1.2 Alcuni concetti e formule importanti dell'astronomia generale

Prima di procedere alla descrizione delle variabili eclissanti, cui è dedicato questo lavoro, consideriamo alcuni concetti di base di cui avremo bisogno nel seguito.

La magnitudine stellare di un corpo celeste è la misura della sua luminosità adottata in astronomia. La luminosità è chiamata l'intensità della luce che raggiunge l'osservatore o l'illuminazione creata al ricevitore di radiazioni (occhio, lastra fotografica, fotomoltiplicatore, ecc.) La luminosità è inversamente proporzionale al quadrato della distanza che separa la sorgente dall'osservatore.

La magnitudine m e la magnitudine E sono legate dalla formula:

In questa formula, E i è la luminosità della stella di m i-esima magnitudine stellare, E k è la luminosità della stella di m k-esima magnitudine stellare. Usando questa formula, è facile vedere che le stelle di prima magnitudine (1 m) sono più luminose delle stelle di sesta magnitudine (6 m), che sono visibili al limite della visibilità ad occhio nudo esattamente 100 volte. Fu questa circostanza che costituì la base per la costruzione della scala di magnitudo.

Prendendo il logaritmo della formula (1) e tenendo conto che lg 2.512 = 0.4, otteniamo:

, (1.2)

(1.3)

L'ultima formula mostra che la differenza di grandezza è direttamente proporzionale al logaritmo del rapporto di grandezza. Il segno meno in questa formula indica che la magnitudine aumenta (diminuisce) con la diminuzione (aumenta) della luminosità. La differenza di grandezza può essere espressa non solo come numero intero, ma anche come numero frazionario. Con l'aiuto di fotometri fotoelettrici ad alta precisione, è possibile determinare la differenza di magnitudine con una precisione di 0,001 m. L'accuratezza delle stime visive (occhio) di un osservatore esperto è di circa 0,05 m.

Va notato che la formula (3) consente di calcolare non le magnitudini stellari, ma le loro differenze. Per costruire una scala di magnitudini, è necessario selezionare un punto zero (origine) di questa scala. Approssimativamente può essere considerato un tale punto zero Vega (a Lyrae) - una stella di magnitudine zero. Ci sono stelle con magnitudine negativa. Ad esempio, Sirio (un Canis Major) è la stella più luminosa del cielo terrestre e ha una magnitudine di -1,46 m.

La brillantezza di una stella, valutata dall'occhio, è chiamata visiva. Ha una magnitudine stellare indicata con m u. o m visti. ... La luminosità delle stelle, valutata dal diametro dell'immagine e dal grado di annerimento su una lastra fotografica (effetto fotografico) è detta fotografica. Corrisponde alla magnitudine stellare fotografica m pg o m phot. La differenza C = m pg - m phot, a seconda del colore della stella, è chiamata indice di colore.

Esistono diversi sistemi di magnitudo convenzionalmente accettati, di cui i sistemi di magnitudo più diffusi sono U, B e V. La lettera U indica le magnitudini dell'ultravioletto, B - blu (vicino al fotografico), V - giallo (vicino al visivo). Di conseguenza, vengono determinati due indici di colore: U - B e B - V, che sono uguali a zero per le stelle bianche pure.

Informazioni teoriche sull'eclisse di stelle variabili

2.1 Storia della scoperta e classificazione delle stelle variabili eclissanti

La prima variabile ad eclisse Algol (b Perseus) fu scoperta nel 1669. Matematico e astronomo italiano Montanari. Lo esplorò per la prima volta alla fine del XVIII secolo. John Goodrike, amante dell'astronomia inglese. Si è scoperto che la singola stella b Perseo, visibile ad occhio nudo, è in realtà un sistema multiplo che non si separa nemmeno con osservazioni telescopiche. Due delle stelle del sistema ruotano attorno a un comune centro di massa in 2 giorni, 20 ore e 49 minuti. In determinati momenti, una delle stelle incluse nel sistema chiude l'altra all'osservatore, provocando un temporaneo indebolimento della luminosità totale del sistema.

La curva di luminosità di Algol, che è mostrata in Fig. 1

Questo grafico si basa su accurate osservazioni fotoelettriche. Sono visibili due indebolimenti della luminosità: un minimo primario profondo - l'eclisse principale (la componente luminosa è nascosta dietro una più debole) e una leggera diminuzione della luminosità - un minimo secondario, quando la componente più luminosa eclissa quella più debole.

Questi fenomeni si ripetono dopo 2,8674 giorni (o 2 giorni 20 ore 49 minuti).

Si può vedere dal grafico della variazione di luminosità (Fig. 1) che ad Algol, subito dopo aver raggiunto il minimo principale (il più piccolo valore di luminosità), inizia la sua salita. Ciò significa che si sta verificando un'eclissi parziale. In alcuni casi si può osservare anche un'eclissi totale, caratterizzata dal mantenimento della luminosità minima della variabile nel minimo principale per un certo periodo di tempo. Ad esempio, nella variabile ad eclisse U Cephei, accessibile ad osservazioni con binocoli potenti e telescopi amatoriali, nel minimo principale, la durata dell'intera fase è di circa 6 ore.

Esaminando attentamente il grafico del cambiamento di luminosità di Algol, si può notare che tra il minimo principale e quello secondario, la luminosità della stella non rimane costante, come potrebbe sembrare a prima vista, ma cambia leggermente. Questo fenomeno può essere spiegato come segue. Al di fuori dell'eclissi, la luce raggiunge la Terra da entrambi i componenti del sistema binario. Ma entrambi i componenti sono vicini l'uno all'altro. Pertanto, un componente più debole (spesso di dimensioni maggiori) illuminato da un componente luminoso disperde la radiazione incidente. Ovviamente, la maggior quantità di radiazione diffusa raggiungerà l'osservatore terrestre nel momento in cui la componente debole si trova dietro quella luminosa, cioè. vicino al momento del minimo secondario (teoricamente, questo dovrebbe avvenire immediatamente al momento del minimo secondario, ma la luminosità totale del sistema diminuisce drasticamente a causa del fatto che uno dei componenti è eclissato).

Questo effetto è chiamato effetto di riirradiazione. Sul grafico, si manifesta come un aumento graduale della luminosità totale del sistema man mano che si avvicina al minimo secondario e diminuisce di luminosità, che è simmetrica al suo aumento rispetto al minimo secondario.

Nel 1874. Goodrike scoprì la seconda stella variabile ad eclisse, b Lyrae. Cambia brillantezza in modo relativamente lento con un periodo di 12 giorni 21 ore 56 minuti (12.914 giorni). A differenza di Algol, la curva di luce ha una forma più liscia. (Fig. 2) Ciò è dovuto alla vicinanza dei componenti tra loro.

Le forze di marea che sorgono nel sistema costringono entrambe le stelle ad allungarsi lungo la linea che collega i loro centri. Le componenti non sono più sferiche, ma ellissoidali. Durante il moto orbitale, i dischi dei componenti, che hanno una forma ellittica, cambiano dolcemente la loro area, il che porta a un cambiamento continuo della luminosità del sistema anche al di fuori dell'eclissi.

Nel 1903. è stata scoperta la variabile eclissante W del Grande Carro, in cui il periodo orbitale è di circa 8 ore (0,3336834 giorni). Durante questo periodo si osservano due minimi di uguale o quasi uguale profondità (Fig. 3). Lo studio della curva di luce della stella mostra che i componenti hanno dimensioni quasi uguali e superfici quasi a contatto.

Oltre a stelle come Algol, b Lyrae e W Ursa Major, ci sono oggetti più rari che vengono anche chiamati stelle variabili eclissanti. Queste sono stelle ellissoidali che ruotano attorno a un asse. La modifica dell'area del disco provoca lievi cambiamenti nella lucentezza.

Idrogeno, mentre le stelle con una temperatura di circa 6 mila K. hanno righe di calcio ionizzato situate al confine tra la parte visibile e quella ultravioletta dello spettro. Nota che lo spettro del nostro Sole ha una tale forma I. La sequenza degli spettri delle stelle, ottenuta con una variazione continua della temperatura dei loro strati superficiali, è indicata dalle seguenti lettere: O, B, A, F, G, K, M, dal più caldo al ...

Non si osserveranno righe (a causa della debolezza dello spettro del satellite), ma le righe dello spettro della stella principale fluttueranno come nel primo caso. I periodi dei cambiamenti che avvengono negli spettri delle stelle binarie spettroscopiche, che sono ovviamente anche i periodi della loro rivoluzione, sono molto diversi. Il periodo più breve noto è 2,4 ore (g Ursa Minor) e il più lungo è di decine di anni. Per...

Domande.

1. Il movimento visibile dei luminari come risultato del loro stesso movimento nello spazio, la rotazione della Terra e la sua rivoluzione attorno al Sole.
2. Principi per determinare le coordinate geografiche dalle osservazioni astronomiche (P. 4 p. 16).
3. Le ragioni del cambiamento delle fasi lunari, le condizioni di insorgenza e la frequenza delle eclissi solari e lunari (P. 6 pp 1.2).
4. Caratteristiche del movimento diurno del Sole a diverse latitudini in diversi periodi dell'anno (A.4, pp 2, P. 5).
5. Il principio di funzionamento e lo scopo del telescopio (P. 2).
6. Metodi per determinare le distanze dai corpi del sistema solare e le loro dimensioni (P. 12).
7. Possibilità di analisi spettrale e osservazioni extraatmosferiche per lo studio della natura dei corpi celesti (P. 14, "Fisica" P. 62).
8. Le direzioni e i compiti più importanti della ricerca e dell'esplorazione dello spazio esterno.
9. Legge di Keplero, sua scoperta, significato, limiti di applicabilità (P. 11).
10. Le principali caratteristiche dei pianeti terrestri, i pianeti giganti (P. 18, 19).
11. Caratteristiche distintive della Luna e dei satelliti planetari (P. 17-19).
12. Comete e asteroidi. Idee di base sull'origine del sistema solare (P. 20, 21).
13. Il sole è come una tipica stella. Caratteristiche principali (pag. 22).
14. Le manifestazioni più importanti dell'attività solare. La loro connessione con i fenomeni geografici (P. 22, punto 4).
15. Metodi per determinare le distanze dalle stelle. Unità di distanza e loro relazione (pag. 23).
16. Le principali caratteristiche fisiche delle stelle e la loro relazione (P. 23 pp 3).
17. Il significato fisico della legge di Stefan-Boltzmann e la sua applicazione per determinare le caratteristiche fisiche delle stelle (P. 24 pp 2).
18. Stelle variabili e non stazionarie. Il loro significato per lo studio della natura delle stelle (P. 25).
19. Le stelle binarie e il loro ruolo nel determinare le caratteristiche fisiche delle stelle.
20. Evoluzione delle stelle, sue fasi e fasi finali (P. 26).
21. Composizione, struttura e dimensioni della nostra Galassia (P. 27 pp 1).
22. Ammassi stellari, lo stato fisico del mezzo interstellare (P. 27, elemento 2, P. 28).
23. I principali tipi di galassie e le loro caratteristiche distintive (P. 29).
24. Fondamenti di idee moderne sulla struttura e l'evoluzione dell'Universo (P. 30).

Compiti pratici.

1. Assegnazione della mappa stellare.
2. Determinazione della latitudine geografica.
3. Determinazione della declinazione di un luminare per latitudine e altitudine.
4. Calcolo delle dimensioni della stella per parallasse.
5. Condizioni di visibilità della Luna (Venere, Marte) secondo il calendario astronomico scolastico.
6. Calcolo del periodo orbitale dei pianeti in base alla 3° legge di Keplero.

Risposte.

Biglietto numero 1. La Terra compie movimenti complessi: ruota attorno al proprio asse (T = 24 ore), si muove attorno al Sole (T = 1 anno), ruota con la Galassia (T = 200 mila anni). Ciò mostra che tutte le osservazioni fatte dalla Terra differiscono nelle traiettorie apparenti. I pianeti si dividono in interni ed esterni (interni: Mercurio, Venere; esterni: Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno e Plutone). Tutti questi pianeti ruotano allo stesso modo della Terra attorno al Sole, ma a causa del movimento della Terra, si può osservare il movimento ad anello dei pianeti (calendario pagina 36). A causa del complesso movimento della Terra e dei pianeti, sorgono varie configurazioni dei pianeti.

Comete e corpi di meteoriti si muovono lungo traiettorie ellittiche, paraboliche e iperboliche.

Biglietto numero 2. Ci sono 2 coordinate geografiche: latitudine geografica e longitudine geografica. L'astronomia come scienza pratica consente di trovare queste coordinate (figura "l'altezza della stella al culmine superiore"). L'altezza del polo del mondo sopra l'orizzonte è uguale alla latitudine del luogo di osservazione. È possibile determinare la latitudine del sito di osservazione dall'altezza del luminare al culmine superiore ( Climax- il momento in cui il luminare passa per il meridiano) secondo la formula:

h = 90 ° - j + d,

dove h è l'altezza del luminare, d è la declinazione, j è la latitudine.

La longitudine geografica è la seconda coordinata, misurata dal meridiano zero di Greenwich a est. La terra è divisa in 24 fusi orari, la differenza di tempo è di 1 ora. La differenza di ore locali è uguale alla differenza di longitudine:

l m - l Gr = t m - t Gr

Ora locale- questa è l'ora solare in un dato luogo sulla Terra. In ogni punto, l'ora locale è diversa, quindi le persone vivono secondo l'ora standard, cioè secondo l'ora del meridiano medio di una determinata cintura. La linea della data corre a est (stretto di Bering).

Biglietto numero 3. La luna si muove intorno alla terra nella stessa direzione in cui la terra ruota attorno al suo asse. Il riflesso di questo movimento, come sappiamo, è il movimento apparente della Luna sullo sfondo delle stelle verso la rotazione del cielo. Ogni giorno la Luna si sposta verso est rispetto alle stelle di circa 13°, e dopo 27,3 giorni ritorna sulle stesse stelle, avendo descritto un cerchio completo sulla sfera celeste.

L'apparente movimento della luna è accompagnato da un continuo cambiamento nel suo aspetto - un cambiamento nelle fasi. Ciò è dovuto al fatto che la luna occupa posizioni diverse rispetto al sole e alla terra che la illumina.

Quando la Luna è visibile a noi come una stretta mezzaluna, anche il resto del suo disco si illumina leggermente. Questo fenomeno è chiamato luce di cenere ed è spiegato dal fatto che la Terra illumina il lato notturno della Luna con la luce solare riflessa.

La Terra e la Luna, illuminate dal Sole, proiettano coni d'ombra e coni di penombra. Quando la Luna cade nell'ombra della Terra in tutto o in parte, si verifica un'eclissi totale o parziale della Luna. Dalla Terra, è visibile contemporaneamente ovunque la Luna sia sopra l'orizzonte. La fase di eclissi totale della Luna continua fino a quando la Luna inizia ad emergere dall'ombra terrestre e può durare fino a 1 ora e 40 minuti. I raggi del sole, rifrangendosi nell'atmosfera terrestre, cadono nel cono dell'ombra terrestre. Allo stesso tempo, l'atmosfera assorbe fortemente i raggi blu e vicini e passa principalmente i raggi rossi nel cono. Ecco perché la Luna diventa rossastra con una grande fase di eclissi e non scompare del tutto. Le eclissi lunari si verificano fino a tre volte l'anno e, naturalmente, solo con la luna piena.

Un'eclissi solare in totale è visibile solo dove un punto dell'ombra lunare cade sulla Terra, il diametro del punto non supera i 250 km. Mentre la Luna si muove nella sua orbita, la sua ombra si muove attraverso la Terra da ovest a est, tracciando una striscia costantemente stretta di eclissi totale. Dove la penombra della Luna cade sulla Terra, si osserva un'eclissi parziale di Sole.

A causa di un leggero cambiamento nelle distanze della Terra dalla Luna e dal Sole, il diametro angolare apparente è a volte leggermente maggiore, a volte leggermente inferiore a quello solare, a volte uguale ad esso. Nel primo caso, l'eclissi totale del Sole dura fino a 7 min 40 s, nel secondo - la Luna non copre completamente il Sole e nel terzo - solo un istante.

Possono esserci da 2 a 5 eclissi solari all'anno, in quest'ultimo caso è sicuramente privato.

Biglietto numero 4. Durante tutto l'anno, il Sole si muove lungo l'eclittica. L'eclittica passa attraverso le 12 costellazioni zodiacali. Durante il giorno, il Sole, come una normale stella, si muove parallelamente all'equatore celeste
(-23 ° 27 £ d £ + 23 ° 27 ). Questo cambiamento di declinazione è causato dall'inclinazione dell'asse terrestre rispetto al piano dell'orbita.

Alla latitudine dei tropici del Cancro (Sud) e del Capricorno (Nord), il Sole è allo zenit nei giorni dei solstizi d'estate e d'inverno.

Al Polo Nord, il Sole e le stelle non tramontano tra il 21 marzo e il 22 settembre. La notte polare inizia il 22 settembre.

Biglietto numero 5. Esistono due tipi di telescopi: un telescopio riflettore e un telescopio rifrattore (immagini).

Oltre ai telescopi ottici, ci sono i radiotelescopi, che sono dispositivi che registrano le radiazioni spaziali. Il radiotelescopio è un'antenna parabolica con un diametro di circa 100 M. Formazioni naturali, come crateri o pendii montuosi, vengono utilizzate come letto per l'antenna. L'emissione radio rende possibile l'esplorazione di pianeti e sistemi stellari.

Biglietto numero 6. parallasse orizzontaleè chiamato l'angolo con cui il raggio della Terra è visto dal pianeta, perpendicolare alla linea di vista.

p² - parallasse, r² - raggio angolare, R - raggio della Terra, r - raggio della stella.

Ora, per determinare la distanza dai luminari, usano metodi radar: inviano un segnale radio al pianeta, il segnale viene riflesso e registrato dall'antenna ricevente. Conoscendo il tempo di percorrenza del segnale, si determina la distanza.

