sa + sa. Ortalama ekvator güneşi, meridyenden gerçek Güneş'ten önce veya sonra geçtiği için, saat açılarındaki (zaman denklemi) fark hem pozitif hem de negatif olabilir.

Zaman denklemi ve yıl içindeki değişimi şekilde katı bir eğri ile gösterilmiştir. (1). Bu eğri, yıllık ve altı aylık dönemleri olan iki sinüzoidin toplamıdır.

Bir yıllık periyodu olan bir sinüzoid (kesikli eğri), aşağıdakilerden dolayı gerçek ve ortalama süre arasındaki farkı verir. düzensiz hareket Güneş tutulması. Zaman denkleminin bu kısmına denir merkez denklemi veya eksantriklik denklemi (2). Altı aylık periyodu olan bir sinüzoid (çizgi noktalı eğri), ekliptiğin gök ekvatoruna eğiminin neden olduğu zaman farkını temsil eder ve buna ne denir? ekliptiğin eğim denklemi (3).

Zaman denklemi 15 Nisan, 14 Haziran, 1 Eylül ve 24 Aralık civarında ortadan kalkar ve yılda dört kez aşırı uçlara gider; bunların en önemlileri 11 Şubat civarındadır (h = +14 m) ve 2 Kasım (h = -16 m).

Zaman denklemi herhangi bir an için hesaplanabilir. Genellikle Greenwich meridyeninde her gece yarısı için astronomik takvimlerde ve yıllıklarda yayınlanır. Ancak bazılarında zaman denkleminin "gerçek zaman eksi ortalama" (h = T ¤ - T t) ve bu nedenle zıt işarete sahiptir. Zaman denkleminin anlamı, her zaman takvimlerin (yıllıkların) açıklamasında açıklanmıştır.

4.3 yıldız zamanı. Ortalama zamandan yıldız zamanına geçiş ve tam tersi

Bir yıldız günü, aynı meridyen üzerinde ilkbahar ekinoksunda aynı adı taşıyan iki ardışık doruk arasındaki zaman aralığıdır. Bu daha kalıcı bir süre yani. uzak yıldızlara göre dünyanın dönme süresi. Bir yıldız gününün başlangıcı, alt doruk noktası, yani gece yarısı olduğu an olarak alınır.

S = t¡ = 0. Yıldız zaman ölçeğinin doğruluğu, birkaç ay boyunca 10 -3 saniyeye kadardır.

Böylece, Dünya'nın kendi ekseni etrafında dönme süreci, ölçüm için günün üç türünü belirler. kısa boylu aralıklar: gerçek güneş zamanı, ortalama güneş zamanı ve yıldız zamanı.

Yerel, standart, yaz saati. Ortalama zamandan yıldız zamanına geçiş ve tam tersi

Ortalama gün, yıldızlardan daha uzundur (daha uzun), çünkü gök küresinin doğudan batıya doğru bir dönüşü için, güneşin kendisi batıdan doğuya 1 derece (yani 3 m 56 s) kayar.

Böylece, içinde tropikal yıl ortalama gün, yıldız gününden bir gün eksiktir.

ölçmek için uzun dünyanın güneş etrafındaki hareketinin kullanıldığı zaman aralıkları. tropikal yıl- Bu birbirini izleyen iki geçiş arasındaki zaman aralığı orta güneş ortasından ilkbahar ekinoksu ve 365.24219879'a eşittir ortalama güneş günleri veya 366.24219879 yıldızlı günler.

Ortalama zaman aralıklarının yıldız zamanına çevrilmesi ve bunun tersi tablolara göre, daha sık bir bilgisayarda, AE, AK kullanılarak ve genel olarak formüllere göre gerçekleştirilir: DT \u003d K¢ ´ DS ve DS \u003d K' DT,

burada K=366.24/365.24 = 1.002728 ve K¢ =365.24/366.24 = 0.997270.

Ortalama yıldız günü, ortalama güneş gününün 23 saat 56 dakika 04.0905 saniyesine eşittir. Yıldız yılı 365.2564 içerir ortalama güneş günleri, yani g noktasının Güneş'e doğru hareketi nedeniyle 20 m 24 s'de tropikal bir yıldan fazla.

