11. SINIF ASTRONOMİ BİLETLERİ

BİLET numarası 1

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

Dünya karmaşık hareketler yapar: kendi ekseni etrafında döner (T = 24 saat), Güneş'in etrafında hareket eder (T = 1 yıl), Galaksi ile döner (T = 200 bin yıl). Bundan, Dünya'dan yapılan tüm gözlemlerin görünen yörüngelerde farklılık gösterdiği görülebilir. Gezegenler gökyüzünde ya doğudan batıya (ileri hareket), sonra batıdan doğuya (geri hareket) hareket eder. Yön değiştirme anlarına stant denir. Bu yolu bir harita üzerinde çizerseniz, bir döngü elde edersiniz. Gezegen ile Dünya arasındaki mesafe ne kadar büyük olursa, döngünün boyutu o kadar küçük olur. Gezegenler alt ve üst olarak ayrılır (alt - dünyanın yörüngesinin içinde: Merkür, Venüs; üst: Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün ve Plüton). Tüm bu gezegenler, Dünya'nın Güneş'in etrafında dönmesiyle aynı şekilde döner, ancak Dünya'nın hareketi nedeniyle, gezegenlerin döngü benzeri hareketi gözlemlenebilir. Gezegenlerin Güneş ve Dünya'ya göre göreceli konumlarına gezegen konfigürasyonları denir.

Gezegen konfigürasyonları, ayrıştırmak. geometrik gezegenlerin Güneş ve Dünya'ya göre konumu. Gezegenlerin Dünya'dan görülebilen ve Güneş'e göre ölçülen belirli konumları özeldir. başlıklar. İncir. V - iç gezegen, I- dış gezegen, E - Toprak, S - Güneş. Ne zaman int. gezegen Güneş'le düz bir çizgi üzerinde yer alır, bağlantı. K. s. EV 1 S ve ESV 2 arandı alt ve üst bağlantı sırasıyla. Dahili gezegen I, Güneş ile düz bir çizgi üzerinde bulunduğunda üst kavuşumdadır. ( ESI 4) ve yüzleşme(I 3 ES) Gezegene ve Güneş'e olan yönler arasındaki açı, apeksi Dünya'dayken, örn. I 5 ES uzama olarak adlandırılır. int için. planets max, EV 8 S açısı 90 ° olduğunda uzama meydana gelir; dahili için gezegenler 0 °ESI 4) ila 180 ° (I 3 ES) aralığında uzayabilir Uzama 90 ° olduğunda, gezegenin içinde olduğu söylenir. kare alma(Ben 6 ES, ben 7 ES).

Gezegenin yörüngesinde Güneş'in etrafında döndüğü süreye yıldız (yıldız) yörünge dönemi - T, iki özdeş konfigürasyon arasındaki süre - sinodik dönem - S denir.

Gezegenler Güneş'in etrafında bir yönde hareket eder ve belirli bir süre boyunca Güneş'in etrafında tam bir dönüş yaparlar = yıldız dönemi

iç gezegenler için

dış gezegenler için

S - yıldız dönemi (yıldızlara göre), T - sinodik dönem (fazlar arasında), T Å = 1 yıl.

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

Hubble yasasına göre galaksiye olan mesafeyi hesaplamak.

H = 50 km / s * Mpc - Hubble sabiti

BİLET numarası 2

Astronomik gözlemlerden coğrafi koordinatları belirleme ilkeleri.

2 coğrafi koordinat vardır: coğrafi enlem ve coğrafi boylam. Pratik bir bilim olarak astronomi bu koordinatları bulmanızı sağlar. Dünyanın direğinin ufkun üzerindeki yüksekliği, gözlem alanının enlemine eşittir. Yaklaşık coğrafi enlem, Kuzey Yıldızının yüksekliği ölçülerek belirlenebilir, çünkü dünyanın Kuzey Kutbu'ndan yaklaşık 10. Gözlem alanının enlemini, üst doruktaki armatürün yüksekliğine göre belirleyebilirsiniz ( doruk- yıldızın meridyenden geçtiği an) aşağıdaki formüle göre:

j = d ± (90 - h), başucunun güneye mi yoksa kuzeye mi ulaştığına bağlı olarak. h - armatür yüksekliği, d - sapma, j - enlem.

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

T λ 1 - T λ 2 = λ 1 - λ 2 Böylece, birinin boylamı bilinen iki noktadaki zaman farkını öğrendikten sonra, diğer noktanın boylamını belirlemek mümkündür.

Yerel zaman- bu, Dünya üzerinde belirli bir yerdeki güneş zamanıdır. Her noktada yerel saat farklıdır, bu nedenle insanlar standart zamana göre, yani belirli bir kuşağın orta meridyeninin zamanına göre yaşarlar. Tarih çizgisi doğuda (Bering Boğazı) uzanır.

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

L - parlaklık (Lc = 1)

R - yarıçap (Rc = 1)

T - Sıcaklık (Tc = 6000)

BİLET numarası 3

Ayın evrelerindeki değişimin nedenleri. Güneş ve ay tutulmalarının oluşum koşulları ve sıklığı.

Faz, astronomide, faz değişimi periyodik olarak gerçekleşir. gözlemciye göre gök cisimlerinin aydınlatma koşullarındaki değişiklikler. Ay'ın F.'sinin değişimi, Dünya'nın, Ay'ın ve Güneş'in göreceli pozisyonundaki bir değişiklikten ve ayrıca Ay'ın ondan yansıyan ışıkla parlamasından kaynaklanmaktadır. Ay, Güneş ile Dünya'yı birbirine bağlayan düz bir çizgi üzerinde durduğunda, ay yüzeyinin aydınlatılmamış kısmı Dünya'ya dönük olduğundan onu görmeyiz. Bu f. - yeni Ay. 1-2 gün sonra Ay bu düz çizgiden ayrılır ve Dünya'dan dar bir hilal görülür. Yeni ay sırasında, ayın doğrudan güneş ışığıyla aydınlatılmayan kısmı karanlık gökyüzünde hala görülebilir. Bu fenomenin adı kül ışığı. Bir hafta sonra F. gelir - İlk çeyrek: ayın aydınlatılan kısmı diskin yarısıdır. Sonra gelir Dolunay- Ay yine Güneş'i ve Dünya'yı birbirine bağlayan çizgide, ancak Dünya'nın diğer tarafında. Ayın tam diski görülebilir. Sonra görünen kısım azalmaya başlar ve gelir son çeyrek, onlar. yine diskin yarısının yandığını gözlemleyebilirsiniz. F. Moon'un tam geçiş dönemine sinodik ay denir.