Biglietto numero 7. L'analisi spettrale è uno strumento essenziale per esplorare l'universo. L'analisi spettrale è un metodo mediante il quale vengono determinate la composizione chimica dei corpi celesti, la loro temperatura, dimensione, struttura, distanza da essi e la loro velocità di movimento. L'analisi spettrale viene eseguita utilizzando spettrografi e strumenti spettroscopici. Con l'aiuto dell'analisi spettrale, è stata determinata la composizione chimica di stelle, comete, galassie e corpi del sistema solare, poiché nello spettro ogni riga o la loro combinazione è caratteristica di qualche elemento. Dall'intensità dello spettro, si può determinare la temperatura delle stelle e di altri corpi.

Secondo lo spettro, le stelle sono assegnate all'una o all'altra classe spettrale. Dal diagramma spettrale, puoi determinare la magnitudine stellare apparente della stella e quindi utilizzare le formule:

M = m + 5 + 5 lg p

log L = 0,4 (5 - M)

trova la magnitudine stellare assoluta, la luminosità e quindi la dimensione della stella.

Usando la formula Doppler

La creazione di moderne stazioni spaziali, navi riutilizzabili, nonché il lancio di astronavi sui pianeti (Vega, Marte, Luna, Voyager, Hermes) ha permesso di installare su di esse telescopi attraverso i quali queste stelle possono essere osservate da vicino senza interferenze atmosferiche.

Biglietto numero 8. L'inizio dell'era spaziale fu posto dalle opere dello scienziato russo K.E. Tsiolkovsky. Ha proposto di utilizzare motori a reazione per l'esplorazione dello spazio. Ha proposto per primo l'idea di utilizzare razzi multistadio per lanciare astronavi. La Russia è stata un pioniere in questa idea. Il primo satellite artificiale della Terra fu lanciato il 4 ottobre 1957, il primo sorvolo della Luna con fotografie - 1959, il primo volo umano nello spazio - 12 aprile 1961 Il primo volo sulla Luna da parte degli americani - 1964, il lancio di astronavi e stazioni spaziali...

1. Scopi scientifici:

• la permanenza dell'uomo nello spazio;
• esplorazione dello spazio;
• sviluppo di tecnologie di volo spaziale;

1. Obiettivi militari (protezione contro attacchi nucleari);
2. Telecomunicazioni (comunicazioni satellitari effettuate utilizzando satelliti di comunicazione);
3. Previsioni meteorologiche, previsione di disastri naturali (satelliti meteorologici);
4. Obiettivi di produzione:

• ricerca di minerali;
• monitoraggio ambientale.

Biglietto numero 9. Il merito di aver scoperto le leggi del moto planetario appartiene all'eminente scienziato Johannes Kepler.

Prima legge. Ogni pianeta ruota attorno a un'ellisse, in uno dei cui fuochi è il Sole.

Seconda legge. (la legge delle aree). Il raggio vettore del pianeta descrive aree uguali su intervalli di tempo uguali. Da questa legge segue che la velocità del pianeta quando si muove nella sua orbita è tanto maggiore quanto più è vicino al Sole.

Terza legge. I quadrati dei periodi orbitali stellari dei pianeti sono indicati come cubi dei semiassi maggiori delle loro orbite.

Questa legge permetteva di stabilire le distanze relative dei pianeti dal Sole (in unità del semiasse maggiore dell'orbita terrestre), poiché i periodi siderali dei pianeti erano già stati calcolati. Il semiasse maggiore dell'orbita terrestre viene preso come unità astronomica (AU) delle distanze.

Biglietto numero 10. Piano:

1. Elenca tutti i pianeti;
2. Divisione (pianeti terrestri: Mercurio, Marte, Venere, Terra, Plutone e pianeti giganti: Giove, Saturno, Urano, Nettuno);
3. Racconta delle caratteristiche di questi pianeti in base alla tabella. 5 (pag. 144);
4. Indica le caratteristiche principali di questi pianeti.

Biglietto numero 11 ... Piano:

1. Condizioni fisiche sulla Luna (dimensioni, massa, densità, temperatura);

La Luna è 81 volte inferiore alla Terra in massa, la sua densità media è di 3300 kg / m 3, cioè inferiore a quella della Terra. Non c'è atmosfera sulla luna, solo un sottile guscio di polvere. Gli enormi cambiamenti della temperatura della superficie lunare dal giorno alla notte sono spiegati non solo dall'assenza dell'atmosfera, ma anche dalla durata del giorno lunare e della notte lunare, che corrisponde alle nostre due settimane. La temperatura nel punto di girasole della Luna raggiunge + 120 ° С e nel punto opposto dell'emisfero notturno - 170 ° С.

1. Rilievi, mari, crateri;
2. Caratteristiche chimiche della superficie;
3. La presenza di attività tettonica.

Satelliti dei pianeti:

1. Marte (2 piccole lune: Phobos e Deimos);
2. Giove (16 satelliti, i più famosi sono 4 satelliti gallilei: Europa, Callisto, Io, Ganimede; su Europa è stato scoperto un oceano d'acqua);
3. Saturno (17 satelliti, Titano è particolarmente famoso: ha un'atmosfera);
4. Urano (16 satelliti);
5. Nettuno (8 satelliti);
6. Plutone (1 satellite).

Biglietto numero 12. Piano:

1. Comete (natura fisica, struttura, orbite, tipi), le comete più famose:

• la cometa di Halley (T = 76 anni; 1910 - 1986 - 2062);
• cometa Enka;
• cometa Hyakutaki;

1. Asteroidi (pianeti minori). I più famosi sono Cerere, Vesta, Pallade, Giunone, Icaro, Ermete, Apollo (più di 1500 in totale).

Lo studio di comete, asteroidi, sciami meteorici ha dimostrato che hanno tutti la stessa natura fisica e la stessa composizione chimica. Determinare l'età del sistema solare suggerisce che il sole ei pianeti hanno approssimativamente la stessa età (circa 5,5 miliardi di anni). Secondo la teoria dell'origine del sistema solare, l'accademico O. Yu. Schmidt, la Terra e i pianeti sono nati da una nuvola di polvere di gas che, a causa della legge di gravitazione universale, è stata catturata dal Sole e ruotata in la stessa direzione del Sole. A poco a poco, in questa nuvola si sono formate delle condensazioni, che hanno dato origine ai pianeti. La prova che i pianeti si sono formati da tali condensazioni è la ricaduta di meteoriti sulla Terra e su altri pianeti. Così nel 1975 fu notata la caduta della cometa Wachmann-Strassmann su Giove.

Biglietto numero 13. Il Sole è la stella più vicina a noi, nella quale, a differenza di tutte le altre stelle, possiamo osservare il disco e utilizzare un telescopio per studiarne piccoli dettagli. Il sole è una stella tipica, e quindi studiarlo aiuta a comprendere la natura delle stelle in generale.

La massa del Sole è 333 mila volte maggiore della massa della Terra, la potenza della radiazione totale del Sole è 4 * 10 23 kW, la temperatura effettiva è 6000 K.

Come tutte le stelle, il Sole è una palla di gas incandescente. Fondamentalmente è costituito da idrogeno con una miscela del 10% (dal numero di atomi) di elio, l'1-2% della massa del Sole cade su altri elementi più pesanti.

Sul Sole, la materia è altamente ionizzata, cioè gli atomi hanno perso i loro elettroni esterni e insieme a loro diventano particelle libere di gas ionizzato - plasma.

La densità media della materia solare è 1400 kg/m3. Tuttavia, questo è un numero medio e la densità negli strati esterni è incommensurabilmente inferiore e 100 volte maggiore al centro.

Sotto l'azione delle forze di attrazione gravitazionale dirette verso il centro del Sole, si crea un'enorme pressione nelle sue profondità, che raggiunge 2 * 10 8 Pa al centro, ad una temperatura di circa 15 milioni di K.

In queste condizioni, i nuclei degli atomi di idrogeno hanno velocità molto elevate e possono scontrarsi tra loro, nonostante l'azione della forza repulsiva elettrostatica. Alcune collisioni terminano in reazioni nucleari, in cui si forma elio dall'idrogeno e viene rilasciata una grande quantità di calore.

La superficie del sole (fotosfera) ha una struttura granulare, cioè è costituita da "grani" con una dimensione media di circa 1000 km. La granulazione è una conseguenza del movimento dei gas nella zona situata lungo la fotosfera. Di tanto in tanto, in alcune regioni della fotosfera, gli spazi scuri tra le macchie aumentano e si formano grandi macchie scure. Osservando le macchie solari attraverso un telescopio, Galileo notò che si muovevano lungo il disco visibile del sole. Su questa base concluse che il Sole ruota sul proprio asse, con un periodo di 25 giorni. all'equatore e 30 giorni. vicino ai poli.

I punti sono formazioni instabili, il più delle volte appaiono in gruppi. Intorno ai punti sono talvolta visibili formazioni di luce quasi impercettibili, chiamate torce. La caratteristica principale di spot e flare è la presenza di campi magnetici con induzione che raggiungono 0,4-0,5 T.

Biglietto numero 14. La manifestazione dell'attività solare sulla Terra:

1. Le macchie solari sono una fonte attiva di radiazioni elettromagnetiche che causano le cosiddette "tempeste magnetiche". Queste "tempeste magnetiche" influenzano le comunicazioni televisive e radiofoniche, causando potenti aurore.
2. Il sole emette i seguenti tipi di radiazioni: ultravioletti, raggi X, infrarossi e cosmici (elettroni, protoni, neutroni e adroni di particelle pesanti). Queste emissioni sono quasi interamente trattenute dall'atmosfera terrestre. Questo è il motivo per cui l'atmosfera terrestre dovrebbe essere mantenuta in buone condizioni. I buchi dell'ozono che appaiono periodicamente consentono alla radiazione solare di raggiungere la superficie terrestre e influenzare negativamente la vita organica sulla Terra.
3. L'attività solare si verifica ogni 11 anni. L'ultima attività solare massima è stata nel 1991. Il massimo previsto è il 2002. Per massima attività solare si intende il maggior numero di macchie solari, radiazioni e protuberanze. È stato a lungo stabilito che un cambiamento nell'attività solare del Sole influenza i seguenti fattori:

• la situazione epidemiologica sulla Terra;
• il numero di disastri naturali di vario genere (tifoni, terremoti, alluvioni, ecc.);
• sul numero di incidenti stradali e ferroviari.

Il massimo di tutto questo cade negli anni del Sole attivo. Come stabilito dallo scienziato Chizhevsky, il Sole attivo influisce sul benessere di una persona. Da allora, sono state fatte previsioni periodiche sul benessere umano.

Biglietto numero 15. Il raggio della terra risulta essere troppo piccolo per servire come base per misurare lo spostamento di parallasse delle stelle e la loro distanza. Pertanto, usa la parallasse annuale invece di quella orizzontale.

La parallasse annuale di una stella è l'angolo con cui si potrebbe vedere il semiasse maggiore dell'orbita terrestre dalla stella se è perpendicolare alla linea di vista.

a - semiasse maggiore dell'orbita terrestre,

p - parallasse annuale.

Anche l'unità di distanza è parsec. Parsec è la distanza dalla quale il semiasse maggiore dell'orbita terrestre, perpendicolare alla linea di vista, è visto con un angolo di 1².

1 parsec = 3,26 anni luce = 206265 AU. e. = 3 * 10 11 km.

Misurando la parallasse annuale, puoi stabilire in modo affidabile la distanza dalle stelle che non superano i 100 parsec o 300 sv. anni.

Biglietto numero 16. Le stelle sono classificate secondo i seguenti parametri: dimensione, colore, luminosità, classe spettrale.

Per dimensione, le stelle sono divise in stelle nane, stelle centrali, stelle normali, stelle giganti e stelle supergiganti. Le stelle nane sono compagne della stella Sirio; al centro - il Sole, Cappella (Auriga); normale (t = 10 mila K) - ha dimensioni comprese tra il Sole e Capella; stelle giganti - Antares, Arturo; supergiganti - Betelgeuse, Aldebaran.

Per colore, le stelle sono divise in rosso (Antares, Betelgeuse - 3000 K), giallo (Sole, Capella - 6000 K), bianco (Sirius, Deneb, Vega - 10.000 K), blu (Spica - 30.000 K).

Per luminosità, le stelle sono classificate come segue. Se prendiamo la luminosità del Sole come 1, allora le stelle bianche e blu hanno luminosità 100 e 10 mila volte superiori alla luminosità del Sole e nane rosse - 10 volte inferiori alla luminosità del Sole.

Secondo lo spettro, le stelle sono divise in classi spettrali (vedi tabella).

Condizioni di equilibrio: come sapete, le stelle sono gli unici oggetti naturali all'interno dei quali avvengono reazioni di fusione termonucleare incontrollate, che sono accompagnate dal rilascio di una grande quantità di energia e determinano la temperatura delle stelle. La maggior parte delle stelle sono stazionarie, cioè non esplodono. Alcune stelle esplodono (le cosiddette novae e supernovae). Perché le stelle in generale sono in equilibrio? La forza delle esplosioni nucleari vicino alle stelle stazionarie è bilanciata dalla forza di gravità, motivo per cui queste stelle rimangono in equilibrio.

Biglietto numero 17. La legge di Stefan-Boltzmann determina la relazione tra radiazione e temperatura delle stelle.

e = sТ 4 s - coefficiente, s = 5,67 * 10 -8 W / m 2 a 4

e - energia di radiazione per unità di superficie della stella

L è la luminosità della stella, R è il raggio della stella.

Utilizzando la formula di Stefan-Boltzmann e la legge di Wien, determinare la lunghezza d'onda alla quale cade la radiazione massima:

l max T = b b - Costante di Wien

Si può procedere dall'inverso, cioè utilizzando la luminosità e la temperatura, determinare la grandezza delle stelle.

Biglietto numero 18. Piano:

1. Cefeidi
2. Nuove stelle
3. Supernovae

Biglietto numero 19. Piano:

1. Visivamente doppio, multipli
2. binari spettrali
3. Stelle variabili eclissanti

Biglietto numero 20. Esistono diversi tipi di stelle: stelle singole, doppie e multiple, stazionarie e variabili, giganti e nane, novae e supernovae. Ci sono regolarità in questa varietà di stelle, nel loro apparente caos? Tali regolarità esistono, nonostante le diverse luminosità, temperature e dimensioni delle stelle.

1. È stato stabilito che all'aumentare della massa aumenta la luminosità delle stelle, e questa dipendenza è determinata dalla formula L = m 3.9, inoltre, per molte stelle vale la regolarità L »R 5.2.
2. Dipendenza di L da t° e colore (diagramma “colore - luminosità).

Più la stella è massiccia, più velocemente il combustibile principale, l'idrogeno, si esaurisce, trasformandosi in elio ( ). Enormi giganti blu e bianchi si esauriscono in 10 7 anni. Le stelle gialle come Capella e il Sole si esauriscono in 10 10 anni (t Sole = 5 * 10 9 anni). Le stelle bianche e blu si consumano e si trasformano in giganti rosse. Sintetizzano 2C + He ® C 2 He. Quando l'elio si esaurisce, la stella si contrae e si trasforma in una nana bianca. Nel tempo, la nana bianca si trasforma in una stella molto densa, che consiste in alcuni neutroni. Diminuire le dimensioni di una stella porta alla sua rotazione molto veloce. Questa stella pulsa, emettendo onde radio. Si chiamano pulsar, lo stadio finale delle stelle giganti. Alcune stelle con una massa molto maggiore della massa del Sole sono talmente compresse che girano i cosiddetti "buchi neri", che, a causa della gravità, non emettono radiazioni visibili.

Biglietto numero 21. Il nostro sistema stellare - la Galassia è una delle galassie ellittiche. La Via Lattea che vediamo è solo una parte della nostra Galassia. Nei moderni telescopi si possono vedere stelle fino a magnitudine 21. Il numero di queste stelle è 2 * 10 9, ma questa è solo una piccola parte della popolazione della nostra Galassia. Il diametro della Galassia è di circa 100 mila anni luce. Osservando la Galassia, si può notare una "spaccatura", causata dalla polvere interstellare, che blocca le stelle della Galassia da noi.

Popolazione della Galassia.

Ci sono molte giganti rosse e Cefeidi di breve periodo nel nucleo galattico. Nei rami più lontani dal centro si trovano molte supergiganti e Cefeidi classiche. I bracci a spirale contengono supergiganti calde e Cefeidi classiche. La nostra Galassia ruota attorno al centro della Galassia, che si trova nella costellazione di Ercole. Il sistema solare compie una rivoluzione completa attorno al centro della Galassia in 200 milioni di anni. Con la rotazione del sistema solare, si può determinare la massa approssimativa della Galassia - 2 * 10 11 m della Terra. Le stelle sono considerate stazionarie, ma in realtà le stelle si stanno muovendo. Ma poiché ne siamo significativamente lontani, questo movimento può essere osservato solo per migliaia di anni.

Biglietto numero 22. Nella nostra Galassia, oltre alle stelle singole, ci sono stelle che si uniscono in ammassi. Esistono 2 tipi di ammassi stellari:

1. Ammassi stellari aperti, come l'ammasso delle Pleiadi nelle costellazioni del Toro e delle Iadi. Un semplice occhio nelle Pleiadi può vedere 6 stelle, ma se guardi attraverso un telescopio, puoi vedere una dispersione di stelle. La dimensione dei cluster aperti è di pochi parsec. Gli ammassi stellari aperti sono costituiti da centinaia di stelle di sequenza principale e supergiganti.
2. Gli ammassi globulari hanno una dimensione massima di 100 parsec. Questi ammassi sono caratterizzati da Cefeidi di breve periodo e da una peculiare magnitudine stellare (da -5 a +5 unità).

L'astronomo russo V. Ya. Struve ha scoperto che esiste un assorbimento interstellare della luce. È l'assorbimento interstellare della luce che indebolisce la luminosità delle stelle. Il mezzo interstellare è pieno di polvere cosmica, che forma le cosiddette nebulose, ad esempio le nebulose oscure Large Magellanic Clouds, Horsehead. Nella costellazione di Orione, c'è una nebulosa di gas e polvere che brilla con la luce riflessa delle stelle vicine. Nella costellazione dell'Acquario si trova la Grande Nebulosa Planetaria, formatasi a seguito dell'emissione di gas dalle stelle vicine. Vorontsov-Velyaminov ha dimostrato che l'emissione di gas dalle stelle giganti è sufficiente per la formazione di nuove stelle. Le nebulose gassose formano uno strato di 200 parsec nella Galassia. Sono composti da H, He, OH, CO, CO 2, NH 3. L'idrogeno neutro emette una lunghezza d'onda di 0,21 M. La distribuzione di questa emissione radio determina la distribuzione dell'idrogeno nella Galassia. Inoltre, ci sono fonti di emissione radio bremsstrahlung (raggi X) (quasar) nella Galassia.