Aynı coğrafi meridyen üzerinde farklı noktalarda zaman (güneş, yıldız) aynıdır.

yerel saat - bu sefer T m belirli bir coğrafi meridyen üzerinde ölçülmüştür. Dünyadaki her noktanın kendi yerel saati vardır. Örneğin, iki gözlemci arasındaki mesafe 1¢ = 1852 metre (ekvator için) olduğunda, zaman farkı 4 dakikaya ulaşır! Hayatta rahatsız.

Standart zaman - bu kez T p, herhangi bir zaman diliminin merkezi meridyeninin yerel güneş saatidir. T p'ye göre, zaman belirli bir zaman diliminin bölgesinde hesaplanır. Tp, 1884'ten beri uluslararası bir konferans kararıyla (1919'dan beri Rusya'da) aşağıdaki koşullar altında tanıtıldı:

1) Dünya boylamda 15 derecelik 24 bölgeye bölünmüştür;

3) İki komşu bölge arasındaki zaman farkı bir saate eşittir. Kuşağın merkez meridyeninin coğrafi boylamı (saat olarak), bu kuşağın sayısına eşittir. Başlangıç ​​meridyeni Greenwich Gözlemevi'nin (İngiltere) merkezinden geçer;

4) Okyanuslardaki zaman dilimlerinin sınırları, coğrafi meridyenler boyunca, karada, esas olarak idari sınırlar boyunca uzanır.

zaman ölçekleri

astronomik zaman

Başlangıç ​​için astronomik uygulamada 1925 yılına kadar ortalama güneş günüüst doruk anını aldı (öğlen) orta güneş. Böyle bir zamana ortalama astronomik veya basitçe astronomik denirdi. Ölçü birimi güneş saniyesi anlamına gelir.

Evrensel (veya Dünya) Saati UT

Astronomik zaman yerine 1 Ocak 1925 tarihinden itibaren evrensel saat kullanılmaya başlanmıştır. Greenwich meridyenindeki ortalama güneşin alt zirvesinden sayılır. Başka bir deyişle, sıfır boylamlı (Greenwich) meridyenin yerel ortalama zamanına evrensel (dünya) zamanı (Evrensel Zaman - UT) denir. UT ölçeği için bir saniyenin standardı, Dünyanın 1 \ 365.2522 x 24 x 60 x 60 ekseni etrafındaki dönüş periyodunun belirli bir parçasıdır. Bununla birlikte, Dünya'nın eksenel dönüşünün kararsızlığı nedeniyle, UT ölçeği üniforma: sürekli yavaşlama yaklaşık 50 saniyedir. 100 yıldır; 0,004 saniyeye kadar düzensiz değişiklikler. günde; mevsimsel dalgalanmalar yılda yaklaşık 0.001 saniyedir.

Orta Avrupa Saati, Orta Pasifik Saati, Londra Saati vb. gibi ayrı bölgeler için bölgesel saat girilir.

yaz saati. Gündüz saatlerinin daha rasyonel kullanımı nedeniyle maddi kaynaklardan tasarruf etmek için, birçok ülke yaz saatini uygulamaya koymaktadır - yani. Saatin "el çevirisi" bele göre 1 saat ileri. Ancak her türlü insan faaliyetinin programı değişmedi! Yaz saati genellikle Mart ayının sonunda cumartesiden pazara gece yarısı girilir ve Ekim ayının sonunda cumartesiden pazara gece yarısı da iptal edilir.

efemeris zamanı

Efemeris zamanı (ET - Efemeris zamanı) veya karasal dinamik zaman (Karasal Dinamik Zaman - TDT) veya Newton zamanı:

gök mekaniğinde bağımsız değişken (argüman) (gök cisimlerinin Newtoncu hareket teorisi). 1 Ocak 1960'tan beri astronomik yıllıklara Evrensel Zamandan daha tekdüze olarak tanıtıldı ve Dünya'nın dönüşündeki uzun vadeli düzensizlikler nedeniyle ağırlaştı. Şu anda astronomi ve astronotiğin ihtiyaçları için en kararlı zaman ölçeğidir. Güneş sisteminin (esas olarak Ay) cisimlerinin gözlemlenmesinden belirlenir. e ölçü birimi olarak alınır. dişi saniye 1/31556925.9747 gibi paylaş tropikal yıl an için 1900 0 Ocak, 12 saat ET veya aksi takdirde sürenin 1/86400 kesri olarak ortalama güneş günü aynı an için.