tutulma, astronomik bir fenomen, bir gök cismi diğerini tamamen veya kısmen kapladığında veya bir cismin gölgesi başka bir cismin üzerine düştüğünde Güneş 3. Dünya Ay'ın gölgesine düştüğünde ve ay olanlar - Ay düştüğünde meydana gelir. dünyanın gölgesi. Güneş 3 sırasında ayın gölgesi, merkezi gölge ve çevreleyen yarı gölgeden oluşur. Uygun koşullar altında, tam bir ay 3. 1 saat sürebilir. 45 dakika Ay tam olarak gölgeye girmezse, o zaman Dünya'nın gece tarafındaki bir gözlemci ay 3'ü görecektir. Güneş ve Ay'ın açısal çapları hemen hemen aynıdır, dolayısıyla toplam güneş 3. bir kaç. dakika. Ay doruk noktasındayken, açısal boyutları Güneş'inkinden biraz daha küçüktür. Güneş 3.Güneş ve ayın merkezlerini birleştiren çizginin dünya yüzeyinden geçmesi durumunda meydana gelebilir. Dünyaya düşerken ay gölgesinin çapları birkaç taneye ulaşabilir. yüzlerce kilometre. Gözlemci, karanlık ay diskinin Güneş'i tamamen örtmediğini ve kenarını parlak bir halka şeklinde açık bıraktığını görür. Bu sözde. halkalı güneş 3. Ayın açısal boyutları güneşten büyükse, o zaman merkezlerini dünya yüzeyiyle birleştiren çizginin kesişme noktasının yakınındaki gözlemci toplam güneşi 3 görecektir. Dünya kendi ekseni etrafında, Ay Dünya'nın etrafında ve Dünya Güneş'in etrafında döner, ay gölgesi dünyanın yüzeyi boyunca üzerine düştüğü noktadan diğerlerine, onu bıraktığı yere doğru hızla kayar ve üzerine çizer. Dünya * tam veya dairesel bir şerit 3. Özellikle 3. Ay, güneşin sadece bir kısmını örttüğünde gözlemlenebilir. Güneş veya Ay'ın zamanı, süresi ve modeli 3. Dünya-Ay-Güneş sisteminin geometrisine bağlıdır. Ay yörüngesinin tutulmaya * göre eğimi nedeniyle, güneş ve ay 3. her yeni ayda veya dolunayda meydana gelmez. 3. Tahminin gözlemlerle karşılaştırılması, ayın hareketi teorisini iyileştirmeyi mümkün kılar. Sistemin geometrisi hemen hemen her 18 yılda bir 10 günde bir tekrarlandığından, 3. saros adı verilen bu periyot ile gerçekleşir. Kayıt 3. Eski zamanlardan beri, gelgitlerin Ay yörüngesi üzerindeki etkisini kontrol etmek mümkün olmuştur.

Yıldız haritasındaki yıldızların koordinatlarının belirlenmesi.

BİLET numarası 4

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

Güneş'in gök küresi boyunca yıllık hareketini düşünün. Dünya bir yılda Güneş etrafında tam bir devrim yapar, bir günde Güneş ekliptik boyunca batıdan doğuya yaklaşık 1 ° ve 3 ayda - 90 ° hareket eder. Bununla birlikte, bu aşamada, Güneş'in ekliptik boyunca hareketine, eğiminde δ = -e (kış gündönümü) ile δ = + e (yaz gündönümü) arasında değişen bir sapma eşlik ettiği için önemlidir. dünyanın ekseninin eğim açısı. Bu nedenle, yıl boyunca Güneş'in günlük paralelinin yeri de değişir. Kuzey yarım kürenin orta enlemlerini düşünün.

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

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

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

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

Eylül ayının sonunda, Güneş ekliptiğin ekvator ile kesiştiği ikinci noktaya (α = 12 saat) ulaşır ve ekinoks şimdi sonbaharda tekrar gelir. Yine, Güneş'in eğimindeki değişim oranı doruğa çıkıyor ve hızla güneye doğru kayıyor. Gece gündüzden daha uzun oluyor ve her geçen gün Güneş'in zirvedeki yüksekliği azalıyor.

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

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

Dünya atmosferi tarafından ışığın saçılması nedeniyle, gün batımından sonra gökyüzü bir süre parlak kalmaya devam eder. Bu döneme alacakaranlık denir. Güneşin ufkun altına daldırılmasının derinliği ile sivil alacakaranlık ayırt edilir (-8 ° -12 °) ve astronomik (h> -18 °), bundan sonra gece gökyüzünün parlaklığı yaklaşık olarak sabit kalır.

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

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

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

Ekvatorun güneyinde, her şey yukarıda açıklanana benzer olacak, sadece yılın çoğu için (ve her zaman güney tropikinin güneyinde), Güneş'in üst doruk noktası, başucunun kuzeyinde gerçekleşecek.

Bir Hedefe Nişan Alma ve Teleskopu Odaklama .

BİLET numarası 5

1. Teleskobun çalışma prensibi ve amacı.

Teleskop gök cisimlerini gözlemlemek için astronomik bir cihaz. İyi tasarlanmış bir teleskop, spektrumun çeşitli aralıklarında elektromanyetik radyasyon toplayabilir. Astronomide, bir optik teleskop, bir görüntüyü büyütmek ve özellikle çıplak gözle görülemeyen zayıf kaynaklardan gelen ışığı toplamak için tasarlanmıştır. ona kıyasla daha fazla ışık toplayabilir ve yüksek açısal çözünürlük sağlayabilir, böylece büyütülmüş görüntüde daha fazla ayrıntı görülebilir. Bir refraktör teleskopta, büyük bir mercek, bir objektif, toplayan ve odaklanan ışık olarak kullanılır ve görüntü, bir veya daha fazla mercekten oluşan bir mercek kullanılarak izlenir. Refraktör teleskopların tasarımındaki temel sorun renk sapmalarıdır (farklı dalga boylarındaki ışığın farklı mesafelere odaklanması nedeniyle basit bir mercek tarafından oluşturulan görüntünün etrafındaki renkli kenarlık). Dışbükey ve içbükey lenslerin bir kombinasyonu kullanılarak ortadan kaldırılabilir, ancak belirli bir boyut sınırından (yaklaşık 1 metre çapında) daha büyük lensler yapılamaz. Bu nedenle, şu anda, bir aynanın objektif olarak kullanıldığı reflektörlü teleskoplar tercih edilmektedir. İlk reflektörlü teleskop, Newton tarafından kendi şemasına göre icat edildi. Newton'un sistemi.Şimdi birkaç görüntü gözlem yöntemi var: Newton, Cassegrain sistemleri (odak konumu, bir fotometre veya spektrometre gibi diğer cihazların yardımıyla ışığı kaydetmek ve analiz etmek için uygundur), Kude (hacimli ekipman olduğunda şema çok uygundur) ışık analizi için gerekli), Maksutov ( sözde menisküs), Schmidt (büyük ölçekli gökyüzü araştırmaları yapmak gerektiğinde kullanılır).