Biglietto numero 23. William Herschel nel 17° secolo ha mappato molte nebulose sulla mappa stellare. Successivamente, si è scoperto che si tratta di galassie giganti che si trovano al di fuori della nostra Galassia. Con l'aiuto delle Cefeidi, l'astronomo americano Hubble ha dimostrato che la galassia più vicina, M-31, si trova a una distanza di 2 milioni di anni luce. Nella costellazione della Veronica sono state scoperte circa un migliaio di tali galassie, situate a milioni di anni luce da noi. Hubble ha dimostrato che c'è un redshift negli spettri delle galassie. Questo spostamento è tanto maggiore quanto più lontana da noi la galassia. In altre parole, più lontana è la galassia, più rapida è la sua distanza da noi.

V offset = D * H H - costante di Hubble, D - spostamento nello spettro.

Il modello dell'universo in espansione basato sulla teoria di Einstein è stato confermato dallo scienziato russo Friedman.

Le galassie sono di tipo irregolare, ellittico e a spirale. Le galassie ellittiche sono nella costellazione del Toro, una galassia a spirale è la nostra, la nebulosa di Andromeda, una galassia irregolare è nelle nuvole di Magellano. Oltre alle galassie visibili nei sistemi stellari, esistono le cosiddette radiogalassie, cioè potenti sorgenti di emissione radio. Al posto di queste radiogalassie sono stati trovati piccoli oggetti luminosi, il cui redshift è così grande che sono ovviamente distanti da noi miliardi di anni luce. Erano chiamati quasar perché la loro radiazione a volte è più potente della radiazione di un'intera galassia. È possibile che i quasar siano i nuclei di sistemi stellari molto potenti.

Biglietto numero 24. L'ultimo catalogo stellare contiene più di 30 mila galassie più luminose della magnitudine 15 e, con l'aiuto di un potente telescopio, è possibile fotografare centinaia di milioni di galassie. Tutto questo insieme alla nostra Galassia forma la cosiddetta metagalassia. In termini di dimensioni e numero di oggetti, la metagalassia è infinita, non ha inizio né fine. Secondo i concetti moderni, in ogni galassia c'è un'estinzione di stelle e intere galassie, così come l'emergere di nuove stelle e galassie. La scienza che studia il nostro Universo nel suo insieme si chiama cosmologia. Secondo la teoria di Hubble e Friedman, il nostro universo, tenendo conto della teoria generale di Einstein, un tale universo si sta espandendo circa 15 miliardi di anni fa, le galassie più vicine erano più vicine a noi di quanto lo siano ora. Da qualche parte nello spazio sorgono nuovi sistemi stellari e, tenendo conto della formula E = mc 2, poiché possiamo dire che, poiché le masse e le energie sono equivalenti, la loro reciproca trasformazione l'una nell'altra è la base del mondo materiale.

1. Ora locale.

Il tempo misurato su un dato meridiano geografico si chiama ora locale questo meridiano. Per tutti i luoghi sullo stesso meridiano, l'angolo orario dell'equinozio di primavera (o il Sole, o il sole di mezzo) è lo stesso in ogni momento. Pertanto, sull'intero meridiano geografico, l'ora locale (siderale o solare) nello stesso momento è la stessa.

Se la differenza di longitudine geografica di due luoghi è D io, allora in un luogo più orientale l'angolo orario di qualsiasi stella sarà in D io maggiore dell'angolo orario della stessa stella in un luogo più occidentale. Pertanto, la differenza tra eventuali ore locali su due meridiani nello stesso momento fisico è sempre uguale alla differenza delle longitudini di questi meridiani, espressa in misura oraria (in unità di tempo):

quelli. il tempo medio locale di qualsiasi punto sulla Terra è sempre uguale al tempo universale in quel momento più la longitudine di quel punto, espressa in un'ora, e considerata positiva a est di Greenwich.

Nei calendari astronomici, i momenti della maggior parte dei fenomeni sono indicati dal tempo universale T 0. Momenti di questi fenomeni nell'ora locale T t. sono facilmente determinate dalla formula (1.28).

3. Fuso orario... È scomodo utilizzare sia l'ora solare media locale che l'ora universale nella vita di tutti i giorni. Il primo perché ci sono, in linea di principio, lo stesso numero di sistemi temporali locali quanti sono i meridiani geografici, cioè innumerevoli. Pertanto, per stabilire la sequenza di eventi o fenomeni rilevati nell'ora locale, è assolutamente necessario conoscere, oltre ai momenti, anche la differenza di longitudine di quei meridiani sui quali tali eventi o fenomeni si sono verificati.

La sequenza degli eventi annotati in UTC è facile da stabilire, ma la grande differenza tra l'UTC e l'ora locale dei meridiani lontani da Greenwich rende scomodo l'uso dell'UTC nella vita di tutti i giorni.

Nel 1884 fu proposto sistema di conteggio del tempo medio della cintura, la cui essenza è la seguente. Il tempo si conta solo a 24 maggiore meridiani geografici situati l'uno dall'altro in longitudine esattamente 15° (o dopo 1 h), approssimativamente nel mezzo di ciascuno fuso orario. Fusi orari Sono chiamate aree della superficie terrestre, in cui è convenzionalmente suddivisa da linee che vanno dal suo polo nord a sud e distanziate di circa 7°, 5 dai meridiani principali. Queste linee, o i confini dei fusi orari, seguono esattamente i meridiani geografici solo nei mari e negli oceani aperti e nelle aree disabitate. Per il resto della loro lunghezza, seguono i confini statali, amministrativi, economici o geografici, deviando dal meridiano corrispondente in una direzione o nell'altra. I fusi orari sono numerati da 0 a 23. Greenwich è considerato il meridiano principale della zona zero. Il meridiano principale del primo fuso orario si trova da Greenwich esattamente 15 ° a est, il secondo - a 30 °, il terzo - a 45 °, ecc. a 23 fuso orario, il cui meridiano principale ha una longitudine est di 345° da Greenwich (o longitudine ovest 15°).

Tempo standardT pè chiamato tempo solare medio locale, misurato in corrispondenza del meridiano principale di un dato fuso orario. Viene utilizzato per tenere traccia del tempo in tutto il territorio che si trova in un determinato fuso orario.

Zona ora della zona data NSè associato al tempo universale dalla relazione ovvia

È anche abbastanza ovvio che la differenza tra i fusi orari di due punti è un numero intero di ore pari alla differenza tra i numeri dei loro fusi orari.

4. Estate... Al fine di distribuire in modo più efficiente l'elettricità destinata alle imprese di illuminazione e ai locali residenziali e per sfruttare al meglio la luce del giorno nei mesi estivi dell'anno, in molti paesi (compresa la nostra repubblica), le lancette delle ore dell'orologio standard vengono spostate avanti di 1 ora o mezz'ora. Il cosidetto estate... In autunno l'orologio viene nuovamente impostato sull'ora solare.

Collegamento all'ora legale T l qualsiasi articolo con la sua ora solare T p e con il tempo universale T 0 è dato dalle seguenti relazioni:

(1.30)

1. Risoluzione teorica del telescopio:

In cui si λ - lunghezza media di un'onda luminosa (5,5 · 10 -7 m), DÈ il diametro dell'obiettivo del telescopio, o, dove DÈ il diametro dell'obiettivo del telescopio in millimetri.

2. Ingrandimento del telescopio:

In cui si F- lunghezza focale dell'obiettivo, F- la lunghezza focale dell'oculare.

3. L'altezza dei luminari al culmine:

l'altezza dei luminari al culmine superiore, culminante a sud dello zenit ( D < J):

, dove J- latitudine del luogo di osservazione, D- declinazione del luminare;

l'altezza dei luminari al culmine superiore, culminante a nord dello zenit ( D > J):

, dove J- latitudine del luogo di osservazione, D- declinazione del luminare;

l'altezza dei luminari al culmine inferiore:

, dove J- latitudine del luogo di osservazione, D- la declinazione del luminare.

4. Rifrazione astronomica:

Una formula approssimativa per il calcolo dell'angolo di rifrazione, espresso in secondi d'arco (a una temperatura di + 10 ° C e una pressione atmosferica di 760 mm Hg):

, dove z- distanza zenitale del luminare (per z<70°).

tempo siderale:

In cui si un- ascensione retta di qualsiasi luminare, T- il suo angolo orario;

ora solare media (ora media locale):

T m = T  + h, dove T- vero tempo solare, h- equazione del tempo;

tempo universale:

Dove l è la longitudine del punto con il tempo medio locale T m, espresso in misura oraria, T 0 - ora universale in questo momento;

tempo standard:

In cui si T 0 - tempo universale; n- numero di fuso orario (per Greenwich n= 0, per Mosca n= 2, per Krasnojarsk n=6);

Ora legale:

o

6. Formule che collegano il periodo siderale (stellare) dell'orbitale del pianeta T con il periodo sinodico della sua circolazione S:

per i pianeti superiori:

per i pianeti inferiori:

, dove TÅ - periodo stellare della rivoluzione della Terra intorno al Sole.

7. Terza legge di Keplero:

, dove T 1 e T 2- periodi di circolazione planetaria, un 1 e un 2 - semiassi maggiori della loro orbita.

8. La legge di gravitazione universale:

In cui si m 1 e m2- le masse dei punti materiali di attrazione, R- la distanza tra loro, G- costante gravitazionale.

9. La terza legge di Keplero generalizzata:

, dove m 1 e m2- le masse di due corpi che si attraggono reciprocamente, R- la distanza tra i loro centri, T- il periodo di rivoluzione di questi corpi attorno al comune centro di massa, G- costante gravitazionale;

per il sistema Sole e due pianeti:

, dove T 1 e T 2- periodi siderali (stellari) di rivoluzione planetaria, m- la massa del Sole, m 1 e m2- le masse dei pianeti, un 1 e un 2 - semiassi maggiori delle orbite dei pianeti;

per i sistemi Sole e pianeta, pianeta e satellite:

, dove m- la massa del sole; m 1 - la massa del pianeta; m 2 - la massa del satellite del pianeta; T 1 e un 1- il periodo di rivoluzione del pianeta attorno al Sole e il semiasse maggiore della sua orbita; T 2 e un 2- il periodo di rivoluzione del satellite attorno al pianeta e il semiasse maggiore della sua orbita;

a m >> m 1, a m 1 >> m 2 ,

10. Velocità lineare del corpo in un'orbita parabolica (velocità parabolica):

, dove G m- la massa del corpo centrale, RÈ il raggio vettore del punto scelto dell'orbita parabolica.

11. Velocità lineare del corpo in un'orbita ellittica in un punto selezionato:

, dove G- costante gravitazionale, m- la massa del corpo centrale, R- raggio vettore del punto selezionato dell'orbita ellittica, un- semiasse maggiore di un'orbita ellittica.

12. Velocità lineare del corpo in un'orbita circolare (velocità circolare):

, dove G- costante gravitazionale, m- la massa del corpo centrale, R- raggio orbitale, v p è la velocità parabolica.

13. Eccentricità di un'orbita ellittica, che caratterizza il grado di deviazione dell'ellisse dal cerchio:

, dove C- la distanza dal fuoco al centro dell'orbita, un- semiasse maggiore dell'orbita, BÈ il semiasse minore dell'orbita.

14. Relazione tra le distanze del periasse e dell'apocentro con il semiasse maggiore e l'eccentricità dell'orbita ellittica:

In cui si R P - la distanza dal fuoco, in cui si trova il corpo celeste centrale, al periapsi, R A - la distanza dal fuoco, in cui si trova l'astro centrale, all'apocentro, un- semiasse maggiore dell'orbita, e- eccentricità orbitale.

15. Distanza dalla stella (all'interno del sistema solare):

, dove R ρ 0 - parallasse orizzontale del luminare, espressa in secondi d'arco,

o dove D 1 e D 2 - distanze dalle stelle, ρ 1 e ρ 2 - le loro parallasse orizzontali.

16. Raggio del luminare:

In cui si ρ - l'angolo con cui il raggio del disco del luminare è visibile dalla Terra (raggio angolare), Rè il raggio equatoriale della Terra, ρ 0 - parallasse orizzontale della stella; m - magnitudine apparente, RÈ la distanza dalla stella in parsec.

20. Legge di Stefan-Boltzmann:

= σT 4 dove ε È l'energia emessa per unità di tempo da un'unità di superficie, TÈ la temperatura (in kelvin), e σ È la costante di Stefan – Boltzmann.

21. La legge del vino:

In cui si λ max è la lunghezza d'onda alla quale cade la radiazione massima del corpo nero (in centimetri), TÈ la temperatura assoluta in Kelvin.

22. Legge di Hubble:

, dove v- la velocità radiale della galassia che si allontana, C- velocità della luce, λ - Spostamento Doppler delle righe nello spettro, λ - la lunghezza d'onda della sorgente di radiazione, z- spostamento verso il rosso, R- distanza dalla galassia in megaparsec, h La costante di Hubble è pari a 75 km/(s × Mpc).

BIGLIETTI PER IL CORSO DI ASTRONOMIA 11

BIGLIETTO numero 1

I movimenti visibili dei luminari, come risultato del loro stesso movimento nello spazio, la rotazione della Terra e la sua rivoluzione attorno al Sole.

La Terra compie movimenti complessi: ruota attorno al proprio asse (T = 24 ore), si muove attorno al Sole (T = 1 anno), ruota con la Galassia (T = 200 mila anni). Ciò mostra che tutte le osservazioni fatte dalla Terra differiscono nelle traiettorie apparenti. I pianeti si muovono nel cielo da est a ovest (movimento in avanti), quindi da ovest a est (movimento all'indietro). I momenti di cambio di direzione sono chiamati stand. Se tracci questo percorso su una mappa, ottieni un ciclo. Maggiore è la distanza tra il pianeta e la Terra, minore è la dimensione del ciclo. I pianeti sono divisi in inferiori e superiori (inferiore - all'interno dell'orbita terrestre: Mercurio, Venere; superiore: Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno e Plutone). Tutti questi pianeti ruotano allo stesso modo della Terra attorno al Sole, ma a causa del movimento della Terra, si può osservare il movimento ad anello dei pianeti. Le posizioni relative dei pianeti rispetto al Sole e alla Terra sono chiamate configurazioni planetarie.

Configurazioni del pianeta, decompl. geometrico la posizione dei pianeti rispetto al Sole e alla Terra. Alcune posizioni dei pianeti, visibili dalla Terra e misurate rispetto al Sole, sono speciali. titoli. Fico. V - pianeta interno, io- pianeta esterno, E- Terra, S - Il Sole. Quando int. il pianeta giace in linea retta con il Sole, è in connessione. K. p. EV 1 S e ESV 2 sono chiamati connessione inferiore e superiore rispettivamente. est. il pianeta I è in congiunzione superiore quando giace in linea retta con il Sole ( ESI 4) e in confronto, quando si trova nella direzione opposta al Sole (I 3 ES) L'angolo tra le direzioni al pianeta e al Sole con apice sulla Terra, es. I 5 ES si chiama allungamento. Per int. pianeti max, l'allungamento si verifica quando l'angolo EV 8 S è di 90°; per est. i pianeti possono allungarsi nell'intervallo da 0° ESI 4) a 180° (I 3 ES).Quando l'allungamento è di 90°, si dice che il pianeta si trova in squadratura(I 6 ES, I 7 ES).

Il periodo durante il quale il pianeta ruota attorno al Sole nella sua orbita è chiamato periodo orbitale siderale (stellare) - T, il periodo di tempo tra due configurazioni identiche - il periodo sinodico - S.

I pianeti si muovono intorno al Sole in una direzione e compiono un giro completo intorno al Sole per un periodo di tempo = periodo siderale

per i pianeti interni

per i pianeti esterni

S - periodo siderale (relativo alle stelle), T - periodo sinodico (tra le fasi), T Å = 1 anno.

Comete e corpi di meteoriti si muovono lungo traiettorie ellittiche, paraboliche e iperboliche.

Calcolare la distanza dalla galassia in base alla legge di Hubble.

H = 50 km/s * Mpc - costante di Hubble

BIGLIETTO numero 2

Principi per determinare le coordinate geografiche da osservazioni astronomiche.

Ci sono 2 coordinate geografiche: latitudine geografica e longitudine geografica. L'astronomia come scienza pratica ti permette di trovare queste coordinate. L'altezza del polo del mondo sopra l'orizzonte è uguale alla latitudine del sito di osservazione. La latitudine geografica approssimativa può essere determinata misurando l'altezza della Stella Polare, perché dista circa 1 0 dal Polo Nord del mondo. È possibile determinare la latitudine del sito di osservazione dall'altezza del luminare al culmine superiore ( Climax- il momento in cui il luminare passa per il meridiano) secondo la formula:

j = d ± (90 - h), a seconda che culmina a sud oa nord dallo zenit. h - altezza del luminare, d - declinazione, j - latitudine.

La longitudine geografica è la seconda coordinata, misurata dal meridiano zero di Greenwich a est. La terra è divisa in 24 fusi orari, la differenza di tempo è di 1 ora. La differenza di ore locali è uguale alla differenza di longitudine:

T λ 1 - T λ 2 = λ 1 - λ 2 Quindi, avendo appreso la differenza di tempo in due punti, di cui è nota la longitudine, è possibile determinare la longitudine dell'altro punto.

Ora locale- questa è l'ora solare in un dato luogo sulla Terra. In ogni punto, l'ora locale è diversa, quindi le persone vivono secondo l'ora standard, cioè secondo l'ora del meridiano medio di una determinata cintura. La linea della data corre a est (stretto di Bering).

Calcolo della temperatura di una stella in base ai dati sulla sua luminosità e dimensione.