Efemeris zamanı, evrensel zamanla şu oranda ilişkilidir:

2000 yılı için DT düzeltmesinin +64,7 saniye olduğu varsayılmaktadır.

Bölüm 5

Takvim türleri: güneş, ay ve ay-güneş takvimleri. Julian ve Gregoryen takvimi. takvim dönemleri. Jülyen dönemi ve Jülyen günleri.

Tanım

Takvim, daha uzun zaman birimlerindeki gün sayısının tamsayı değerleri ile uzun zaman dilimlerini saymak için kullanılan bir sistemdir. Takvim ayı ve takvim yılı, her ayın ve yılın başlangıcı günün başlangıcına denk gelecek şekilde tam sayıda gün içerir.

Bu nedenle takvim ile doğal ay ve yıl birbirine eşit olmamalıdır.

Takvim Görevleri: 1) gün sayma sırasının belirlenmesi, 2) uzun zaman dilimlerinde (yıl) gün sayısının belirlenmesi, 3) sayım sürelerinin başlangıcının belirlenmesi.

Takvim aşağıdakilere dayanmaktadır: 1) Dünya'daki mevsimsel değişikliklerin dönemi - bir yıl ( Güneş takvimi ), 2) ayın evrelerinin değişim dönemi - bir ay ( ay takvimi). Mevcut ay ve ay-güneş takvimleri.

Güneş takvimi türleri

Güneş takvimi tropikal yıl = 365.2422 ortalama güneş gününe dayanmaktadır.

Eski Mısır takvimi- ilklerden biri (MÖ 3000). Bir yıl 360 gündür; ay sayısı 12, süre 30 gün. Ekliptik 360'a bölündü eşit parçalar- derece. Daha sonra rahipler yılın uzunluğunu belirlediler: 365 günden 365.25'e!

Roma takvimi. MÖ 8. yy Ama Mısırlı olandan daha az doğruydu.

Bir yıl 304 gündür; ay sayısı 10.

Jülyen takvimi. 1 Ocak 45 M.Ö. Jül Sezar Mısır takvimine göre. Bir yıl 365,25 gün uzunluğundadır; ay sayısı 12'dir. Her 4. artık yılda 4'e kalansız bölünür, yani. 366,25 gün (365,365,365,366!)

1600 yılı aşkın süredir Avrupa'da kullanılmaktadır!

Miladi takvim. Jülyen takvimindeki yıl, gerçek olandan 0,0078 gün daha uzundu ve bu nedenle 128 yıldan fazla bir süre, eklenmesi gereken fazladan bir gün birikmişti. 14. yüzyılda bu gecikme biliniyordu ve 1582'de Papa 13. Gregory'nin kararıyla tarihler takvimde hemen 10 gün ilerisine aktarıldı. Onlar. 4 Ekim'den sonra 14 Ekim 1582 hemen başladı! Buna ek olarak, her 400 yılda bir (4'e bölünmeyen yüzyıllarda) 3 artık yılı hariç tutmak gelenekseldi.

Yeni takvim, Gregoryen - "yeni stil" olarak tanındı. Miladi takvimde bir yıl (365.2425) gerçek yıldan (365.242198) 0.0003 gün farklıdır ve bu nedenle fazladan günler sadece 3300 yılda birikir!

Yeni stil artık yaygın olarak kullanılıyor. Eksi, ay (29,30,31) ve çeyrek olarak eşit olmayan gün sayısıdır. Bu, planlamayı zorlaştırır.

Gregoryen takvimi reformu için bu eksikliklerin giderilmesini veya azaltılmasını sağlayan çeşitli projeler önerildi.

Bunlardan biri, görünüşe göre en basit olanı aşağıdaki gibidir. yılın tüm çeyrekleri aynı süre 13 haftaya sahiptir, yani. 91 güne kadar. Her çeyreğin ilk ayı 31 gün, diğer iki - her biri 30 gün. Böylece, her çeyrek (ve yıl) her zaman haftanın aynı gününde başlayacaktır. Ancak 91 günün 4 çeyreği 364 gün içerdiğinden ve yıl 365 veya 366 gün (artık yıl) içermesi gerektiğinden, 30 Aralık ile 1 Ocak arasında, ay ve hafta sayısı dışında bir gün eklenir - yeni yılın uluslararası çalışma dışı günü. Ve artık yılda, aylar ve haftalar hariç aynı çalışma dışı gün 30 Haziran'dan sonra eklenir.