Optik teleskopların yanı sıra diğer menzillerde elektromanyetik radyasyon toplayan teleskoplar da vardır. Örneğin, çeşitli radyo teleskop türleri yaygındır (parabolik aynalı: sabit ve tam döner; RATAN-600 tipi; faz içi; radyo interferometreleri). X-ışınlarını ve gama ışınlarını kaydetmek için teleskoplar da mevcuttur. İkincisi dünyanın atmosferi tarafından emildiğinden, X-ışını teleskopları genellikle uydulara veya havadaki sondalara monte edilir. Gama astronomisi uydularda teleskop kullanır.

Kepler'in üçüncü yasasına göre gezegenin yörünge periyodunun hesaplanması.

Tz = 1 yıl

a z = 1 astronomik birim

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

BİLET numarası 6

Güneş sisteminin gövdelerine olan mesafeleri ve büyüklüklerini belirleme yöntemleri.

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

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

Radar yöntemi. Göksel bir cisme güçlü bir kısa vadeli dürtü gönderilmesi ve ardından yansıyan bir sinyalin alınması gerçeğinden oluşur. Radyo dalgalarının yayılma hızı, bir boşlukta ışığın hızına eşittir: bilinir. Bu nedenle, sinyalin gök cismine ulaşması ve geri dönmesi için geçen süreyi doğru bir şekilde ölçerseniz, istenen mesafeyi hesaplamak kolaydır.

Radar gözlemleri, güneş sisteminin gök cisimlerine olan mesafeleri büyük bir doğrulukla belirlemeyi mümkün kılar. Bu yöntem Ay, Venüs, Merkür, Mars, Jüpiter'e olan mesafeleri netleştirmek için kullanıldı.

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

Dünyanın boyutunu belirlemek için aynı meridyen üzerinde bulunan iki nokta arasındaki mesafe belirlenir, ardından yayın uzunluğu belirlenir. ben , 1 ° - n .

Güneş sisteminin gövdelerinin boyutunu belirlemek için, karasal gözlemci tarafından görülebilecekleri açıyı ölçebilirsiniz - yıldızın açısal yarıçapı r ve yıldıza olan mesafe D.

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

Bir yıldızın parlaklığının, büyüklüğüne ve sıcaklığına ilişkin verilere dayalı olarak belirlenmesi.

L - parlaklık (Lc = 1)

R - yarıçap (Rc = 1)

T - Sıcaklık (Tc = 6000)

BİLET numarası 7

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

Elektromanyetik radyasyonun, onları incelemek amacıyla dalga boylarına ayrıştırılmasına spektroskopi denir. Spektrum analizi, astrofizikte kullanılan astronomik nesneleri incelemek için ana yöntemdir. Spektrum çalışması, astronomik nesnelerin sıcaklık, hız, basınç, kimyasal bileşim ve diğer önemli özellikleri hakkında bilgi sağlar. Absorpsiyon tayfı ile (daha doğrusu tayfta belirli çizgilerin varlığıyla), yıldızın atmosferinin kimyasal bileşimi yargılanabilir. Spektrumun yoğunluğu ile yıldızların ve diğer cisimlerin sıcaklığını belirleyebilirsiniz:

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

Dünya'nın atmosferi uzaydan gelen radyasyonun bir kısmını hapseder. İçinden geçen görünür ışık da bozulur: havanın hareketi gök cisimlerinin görüntüsünü bulanıklaştırır ve gerçekte parlaklıkları değişmese de yıldızlar parıldar. Bu nedenle, 20. yüzyılın ortalarından itibaren gökbilimciler uzaydan gözlemler yapmaya başladılar. Atmosferik teleskopların dışında X-ışını, ultraviyole, kızılötesi ve gama radyasyonu toplar ve analiz eder. İlk üçü yalnızca atmosferin dışında incelenebilirken, ikincisi kısmen Dünya yüzeyine ulaşır, ancak gezegenin kendisinin IR'si ile karışır. Bu nedenle kızılötesi teleskopların uzaya alınması tercih edilir. X-ışınları, Evrende enerjinin özellikle şiddetli bir şekilde serbest bırakıldığı alanları (örneğin kara delikler) ve ayrıca diğer ışınlarda görünmeyen nesneleri, örneğin pulsarları ortaya çıkarır. Kızılötesi teleskoplar, geniş bir sıcaklık aralığında optikler tarafından gizlenen ısı kaynaklarını keşfetmenizi sağlar. Gama astronomisi, elektron-pozitron yok oluşunun kaynaklarını tespit etmeyi mümkün kılar, yani. yüksek enerji kaynakları.

2. Bir yıldız haritasından belirli bir günde Güneş'in eğiminin belirlenmesi ve öğle saatlerinde yüksekliğinin hesaplanması.

h - armatür yüksekliği

BİLET numarası 8

Uzayın araştırılması ve araştırılmasının en önemli yönleri ve görevleri.

Modern astronominin temel sorunları:

Kozmogoni ile ilgili birçok özel sorunun çözümü yoktur:

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

Yıldız astronomisinde:

· Güneş'in tüm gözlemlenebilir özelliklerini (özellikle çekirdekten gelen nötrino akışı) doğru bir şekilde açıklayabilecek ayrıntılı bir model yoktur.

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

Galaktik ve ekstragalaktik astronomide:

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

· Galaksilerin oluşumuna ilişkin birleşik bir teori yoktur;

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

İşte gökbilimcilerin 21. yüzyılda yanıtlamayı umduğu sorulardan bazıları:

· En yakın yıldızların karasal gezegenleri var mı ve biyosferleri var mı (üzerlerinde yaşam var mı)?

· Yıldızların oluşumunun başlamasına hangi süreçler katkıda bulunur?

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

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

· Galaksiler nerede ve ne zaman oluştu?

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

BİLET numarası 9

Kepler yasaları, bunların keşfi, anlamı ve uygulanabilirlik sınırları.

Gezegenlerin Güneş'e göre hareketlerinin üç yasası, 17. yüzyılın başında Alman astronom Johannes Kepler tarafından ampirik olarak çıkarıldı. Bu, Danimarkalı astronom Tycho Brahe'nin uzun yıllar boyunca yaptığı gözlemler sayesinde mümkün oldu.

Öncelikle Kepler yasası. Her gezegen, odaklarından birinde Güneş olan bir elips boyunca hareket eder ( e = C / a, nerede ile birlikte- elipsin merkezinden odağına kadar olan mesafe, a- yarı büyük eksen, e - eksantriklik elips. e ne kadar büyükse, elips çemberden o kadar farklıdır. Eğer ile birlikte= 0 (odaklar merkezle çakışıyor), sonra e = 0 ve elips yarıçaplı bir daireye dönüşüyor a).

İkinci Kepler yasası (eşit alanlar yasası). Eşit zaman aralıkları için gezegenin yarıçap vektörü eşit alanları tanımlar. Bu yasanın bir başka formülasyonu: Gezegenin sektörel hızı sabittir.

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

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

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

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

Günöte hızı :.