L - luminosità (Lc = 1)

R - raggio (Rc = 1)

T - Temperatura (Tc = 6000)

BIGLIETTO numero 3

Le ragioni del cambiamento delle fasi lunari. Condizioni per l'inizio e la frequenza delle eclissi solari e lunari.

Fase, in astronomia, il cambiamento di fase si verifica a causa di periodiche. cambiamenti nelle condizioni di illuminazione dei corpi celesti in relazione all'osservatore. Il cambiamento nella F. della Luna è dovuto a un cambiamento nella posizione relativa della Terra, della Luna e del Sole, nonché al fatto che la Luna brilla di luce riflessa da essa. Quando la Luna si trova tra il Sole e la Terra su una linea retta che li collega, la parte non illuminata della superficie lunare è rivolta verso la Terra, quindi non la vediamo. Questo F. - nuova luna. Dopo 1 - 2 giorni la Luna si allontana da questa linea retta e dalla Terra è visibile una stretta mezzaluna lunare. Durante la luna nuova, quella parte della luna che non è illuminata dalla luce solare diretta è ancora visibile nel cielo scuro. Questo fenomeno è stato chiamato luce di cenere. Una settimana dopo, arriva F. - primo quarto: la parte illuminata della luna è metà del disco. poi arriva Luna piena- La Luna è di nuovo sulla linea che collega il Sole e la Terra, ma dall'altra parte della Terra. È visibile l'intero disco della luna. Quindi la parte visibile inizia a diminuire e ultimo quarto, quelli. di nuovo si può osservare la metà del disco illuminata. L'intero periodo di cambio della Luna F. è chiamato mese sinodico.

Eclisse, un fenomeno astronomico, quando un corpo celeste copre completamente o parzialmente un altro, o l'ombra di un corpo cade su un altro Solar 3. si verificano quando la Terra cade nell'ombra proiettata dalla Luna, e lunari - quando la Luna cade in l'ombra della Terra. L'ombra della luna durante il 3 solare è costituita dall'ombra centrale e dalla penombra circostante. In condizioni favorevoli, la luna piena 3. può durare 1 ora. 45 minuti Se la Luna non entra completamente nell'ombra, un osservatore sul lato notturno della Terra vedrà il quoziente lunare 3. I diametri angolari del Sole e della Luna sono quasi gli stessi, quindi il 3 solare totale dura solo un pochi. minuti. Quando la Luna è al suo apogeo, la sua dimensione angolare è leggermente inferiore a quella del Sole. Solar 3.può verificarsi se la linea che collega i centri del sole e della luna attraversa la superficie terrestre. I diametri dell'ombra lunare quando cadono sulla Terra possono raggiungere diversi. centinaia di chilometri. L'osservatore vede che il disco lunare scuro non ha coperto completamente il Sole, lasciando il suo bordo aperto sotto forma di un anello luminoso. Questo è il cosiddetto. solare anulare 3. Se le dimensioni angolari della Luna sono maggiori del Sole, allora l'osservatore in prossimità del punto di intersezione della linea che collega i loro centri con la superficie terrestre vedrà il pieno solare 3. Poiché La Terra gira intorno al suo asse, la Luna intorno alla Terra, e la Terra intorno al Sole, l'ombra lunare scivola velocemente lungo la superficie terrestre dal punto in cui è caduta su di essa, ad altri, dove la lascia, e traccia sul Terra * una striscia di 3. pieno o anulare 3. Particolare 3. può essere osservato quando la luna oscura solo una parte del sole. Il tempo, la durata e l'andamento del 3. solare o lunare dipendono dalla geometria del sistema Terra-Luna-Sole. A causa dell'inclinazione dell'orbita lunare rispetto a * l'eclittica, solare e lunare 3. non si verificano su ogni luna nuova o luna piena. Il confronto della previsione 3. con le osservazioni permette di affinare la teoria del moto della luna. Poiché la geometria del sistema si ripete quasi esattamente ogni 18 anni e 10 giorni, 3. si verificano con questo periodo, chiamato saros. Registrazione 3. Fin dall'antichità è possibile verificare l'effetto delle maree sull'orbita lunare.

Determinazione delle coordinate delle stelle sulla mappa stellare.

BIGLIETTO numero 4

Caratteristiche del movimento diurno del Sole a diverse latitudini geografiche in diversi periodi dell'anno.

Considera il movimento annuale del Sole attraverso la sfera celeste. La Terra fa una rivoluzione completa attorno al Sole in un anno, in un giorno il Sole si sposta lungo l'eclittica da ovest a est di circa 1 ° e in 3 mesi - di 90 °. Tuttavia, in questa fase, è importante che poiché il movimento del Sole lungo l'eclittica è accompagnato da una variazione della sua declinazione che va da δ = -e (solstizio d'inverno) a δ = + e (solstizio d'estate), dove e è l'angolo di inclinazione dell'asse terrestre. Pertanto, durante l'anno, cambia anche la posizione del parallelo diurno del Sole. Considera le latitudini medie dell'emisfero settentrionale.

Durante il passaggio dell'equinozio di primavera dal Sole (α = 0 h), alla fine di marzo, la declinazione del Sole è 0°, quindi in questo giorno il Sole è praticamente all'equatore celeste, sorge ad est, sorge nel culmine superiore ad un'altezza di h = 90 ° - e tramonta a ovest. Poiché l'equatore celeste divide la sfera celeste a metà, il Sole è metà del giorno sopra l'orizzonte, metà - sotto di esso, ad es. il giorno è uguale alla notte, che si riflette nel nome "equinozio". Al momento dell'equinozio, la tangente all'eclittica nella posizione del Sole è inclinata all'equatore di un angolo massimo pari a e, quindi anche la velocità di aumento della declinazione del Sole in questo momento è massima.

Dopo l'equinozio di primavera, la declinazione del Sole aumenta rapidamente, quindi ogni giorno sempre più parallelo diurno del Sole è al di sopra dell'orizzonte. Il sole sorge prima, sorge più in alto nel climax superiore e tramonta più tardi. I punti di levata e tramonto si spostano ogni giorno verso nord e la giornata si allunga.

Tuttavia, l'angolo di inclinazione della tangente all'eclittica nella posizione del Sole diminuisce ogni giorno e con esso diminuisce la velocità di aumento della declinazione. Infine, alla fine di giugno, il Sole raggiunge il punto più settentrionale dell'eclittica (α = 6 ore, δ = + e). A questo punto, sale nel culmine superiore ad un'altezza di h = 90 ° - φ + e, sale approssimativamente a nord-est, tramonta a nord-ovest e la lunghezza del giorno raggiunge il suo valore massimo. Allo stesso tempo, cessa l'aumento quotidiano dell'altezza del Sole al culmine superiore, e il Sole di mezzogiorno, per così dire, "si ferma" nel suo movimento verso nord. Da qui il nome "solstizio d'estate".

Successivamente, la declinazione del Sole inizia a diminuire, all'inizio molto lentamente, quindi sempre più velocemente. Sorge ogni giorno più tardi, tramonta prima, i punti di levata e tramonto risalgono a sud.

Entro la fine di settembre, il Sole raggiunge il secondo punto di intersezione dell'eclittica con l'equatore (α = 12 ore), e l'equinozio torna, ora in autunno. Anche in questo caso, il tasso di variazione della declinazione del Sole sta raggiungendo il picco e si sta spostando rapidamente a sud. La notte sta diventando più lunga del giorno e l'altezza del Sole al culmine superiore diminuisce ogni giorno che passa.

Entro la fine di dicembre, il Sole raggiunge il punto più meridionale dell'eclittica (α = 18 ore) e il suo movimento verso sud si ferma, si "ferma" di nuovo. Questo è il solstizio d'inverno. Il sole sorge quasi a sud-est, tramonta a sud-ovest e a mezzogiorno sorge a sud ad un'altezza di h = 90 ° - φ - e.

E poi tutto ricomincia da capo: la declinazione del Sole aumenta, l'altezza nel climax superiore aumenta, il giorno si allunga, i punti di alba e tramonto si spostano a nord.

A causa della dispersione della luce da parte dell'atmosfera terrestre, il cielo continua a rimanere luminoso per qualche tempo dopo il tramonto. Questo periodo è chiamato crepuscolo. Per la profondità dell'immersione del sole sotto l'orizzonte, si distingue il crepuscolo civile (-8 ° -12°) e astronomico (h> -18°), dopodiché la luminosità del cielo notturno rimane approssimativamente costante.

In estate, a d = + e, l'altezza del Sole al culmine inferiore è h = φ + e - 90 °. Pertanto, a nord di latitudine ~ 48 ° 0,5 al solstizio d'estate, il Sole al culmine inferiore si tuffa sotto l'orizzonte di meno di 18 ° e le notti estive diventano luminose a causa del crepuscolo astronomico. Allo stesso modo, a φ> 54 ° .5 nel solstizio d'estate, l'altezza del Sole è h> -12 ° - il crepuscolo di navigazione dura tutta la notte (Mosca cade in questa zona, dove non fa buio per tre mesi all'anno - da inizio maggio a inizio agosto). Ancora più a nord, a φ>58 °,5, il crepuscolo civile non si ferma in estate (qui si trova San Pietroburgo con le sue famose "notti bianche").

Infine, alla latitudine φ = 90° - e, il parallelo diurno del Sole durante i solstizi toccherà l'orizzonte. Questa latitudine è il Circolo Polare Artico. Ancora più a nord, il Sole per qualche tempo in estate non tramonta oltre l'orizzonte - tramonta il giorno polare e in inverno non sorge - la notte polare.

Ora diamo un'occhiata alle latitudini più meridionali. Come già accennato, a sud di latitudine φ = 90° - e - 18° le notti sono sempre buie. Con un ulteriore spostamento verso sud, il Sole sorge sempre più in alto in qualsiasi momento dell'anno e la differenza tra le parti del suo parallelo diurno, situate sopra e sotto l'orizzonte, diminuisce. Di conseguenza, la lunghezza del giorno e della notte, anche durante i solstizi, differiscono sempre meno. Infine, alla latitudine j = e, il parallelo diurno del Sole per il solstizio d'estate passerà per lo zenit. Questa latitudine è chiamata tropico settentrionale; al momento del solstizio d'estate, in uno dei punti a questa latitudine, il Sole è esattamente allo zenit. Infine, all'equatore, i paralleli diurni del Sole sono sempre divisi dall'orizzonte in due parti uguali, cioè il giorno è sempre uguale alla notte, e il Sole è allo zenit durante gli equinozi.

A sud dell'equatore, tutto sarà simile a quanto descritto sopra, solo per la maggior parte dell'anno (e sempre a sud del tropico meridionale), il culmine superiore del Sole avverrà a nord dello zenit.

Mirare a un bersaglio e mettere a fuoco il telescopio .

BIGLIETTO numero 5

1. Il principio di funzionamento e lo scopo del telescopio.

Telescopio, un dispositivo astronomico per l'osservazione dei corpi celesti. Un telescopio ben progettato è in grado di raccogliere radiazioni elettromagnetiche in varie gamme dello spettro. In astronomia, un telescopio ottico è progettato per ingrandire un'immagine e raccogliere la luce da sorgenti deboli, specialmente quelle invisibili ad occhio nudo. è in grado di raccogliere più luce e fornire un'elevata risoluzione angolare rispetto ad essa, quindi è possibile vedere più dettagli nell'immagine ingrandita. In un telescopio rifrattore, una lente di grandi dimensioni viene utilizzata come obiettivo, raccogliendo e focalizzando la luce e l'immagine viene visualizzata utilizzando un oculare costituito da una o più lenti. Il problema principale nella progettazione dei telescopi rifrattori è l'aberrazione cromatica (il bordo colorato attorno all'immagine prodotto da una semplice lente a causa del fatto che la luce di lunghezze d'onda diverse viene focalizzata a distanze diverse). Può essere eliminato utilizzando una combinazione di lenti convesse e concave, ma non è possibile realizzare lenti più grandi di un certo limite di dimensioni (circa 1 metro di diametro). Pertanto, attualmente, viene data preferenza ai telescopi riflettori in cui viene utilizzato uno specchio come obiettivo. Il primo telescopio riflettore fu inventato da Newton secondo il suo schema, chiamato Il sistema di Newton. Ora ci sono diversi metodi di osservazione dell'immagine: Newton, sistemi Cassegrain (la posizione di messa a fuoco è conveniente per registrare e analizzare la luce con l'aiuto di altri dispositivi, come un fotometro o uno spettrometro), Kude (lo schema è molto conveniente quando l'attrezzatura ingombrante è necessaria per l'analisi della luce), Maksutov (il cosiddetto menisco), Schmidt (utilizzato quando è necessario effettuare rilievi del cielo su larga scala).

Insieme ai telescopi ottici, ci sono telescopi che raccolgono radiazioni elettromagnetiche in altre gamme. Ad esempio sono diffusi vari tipi di radiotelescopi (con specchio parabolico: fisso e full-turn; tipo RATAN-600; in fase; radio interferometri). Sono disponibili anche telescopi per la registrazione di raggi X e raggi gamma. Poiché quest'ultimo è assorbito dall'atmosfera terrestre, i telescopi a raggi X sono solitamente montati su satelliti o sonde aviotrasportate. L'astronomia gamma utilizza i telescopi sui satelliti.

Calcolo del periodo orbitale del pianeta in base alla terza legge di Keplero.

Tz = 1 anno

az = 1 unità astronomica

1 parsec = 3,26 anni luce = 206265 AU. e. = 3 * 10 11 km.

BIGLIETTO numero 6

Metodi per determinare le distanze dai corpi del sistema solare e le loro dimensioni.

Innanzitutto, viene determinata la distanza da un punto accessibile. Questa distanza è chiamata linea di base. L'angolo con cui la base è visibile da un luogo inaccessibile si chiama parallasse... La parallasse orizzontale è l'angolo con cui il raggio della Terra è visto dal pianeta, perpendicolare alla linea di vista.

p² - parallasse, r² - raggio angolare, R - raggio della Terra, r - raggio della stella.

Metodo radar. Consiste nel fatto che un potente impulso a breve termine viene inviato a un corpo celeste e quindi viene ricevuto un segnale riflesso. La velocità di propagazione delle onde radio è uguale alla velocità della luce nel vuoto: nota. Pertanto, se misuri accuratamente il tempo impiegato dal segnale per raggiungere l'astro e tornare indietro, è facile calcolare la distanza desiderata.

Le osservazioni radar consentono di determinare con grande precisione le distanze dai corpi celesti del sistema solare. Questo metodo è stato utilizzato per chiarire le distanze dalla Luna, Venere, Mercurio, Marte, Giove.

Posizione laser della luna. Subito dopo l'invenzione di potenti sorgenti di radiazioni luminose - generatori quantistici ottici (laser) - iniziarono a essere condotti esperimenti sulla posizione laser della luna. Il metodo del raggio laser è simile al radar, ma la precisione della misurazione è molto più elevata. La posizione ottica consente di determinare la distanza tra i punti selezionati della superficie lunare e terrestre con una precisione di centimetri.

Per determinare le dimensioni della Terra, viene determinata la distanza tra due punti situati sullo stesso meridiano, quindi la lunghezza dell'arco io , corrispondente a 1°- n .

Per determinare la dimensione dei corpi del sistema solare, puoi misurare l'angolo con cui sono visibili all'osservatore terrestre: il raggio angolare della stella r e la distanza dalla stella D.

Tenendo conto di p 0 - la parallasse orizzontale della stella e che gli angoli p 0 e r sono piccoli,

Determinazione della luminosità di una stella in base ai dati sulla sua dimensione e temperatura.

L - luminosità (Lc = 1)

R - raggio (Rc = 1)

T - Temperatura (Tc = 6000)

BIGLIETTO numero 7

1. Possibilità di analisi spettrale e osservazioni extraatmosferiche per lo studio della natura dei corpi celesti.

La scomposizione della radiazione elettromagnetica in lunghezze d'onda allo scopo di studiarle è chiamata spettroscopia. L'analisi dello spettro è il metodo principale per studiare gli oggetti astronomici utilizzati in astrofisica. Lo studio degli spettri fornisce informazioni su temperatura, velocità, pressione, composizione chimica e altre importanti proprietà degli oggetti astronomici. Dallo spettro di assorbimento (più precisamente dalla presenza di alcune righe nello spettro), si può giudicare la composizione chimica dell'atmosfera della stella. Dall'intensità dello spettro, puoi determinare la temperatura delle stelle e di altri corpi:

l max T = b, b - costante di Wien. Puoi imparare molto su una stella usando l'effetto Doppler. Nel 1842 stabilì che la lunghezza d'onda , ricevuta dall'osservatore, è correlata alla lunghezza d'onda della sorgente di radiazione dal rapporto: , dove V è la proiezione della velocità della sorgente sulla linea di vista. La legge che scoprì fu chiamata legge di Doppler:. Lo spostamento delle linee nello spettro della stella rispetto allo spettro di confronto verso il lato rosso indica che la stella si sta allontanando da noi, lo spostamento verso il lato viola dello spettro - che la stella si sta avvicinando a noi. Se le linee dello spettro cambiano periodicamente, allora la stella ha una compagna e ruotano attorno a un centro di massa comune. L'effetto Doppler permette anche di stimare la velocità di rotazione delle stelle. Anche quando il gas che emette non ha movimento relativo, le righe spettrali emesse dai singoli atomi si sposteranno dal valore di laboratorio a causa del movimento termico irregolare. Per la massa totale del gas, questa sarà espressa in allargamento delle righe spettrali. In questo caso, il quadrato della larghezza della linea spettrale Doppler è proporzionale alla temperatura. Pertanto, la larghezza della riga spettrale può essere utilizzata per giudicare la temperatura del gas che emette. Nel 1896, il fisico olandese Zeeman scoprì l'effetto della scissione delle righe spettrali in un forte campo magnetico. Con l'aiuto di questo effetto, ora è diventato possibile "misurare" i campi magnetici cosmici. Un effetto simile (chiamato effetto Stark) si osserva in un campo elettrico. Si manifesta quando un forte campo elettrico appare in una stella per un breve periodo.