Ancak yeni bir takvimin tanıtılması konusu ancak uluslararası ölçekte çözülebilir.

ay takvimi

Ayın evrelerindeki değişime dayanarak, yani. Yeni aydan sonra hilalin ilk görünümünün birbirini izleyen iki anı arasındaki dönem. Ay ayının kesin süresi, güneş tutulmalarının gözlemlerinden belirlendi - 29.530588 ortalama güneş günü. Bir ay yılında - 12 ay ay = 354.36708 sr. güneşli günler. Ay takvimi, MÖ 3. yüzyılın ortalarında, güneş takvimiyle neredeyse aynı anda ortaya çıktı. Aynı zamanda, yedi günlük bir hafta da tanıtıldı (o zamanlar bilinen armatürlerin sayısına göre (Güneş, ay + Merkür'den Satürn'e 5 gezegen)

Şu anda, ay takvimi şu şekilde kullanılmaktadır: müslüman takvimi Asya ülkelerinde vb.

5.4 Bir takvim oluşturmanın matematiksel temelleri (bağımsız olarak)

5.5 Takvim dönemleri

Yılların sayılması, zorunlu olarak, kronoloji sisteminin bazı başlangıç ​​anlarını ima eder - takvim dönemi. çağ- aynı zamanda kronoloji sistemi anlamına gelir. İnsanlık tarihinde 200'e kadar farklı dönem olmuştur. Örneğin, MÖ 5508'in "dünyanın yaratılması" olarak alındığı Bizans dönemi "dünyanın yaratılmasından". Çin "döngüsel" dönemi - MÖ 2637'den. Roma'nın Yaratılışından - MÖ 753. vb.

Çağımız Hristiyanlık Çağı - İncil'deki kişiliğin (tarihsel değil) doğum gününden sadece 1 Ocak 533'te kullanıma girdi I. Mesih.

Çağımızın başlangıcının (AD) keyfi seçiminin daha gerçek bir nedeni, 532 yıl = 4x7x19 sayısının periyodikliği ile ilgilidir. Paskalya her 532 yılda bir aynı tarihin Pazar gününe denk gelir! Bu, bir Hıristiyan bayramının kutlama tarihlerini tahmin etmek için kullanışlıdır. Paskalya. Ay ve Güneş'in hareketi ile ilişkili dönemlere dayanmaktadır (4, yüksek yılların dönemi, 7 bir haftadaki gün sayısı, 19, ay evrelerinin aynı yere düştüğü yıl sayısıdır. takvim numaraları (metonik döngü MÖ 432'de biliniyordu) Meton, eski bir Yunan astronomuydu.

Genel konseptler

Kırılmanın etkisi önemli konu göksel küre üzerindeki büyük açıların ölçümlerinin yapıldığı yer tabanlı astronomi için, armatürlerin ekvator koordinatlarını belirlerken, yükselme ve set anlarını hesaplarken.

astronomik (veya atmosferik) kırılma . Bu nedenle, armatürün gözlemlenen (görünen) zenit mesafesi z¢, gerçek (yani, bir atmosferin yokluğunda) zenit mesafesinden z daha azdır ve görünen yükseklik h¢, gerçek yükseklikten h biraz daha büyüktür. Kırılma, olduğu gibi, armatürü ufkun üzerine çıkarır.

Fark r = z - z¢ = h¢ - h kırılma denir.

Pirinç. Dünya atmosferindeki kırılma olgusu

Kırılma sadece başucu mesafelerini z değiştirir, ancak saat açılarını değiştirmez. Armatür zirvesindeyse, kırılma sadece eğimini değiştirir ve zenit mesafesiyle aynı miktarda değişir, çünkü bu durumda saatlik ve dikey dairelerinin düzlemleri çakışır. Diğer durumlarda, bu düzlemler belirli bir açıyla kesiştiğinde, kırılma, yıldızın hem eğimini hem de doğru yükselişini değiştirir.