Kepler yasalarını deneysel olarak keşfetti. Newton, Kepler yasalarını evrensel yerçekimi yasasından türetmiştir. Gök cisimlerinin kütlelerini belirlemek için Newton'un Kepler'in üçüncü yasasını herhangi bir döner cisim sistemine genelleştirmesi önemlidir. Genelleştirilmiş bir biçimde, bu yasa genellikle şu şekilde formüle edilir: iki cismin Güneş etrafındaki dönüşünün T1 ve T2 periyodlarının kareleri, her bir cismin kütlelerinin toplamı ile çarpılır (M1 ve M2, sırasıyla) ve Güneş (M s), yörüngelerinin a 1 ve 2 yarı ana eksenlerinin küpleri olarak ilişkilidir: ... Bu durumda, M1 ve M2 gövdeleri arasındaki etkileşim dikkate alınmaz. Bu cisimlerin kütlelerini Güneş'in kütlesine kıyasla ihmal edersek, Kepler'in kendisi tarafından verilen üçüncü yasanın formülasyonunu elde ederiz: ... Kepler'in üçüncü yasası, ikili yıldızların kütlesini belirlemek için kullanılabilir.

Bir yıldız haritasına belirli koordinatlarda bir nesne (gezegen, kuyruklu yıldız vb.) çizme.

BİLET numarası 10

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

Merkür. Ağırlık: 3 * 10 23 kg (0,055 toprak) Yörünge R: 0.387 AU D gezegeni: 4870 km Atmosferin özellikleri: Atmosfer pratikte yoktur, Güneş'ten gelen helyum ve hidrojen, gezegenin aşırı ısınmış yüzeyi tarafından salınan sodyum. Yüzey: Çatlak, "Kaloris Havzası" adı verilen 1300 km çapında bir çöküntü vardır. Özellikler: Gün iki yıl sürer.

Venüs. Ağırlık: 4,78 * 10 24 kg Yörünge R: 0.723 AU D gezegeni: 12100 km Atmosferin bileşimi: Esas olarak nitrojen ve oksijen safsızlıkları ile karbondioksit, sülfürik ve hidroflorik asit kondensat bulutları. Yüzey: Kayalık çöl, nispeten pürüzsüz, ancak kraterler de var Özellikler: Yüzeydeki basınç 90 kat> toprak basıncı, yörüngede ters dönüş, güçlü bir sera etkisi (T = 475 0 С).

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

Mars. Ağırlık: 6.4 * 1023 kg R yörüngesi: 1.52 AU (228 milyon km) D gezegeni: 6670 km Atmosferin bileşimi: Kirliliği olan karbon dioksit. Yüzey: Kraterler, Mariner Vadisi, Olimpos Dağı - sistemdeki en yüksek Özellikler: Kutup kapaklarında çok fazla su var, muhtemelen daha önce iklim karbon bazında organik yaşam için uygundu ve Mars ikliminin evrimi tersine çevrilebilir. 2 uydu var - Phobos ve Deimos. Phobos yavaş yavaş Mars'a düşüyor.

Plüton / Charon.

Ağırlık: 1.3*10 23 kg / 1.8*10 11 kg

Yörünge R: 29.65-49.28 AU

D gezegeni: 2324/1212 km

Atmosferin bileşimi: İnce metan tabakası

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

Dev gezegenler: Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün.

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

Jüpiter Ağırlık: 1.9*10 27 kg R yörüngesi: 5.2 AU D gezegeni: 143.760 km ekvator Bileşim: Helyum safsızlıkları ile hidrojen. Uydular: Avrupa'da çok su var, buzlu Ganymede, sülfürik volkanlı Io. Özellikler: Büyük Kırmızı Nokta, neredeyse bir yıldız, radyasyonun %10'u bize ait, Ay'ı bizden uzaklaştırıyor (yılda 2 metre).	Satürn. Ağırlık: 5,68 * 10 26 R yörüngesi: 9,5 AU D gezegeni: 120 420 km Kompozisyon: Hidrojen ve helyum. Aylar: Titan, Merkür'den daha büyüktür ve bir atmosfere sahiptir. Özellikler: Güzel halkalar, düşük yoğunluk, birçok uydu, manyetik alanın kutupları neredeyse dönme ekseni ile çakışıyor.
Uranüs Ağırlık: 8.5 * 1025kg Yörünge R: 19.2 AU D gezegeni: 51 300 km Kompozisyon: Metan, amonyak. Uydular: Miranda'nın çok zorlu bir arazisi var. Özellikler: Dönme ekseni Güneş'e yöneliktir, kendi enerjisini yaymaz, manyetik eksenin dönme ekseninden en büyük sapma açısı.	Neptün. Ağırlık: 1*10 26 kg Yörünge R: 30 AU D gezegeni: 49500 km Bileşimi: Metan, amonyak, hidrojen atmosferi.. Uydular: Triton'un azot atmosferi, suyu vardır. Özellikler: Emilen enerjinin 2,7 katını yayar.

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

BİLET numarası 11

Ayın ayırt edici özellikleri ve gezegenlerin uyduları.

ay- Dünyanın tek doğal uydusu. Ayın yüzeyi oldukça heterojendir. Ana büyük ölçekli oluşumlar - denizler, dağlar, kraterler ve muhtemelen parlak ışınlar - madde emisyonlarıdır. Denizler, karanlık, düz ovalar, katılaşmış lavlarla dolu çöküntülerdir. Bunların en büyüğünün çapları 1000 km'yi aşıyor. Dr. üç tür oluşum büyük olasılıkla güneş sisteminin varlığının ilk aşamalarında ay yüzeyinin bombardımanının bir sonucudur. Bombardıman birkaç kez sürdü. yüz milyonlarca yıl ve enkaz ayın ve gezegenlerin yüzeyine yerleşti. Çapları yüzlerce kilometreden en küçük toz parçacıklarına kadar değişen asteroit parçaları Ch. Ayın ayrıntıları ve kayaların yüzey tabakası. Bombardıman dönemini, denizlerin Ay'ın iç kısmının radyoaktif ısınmasıyla üretilen bazaltik lavlarla doldurulması izledi. Kozmik cihazlar. Apollo serisinin aparatı, sözde Ay'ın sismik aktivitesini kaydetti. ben sarsılmaz. Astronotlar tarafından Dünya'ya teslim edilen ay toprağı örnekleri, L. 4,3 milyar yıllık, muhtemelen Dünya'nınkiyle aynı olan yaşının aynı kimyasaldan oluştuğunu gösterdi. elementler Dünya ile yaklaşık olarak aynı orandadır. L.'de atmosfer yoktur ve muhtemelen hiç olmamıştır ve orada yaşamın var olduğunu iddia etmek için hiçbir neden yoktur. En son teorilere göre L., Mars büyüklüğündeki gezegenler ile genç Dünya'nın çarpışması sonucu oluşmuştur. Ay yüzeyinin temp-pa'sı ay gününde 100 ° C'ye ulaşır ve ay gecesinde -200 ° C'ye düşer. L.'de bir iddia için erozyon yoktur. değişen termal genleşme ve büzülme nedeniyle kayaların yavaş tahribatı ve göktaşı çarpmaları nedeniyle rastgele ani yerel felaketler.