L'atmosfera terrestre trattiene parte della radiazione proveniente dallo spazio. Anche la luce visibile che lo attraversa è distorta: il movimento dell'aria offusca l'immagine dei corpi celesti e le stelle brillano, sebbene in realtà la loro luminosità sia invariata. Pertanto, dalla metà del XX secolo, gli astronomi hanno iniziato a condurre osservazioni dallo spazio. I telescopi atmosferici esterni raccolgono e analizzano i raggi X, gli ultravioletti, gli infrarossi e le radiazioni gamma. I primi tre possono essere studiati solo al di fuori dell'atmosfera, mentre il secondo raggiunge parzialmente la superficie terrestre, ma si mescola con l'IR del pianeta stesso. Pertanto, è preferibile portare i telescopi a infrarossi nello spazio. I raggi X rivelano aree dell'Universo in cui l'energia viene rilasciata in modo particolarmente violento (ad esempio i buchi neri), nonché oggetti invisibili in altri raggi, ad esempio le pulsar. I telescopi a infrarossi consentono di esplorare le fonti di calore nascoste dall'ottica in un ampio intervallo di temperature. L'astronomia gamma consente di rilevare fonti di annichilazione elettrone-positrone, ad es. fonti di alte energie.

2. Determinazione della declinazione del Sole in un dato giorno da una carta stellare e calcolo della sua altezza a mezzogiorno.

h - altezza luminare

BIGLIETTO numero 8

Le direzioni e i compiti più importanti della ricerca e dell'esplorazione dello spazio esterno.

I principali problemi dell'astronomia moderna:

Non c'è soluzione a molti problemi particolari della cosmogonia:

· Come si è formata la Luna, come si sono formati gli anelli attorno ai pianeti giganti, perché Venere ruota molto lentamente e in senso opposto;

Nell'astronomia stellare:

· Non esiste un modello dettagliato del Sole che possa spiegare accuratamente tutte le sue proprietà osservabili (in particolare, il flusso di neutrini dal nucleo).

· Non esiste una teoria fisica dettagliata di alcune manifestazioni di attività stellare. Ad esempio, le ragioni delle esplosioni di supernova non sono del tutto chiare; non è del tutto chiaro il motivo per cui stretti getti di gas vengono espulsi dalle vicinanze di alcune stelle. Particolarmente misteriosi, tuttavia, sono i brevi lampi di raggi gamma che si verificano regolarmente in varie direzioni nel cielo. Non è nemmeno chiaro se siano associati a stelle o altri oggetti e a che distanza questi oggetti siano da noi.

In astronomia galattica ed extragalattica:

· Non è stato risolto il problema della massa nascosta, che consiste nel fatto che il campo gravitazionale delle galassie e degli ammassi di galassie è parecchie volte più forte di quanto la materia osservata possa fornire. La maggior parte del materiale nell'universo è probabilmente ancora nascosto agli astronomi;

· Non esiste una teoria unificata della formazione delle galassie;

· I principali problemi della cosmologia non sono stati risolti: non esiste una teoria fisica completa della nascita dell'Universo e il suo destino nel futuro non è chiaro.

Ecco alcune delle domande a cui gli astronomi sperano di rispondere nel 21° secolo:

· Le stelle più vicine hanno pianeti terrestri e hanno biosfere (hanno vita su di essi)?

· Quali processi contribuiscono all'inizio della formazione delle stelle?

· Come si formano e si distribuiscono nella Galassia elementi chimici biologicamente importanti come il carbonio e l'ossigeno?

· I buchi neri sono la fonte di energia per le galassie ei quasar attivi?

· Dove e quando si sono formate le galassie?

· L'Universo si espanderà per sempre o la sua espansione sarà sostituita da un collasso?

BIGLIETTO numero 9

Le leggi di Keplero, loro scoperta, significato e limiti di applicabilità.

Le tre leggi del moto dei pianeti relative al Sole furono dedotte empiricamente dall'astronomo tedesco Johannes Kepler all'inizio del XVII secolo. Ciò è stato possibile grazie a molti anni di osservazioni dell'astronomo danese Tycho Brahe.

Primo Legge di Keplero. Ogni pianeta si muove lungo un'ellisse, in uno dei cui fuochi è il Sole ( e = C / un, dove insieme a- distanza dal centro dell'ellisse al suo fuoco, un- semiasse maggiore, e- eccentricità ellisse. Maggiore è la e, più l'ellisse differisce dal cerchio. Se insieme a= 0 (i fuochi coincidono con il centro), quindi e = 0 e l'ellisse si trasforma in un cerchio di raggio un).

Secondo Legge di Keplero (legge delle aree uguali). Il raggio vettore del pianeta per intervalli di tempo uguali descrive aree uguali. Un'altra formulazione di questa legge: la velocità settoriale del pianeta è costante.

Terzo Legge di Keplero. I quadrati dei periodi orbitali dei pianeti intorno al Sole sono proporzionali ai cubi dei semiassi maggiori delle loro orbite ellittiche.

La moderna formulazione della prima legge è integrata come segue: nel movimento imperturbabile, l'orbita di un corpo in movimento è una curva del secondo ordine: un'ellisse, una parabola o un'iperbole.

A differenza dei primi due, la terza legge di Keplero si applica solo alle orbite ellittiche.

La velocità del pianeta al perielio: dove V c = velocità circolare in R = a.

Velocità di afelio :.

Keplero scoprì le sue leggi empiricamente. Newton ha derivato le leggi di Keplero dalla legge di gravitazione universale. Per determinare le masse dei corpi celesti, è importante che Newton generalizzi la terza legge di Keplero a qualsiasi sistema di corpi rotanti. In forma generalizzata, questa legge è solitamente formulata come segue: i quadrati dei periodi T 1 e T 2 della rivoluzione di due corpi attorno al Sole, moltiplicati per la somma delle masse di ciascun corpo (M 1 e M 2, rispettivamente ) e il Sole (M s), sono correlati come cubi dei semiassi maggiori a 1 e a 2 delle loro orbite: ... In questo caso non si tiene conto dell'interazione tra i corpi M1 e M2. Se trascuriamo le masse di questi corpi rispetto alla massa del Sole, otteniamo la formulazione della terza legge data dallo stesso Keplero: ... La terza legge di Keplero può essere utilizzata per determinare la massa dei binari.

Disegnare un oggetto (pianeta, cometa, ecc.) su una mappa stellare alle coordinate specificate.

BIGLIETTO numero 10

Pianeti terrestri: Mercurio, Marte, Venere, Terra, Plutone. Hanno dimensioni e masse ridotte, la densità media di questi pianeti è parecchie volte superiore alla densità dell'acqua. Ruotano lentamente attorno ai loro assi. Hanno pochi compagni. I pianeti terrestri hanno superfici dure. La somiglianza dei pianeti terrestri non esclude una differenza significativa. Ad esempio, Venere, a differenza di altri pianeti, ruota nella direzione opposta al suo movimento attorno al Sole ed è 243 volte più lenta della Terra. Plutone è il più piccolo dei pianeti (diametro Plutone = 2260 km, satellite - Caronte è 2 volte più piccolo, approssimativamente uguale al sistema Terra - Luna, è un "doppio pianeta"), ma in termini di caratteristiche fisiche è vicino a questo gruppo.

Plutone/Caronte.

Peso: 1,3 * 10 23 kg / 1,8 * 10 11 kg

Orbita R: 29,65-49,28 AU

Pianeta D: 2324/1212 km

Composizione atmosferica: sottile strato di metano

Caratteristiche: Un pianeta binario, possibilmente un planetezemal, l'orbita non giace nel piano di altre orbite. Plutone e Caronte si fronteggiano sempre dalla stessa parte

I pianeti giganti: Giove, Saturno, Urano, Nettuno.

Sono di grandi dimensioni e massa (la massa di Giove> la massa della Terra di 318 volte, in volume - di 1320 volte). I pianeti giganti ruotano molto velocemente attorno ai loro assi. Il risultato è molta compressione. I pianeti si trovano lontano dal Sole. Differiscono in un gran numero di satelliti (Giove ne ha 16, Saturno ne ha 17, Urano ne ha 16 e Nettuno ne ha 8). Una caratteristica dei pianeti giganti sono gli anelli, costituiti da particelle e blocchi. Questi pianeti non hanno superfici dure, la loro densità è bassa e sono costituiti principalmente da idrogeno ed elio. L'idrogeno gassoso dell'atmosfera passa in una fase liquida e poi in una fase solida. Allo stesso tempo, la rapida rotazione e il fatto che l'idrogeno diventi un conduttore di elettricità provoca significativi campi magnetici di questi pianeti, che catturano particelle cariche che volano dal Sole e formano cinture di radiazioni.

Fissare il modello della sfera celeste per una data latitudine e il suo orientamento ai lati dell'orizzonte.

BIGLIETTO numero 11

Caratteristiche distintive della luna e dei satelliti dei pianeti.

Luna- l'unico satellite naturale della Terra. La superficie della luna è altamente eterogenea. Le principali formazioni su larga scala - mari, montagne, crateri e forse raggi luminosi - sono emissioni di materia. I mari, pianure scure e lisce, sono depressioni piene di lava solidificata. I diametri del più grande di essi superano i 1000 km. Dott. tre tipi di formazioni sono molto probabilmente una conseguenza del bombardamento della superficie lunare nelle prime fasi dell'esistenza del sistema solare. Il bombardamento durò parecchi. centinaia di milioni di anni e detriti si sono depositati sulla superficie della luna e dei pianeti. Frammenti di asteroidi di diametro variabile da centinaia di chilometri fino alle più piccole particelle di polvere formarono il cap. dettagli della luna e della roccia superficiale. Il periodo del bombardamento fu seguito dal riempimento dei mari con lava basaltica generata dal riscaldamento radioattivo dell'interno lunare. Dispositivi cosmici L'apparato della serie Apollo ha registrato l'attività sismica della Luna, la cosiddetta. io non sismico. Campioni del suolo lunare, consegnati sulla Terra dagli astronauti, hanno mostrato che l'età di L. 4,3 miliardi di anni, probabilmente uguale a quella della Terra, è costituita dalla stessa sostanza chimica. elementi come la Terra, con approssimativamente lo stesso rapporto. Non c'è atmosfera su L., e probabilmente non c'è mai stata, e non c'è motivo di affermare che la vita sia mai esistita lì. Secondo le ultime teorie, L. si è formato a seguito di collisioni di planetesimi delle dimensioni di Marte e della giovane Terra. Il temp-pa della superficie lunare raggiunge i 100°C in un giorno lunare e scende a -200°C in una notte lunare. Su L. non c'è erosione, per pretesa. lenta distruzione delle rocce dovuta all'alternanza di dilatazioni e contrazioni termiche e occasionali improvvise catastrofi locali dovute a impatti di meteoriti.

La massa di L. viene misurata con precisione studiando le orbite delle sue arti, satelliti, e si riferisce alla massa della Terra come 1/81.3; il suo diametro di 3476 km è 1/3,6 del diametro della Terra. L. ha la forma di un ellissoide, sebbene tre diametri reciprocamente perpendicolari differiscano di non più di un chilometro. Il periodo di rotazione della luna è uguale al periodo di rivoluzione attorno alla terra, per cui, a parte gli effetti della librazione, essa è sempre rivolta verso di essa con un lato. mer densità 3330 kg / m 3, il valore è molto vicino alla densità delle rocce principali, che si trovano sotto la crosta terrestre, e la forza di gravità sulla superficie della luna è 1/6 della terra. La luna è il corpo celeste più vicino alla Terra. Se la Terra e la Luna fossero masse puntiformi o sfere rigide, la cui densità cambia solo con la distanza dal centro, e non ci sarebbero altri corpi celesti, allora l'orbita della Luna attorno alla Terra sarebbe un'ellisse immutabile. Tuttavia, il Sole e, in misura molto minore, i pianeti hanno effetti gravitazionali. impatto sulla L., provocando la perturbazione dei suoi elementi orbitali; pertanto, il semiasse maggiore, l'eccentricità e l'inclinazione sono continuamente soggetti a perturbazioni cicliche, oscillanti rispetto ai valori medi.

Satelliti naturali, un corpo naturale in orbita attorno al pianeta. Nel sistema solare sono conosciuti più di 70 satelliti di varie dimensioni e se ne scoprono continuamente di nuovi. Le sette lune più grandi sono la Luna, le quattro lune galileiane di Giove, Titano e Tritone. Tutti hanno diametri superiori a 2500 km e sono piccoli "mondi" con geologia complessa. storia; alcuni hanno un'atmosfera. Tutti gli altri satelliti sono di dimensioni paragonabili agli asteroidi, ad es. da 10 a 1500 km. Possono essere composti da roccia o ghiaccio, la forma varia da quasi sferica a irregolare, la superficie è antica con numerosi crateri, o ha subito cambiamenti associati all'attività all'interno. Le dimensioni delle orbite sono nell'intervallo da meno di due a diverse centinaia di raggi del pianeta, il periodo orbitale va da alcune ore a più di un anno. Si ritiene che alcuni satelliti siano stati catturati dall'attrazione gravitazionale del pianeta. Hanno orbite irregolari e talvolta ruotano nella direzione opposta al moto orbitale del pianeta attorno al Sole (il cosiddetto moto inverso). Orbite di S.E. può essere fortemente inclinato rispetto al piano dell'orbita del pianeta o molto allungato. Sistemi estesi C.E. con orbite regolari attorno ai quattro pianeti giganti, probabilmente originato dalla nuvola di gas e polvere che circondava il pianeta genitore, simile alla formazione dei pianeti nella nebulosa protosolare. S.E. dimensioni inferiori a diverse. centinaia di chilometri sono di forma irregolare e sono probabilmente formati da collisioni distruttive di corpi più grandi. In est. regioni del sistema solare, orbitano spesso vicino agli anelli. Elementi orbitali est. SE, in particolare le eccentricità, sono soggette a forti perturbazioni causate dal Sole. Parecchi coppie e persino S.E. hanno periodi di circolazione legati da un semplice rapporto. Ad esempio, la luna di Giove Europa ha un periodo quasi la metà di quello di Ganimede. Questo fenomeno è chiamato risonanza.

Determinazione delle condizioni di visibilità per il pianeta Mercurio secondo il "Calendario Astronomico Scolastico".

BIGLIETTO numero 12

Comete e asteroidi. Fondamenti di idee moderne sull'origine del sistema solare.

Cometa, il corpo celeste del sistema solare, costituito da particelle di ghiaccio e polvere, che si muovono su orbite molto allungate, il che significa che, a distanza dal Sole, sembrano puntini ovali debolmente luminosi. Avvicinandosi al Sole, attorno a questo nucleo si forma un coma (un involucro di gas e polvere quasi sferico che circonda la testa della cometa mentre si avvicina al Sole. Questa "atmosfera", continuamente spazzata via dal vento solare, viene riempita da gas e polvere fuggendo dal nucleo. Il diametro della cometa raggiunge i 100 mila km. La velocità di fuga di gas e polvere è di diversi chilometri al secondo rispetto al nucleo e sono sparsi nello spazio interplanetario in parte attraverso la coda della cometa.) spazio della cometa. atmosfera della cometa.Nella maggior parte delle comete, X. appare quando si avvicinano al Sole a una distanza inferiore a 2 AU X. è sempre diretto lontano dal Sole. Il gas X. è formato da molecole ionizzate espulse dal nucleo, sotto l'influenza di la radiazione solare ha un colore bluastro, confini distinti, la larghezza tipica è di 1 milione di km, la lunghezza è di decine di milioni di chilometri. La struttura di X. può cambiare notevolmente nel corso di diversi. ore. La velocità delle singole molecole varia da 10 a 100 km/sec. Dusty X. è più vago e curvo e la sua curvatura dipende dalla massa delle particelle di polvere. La polvere viene continuamente rilasciata dal nucleo e portata via dal flusso di gas.). Il centro, parte del pianeta, è chiamato nucleo ed è un corpo ghiacciato - i resti di enormi ammassi di planetesimi ghiacciati che si sono formati durante la formazione del sistema solare. Ora sono concentrati sulla periferia, nella nuvola di Oort-Epic. La massa media di un nucleo è di 1-100 miliardi di kg, il diametro è di 200-1200 m, la densità è di 200 kg / m un terzo dell'isola polverosa.Il ghiaccio è principalmente acqua, ma ci sono impurità di altri composti.Ogni ritorno al Sole, il ghiaccio si scioglie, le molecole di gas lasciano il nucleo e portano via polvere e particelle di ghiaccio, mentre attorno al nucleo si forma un guscio sferico - un coma, una lunga coda di plasma diretta dal Sole e una coda di polvere La quantità persa dipende dalla quantità di polvere che ricopre il nucleo e la distanza al perielio dal Sole. La cometa di Halley a distanza ravvicinata, ha confermato molte teorie sulla struttura di K.

A. Di solito prendono il nome dai loro scopritori, indicando l'anno in cui sono stati osservati l'ultima volta. Suddiviso in breve periodo. e gioco a lungo termine. Breve periodo A. Ruota intorno al sole con un periodo di parecchio. anni, il mer. OK. 8 anni; il periodo più breve - poco più di 3 anni - ha K. Encke. Questi K. sono stati catturati dai gravitats. campo di Giove e cominciò a ruotare in orbite relativamente piccole. Uno tipico ha una distanza al perielio di 1,5 AU. e crolla completamente dopo 5mila rivoluzioni, dando origine a una pioggia di meteoriti. Gli astronomi hanno osservato la disintegrazione di K. West nel 1976 e K. * Biel. Al contrario, i periodi di circolazione sono di lungo periodo. K. può raggiungere i 10 mila, o anche 1 milione di anni, e i loro afeli possono trovarsi a "un terzo della distanza dalle stelle più vicine. Al momento, si conoscono circa 140 di breve periodo e 800 di lungo periodo. K., e ogni anno apre circa 30 nuovi K. La nostra conoscenza di questi oggetti è incompleta, perché vengono rilevati solo quando si avvicinano al Sole a una distanza di circa 2,5 AU Si presume che circa un trilione di K.