Zirvedeki kırılmanın r = 0 değerini aldığına ve ufukta 0,5 - 2 dereceye ulaştığına dikkat edilmelidir. Kırılma nedeniyle, Güneş ve Ay'ın diskleri ufka yakın oval görünür, çünkü diskin alt kenarındaki kırılma, üsttekinden 6¢ daha büyüktür ve bu nedenle diskin dikey çapı, karşılaştırıldığında kısalmış gibi görünür. kırılma ile bozulmayan yatay çapa.

Ampirik olarak, yani gözlemlerden ampirik olarak türetilmiş yaklaşık tanımlanacak ifade genel (ortalama) kırılmalar:

r = 60².25 ´В\760´273\(273 0 +t 0) ´ tgz¢,

burada: B - atmosferik basınç, t 0 - hava sıcaklığı.

Daha sonra, 0 0'a eşit bir sıcaklıkta ve 760 mm cıva basıncında, görünür ışınların kırılması (l \u003d 550 milimikron) şuna eşittir:

r =60².25 ´ tgz¢ = К´ tgz¢. Burada K, yukarıdaki koşullar altında kırılma sabitidir.

Yukarıdaki formüllere göre, kırılma, 0.¢¢01 doğrulukla 70 açısal dereceden fazla olmayan bir başucu mesafesi için hesaplanır. Pulkovo tabloları (5. baskı), zenit mesafesi z = 80 açısal dereceye kadar kırılmanın etkisini hesaba katmayı mümkün kılar.

Daha doğru hesaplamalar için, kırılma bağımlılığı sadece nesnenin ufkun üzerindeki yüksekliğine değil, aynı zamanda atmosferin durumuna, esas olarak kendisi bir fonksiyon olan yoğunluğuna, esas olarak sıcaklık ve basıncın bir fonksiyonu olarak dikkate alınır. . Kırılma düzeltmeleri basınçta hesaplanır AT[mmHg] ve sıcaklık t° Formüle göre:

Kırılmanın etkisini yüksek doğrulukla (0.¢¢01 ve üstü) hesaba katmak için, kırılma teorisi oldukça karmaşıktır ve özel kurslarda ele alınmaktadır (Yatsenko, Nefed'eva AI ve diğerleri). İşlevsel olarak, kırılma değeri birçok parametreye bağlıdır: yükseklik (H), enlem (j), ayrıca hava sıcaklığı (t), atmosferik baskı yapmak (p), ışık demetinin gök cisminden gözlemciye giden yolu üzerindeki atmosferik basınç (B) için farklıdır. farklı uzunluklar elektromanyetik spektrumun dalgaları (l) ve her bir zenit mesafesi (z). Modern kırılma hesaplamaları bir bilgisayarda gerçekleştirilir.

Ayrıca, etkisinin ve dikkate alınma derecesine göre kırılmanın ikiye ayrıldığına da dikkat edilmelidir. normal (tablo) ve anormal. Normal kırılmayı hesaba katmanın doğruluğu, standart atmosfer modelinin kalitesi ile belirlenir ve en fazla 70 derecelik zenit mesafelere kadar 0.¢¢01 ve daha yüksek değerlere ulaşır. Burada büyük önem taşıyan gözlem yeri seçimidir - yüksek dağlar, iyi astroiklim ve düzenli arazi, eğimli hava katmanlarının olmamasını sağlar. CCD çerçevelerinde yeterli sayıda referans yıldızla yapılan diferansiyel ölçümlerde, günlük ve yıllık gibi kırılma değişimlerinin etkisi dikkate alınabilir.

anormal kırılma, enstrümantal ve pavyon gibi genellikle hava durumu veri toplama sistemlerinin yardımıyla oldukça iyi dikkate alınır. Atmosferin yüzey tabakasında (50 metreye kadar) direklere hava sensörleri yerleştirmek, sondaj yapmak gibi yöntemler kullanılmaktadır. Tüm bu durumlarda, 0,201'den daha kötü olmayan kırılma kusurları için bir muhasebe doğruluğu elde etmek mümkündür. Baskın bir etkiye sahip olan yüksek frekanslı atmosferik türbülans nedeniyle kırılma dalgalanmalarının etkisini ortadan kaldırmak daha zordur. Titreşim güç spektrumu, genliklerinin 15 Hz ila 0,02 Hz aralığında önemli olduğunu gösterir. Bundan, gök cisimlerini kaydetmek için en uygun zamanın en az 50 saniye olması gerektiği sonucu çıkar. E. Heg tarafından türetilen ampirik formüller (e =± 0.²33(T+0.65) - 0.25 ,

Burada T kayıt zamanıdır) ve I.G. sıfıra, yıldızın konum doğruluğu (e), yaklaşık 0.²06-0.²10.