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

Doğal uydular, gezegenin yörüngesinde dönen doğal bir vücut. Güneş sisteminde çeşitli büyüklüklerde 70'den fazla uydu bilinmektedir ve sürekli yenileri keşfedilmektedir. En büyük yedi ay, Jüpiter, Titan ve Triton'un dört Galile uydusu Ay'dır. Hepsinin 2500 km'yi aşan çapları vardır ve karmaşık jeolojiye sahip küçük "dünyalar"dır. Tarih; bazıları bir atmosfere sahiptir. Diğer tüm uydular, asteroitlerle karşılaştırılabilir boyutlara sahiptir, yani. 10 ila 1500 km. Kaya veya buzdan oluşabilirler, şekil neredeyse küreselden düzensize kadar değişir, yüzey ya çok sayıda krater ile eskidir ya da iç kısımdaki aktivite ile ilişkili değişikliklere uğramıştır. Yörüngelerin boyutları, gezegenin iki ila birkaç yüz yarıçapından daha az aralığındadır, yörünge süresi birkaç saatten bir yıla kadardır. Bazı uyduların gezegenin yerçekimi tarafından ele geçirildiğine inanılıyor. Düzensiz yörüngeleri vardır ve bazen gezegenin Güneş etrafındaki yörünge hareketine ters yönde dönerler (ters hareket olarak adlandırılırlar). S.E.'nin yörüngeleri gezegenin yörünge düzlemine kuvvetli bir şekilde eğimli veya çok uzun olabilir. Genişletilmiş sistemler C.E. dört dev gezegenin etrafında düzenli yörüngeleri olan, muhtemelen ana gezegeni çevreleyen gaz ve toz bulutundan kaynaklanmıştır, tıpkı ön-güneş nebulasındaki gezegenlerin oluşumuna benzer. S.E. birkaç taneden daha küçük boyutlar. yüzlerce kilometre düzensiz bir şekle sahiptir ve muhtemelen daha büyük cisimlerin yıkıcı çarpışmalarıyla oluşmuştur. Dahili Güneş sisteminin bölgeleri, genellikle halkaların yakınında yörüngede dönerler. Yörünge elemanları ext. SE, özellikle eksantriklikler, Güneş'in neden olduğu güçlü rahatsızlıklara maruz kalır. Birçok çiftler ve hatta S.E. basit bir oranla ilişkili dolaşım periyotları vardır. Örneğin, Jüpiter'in uydusu Europa, Ganymede'ninkinin neredeyse yarısı kadar bir periyoda sahiptir. Bu fenomene rezonans denir.

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

BİLET numarası 12

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

kuyruklu yıldız, buz ve toz parçacıklarından oluşan, oldukça uzun yörüngelerde hareket eden güneş sisteminin gök cismi, bu da Güneş'ten uzakta, zayıf parlak oval lekeler gibi göründükleri anlamına gelir. Güneş'e yaklaştıkça, bu çekirdeğin etrafında bir koma oluşur (Kuyruklu yıldızın Güneş'e yaklaşırken başını çevreleyen, neredeyse küresel bir gaz-toz zarfı. Güneş rüzgarı tarafından sürekli olarak savrulan bu "atmosfer", gaz ve gazla doldurulur. çekirdekten kaçan toz Kuyruklu yıldızın çapı 100 bin km'ye ulaşır Gaz ve tozun kaçış hızı çekirdeğe göre saniyede birkaç kilometredir ve kısmen kuyruklu yıldızın kuyruğundan gezegenler arası uzayda dağılırlar.) kuyruklu yıldızlar, X., Güneş'e 2 AU'dan daha az bir mesafede yaklaştıklarında ortaya çıkar. X. her zaman Güneş'ten yönlendirilir. belirgin sınırlar, tipik genişlik 1 milyon km, uzunluk on milyonlarca kilometredir. X'in yapısı birkaç sırasında belirgin şekilde değişebilir. saat. Tek tek moleküllerin hızı 10 ila 100 km / sn arasında değişmektedir. Dusty X. daha belirsiz ve kavislidir ve eğriliği toz parçacıklarının kütlesine bağlıdır. Toz sürekli olarak çekirdekten salınır ve gaz akışı tarafından taşınır.). Gezegenin bir parçası olan merkeze çekirdek denir ve buzlu bir cisimdir - güneş sisteminin oluşumu sırasında oluşan devasa buzlu gezegen kümelerinin kalıntıları. Şimdi çevreye odaklanıyorlar - Oort-Epik bulutunda. Bir çekirdeğin ortalama kütlesi 1-100 milyar kg, çapı 200-1200 m ve yoğunluğu 200 kg / m olan tozlu adanın üçte biri Buz esas olarak sudur, ancak diğer bileşiklerin safsızlıkları vardır.Her dönüş Güneş'e gelince, buz erir, gaz molekülleri çekirdeği terk eder ve toz ve buz parçacıklarını taşırken, çekirdeğin etrafında küresel bir kabuk oluşur - bir koma, Güneş'ten yönlendirilen uzun bir plazma kuyruğu ve bir toz kuyruğu Kaybedilen miktar, günberi sırasında çekirdeği kaplayan toz miktarı ve Güneş'ten uzaklık hakkında.Yakın mesafeden Halley kuyruklu yıldızı, K'nın yapısıyla ilgili birçok teoriyi doğruladı.

K., genellikle, en son gözlemlendikleri yılı belirten, keşfedenlerin adıyla anılır. Kısa döneme ayrılmıştır. ve uzun vadeli bir oyun. Kısa süre Birkaç periyotla güneşin etrafında dönün. yıl, Çar. TAMAM. 8 yıl; en kısa süre - 3 yıldan biraz fazla - K. Encke'ye sahiptir. Bu K. Gravitats tarafından yakalandı. Jüpiter'in alanı ve nispeten küçük yörüngelerde dönmeye başladı. Tipik bir tanesinin perihelion'da 1.5 AU'luk bir mesafesi vardır. ve 5 bin devirden sonra tamamen çökerek bir meteor yağmuruna neden olur. Gökbilimciler 1976'da K. West ve K. * Biel'in parçalanmasını gözlemlediler. Aksine dolaşım süreleri uzun sürelidir. K. 10 bin, hatta 1 milyon yıla ulaşabilir ve aphelionları en yakın yıldızlara "üçte biri" uzaklıkta yer alabilir. Şu anda yaklaşık 140 kısa periyot ve 800 uzun periyot bilinmektedir. yaklaşık 30 yeni K. Bu nesneler hakkındaki bilgimiz eksik, çünkü sadece Güneş'e yaklaşık 2.5 AU mesafeden yaklaştıklarında tespit ediliyorlar. Yaklaşık bir trilyon K olduğu varsayılıyor.