Asteroide(asteroide), un piccolo pianeta, che ha un'orbita quasi circolare situata vicino al piano dell'eclittica tra le orbite di Marte e Giove. All'A. appena scoperto viene assegnato un numero di serie dopo aver determinato la loro orbita, abbastanza preciso in modo che A. "non sia perso". Nel 1796 i francesi. l'astronomo Joseph Jérôme Lalande propose di iniziare la ricerca del pianeta “scomparso” tra Marte e Giove, previsto dalla regola di Bode. A Capodanno 1801 italiano. l'astronomo Giuseppe Piazzi scoprì Cerere durante le osservazioni per compilare un catalogo stellare. Lui. lo scienziato Karl Gauss ha calcolato la sua orbita. Sulla crosta sono noti circa 3500 asteroidi. I raggi di Cerere, Pallade e Vesta sono rispettivamente 512, 304 e 290 km, il resto è più piccolo. Secondo le stime in Ch. la cintura è di ca. 100 milioni di A., la loro massa totale, a quanto pare, è circa 1/2200 della massa originariamente presente in quest'area. L'emergere del moderno. A., forse, è associato alla distruzione del pianeta (tradizionalmente chiamato Phaeton, il nome moderno è il pianeta di Olbers) a seguito di collisioni con un altro corpo. Le superfici dell'A. monitorato sono composte da metalli e rocce. A seconda della loro composizione, gli asteroidi sono divisi in tipi (C, S, M, U). Treno di tipo U non identificato.

A. sono anche raggruppati secondo gli elementi delle orbite, formando le cosiddette. della famiglia Hirayama. La maggior parte A. ha un periodo di circolazione di ca. 8 ore Tutti gli A. con raggio inferiore a 120 km hanno una forma irregolare e le loro orbite sono soggette alla gravità. l'influenza di Giove. Di conseguenza, ci sono lacune nella distribuzione di A. lungo i semiassi maggiori delle orbite, chiamate portelli di Kirkwood. A., intrappolato in questi portelli, avrebbe periodi multipli del periodo orbitale di Giove. Le orbite degli asteroidi in questi portelli sono estremamente instabili. Int. ed est. i bordi della cintura A. giacciono nelle aree in cui questo rapporto è 1: 4 e 1: 2. A.

Quando una protostella si contrae, forma un disco di materia che circonda la stella. Parte del materiale di questo disco ricade sulla stella, obbedendo alla forza di gravità. Il gas e la polvere che rimangono nel disco si raffreddano gradualmente. Quando la temperatura scende abbastanza, il materiale del disco inizia a raccogliersi in piccoli grumi, i centri di condensazione. Ecco come nascono i planetesimi. Durante la formazione del sistema solare, alcuni planetesimi sono collassati a causa di collisioni, mentre altri si sono combinati per formare pianeti. Nella parte esterna del sistema solare si sono formati grandi nuclei planetari, che erano in grado di trattenere su di sé una certa quantità di gas sotto forma di nube primaria. Le particelle più pesanti erano trattenute dalla gravità del Sole e, sotto l'influenza delle forze di marea, non potevano formarsi pianeti per molto tempo. Questo fu l'inizio della formazione di "giganti gassosi" - Giove, Saturno, Urano e Nettuno. Probabilmente hanno sviluppato i propri mini-dischi di gas e polvere, che alla fine hanno formato lune e anelli. Infine, nel sistema solare interno, la materia solida forma Mercurio, Venere, Terra e Marte.

Determinazione delle condizioni di visibilità del pianeta Venere secondo il "Calendario Astronomico Scolastico".

BIGLIETTO numero 13

Il sole è come una tipica stella. Le sue caratteristiche principali.

Il Sole, il corpo centrale del sistema solare, è una sfera di plasma incandescente. La stella attorno alla quale ruota la Terra. Una normale stella di sequenza principale di tipo spettrale G2, una massa di gas autoluminosa, composta per il 71% da idrogeno e per il 26% da elio. La magnitudine stellare assoluta è +4,83, la temperatura superficiale effettiva è 5770 K. Al centro del Sole è 15 * 10 6 K, che fornisce una pressione in grado di resistere alla forza di gravità, che sulla superficie del Sole (fotosfera ) è 27 volte maggiore che sulla Terra. Una temperatura così elevata si verifica a causa delle reazioni termonucleari della conversione dell'idrogeno in elio (reazione protone-protone) (l'energia prodotta dalla superficie della fotosfera è 3,8 * 10 26 W). Il sole è un corpo a simmetria sferica in equilibrio. A seconda del cambiamento delle condizioni fisiche, il Sole può essere suddiviso in diversi strati concentrici che gradualmente si fondono l'uno nell'altro. Quasi tutta l'energia del Sole è generata nella regione centrale - nucleo, dove avviene la reazione di fusione termonucleare. Il nucleo occupa meno di 1/1000 del suo volume, la densità è di 160 g/cm 3 (la densità della fotosfera è 10 milioni di volte inferiore alla densità dell'acqua). A causa dell'enorme massa del Sole e dell'opacità della sua sostanza, la radiazione passa molto lentamente dal nucleo alla fotosfera - circa 10 milioni di anni. Durante questo periodo, la frequenza della radiazione X diminuisce e diventa luce visibile. Tuttavia, i neutrini prodotti nelle reazioni nucleari lasciano liberamente il Sole e, in linea di principio, forniscono informazioni dirette sul nucleo. La discrepanza tra il flusso di neutrini osservato e quello previsto ha dato origine a serie controversie sulla struttura interna del Sole. Nell'ultimo 15% del raggio, c'è una zona convettiva. I moti convettivi svolgono anche un ruolo nel trasferimento dei campi magnetici generati dalle correnti nei suoi strati interni rotanti, che si manifesta come attività solare, i campi più intensi si osservano nelle macchie solari. Al di fuori della fotosfera c'è l'atmosfera solare, in cui la temperatura raggiunge un valore minimo di 4200 K, per poi aumentare nuovamente a causa della dissipazione delle onde d'urto generate dalla convezione subfotosferica nella cromosfera, dove aumenta bruscamente fino a un valore di 2 * 10 6 K, caratteristica della corona. L'elevata temperatura di quest'ultimo porta ad un continuo deflusso di materia plasmatica nello spazio interplanetario sotto forma di vento solare. In alcune aree, l'intensità del campo magnetico può aumentare rapidamente e fortemente. Questo processo è accompagnato da un intero complesso di fenomeni di attività solare. Questi includono brillamenti solari (nella cromosfera), protuberanze (nella corona solare) e buchi coronali (regioni speciali della corona).

La massa del Sole è 1,99 * 10 30 kg, il raggio medio, determinato da una fotosfera approssimativamente sferica, è 700.000 km. Ciò equivale a 330.000 masse terrestri e 110 raggi terrestri, rispettivamente; il Sole può contenere 1,3 milioni di corpi come la Terra. La rotazione del Sole provoca il movimento delle sue formazioni superficiali, come le macchie solari, nella fotosfera e negli strati sopra di essa. Il periodo medio di rotazione è di 25,4 giorni, con 25 giorni all'equatore e 41 giorni ai poli. La rotazione fa sì che il disco solare si riduca dello 0,005%.

Determinazione delle condizioni di visibilità per il pianeta Marte secondo il "Calendario Astronomico Scolastico".

BIGLIETTO numero 14

Le manifestazioni più importanti dell'attività solare, la loro relazione con i fenomeni geofisici.

L'attività solare è una conseguenza della convezione degli strati intermedi della stella. La ragione di questo fenomeno è che la quantità di energia proveniente dal nucleo è molto maggiore di quella rimossa dalla conduttività termica. La convezione provoca forti campi magnetici generati dalle correnti negli strati convettivi. Le principali manifestazioni dell'attività solare che interessano la terra sono le macchie solari, il vento solare, le protuberanze.

Macchie solari, formazioni nella fotosfera del Sole, sono state osservate fin dall'antichità, e attualmente sono considerate aree della fotosfera con una temperatura di 2000 K inferiore a quella circostante, a causa della presenza di un forte campo magnetico (circa 2000 G). S. p. sono costituiti da un centro relativamente scuro, una parte (ombra) e una penombra fibrosa più chiara. Il flusso di gas dall'ombra alla penombra è chiamato effetto Evershed (V = 2 km/s). Numero di C. p. e il loro aspetto cambia nel corso degli 11 anni il ciclo dell'attività solare, o il ciclo delle macchie solari, che è descritto dalla legge di Sperer ed è graficamente illustrato dal diagramma a farfalla di Maunder (movimento delle macchie in latitudine). Numero relativo delle macchie solari di Zurigo indica la superficie totale coperta dal C. p. Le variazioni a lungo termine si sovrappongono al ciclo principale di 11 anni. Ad esempio, S.P. cambia il mag. polarità su un ciclo solare di 22 anni. Ma naib, un esempio lampante di variazione a lungo termine è il minimo. Maunder (1645-1715), quando S. p. erano assenti. Sebbene sia generalmente accettato che variazioni nel numero di S.p. determinato dalla diffusione del campo magnetico dall'interno solare rotante, il processo non è ancora completamente compreso. Il forte campo magnetico delle macchie solari colpisce il campo terrestre, causando interferenze radio e l'aurora. ce ne sono diversi. inconfutabili effetti di breve periodo, l'affermazione circa l'esistenza di lungo periodo. la relazione tra clima e numero di S.p., in particolare il ciclo di 11 anni, è molto controversa, a causa delle difficoltà nel soddisfare le condizioni necessarie per condurre un'analisi statistica accurata dei dati.

vento soleggiato Il deflusso di plasma ad alta temperatura (elettroni, protoni, neutroni e adroni) della corona solare, l'emissione di intense onde dello spettro radio, raggi X nello spazio circostante. Forma il cosiddetto. un'eliosfera che si estende per oltre 100 UA. dal sole. Il vento solare è così intenso che può danneggiare gli strati esterni delle comete, provocando una "coda". S.V. ionizza l'alta atmosfera, determinando la formazione dello strato di ozono, provocando aurore e un aumento del fondo radioattivo e interferenze radio nei luoghi in cui lo strato di ozono è impoverito.

L'ultima attività solare massima è stata nel 2001. Per massima attività solare si intende il maggior numero di macchie solari, radiazioni e protuberanze. È stato a lungo stabilito che un cambiamento nell'attività solare del Sole influenza i seguenti fattori:

* situazione epidemiologica sulla Terra;

* il numero dei diversi tipi di calamità naturali (tifoni, terremoti, inondazioni, ecc.);

* sul numero di incidenti stradali e ferroviari.

Il massimo di tutto questo cade negli anni del Sole attivo. Come stabilito dallo scienziato Chizhevsky, il Sole attivo influisce sul benessere di una persona. Da allora, sono state fatte previsioni periodiche sul benessere umano.

2. Determinazione delle condizioni di visibilità del pianeta Giove secondo il "Calendario astronomico scolastico".

BIGLIETTO numero 15

Metodi per determinare le distanze dalle stelle, le unità di distanza e la relazione tra di esse.

Il metodo della parallasse viene utilizzato per misurare la distanza dai corpi del sistema solare. Il raggio della terra risulta essere troppo piccolo per servire come base per misurare lo spostamento di parallasse delle stelle e la loro distanza. Pertanto, usa la parallasse annuale invece di quella orizzontale.

La parallasse annuale di una stella è l'angolo (p) al quale si potrebbe vedere il semiasse maggiore dell'orbita terrestre dalla stella se è perpendicolare alla linea di vista.

a - semiasse maggiore dell'orbita terrestre,

p - parallasse annuale.

Anche l'unità di distanza è parsec. Parsec è la distanza dalla quale il semiasse maggiore dell'orbita terrestre, perpendicolare alla linea di vista, è visto con un angolo di 1².

1 parsec = 3,26 anni luce = 206265 AU. e. = 3 * 10 11 km.

Misurando la parallasse annuale, puoi stabilire in modo affidabile la distanza dalle stelle che non superano i 100 parsec o 300 sv. anni.

Se le magnitudini stellari assolute e apparenti sono note, la distanza dalla stella può essere determinata dalla formula log (r) = 0,2 * (m-M) +1

Determinazione delle condizioni per la visibilità della Luna secondo il "Calendario Astronomico Scolastico".

BIGLIETTO numero 16

Le principali caratteristiche fisiche delle stelle, il rapporto di queste caratteristiche. Condizioni di equilibrio per le stelle.

Le principali caratteristiche fisiche delle stelle: luminosità, magnitudine assoluta e visibile, massa, temperatura, dimensione, spettro.

Luminosità- energia emessa da una stella o altro corpo celeste per unità di tempo. Solitamente espresso in unità di luminosità del Sole, è espresso dalla formula log (L / Lc) = 0,4 (Mc - M), dove L e M sono la luminosità e la magnitudine assoluta della sorgente, Lc e Mc sono le valori corrispondenti per il Sole (Mc = +4 , 83). Determinato anche dalla formula L = 4πR 2 σT 4. Sono note stelle la cui luminosità è molte volte maggiore della luminosità del Sole. La luminosità di Aldebaran è 160 e quella di Rigel è 80.000 volte quella del Sole. Ma la stragrande maggioranza delle stelle ha luminosità paragonabile a quella solare o meno.

magnitudo - una misura della luminosità di una stella. .в. non dà una vera idea del potere di radiazione della stella. Una stella debole vicino alla Terra può apparire più luminosa di una stella luminosa lontana perché il flusso di radiazione da esso ricevuto diminuisce in proporzione inversa al quadrato della distanza. Visibile Z. - lo splendore di una stella, che l'osservatore vede guardando il cielo. Assoluto Z.v. - una misura della vera luminosità, rappresenta il livello di luminosità di una stella, che avrebbe, essendo ad una distanza di 10 pc. Ipparco ha inventato il sistema di ZV visibile. nel II sec. AVANTI CRISTO. Alle stelle furono assegnati numeri in base alla loro luminosità apparente; le stelle più luminose erano di 1a magnitudine e quelle più deboli erano di 6a. Tutti R. 19esimo secolo questo sistema è stato modificato. Scala moderna di z.v. è stato stabilito determinando З.в. campione rappresentativo di stelle in prossimità della semina. poli del mondo (fila polare nord). Secondo loro, le Z.V. erano determinate. tutte le altre stelle. Questa è una scala logaritmica, in cui le stelle di 1a magnitudine sono 100 volte più luminose delle stelle di 6a magnitudine. All'aumentare della precisione della misurazione, è stato necessario introdurre i decimi. Le stelle più luminose sono più luminose della 1a magnitudine e alcune hanno persino magnitudini stellari negative.

Massa stellare - un parametro direttamente determinato solo per le componenti di stelle binarie con orbite e distanze note (M 1 + M 2 = R 3 / T 2). Quella. le masse di solo poche decine di stelle sono state stabilite, ma per un numero molto maggiore, la massa può essere determinata dalla dipendenza massa-luminosità. Masse superiori a 40 masse solari e inferiori a 0,1 masse solari sono molto rare. La maggior parte delle stelle sono inferiori alle masse solari. La temperatura al centro di tali stelle non può raggiungere il livello al quale iniziano le reazioni di fusione nucleare e la fonte della loro energia è solo la compressione Kelvin-Helmholtz. Tali oggetti sono chiamati nane brune.

Rapporto massa-luminosità, trovata nel 1924 da Eddington, la relazione tra la luminosità L e la massa stellare M. un di solito si trova nell'intervallo 3-5. Il rapporto deriva dal fatto che le isole sacre osservate delle stelle normali sono determinate principalmente dalla loro massa. Questo rapporto per le stelle nane è in buon accordo con le osservazioni. Si ritiene che sia valido anche per supergiganti e giganti, sebbene la loro massa sia difficile da misurare direttamente. Il rapporto non è applicabile alle nane bianche, poiché sopravvaluta la loro luminosità.

Temperatura stellare- la temperatura di una certa regione della stella. Si riferisce alle caratteristiche fisiche più importanti di qualsiasi oggetto. Tuttavia, per il fatto che la temperatura delle diverse regioni della stella è diversa, e anche per il fatto che la temperatura è una grandezza termodinamica che dipende dal flusso di radiazione elettromagnetica e dalla presenza di vari atomi, ioni e nuclei in un certa regione dell'atmosfera stellare, tutte queste differenze si uniscono nella temperatura effettiva, che è strettamente correlata alla radiazione della stella nella fotosfera. Temperatura effettiva, parametro che caratterizza la quantità totale di energia emessa da una stella da un'unità della sua superficie. Questo è un metodo univoco per descrivere la temperatura stellare. Questo. è definita in termini di temperatura di un corpo nero, che, secondo la legge di Stefan-Boltzmann, emetterebbe la stessa potenza per unità di superficie di una stella. Sebbene lo spettro di una stella nei dettagli differisca significativamente dallo spettro di un corpo assolutamente nero, tuttavia, la temperatura effettiva caratterizza l'energia del gas negli strati esterni della fotosfera stellare e consente, utilizzando la legge di spostamento di Wien (λ max = 0,29 / T), per determinare a quale lunghezza d'onda corrisponde la massima radiazione stellare, e quindi il colore della stella.

Di dimensione le stelle si dividono in nane, subnane, stelle normali, giganti, subgiganti e supergiganti.

Spettro le stelle dipendono dalla temperatura, dalla pressione, dalla densità del gas della sua fotosfera, dall'intensità del campo magnetico e dalle sostanze chimiche. composizione.

Classi spettrali, classificazione delle stelle secondo i loro spettri (principalmente secondo l'attribuzione, le intensità delle righe spettrali), introdotta per la prima volta dall'ital. l'astronomo Secchi. Introdotte designazioni delle lettere, to-rye sono state modificate man mano che la conoscenza dell'attrezzatura interna si ampliava. la struttura delle stelle. Il colore di una stella dipende quindi dalla temperatura della sua superficie, nei tempi moderni. Classificazione spettrale di Draper (Harvard) S. a. sono disposti in ordine decrescente di temperatura:

Hertzsprung - Diagramma di Russell, il grafico, che permette di determinare le due caratteristiche principali delle stelle, esprime la relazione tra magnitudine assoluta e temperatura. Prende il nome dall'astronomo danese Hertzsprung e dall'astronomo americano Russell, che pubblicò il primo diagramma nel 1914. Le stelle più calde sono nel diagramma a sinistra e le stelle più luminose sono in alto. Dall'angolo in alto a sinistra all'angolo in basso a destra passa sequenza principale, che riflette l'evoluzione delle stelle e termina in stelle nane. La maggior parte delle stelle appartiene a questa sequenza. Anche il sole appartiene a questa sequenza. Sopra questa sequenza, subgiganti, supergiganti e giganti si trovano nell'ordine indicato, sotto: subnane e nane bianche. Questi gruppi di stelle sono chiamati classi di luminosità.