Diğer tahminlere göre, bu tür kırılma, 9-16 (I .Reqiume) kadir aralığındaki yıldızlar için 0.03 (A. Yatsenko), 0.03-0.06 doğrulukla bir veya iki dakika içinde ölçülerek dikkate alınabilir. veya 0."05'e kadar (E.Hog). USNO gözlemevinde Stone ve Dun tarafından gerçekleştirilen hesaplamalar, otomatik bir meridyen teleskopunda CCD kaydıyla (görüş alanı 30" x 30" ve maruz kalma süresi 100 saniye), yıldızların konumlarını farklı bir doğrulukla belirlemenin mümkün olduğunu gösterdi. 0.²04. Amerikalı gökbilimciler Colavita, Zacharias ve diğerleri (bkz. Tablo 7.1) tarafından görünür dalga boyu aralığında geniş açılı gözlemler için yapılan ileriye dönük bir tahmin, iki renkli teknik kullanılarak yaklaşık 0.²01'lik atmosferik doğruluk sınırına ulaşılabileceğini göstermektedir.

CCD görüş alanına sahip, 60 "x60" mertebesinde, çok renkli bir gözlem tekniği, yansıtıcı optik ve son olarak HC gibi uzay katalogları düzeyinde yüksek yoğunluklu ve doğrulukta diferansiyel referans katalog yöntemleri kullanan gelişmiş teleskoplar için ve TC

birkaç milisaniye (0.²005) mertebesinde bir doğruluk elde etmek oldukça mümkündür.

Refraksiyon

Yıldızın ufkun üzerindeki görünür konumu, kesinlikle, formül (1.37) ile hesaplanandan farklıdır. Gerçek şu ki, bir gök cisminden gelen ışık ışınları, gözlemcinin gözüne girmeden önce Dünya atmosferinden geçer ve içinde kırılır ve atmosferin yoğunluğu Dünya yüzeyine doğru arttığından, ışık demeti (Şek. 19) ) eğri bir çizgi boyunca aynı yönde giderek daha fazla saptırılır, böylece yön OM 1 , gözlemciye göre Ö armatürü görür, başucuna doğru sapar ve yön ile çakışmaz OM 2 (paralel sanal makine), hangi bir atmosferin yokluğunda armatürü görecekti.

Işık ışınlarının dünya atmosferinden geçerken kırılma olayına ne denir astronomik kırılma

Enjeksiyon M 1 OM 2 aradı kırılma açısı veya refraksiyon r . Enjeksiyon ZOM 1 aradı görünür armatürün başucu mesafesi z", ve açı ZOM 2 - doğru başucu mesafesi z.

Doğrudan Şekil. 19 takip

z - z"= r veya z = z" + r ,

onlar. armatürün gerçek başucu mesafesi, kırılma miktarı ile görünür mesafeden daha büyüktür r . Kırılma, olduğu gibi, armatürü ufkun üzerine çıkarır.

Işığın kırılma yasalarına göre, gelen ışın ve kırılan ışın aynı düzlemdedir. Bu nedenle ışın yolu MVO ve yol tarifi OM 2 ve OM 1 aynı dikey düzlemde uzanıyor. Bu nedenle, kırılma armatürün azimutunu değiştirmez ve ayrıca armatür zenitte ise sıfıra eşittir.

Armatür zirvesindeyse, kırılma sadece eğimini değiştirir ve zenit mesafesiyle aynı miktarda değişir, çünkü bu durumda saatlik ve dikey dairelerinin düzlemleri çakışır. Diğer durumlarda, bu düzlemler belirli bir açıyla kesiştiğinde, kırılma ve