asteroit(asteroid), Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasındaki ekliptik düzlemine yakın bir dairesel yörüngeye sahip küçük bir gezegen. Yeni keşfedilen A.'ya, yörüngelerini belirledikten sonra, A.'nın “kaybolmaması” için yeterince doğru olan bir seri numarası atanır. 1796'da Fransızlar. astronom Joseph Jérôme Lalande, Bode'un kuralının öngördüğü, Mars ve Jüpiter arasındaki "kayıp" gezegeni aramaya başlamayı önerdi. Yılbaşı 1801'de İtalyanca. astronom Giuseppe Piazzi, bir yıldız kataloğu derlemek için yaptığı gözlemler sırasında Ceres'i keşfetti. O. bilim adamı Karl Gauss yörüngesini hesapladı. Kabuk tarafından, yaklaşık 3500 asteroit bilinmektedir. Ceres, Pallas ve Vesta'nın yarıçapları sırasıyla 512, 304 ve 290 km'dir, geri kalanı daha küçüktür. Ch tahminlerine göre. kemer yaklaşık. 100 milyon A., görünüşe göre, toplam kütleleri, bu bölgede orijinal olarak mevcut olan kütlenin yaklaşık 1/2200'ü kadardır. Modernin ortaya çıkışı. A., muhtemelen, başka bir cisimle çarpışmalar sonucunda gezegenin (geleneksel olarak Phaeton olarak adlandırılır, modern adı Olbers'in gezegenidir) yıkımı ile ilişkilidir. İzlenen A.'nın yüzeyleri metal ve kayalardan oluşuyor. Bileşimlerine bağlı olarak asteroitler tiplere ayrılır (C, S, M, U). U tipi tren tanımlanmadı.

A. ayrıca sözde oluşturan yörüngelerin elemanlarına göre gruplandırılır. Hirayama ailesinden. Çoğu A.'nın dolaşım süresi yakl. 8 saat 120 km'den daha az yarıçaplı tüm A. düzensiz bir şekle sahiptir ve yörüngeleri yerçekimine tabidir. Jüpiter'in etkisi. Sonuç olarak, Kirkwood taramaları olarak adlandırılan yörüngelerin yarı ana eksenleri boyunca A.'nın dağılımında boşluklar vardır. Bu kapaklarda kapana kısılmış olan A., Jüpiter'in yörünge periyodunun katları olan periyotlara sahip olacaktır. Bu kapaklardaki asteroitlerin yörüngeleri son derece kararsızdır. Int. ve ext. A kayışının kenarları bu oranın 1: 4 ve 1: 2 olduğu alanlarda bulunur. A.

Bir önyıldız kasıldığında, yıldızı çevreleyen bir madde diski oluşturur. Bu diskin malzemesinin bir kısmı yerçekimi kuvvetine uyarak yıldızın üzerine düşer. Diskte kalan gaz ve toz yavaş yavaş soğur. Sıcaklık yeterince düştüğünde, disk malzemesi küçük kümeler halinde - yoğuşma merkezleri - toplanmaya başlar. Gezegenimsiler bu şekilde ortaya çıkar. Güneş sisteminin oluşumu sırasında, gezegenlerin bir kısmı çarpışmalar sonucu çökerken, diğerleri birleşerek gezegenleri oluşturdu. Güneş sisteminin dış kısmında, birincil bulut şeklinde belirli bir miktarda gaz tutabilen büyük gezegen çekirdekleri oluştu. Daha ağır parçacıklar Güneş'in yerçekimi tarafından tutuldu ve gelgit kuvvetlerinin etkisi altında uzun süre gezegenlere dönüşemedi. Bu, "gaz devlerinin" oluşumunun başlangıcıydı - Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün. Muhtemelen sonunda ayların ve halkaların oluştuğu gaz ve tozdan oluşan kendi mini disklerini geliştirdiler. Son olarak, iç güneş sisteminde katı madde Merkür, Venüs, Dünya ve Mars'ı oluşturur.

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

BİLET numarası 13

Güneş tipik bir yıldız gibidir. Başlıca özellikleri.

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

Güneş'in kütlesi 1.99 * 10 30 kg, yaklaşık küresel bir fotosfer tarafından belirlenen ortalama yarıçap 700.000 km'dir. Bu, sırasıyla 330.000 Dünya kütlesine ve 110 Dünya yarıçapına eşittir; Güneş, Dünya gibi 1,3 milyon cisme sığabilir. Güneş'in dönüşü, güneş lekeleri gibi yüzey oluşumlarının fotosferde ve üstündeki katmanlarda hareket etmesine neden olur. Ortalama dönüş süresi ekvatorda 25 gün ve kutuplarda 41 gün olmak üzere 25,4 gündür. Döndürme, güneş diskinin %0,005 oranında küçülmesine neden olur.

"Okul Astronomik Takvimi"ne göre Mars gezegeni için görünürlük koşullarının belirlenmesi.

BİLET numarası 14

Güneş aktivitesinin en önemli tezahürleri, jeofizik olaylarla ilişkileri.

Güneş aktivitesi, yıldızın orta katmanlarının konveksiyonunun bir sonucudur. Bu fenomenin nedeni, çekirdekten gelen enerji miktarının termal iletkenlik tarafından uzaklaştırılandan çok daha fazla olmasıdır. Konveksiyon, konvektif katmanlardaki akımlar tarafından üretilen güçlü manyetik alanlara neden olur. Dünyayı etkileyen güneş aktivitesinin ana tezahürleri güneş lekeleri, güneş rüzgarı, çıkıntılardır.

Güneş lekeleri, Güneş'in fotosferindeki oluşumlar, eski zamanlardan beri gözlenmiştir ve şu anda, güçlü bir manyetik alanın varlığından dolayı (yaklaşık 2000) çevredekinden 2000 K daha düşük bir sıcaklığa sahip fotosfer alanları olarak kabul edilmektedir. G). S. s. nispeten karanlık bir merkez, bir kısım (gölge) ve daha hafif bir lifli yarı gölgeden oluşur. Gölgeden yarı gölgeye gaz akışına Evershed etkisi (V = 2 km / s) denir. C.s sayısı ve görünümleri 11 yıl içinde değişir güneş döngüsü veya güneş lekesi döngüsü, bu, Sperer yasası ile tanımlanır ve Maunder kelebek diyagramı (enlemdeki noktaların hareketi) ile grafiksel olarak gösterilir. Zürih bağıl güneş lekesi sayısı C. p. tarafından kapsanan toplam yüzey alanını gösterir. Uzun vadeli varyasyonlar, ana 11 yıllık döngü üzerine bindirilir. Örneğin, S.p. büyüyü değiştir. 22 yıllık bir güneş döngüsü boyunca polarite. Ancak naib, uzun vadeli varyasyonun çarpıcı bir örneği minimumdur. Maunder (1645-1715), S. s. yoklardı. S.p. sayısındaki farklılıklar genel olarak kabul edilmekle birlikte. dönen güneş iç kısmından manyetik alanın difüzyonu ile belirlenen süreç henüz tam olarak anlaşılmamıştır. Güneş lekelerinin güçlü manyetik alanı, Dünya'nın alanını etkileyerek radyo parazitine ve auroraya neden olur. bir kaç tane var. reddedilemez kısa dönem etkileri, uzun dönem etkilerinin varlığına ilişkin ifade. iklim ve S.p. sayısı arasındaki ilişki, özellikle 11 yıllık döngü, verilerin doğru bir istatistiksel analizini yürütürken gerekli olan koşulları gözlemlemedeki zorluklardan dolayı oldukça tartışmalıdır.