Condizioni di equilibrio: come sapete, le stelle sono gli unici oggetti naturali all'interno dei quali avvengono reazioni di fusione termonucleare incontrollate, che sono accompagnate dal rilascio di una grande quantità di energia e determinano la temperatura delle stelle. La maggior parte delle stelle sono stazionarie, cioè non esplodono. Alcune stelle esplodono (le cosiddette novae e supernovae). Perché le stelle in generale sono in equilibrio? La forza delle esplosioni nucleari vicino alle stelle stazionarie è bilanciata dalla forza di gravità, motivo per cui queste stelle rimangono in equilibrio.

Calcolo delle dimensioni lineari del luminare dalle note dimensioni angolari e distanza.

BIGLIETTO numero 17

1. Il significato fisico della legge di Stefan-Boltzmann e la sua applicazione per determinare le caratteristiche fisiche delle stelle.

Legge di Stephen-Boltzmann, il rapporto tra la potenza di radiazione totale di un corpo assolutamente nero e la sua temperatura. La potenza totale di un'area di radiazione unitaria in W per 1 m 2 è data dalla formula P = σ T 4, dove σ = 5.67 * 10 -8 W/m 2 K 4 è la costante di Stefan-Boltzmann, T è la temperatura assoluta del corpo nero. Sebbene, astronomo, gli oggetti emettano raramente come un corpo nero, il loro spettro di emissione è spesso un buon modello per lo spettro di un oggetto reale. La dipendenza dalla temperatura al 4° grado è molto forte.

e - energia di radiazione per unità di superficie della stella

L è la luminosità della stella, R è il raggio della stella.

Utilizzando la formula di Stefan-Boltzmann e la legge di Wien, determinare la lunghezza d'onda alla quale cade la radiazione massima:

l max T = b, b - costante di Wien

Possiamo procedere dall'opposto, cioè usando la luminosità e la temperatura per determinare la dimensione delle stelle

2. Determinazione della latitudine geografica del luogo di osservazione per l'altezza data del luminare al culmine e la sua declinazione.

H = 90 0 - +

h - altezza luminare

BIGLIETTO numero 18

Stelle variabili e non stazionarie. La loro importanza per lo studio della natura delle stelle.

La luminosità delle stelle variabili cambia nel tempo. Ora è noto ca. 3*10 4. PZ Sono suddivisi in fisici, la cui luminosità cambia a causa di processi che si verificano al loro interno o intorno ad essi, e P.Z. ottici, dove questo cambiamento è dovuto alla rotazione o al movimento orbitale.

I più importanti tipi di fisico. P.Z.:

pulsante - Cefeidi, stelle simili a Mira Ceti, giganti rosse semiregolari e irregolari;

eruttivo(esplosivo) - stelle con inviluppo, variabili irregolari giovani, incl. T stelle Tauri (stelle irregolari molto giovani associate a nebulose diffuse), supergiganti di Hubble-Sainage "che esplodono" di gusci stellari. Potenziali supernovae.), Nane rosse lampeggianti;

Cataclisma - nuovo, supernova, simbiotico;

binari a raggi X

Il P.z. specificato comprendono il 98% della nota fisica p.z. Le binarie ottiche includono binarie a eclisse e rotanti come pulsar e variabili magnetiche. Il sole è rotante, perché la sua magnitudine cambia poco quando sul disco compaiono macchie solari.

Tra le stelle pulsanti, molto interessanti sono le Cefeidi, che prendono il nome da una delle prime variabili scoperte di questo tipo: 6 Cefei. Le cefeidi sono stelle di alta luminosità e temperatura moderata (supergiganti gialle). Nel corso dell'evoluzione, hanno acquisito una struttura speciale: a una certa profondità, si è formato uno strato che accumula energia proveniente dalle profondità, per poi restituirla. La stella si contrae periodicamente, riscaldandosi, e si espande, raffreddandosi. Pertanto, l'energia della radiazione viene o assorbita dal gas stellare, ionizzandolo, per poi essere nuovamente rilasciata quando, quando il gas si raffredda, gli ioni catturano elettroni, emettendo quanti di luce. Di conseguenza, la luminosità della Cefeide cambia, di regola, più volte con un periodo di diversi giorni. Le cefeidi svolgono un ruolo speciale in astronomia. Nel 1908, l'astronoma americana Henrietta Leavitt, che ha studiato le Cefeidi in una delle galassie più vicine, la Piccola Nube di Magellano, ha attirato l'attenzione sul fatto che queste stelle si sono rivelate più luminose, più lungo è il periodo del loro cambiamento di luminosità. La Small Magellanic Cloud è piccola rispetto alla sua distanza, il che significa che la differenza di luminosità apparente riflette una differenza di luminosità. Grazie al rapporto periodo - luminosità trovato da Leavitt, è facile calcolare la distanza di ogni Cefeide misurando la sua luminosità media e il periodo di variabilità. E poiché le supergiganti sono chiaramente visibili, le Cefeidi possono essere utilizzate per determinare le distanze anche da galassie relativamente distanti in cui vengono osservate.C'è una seconda ragione per il ruolo speciale delle Cefeidi. Negli anni '60. L'astronomo sovietico Yuri Nikolaevich Efremov ha scoperto che più lungo è il periodo della Cefeide, più giovane è questa stella. In base al periodo - dipendenza dall'età, è facile determinare l'età di ciascuna Cefeide. Selezionando stelle con periodi massimi e studiando i raggruppamenti stellari a cui appartengono, gli astronomi stanno studiando le strutture più giovani della Galassia. Più di altre stelle pulsanti, le Cefeidi meritano il nome di variabili periodiche. Ogni successivo ciclo di cambiamenti di luminosità di solito ripete il precedente in modo abbastanza accurato. Tuttavia, ci sono delle eccezioni, la più famosa delle quali è la stella polare. È stato a lungo scoperto che appartiene alle Cefeidi, sebbene cambi luminosità entro limiti piuttosto insignificanti. Ma negli ultimi decenni, queste fluttuazioni hanno iniziato a svanire, e dalla metà degli anni '90. La Stella Polare ha praticamente cessato di pulsare.

Stelle con conchiglie, stelle, continuamente o ad intervalli irregolari, espellendo un anello di gas dall'equatore o un guscio sferico. 3.con circa. - stelle giganti o nane di classe spettrale B, in rapida rotazione e prossime al limite di distruzione. Lo spargimento del guscio è solitamente accompagnato da un calo o da un aumento della brillantezza.

Stelle simbiotiche, stelle i cui spettri contengono righe di emissione e combinano le caratteristiche di una gigante rossa e di un oggetto caldo: una nana bianca o un disco di accrescimento attorno a tale stella.

Le stelle RR Lyrae rappresentano un altro importante gruppo di stelle pulsanti. Queste sono vecchie stelle della stessa massa del Sole. Molti di loro si trovano negli ammassi stellari globulari. Di norma, cambiano la loro luminosità di una grandezza in circa un giorno. Le loro proprietà, come quelle delle Cefeidi, vengono utilizzate per calcolare le distanze astronomiche.

R della Corona Settentrionale e le star come lei si comportano in modi del tutto imprevedibili. Di solito questa stella può essere vista ad occhio nudo. Ogni pochi anni, la sua luminosità scende a circa l'ottava magnitudine, per poi aumentare gradualmente, tornando al livello precedente. Apparentemente, il motivo è che questa stella supergigante sta emettendo nuvole di carbonio, che si condensa in grani, formando qualcosa come la fuliggine. Se una di queste spesse nuvole nere passa tra noi e la stella, blocca la luce della stella finché la nuvola non si dissipa nello spazio. Le stelle di questo tipo producono polvere densa, importante nelle aree in cui si formano le stelle.

Stelle lampeggianti... I fenomeni magnetici sul Sole causano macchie solari e brillamenti solari, ma non possono influenzare significativamente la luminosità del Sole. Per alcune stelle - nane rosse - non è così: su di esse tali bagliori raggiungono scale enormi e, di conseguenza, l'emissione di luce può aumentare di un'intera magnitudine stellare, o anche di più. La stella più vicina al Sole, Proxima Centaur, è una di queste stelle flare. Queste emissioni luminose non possono essere previste in anticipo e durano solo pochi minuti.

Calcolo della declinazione di una stella in base ai dati sulla sua altezza al culmine ad una certa latitudine.

H = 90 0 - +

h - altezza luminare

BIGLIETTO numero 19

Le stelle binarie e il loro ruolo nel determinare le caratteristiche fisiche delle stelle.

Una stella binaria, una coppia di stelle legate in un sistema da forze gravitazionali e che ruotano attorno a un comune centro di gravità. Le stelle che compongono una stella binaria sono chiamate le sue componenti. Le stelle binarie sono abbastanza comuni e sono disponibili in diversi tipi.

Ogni componente del binario visivo è chiaramente visibile attraverso un telescopio. La distanza tra loro e l'orientamento reciproco cambiano lentamente nel tempo.

Gli elementi del binario eclissante si bloccano alternativamente, quindi la luminosità del sistema si indebolisce temporaneamente, il periodo tra due cambiamenti di luminosità è uguale alla metà del periodo orbitale. La distanza angolare tra i componenti è molto piccola e non possiamo osservarli singolarmente.

Le binarie spettroscopiche vengono rilevate dai cambiamenti nei loro spettri. Con la circolazione reciproca, le stelle si muovono periodicamente nella direzione della Terra, quindi lontano dalla Terra. L'effetto Doppler nello spettro può essere utilizzato per determinare i cambiamenti nel movimento.

Le binarie di polarizzazione sono caratterizzate da cambiamenti periodici nella polarizzazione della luce. In tali sistemi le stelle, nel loro moto orbitale, illuminano gas e polvere nello spazio tra di loro, l'angolo di incidenza della luce su questa sostanza cambia periodicamente, mentre la luce diffusa è polarizzata. Misure accurate di questi effetti consentono di calcolare orbite, rapporti di massa stellare, dimensioni, velocità e distanza tra i componenti... Ad esempio, se una stella è simultaneamente eclissante e binaria spettroscopica, allora si può determinare la massa di ogni stella e l'inclinazione dell'orbita... Dalla natura del cambiamento di luminosità nei momenti delle eclissi, si può determinare le dimensioni relative delle stelle e studiare la struttura delle loro atmosfere... Le stelle binarie che emettono radiazioni a raggi X sono chiamate binarie a raggi X. In un certo numero di casi, si osserva un terzo componente, in orbita attorno al centro di massa del sistema binario. A volte uno dei componenti del sistema binario (o entrambi), a sua volta, può rivelarsi stelle binarie. Le componenti vicine di una stella binaria in un sistema triplo possono avere un periodo di diversi giorni, mentre il terzo elemento può ruotare attorno al comune centro di massa di una coppia stretta con un periodo di centinaia o addirittura migliaia di anni.

La misurazione delle velocità delle stelle in un sistema binario e l'applicazione della legge di gravitazione sono un metodo importante per determinare le masse delle stelle. Lo studio delle stelle binarie è l'unico modo diretto per calcolare le masse stellari.

In un sistema di stelle binarie ravvicinate, le forze gravitazionali reciproche tendono ad allungare ciascuna di esse, dandogli la forma di una pera. Se la gravità è abbastanza forte, arriva un momento critico quando la materia inizia a fluire via da una stella e cadere su un'altra. Intorno a queste due stelle c'è una certa area a forma di un otto tridimensionale, la cui superficie è il confine critico. Queste due figure a forma di pera, ciascuna attorno alla propria stella, sono chiamate lobi di Roche. Se una delle stelle cresce così tanto da riempire il suo lobo di Roche, la materia da essa si precipita su un'altra stella nel punto in cui le cavità si toccano. Spesso il materiale stellare non atterra direttamente sulla stella, ma prima turbina, formando un cosiddetto disco di accrescimento. Se entrambe le stelle si sono espanse abbastanza da riempire i loro lobi di Roche, si forma una doppia stella di contatto. Il materiale di entrambe le stelle è mescolato e fuso in una palla attorno a due nuclei stellari. Poiché tutte le stelle alla fine si gonfiano fino a diventare giganti e molte stelle sono binarie, le binarie interagenti non sono rare.

Calcolo dell'altezza del luminare al culmine della declinazione nota per una data latitudine.

H = 90 0 - +

h - altezza luminare

BIGLIETTO numero 20

Evoluzione delle stelle, sue fasi e fasi finali.

Le stelle si formano in nubi interstellari di gas, polvere e nebulose. La forza principale che "forma" le stelle è la gravità. In determinate condizioni, un'atmosfera molto rarefatta (gas interstellare) inizia a contrarsi sotto l'influenza della gravità. Una nuvola di gas si condensa al centro, dove viene trattenuto il calore rilasciato durante la compressione: appare una protostella, che emette nel raggio dell'infrarosso. La protostella si riscalda sotto l'influenza del materiale che cade su di essa e le reazioni di fusione nucleare iniziano con il rilascio di energia. In questo stato è già una stella variabile del tipo T Tauri. I resti della nuvola si dissolvono. Inoltre, le forze gravitazionali spingono gli atomi di idrogeno al centro, dove si fondono, formando elio e rilasciando energia. L'aumento della pressione al centro impedisce un'ulteriore compressione. Questa è una fase stabile di evoluzione. Questa stella è la stella della sequenza principale. La luminosità di una stella aumenta man mano che il suo nucleo si addensa e si riscalda. Il tempo durante il quale una stella appartiene alla Sequenza Principale dipende dalla sua massa. Il Sole ha circa 10 miliardi di anni, ma le stelle che sono molto più massicce del Sole sono stazionarie solo da pochi milioni di anni. Dopo che la stella ha esaurito l'idrogeno contenuto nella sua parte centrale, avvengono grandi cambiamenti all'interno della stella. L'idrogeno inizia a bruciare non al centro, ma nel guscio, che aumenta di dimensioni e si gonfia. Di conseguenza, la dimensione della stella stessa aumenta notevolmente e la sua temperatura superficiale diminuisce. È questo processo che dà origine a giganti e supergiganti rosse. Le fasi finali dell'evoluzione di una stella sono determinate anche dalla massa della stella. Se questa massa non supera la massa solare di più di 1,4 volte, la stella si stabilizzerà, diventando una nana bianca. La compressione catastrofica non si verifica a causa della proprietà di base degli elettroni. C'è un tale grado di compressione al quale iniziano a respingersi, sebbene non ci sia più alcuna fonte di energia termica. Questo accade solo quando gli elettroni e i nuclei atomici sono compressi in modo incredibilmente stretto, formando materia estremamente densa. Una nana bianca con la massa del Sole è approssimativamente uguale in volume alla Terra. La nana bianca si raffredda gradualmente, trasformandosi infine in una sfera scura di cenere radioattiva. Secondo gli astronomi, non meno di un decimo di tutte le stelle della Galassia sono nane bianche.

Se la massa di una stella contraente è superiore a 1,4 volte la massa del Sole, una tale stella, avendo raggiunto lo stadio di una nana bianca, non si fermerà qui. Le forze gravitazionali in questo caso sono così grandi che gli elettroni vengono premuti nei nuclei atomici. Di conseguenza, i protoni si trasformano in neutroni che possono aderire l'uno all'altro senza spazi vuoti. La densità delle stelle di neutroni è persino maggiore di quella delle nane bianche; ma se la massa del materiale non supera le 3 masse solari, i neutroni, come gli elettroni, sono in grado di impedire loro stessi un'ulteriore compressione. Una tipica stella di neutroni è larga solo 10-15 km e un centimetro cubo della sua sostanza pesa circa un miliardo di tonnellate. Oltre alla loro enorme densità, le stelle di neutroni hanno altre due proprietà speciali che consentono loro di essere rilevate, nonostante le loro piccole dimensioni: sono la rotazione veloce e un forte campo magnetico.

Se la massa di una stella supera 3 volte la massa del Sole, allora lo stadio finale del suo ciclo vitale è probabilmente un buco nero. Se la massa della stella, e, di conseguenza, la forza gravitazionale è così grande, allora la stella è soggetta a una catastrofica compressione gravitazionale, alla quale nessuna forza stabilizzante può resistere. La densità della materia nel corso di questo processo tende all'infinito e il raggio dell'oggetto a zero. Secondo la teoria della relatività di Einstein, al centro di un buco nero sorge una singolarità spazio-temporale. Il campo gravitazionale sulla superficie della stella contraente cresce, rendendo sempre più difficile l'uscita di radiazioni e particelle. Alla fine, una tale stella finisce sotto l'orizzonte degli eventi, che può essere visualizzato come una membrana unilaterale che consente alla materia e alla radiazione di passare solo verso l'interno e non rilascia nulla verso l'esterno. La stella che collassa si trasforma in un buco nero e può essere rilevata solo da un brusco cambiamento nelle proprietà dello spazio e del tempo intorno ad essa. Il raggio dell'orizzonte degli eventi è chiamato raggio di Schwarzschild.

Le stelle con una massa inferiore a 1,4 masse solari alla fine del loro ciclo di vita perdono lentamente il loro guscio superiore, che è chiamato nebulosa planetaria. Le stelle più massicce, che si trasformano in una stella di neutroni o in un buco nero, esplodono prima come supernova, la loro brillantezza aumenta di 20 magnitudini o più in breve tempo, viene rilasciata più energia di quanta ne emetta il sole in 10 miliardi di anni, e i resti del esplosione di stelle a una velocità di 20 000 km al secondo.

Osservare e disegnare le posizioni delle macchie solari con un telescopio (sullo schermo).

BIGLIETTO numero 21

Composizione, struttura e dimensioni della nostra Galassia.

Galassia, il sistema stellare a cui appartiene il Sole. La galassia contiene almeno 100 miliardi di stelle. Tre costituenti principali: il rigonfiamento centrale, il disco e l'alone galattico.

Il rigonfiamento centrale è costituito da stelle della vecchia popolazione II (giganti rosse), situate molto densamente, e nel suo centro (nucleo) c'è una potente fonte di radiazioni. Si presumeva che ci fosse un buco nero nel nucleo, che avviasse i potenti processi energetici osservati accompagnati da radiazioni nello spettro radio. (L'anello di gas ruota intorno al buco nero; il gas caldo, fuoriuscendo dal suo bordo interno, cade sul buco nero, rilasciando energia, che osserviamo.) Ma recentemente è stata rilevata un'esplosione di radiazione visibile nel nucleo e l'ipotesi di un buco nero è scomparso. L'ispessimento centrale ha un diametro di 20.000 anni luce e uno spessore di 3.000 anni luce.

Il disco della Galassia, che contiene giovani stelle di popolazione I (giovani supergiganti blu), materia interstellare, ammassi stellari aperti e 4 bracci a spirale, ha un diametro di 100.000 anni luce e uno spessore di soli 3.000 anni luce. La galassia ruota, le sue parti interne passano attraverso le loro orbite molto più velocemente di quelle esterne. Il sole compie una rivoluzione completa attorno al nucleo in 200 milioni di anni. I bracci a spirale sono in continuo processo di formazione stellare.

L'alone galattico è concentrico al disco e al rigonfiamento centrale ed è costituito da stelle che sono prevalentemente membri di ammassi globulari e appartengono a popolazioni di tipo II. Tuttavia, la maggior parte della materia nell'alone è invisibile e non può essere intrappolata nelle stelle ordinarie, non è gas o polvere. Quindi, l'alone contiene sostanza oscura invisibile. I calcoli della velocità di rotazione delle Grandi e Piccole Nubi di Magellano, satelliti della Via Lattea, mostrano che la massa contenuta nell'alone è 10 volte la massa che osserviamo nel disco e si addensa.

Il Sole si trova a 2/3 dal centro del disco nel Braccio di Orione. La sua localizzazione nel piano del disco (equatore galattico) permette di vedere dalla Terra le stelle del disco sotto forma di una stretta striscia La via Lattea, coprendo l'intera sfera celeste e inclinato di un angolo di 63° rispetto all'equatore celeste. Il centro della Galassia si trova in Sagittario, ma non è osservabile alla luce visibile a causa delle nebulose oscure di gas e polvere che assorbono la luce delle stelle.

Calcolo del raggio di una stella dai dati sulla sua luminosità e temperatura.

L - luminosità (Lc = 1)

R - raggio (Rc = 1)

T - Temperatura (Tc = 6000)

BIGLIETTO numero 22

Ammassi stellari. Lo stato fisico del mezzo interstellare.

Gli ammassi stellari sono gruppi di stelle situati relativamente vicini l'uno all'altro e collegati da un moto comune nello spazio. Apparentemente, quasi tutte le stelle nascono in gruppi e non individualmente. Pertanto, gli ammassi stellari sono una cosa molto comune. Gli astronomi amano studiare gli ammassi stellari perché tutte le stelle nell'ammasso si sono formate all'incirca nello stesso momento e all'incirca alla stessa distanza da noi. Eventuali differenze evidenti di luminosità tra tali stelle sono vere differenze. È particolarmente utile studiare gli ammassi stellari dal punto di vista della dipendenza delle loro proprietà dalla massa - dopo tutto, l'età di queste stelle e la loro distanza dalla Terra sono approssimativamente le stesse, quindi differiscono l'una dall'altra solo in la loro massa. Esistono due tipi di ammassi stellari: aperti e globulari. In un ammasso aperto, ogni stella è visibile separatamente; sono distribuite più o meno uniformemente su una certa area del cielo. Gli ammassi globulari, d'altra parte, sono come una sfera così densamente riempita di stelle che le singole stelle al centro sono indistinguibili.

Gli ammassi aperti contengono tra le 10 e le 1000 stelle, tra le quali molto più giovani di quelle vecchie, e le più antiche hanno poco più di 100 milioni di anni. Il fatto è che negli ammassi più vecchi, le stelle si allontanano gradualmente l'una dall'altra finché non si mescolano con l'insieme principale di stelle. Sebbene la gravità tenga insieme gli ammassi aperti in una certa misura, sono ancora piuttosto fragili e la gravità di un altro oggetto può separarli.

Le nubi in cui si formano le stelle sono concentrate nel disco della nostra Galassia, ed è lì che si trovano gli ammassi stellari aperti.

In contrasto con l'aperto, gli ammassi globulari sono sfere densamente piene di stelle (da 100 mila a 1 milione). Un tipico ammasso globulare ha un diametro compreso tra 20 e 400 anni luce.

Nei centri densamente ammassati di questi ammassi, le stelle sono così vicine l'una all'altra che la gravità reciproca le lega insieme, formando binarie compatte. A volte le stelle si fondono addirittura completamente; con una stretta vicinanza, gli strati esterni della stella possono collassare, esponendo il nucleo centrale a una vista diretta. Negli ammassi globulari, i binari sono 100 volte più comuni che altrove.

Intorno alla nostra Galassia, conosciamo circa 200 ammassi globulari, che sono distribuiti in tutto l'alone, che contiene la Galassia. Tutti questi ammassi sono molto antichi e sono sorti più o meno contemporaneamente alla Galassia stessa. Gli ammassi sembrano essersi formati quando porzioni della nuvola da cui è stata creata la Galassia si sono divise in frammenti più piccoli. Gli ammassi globulari non divergono, perché le stelle in essi sono molto vicine e le loro potenti forze gravitazionali reciproche legano l'ammasso in un insieme denso.

La materia (gas e polvere) nello spazio tra le stelle è chiamata mezzo interstellare. La maggior parte è concentrata nei bracci a spirale della Via Lattea e costituisce il 10% della sua massa. In alcune zone, la sostanza è relativamente fredda (100 K) ed è rilevabile dalla radiazione infrarossa. Tali nubi contengono idrogeno neutro, idrogeno molecolare e altri radicali che possono essere rilevati con i radiotelescopi. Nelle regioni vicine alle stelle ad alta luminosità, la temperatura del gas può raggiungere i 1000-10.000 K e l'idrogeno viene ionizzato.

Il mezzo interstellare è molto rarefatto (circa 1 atomo per cm 3). Tuttavia, nelle nuvole dense, la concentrazione di materia può essere 1000 volte superiore alla media. Ma anche in una nuvola densa, ci sono solo poche centinaia di atomi per centimetro cubo. Il motivo per cui riusciamo ancora a osservare la materia interstellare è che la vediamo in un grande spessore di spazio. Le particelle hanno una dimensione di 0,1 micron, contengono carbonio e silicio ed entrano nel mezzo interstellare dall'atmosfera di stelle fredde a seguito di esplosioni di supernova. La miscela risultante forma nuove stelle. Il mezzo interstellare ha un debole campo magnetico ed è permeato da flussi di raggi cosmici.

Il nostro sistema solare si trova in quella regione della Galassia dove la densità della materia interstellare è insolitamente bassa. Questa zona è chiamata la bolla locale; si estende in tutte le direzioni per circa 300 anni luce.

Calcolo delle dimensioni angolari del Sole per un osservatore su un altro pianeta.

BIGLIETTO numero 23

I principali tipi di galassie e le loro caratteristiche distintive.

galassie, un sistema di stelle, polvere e gas con una massa totale da 1 milione a 10 trilioni. masse del sole. La vera natura delle galassie non fu finalmente spiegata fino agli anni '20. dopo accese discussioni. Fino a quel momento, osservate con un telescopio, sembravano macchie di luce diffusa, simili a nebulose, ma solo con l'aiuto del telescopio riflettore di 2,5 metri dell'Osservatorio di Mount Wilson, utilizzato per la prima volta negli anni '20, era possibile ottenere immagini del reparto stelle nella nebulosa di Andromeda e dimostrano che si tratta di una galassia. Lo stesso telescopio è stato utilizzato da Hubble per misurare i periodi delle Cefeidi nella nebulosa di Andromeda. Queste stelle variabili sono state studiate abbastanza bene da determinarne con precisione le distanze. La Nebulosa Andromeda è di ca. 700 kpc, cioè si trova ben oltre la nostra Galassia.

Esistono diversi tipi di galassie, le principali sono a spirale ed ellittiche. Sono stati fatti tentativi di classificarle utilizzando schemi alfabetici e numerici, come la classificazione di Hubble, ma alcune galassie non rientrano in questi schemi, in questo caso prendono il nome dagli astronomi che per primi le hanno identificate (per esempio, Seyfert e Markarian galassie) o dare una designazione alfabetica degli schemi di classificazione (ad esempio, galassie di tipo N e di tipo cD). Le galassie senza una forma distinta sono classificate come irregolari. L'origine e l'evoluzione delle galassie non sono ancora del tutto comprese. Le più studiate sono le galassie a spirale. Questi includono oggetti con un nucleo luminoso, da cui emanano bracci a spirale di gas, polvere e stelle. La maggior parte delle galassie a spirale ha 2 bracci che emanano dai lati opposti del nucleo. Di regola, le stelle in loro sono giovani. Queste sono normali spirali. Ci sono anche spirali incrociate, che hanno un ponte centrale di stelle che collega le estremità interne dei due bracci. Anche il nostro G. appartiene alla spirale. Le masse di quasi tutte le stelle a spirale sono nell'intervallo da 1 a 300 miliardi di masse solari. Circa tre quarti di tutte le galassie nell'universo sono ellittica... Sono di forma ellittica senza struttura a spirale riconoscibile. La loro forma può variare da quasi sferica a sigaro. Sono di dimensioni molto diverse: da masse nane di diversi milioni di masse solari a masse gigantesche di 10 trilioni di solari. Il più grande conosciuto - galassie CD... Hanno un grande nucleo, o forse diversi nuclei che si muovono rapidamente l'uno rispetto all'altro. Queste sono spesso sorgenti radio piuttosto potenti. Le galassie Markarian sono state identificate dall'astronomo sovietico Veniamin Markarian nel 1967. Sono forti sorgenti di radiazioni nella gamma dell'ultravioletto. galassie tipo N hanno un nucleo debolmente luminoso simile a una stella. Sono anche forti sorgenti radio e si prevede che si evolvano in quasar. Nella foto, le galassie di Seyfert sembrano normali spirali, ma con un nucleo molto luminoso e spettri con righe di emissione larghe e luminose, che indicano la presenza di una grande quantità di gas caldo in rapida rotazione nei loro nuclei. Questo tipo di galassie è stato scoperto dall'astronomo americano Karl Seyfert nel 1943. Le galassie che si osservano otticamente e allo stesso tempo sono forti radiosorgenti sono chiamate radiogalassie. Questi includono le galassie di Seyfert, le galassie di tipo D e N e alcuni quasar. Il meccanismo di generazione di energia nelle radiogalassie non è stato ancora compreso.

Determinazione delle condizioni di visibilità del pianeta Saturno secondo i dati del Calendario Astronomico Scolastico.

BIGLIETTO numero 24

Fondamenti dei concetti moderni della struttura e dell'evoluzione dell'Universo.

Nel 20 ° secolo. è stata raggiunta la comprensione dell'universo nel suo insieme. Il primo passo importante è stato compiuto negli anni '20, quando gli scienziati sono giunti alla conclusione che la nostra Galassia - la Via Lattea - è una delle milioni di galassie e il Sole è una delle milioni di stelle della Via Lattea. Successivi studi sulle galassie hanno dimostrato che si stanno allontanando dalla Via Lattea, e più sono lontane, maggiore è questa velocità (misurata dallo spostamento verso il rosso nel suo spettro). Quindi, viviamo in l'universo in espansione. La dispersione delle galassie si riflette nella legge di Hubble, secondo la quale lo spostamento verso il rosso di una galassia è proporzionale alla distanza da essa.Inoltre, su scala più grande, ad es. a livello di superammassi di galassie, l'Universo ha una struttura cellulare. La cosmologia moderna (la dottrina dell'evoluzione dell'Universo) si basa su due postulati: l'Universo è omogeneo e isotropo.

Ci sono diversi modelli dell'universo.

Nel modello Einstein - de Sitter, l'espansione dell'Universo continua all'infinito; nel modello statico, l'Universo non si espande e non si evolve; in un Universo pulsante, i cicli di espansione e contrazione si ripetono. Tuttavia, il modello statico è il meno probabile, non solo la legge di Hubble parla a suo favore, ma anche la radiazione relitta di fondo scoperta nel 1965 (cioè la radiazione della sfera quadridimensionale incandescente in espansione primaria).

Alcuni modelli cosmologici si basano sulla teoria dell'"universo caldo", che viene presentata di seguito.

In accordo con le soluzioni di Friedman alle equazioni di Einstein, 10-13 miliardi di anni fa, nell'istante iniziale del tempo, il raggio dell'Universo era uguale a zero. Tutta l'energia dell'Universo, tutta la sua massa era concentrata in volume zero. La densità di energia è infinita e anche la densità della materia è infinita. Questo stato è chiamato singolare.

Nel 1946, Georgy Gamov e i suoi colleghi svilupparono una teoria fisica della fase iniziale dell'espansione dell'Universo, spiegando la presenza di elementi chimici in esso per fusione a temperature e pressioni molto elevate. Pertanto, l'inizio dell'espansione, secondo la teoria di Gamow, fu chiamato "Big Bang". I coautori di Gamow erano R. Alfer e G. Bethe, quindi questa teoria è talvolta chiamata "teoria α, β, γ".

L'universo si sta espandendo da uno stato di densità infinita. In uno stato singolare, le normali leggi della fisica non si applicano. Apparentemente, tutte le interazioni fondamentali a energie così elevate sono indistinguibili l'una dall'altra. E da quale raggio dell'Universo ha senso parlare dell'applicabilità delle leggi della fisica? La risposta è dalla lunghezza di Planck:

Partendo dall'istante di tempo t p = R p / c = 5 * 10 -44 s (c è la velocità della luce, h è la costante di Planck). Molto probabilmente, è stato attraverso t P che l'interazione gravitazionale si è separata dal resto. Secondo calcoli teorici, durante i primi 10 -36 s, quando la temperatura dell'Universo era superiore a 10 28 K, l'energia per unità di volume è rimasta costante e l'Universo si è espanso a una velocità significativamente superiore alla velocità della luce. Questo fatto non contraddice la teoria della relatività, poiché non la materia, ma lo spazio stesso, si stava espandendo a tale velocità. Questa fase dell'evoluzione si chiama inflazionistico... Dalle moderne teorie della fisica quantistica, ne consegue che in questo momento la forza nucleare forte si separò da quella elettromagnetica e debole. L'energia rilasciata di conseguenza è stata la causa della catastrofica espansione dell'Universo, che in un minuscolo intervallo di tempo di 10 - 33 s è passato dalla dimensione di un atomo alla dimensione del sistema solare. Allo stesso tempo, sono apparse le solite particelle elementari e una quantità leggermente inferiore di antiparticelle. Materia e radiazione erano ancora in equilibrio termodinamico. Questa era si chiama radiazione stadio di evoluzione. A una temperatura di 5 ∙ 10 12 K, la fase è terminata ricombinazioni: quasi tutti i protoni ei neutroni si annichilirono, trasformandosi in fotoni; rimasero solo quelle per le quali non c'erano abbastanza antiparticelle. L'eccesso iniziale di particelle sulle antiparticelle è un miliardesimo del loro numero. È da questa sostanza "in eccesso" che consiste principalmente la sostanza dell'Universo osservato. Pochi secondi dopo il Big Bang, il palco è iniziato nucleosintesi primaria quando si formarono nuclei di deuterio ed elio, che durò per circa tre minuti; poi iniziò la tranquilla espansione e il raffreddamento dell'universo.

Circa un milione di anni dopo l'esplosione, l'equilibrio tra materia e radiazione fu disturbato, gli atomi iniziarono a formarsi da protoni ed elettroni liberi e la radiazione iniziò a passare attraverso la sostanza come attraverso un mezzo trasparente. Era questa radiazione che veniva chiamata relitto, la sua temperatura era di circa 3000 K. Attualmente viene registrato uno sfondo con una temperatura di 2,7 K. La radiazione di fondo reliquia è stata scoperta nel 1965. Si è rivelato essere altamente isotropo e con la sua esistenza conferma il modello di un Universo in espansione calda. Dopo nucleosintesi primaria la materia iniziò ad evolversi indipendentemente, a causa delle variazioni nella densità della materia, formata secondo il principio di indeterminazione di Heisenberg durante la fase inflazionaria, apparvero le protogalassie. Laddove la densità era leggermente superiore alla media, si formavano centri di attrazione, le aree a densità inferiore diventavano sempre più rarefatte, man mano che la materia le lasciava in aree più dense. Fu così che il mezzo praticamente omogeneo fu diviso in protogalassie separate e nei loro ammassi, e centinaia di milioni di anni dopo apparvero le prime stelle.

I modelli cosmologici portano alla conclusione che il destino dell'Universo dipende solo dalla densità media della sostanza che lo riempie. Se è al di sotto di una certa densità critica, l'espansione dell'Universo continuerà per sempre. Questa opzione è chiamata "universo aperto". Uno scenario di sviluppo simile attende un Universo piatto, quando la densità è pari a quella critica. Dopo un googol di anni, tutta la materia nelle stelle si esaurirà e le galassie precipiteranno nell'oscurità. Rimarranno solo i pianeti, nane bianche e brune, e le collisioni tra di loro saranno estremamente rare.

Tuttavia, anche in questo caso, la metagalassia non è eterna. Se la teoria della grande unificazione delle interazioni è corretta, i protoni ei neutroni che compongono le precedenti stelle decadranno in 10 40 anni. Circa 10 100 anni dopo, i buchi neri giganti evaporeranno. Nel nostro mondo rimarranno solo elettroni, neutrini e fotoni, lontani l'uno dall'altro a grandi distanze. In un certo senso, questa sarà la fine dei tempi.

Se la densità dell'Universo risulta essere troppo alta, il nostro mondo sarà chiuso e l'espansione prima o poi sarà sostituita da una contrazione catastrofica. L'universo finirà la sua vita nel collasso gravitazionale, in un certo senso è anche peggio.

Calcolo della distanza della stella dalla parallasse nota.