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

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

* Dünyadaki epidemiyolojik durum;

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

* Karayolu ve demiryolu kazalarının sayısı hakkında.

Tüm bunların maksimumu, aktif Güneş'in yıllarına düşer. Bilim adamı Chizhevsky'nin belirlediği gibi, aktif Güneş bir kişinin refahını etkiler. O zamandan beri, insan refahına ilişkin periyodik tahminler yapılmıştır.

2. Okul Astronomik Takvimi verilerine göre Jüpiter gezegeninin görünürlük koşullarının belirlenmesi.

BİLET numarası 15

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

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

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

a - dünyanın yörüngesinin yarı ana ekseni,

p - yıllık paralaks.

Uzaklığın birimi de parsek'tir. Parsek, dünyanın yörüngesinin görüş hattına dik olan yarı ana ekseninin 1²'lik bir açıyla görüldüğü uzaklıktır.

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

Yıllık paralaksı ölçerek, 100 parsek veya 300 sv'den fazla olmayan yıldızlara olan mesafeyi güvenilir bir şekilde belirleyebilirsiniz. yıllar.

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

"Okul Astronomik Takvimi"ne göre Ay'ın görünürlük koşullarının belirlenmesi.

BİLET numarası 16

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

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

parlaklık- zaman birimi başına bir yıldız veya başka bir gök cismi tarafından yayılan enerji. Genellikle Güneş'in parlaklık birimleri olarak verilir, log (L / Lc) = 0.4 (Mc - M) formülüyle ifade edilir, burada L ve M, kaynağın parlaklığı ve mutlak büyüklüğüdür, Lc ve Mc Güneş için karşılık gelen değerler (Mc = +4, 83). Ayrıca L = 4πR 2 σT 4 formülü ile belirlenir. Parlaklığı Güneş'in parlaklığından kat kat daha fazla olan yıldızlar bilinmektedir. Aldebaran'ın parlaklığı 160'tır ve Rigel'inki Güneş'inkinin 80.000 katıdır. Ancak yıldızların ezici çoğunluğu, Güneş'inkiyle karşılaştırılabilir veya daha az parlaklığa sahiptir.

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

yıldız kütlesi - sadece yörüngeleri ve uzaklıkları bilinen ikili yıldızların bileşenleri için doğrudan belirlenen bir parametre (M 1 + M 2 = R 3 / T 2). O. sadece birkaç on yıldızın kütleleri belirlendi, ancak çok daha büyük bir sayı için kütle, kütle-parlaklık bağımlılığından belirlenebilir. 40 güneş kütlesinden büyük ve 0.1 güneş kütlesinden küçük kütleler çok nadirdir. Çoğu yıldız güneş kütlesinden daha küçüktür. Bu tür yıldızların merkezindeki sıcaklık, nükleer füzyon reaksiyonlarının başladığı seviyeye ulaşamaz ve enerjilerinin kaynağı yalnızca Kelvin-Helmholtz sıkıştırmasıdır. Bu tür nesneler denir kahverengi cüceler.

Kütle-parlaklık oranı, 1924'te Eddington tarafından parlaklık L ve yıldız kütlesi M arasındaki ilişkiyi buldu. a genellikle 3-5 aralığında yer alır. Oran, normal yıldızların gözlenen kutsal adalarının esas olarak kütleleri tarafından belirlenmesi gerçeğinden kaynaklanmaktadır. Cüce yıldızlar için bu oran, gözlemlerle iyi bir uyum içindedir. Kütlelerini doğrudan ölçmek zor olsa da, süperdevler ve devler için de geçerli olduğuna inanılmaktadır. Oran, beyaz cüceler için geçerli değildir, çünkü parlaklıklarını abartır.

Sıcaklık mükemmel Yıldızın belirli bir bölgesinin sıcaklığıdır. Herhangi bir nesnenin en önemli fiziksel özelliklerini ifade eder. Bununla birlikte, yıldızın farklı bölgelerinin sıcaklığının farklı olması ve ayrıca sıcaklığın, elektromanyetik radyasyon akışına ve çeşitli atomların, iyonların ve çekirdeklerin varlığına bağlı olan termodinamik bir nicelik olması nedeniyle. Yıldız atmosferinin belirli bir bölgesinde, tüm bu farklılıklar, yıldızın fotosferdeki radyasyonuyla yakından ilişkili olan etkin sıcaklıkta birleştirilir. Etkili sıcaklık, bir yıldızın yüzey alanının bir biriminden yaydığı toplam enerji miktarını karakterize eden bir parametre. Bu, yıldız sıcaklığını tanımlamak için açık bir yöntemdir. Bu. Stefan-Boltzmann yasasına göre, bir yıldızla birim yüzey alanı başına aynı gücü yayan kesinlikle siyah bir cismin sıcaklığı cinsinden tanımlanır. Ayrıntılı olarak bir yıldızın tayfı kesinlikle siyah bir cismin tayfından önemli ölçüde farklı olsa da, yine de etkin sıcaklık, yıldız fotosferinin dış katmanlarındaki gazın enerjisini karakterize eder ve Wien'in yer değiştirme yasasını (λ max = 0.29) kullanarak izin verir. / T), maksimum yıldız radyasyonunun hangi dalga boyunda olduğunu ve dolayısıyla yıldızın rengini belirlemek için.

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

spektrum yıldızlar sıcaklığına, basıncına, fotosferinin gaz yoğunluğuna, manyetik alan kuvvetine ve kimyasala bağlıdır. kompozisyon.

spektral sınıflar, yıldızların tayflarına göre sınıflandırılması (öncelikle niteliğe göre, tayf çizgilerinin yoğunluklarına göre), ilk olarak ital tarafından tanıtıldı. astronom Seki. Tanıtılan harf atamaları, to-çavdar hakkında iç bilgi olarak değiştirildi. yıldızların yapısı. Bir yıldızın rengi, yüzeyinin sıcaklığına bağlıdır, bu nedenle modern zamanlarda. Draper'ın spektral sınıflandırması (Harvard) S. to. azalan sıcaklık sırasına göre düzenlenmiştir:

Hertzsprung - Russell diyagramı, yıldızların iki ana özelliğini belirlemenizi sağlayan grafik, mutlak büyüklük ve sıcaklık arasındaki ilişkiyi ifade eder. Adını ilk diyagramı 1914'te yayınlayan Danimarkalı gökbilimci Hertzsprung ve Amerikalı gökbilimci Russell'dan almıştır. En sıcak yıldızlar soldaki diyagramda ve en yüksek parlaklıktaki yıldızlar en üsttedir. Sol üst köşeden sağ alt köşeye geçişler ana sıra, yıldızların evrimini yansıtan ve cüce yıldızlarla biten. Yıldızların çoğu bu diziye aittir. Güneş de bu diziye aittir. Bu dizinin üstünde, altdevler, üstdevler ve devler belirtilen sırada bulunur, aşağıda - alt cüceler ve beyaz cüceler. Bu yıldız gruplarına denir. parlaklık sınıfları

Denge koşulları: Bildiğiniz gibi, yıldızlar, içinde büyük miktarda enerji salınımının eşlik ettiği ve yıldızların sıcaklığını belirleyen, kontrol edilemeyen termonükleer füzyon reaksiyonlarının meydana geldiği doğanın tek nesneleridir. Yıldızların çoğu sabittir, yani patlamazlar. Bazı yıldızlar patlar (sözde nova ve süpernova). Yıldızlar neden genel olarak dengede? Duran yıldızların yakınındaki nükleer patlamaların kuvveti, yerçekimi kuvvetiyle dengelenir, bu yüzden bu yıldızlar dengeyi korur.

Bilinen açısal boyutlar ve mesafeden armatürün doğrusal boyutlarının hesaplanması.

BİLET numarası 17

1. Stefan-Boltzmann yasasının fiziksel anlamı ve yıldızların fiziksel özelliklerini belirlemek için uygulanması.

Stephen-Boltzmann yasası, kesinlikle siyah bir cismin toplam radyasyon gücü ile sıcaklığı arasındaki oran. 1 m 2 başına W cinsinden birim radyasyon alanının toplam gücü formülle verilir. P = σ T 4, nerede σ = 5,67 * 10 -8 W / m 2 K 4 Stefan-Boltzmann sabitidir, T mutlak bir siyah cismin mutlak sıcaklığıdır. Gökbilimciler, nesneler nadiren siyah bir cisim olarak yayarlarsa da, emisyon spektrumları genellikle gerçek bir nesnenin spektrumu için iyi bir modeldir. 4. dereceye kadar sıcaklığa bağımlılık çok güçlüdür.

e - yıldızın birim yüzeyi başına radyasyon enerjisi

L, yıldızın parlaklığı, R, yıldızın yarıçapıdır.

Stefan-Boltzmann formülü ve Wien yasasını kullanarak, maksimum radyasyonun düştüğü dalga boyu belirlenir:

l max T = b, b - Wien sabiti

Bunun tersinden hareket edebiliriz, yani yıldızların boyutunu belirlemek için parlaklık ve sıcaklığı kullanabiliriz.

2. Doruk noktasında ve eğiminde armatürün verilen yüksekliği ile gözlem yerinin coğrafi enleminin belirlenmesi.

H = 90 0 - +

h - armatür yüksekliği

BİLET numarası 18

Değişken ve durağan olmayan yıldızlar. Yıldızların doğasını incelemek için önemleri.

Değişen yıldızların parlaklığı zamanla değişir. Şimdi yaklaşık olarak biliniyor. 3 * 10 4. PZ Bunlar, parlaklıkları içlerinde veya etraflarında meydana gelen işlemler nedeniyle değişen fiziksel ve bu değişikliğin dönme veya yörünge hareketinden kaynaklandığı optik P.Z. olarak alt bölümlere ayrılırlar.

En önemli fiziksel türleri. PZ.:

darbe - Cepheidler, Mira Ceti benzeri yıldızlar, yarı düzenli ve düzensiz kırmızı devler;

patlamalı(patlayıcı) - zarflı yıldızlar, genç düzensiz değişkenler, dahil. T tipi Tauri yıldızlar (yaygın bulutsularla ilişkili çok genç düzensiz yıldızlar), Hubble-Sainage tipi üstdevler (Yüksek parlaklıkta sıcak süperdevler, galaksilerdeki en parlak nesneler. Yıldız kabuklarının "patlaması". Potansiyel süpernova.), Yanıp Sönen kırmızı cüceler;

afet - yeni, süpernova, simbiyotik;

X-ışını ikili dosyaları

Belirtilen P.z. bilinen fiziksel p.z'nin %98'ini içerir. Optik ikili dosyalar, örten ikili dosyaları ve pulsarlar ve manyetik değişkenler gibi dönen ikili dosyaları içerir. Güneş dönen bir güneştir, çünkü diskte güneş lekeleri göründüğünde büyüklüğü çok az değişir.

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

Kabuklu yıldızlar, yıldızlar, sürekli veya düzensiz aralıklarla, ekvatordan veya küresel bir kabuktan bir gaz halkası çıkaran. 3. ile ilgili. - hızla dönen ve yıkım sınırına yakın B tayf sınıfı devler veya cüce yıldızlar. Kabuğun dökülmesine genellikle parlaklıkta bir düşüş veya artış eşlik eder.

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

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

Kuzey Taç R ve onun gibi yıldızlar tamamen tahmin edilemez şekillerde davranıyor. Genellikle bu yıldız çıplak gözle görülebilir. Birkaç yılda bir, parlaklığı yaklaşık sekizinci kadire düşer ve ardından kademeli olarak artar ve önceki seviyeye döner. Görünüşe göre bunun nedeni, bu süperdev yıldızın, tanecikler halinde yoğunlaşarak kurum gibi bir şey oluşturan karbon bulutlarını fırlatmasıdır. Bu kalın kara bulutlardan biri bir yıldızla aramızdan geçerse, bulut uzaya dağılana kadar yıldızın ışığını engeller. Bu tür yıldızlar, yıldızların oluştuğu alanlarda önemli olan kalın toz üretir.

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

Belirli bir enlemde doruk noktasındaki yüksekliğine ilişkin verilere dayalı olarak bir yıldızın sapmasının hesaplanması.

H = 90 0 - +

h - armatür yüksekliği

BİLET numarası 19

İkili yıldızlar ve yıldızların fiziksel özelliklerini belirlemedeki rolleri.

İkili yıldız, yerçekimi kuvvetleriyle tek bir sisteme bağlanan ve ortak bir ağırlık merkezi etrafında dönen bir çift yıldız. Bir ikili yıldızı oluşturan yıldızlara bileşenleri denir. İkili yıldızlar oldukça yaygındır ve çeşitli tiplerde gelir.

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

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

Spektroskopik ikililer, spektrumlarındaki değişikliklerle tespit edilir. Karşılıklı sirkülasyon ile yıldızlar periyodik olarak Dünya yönünde hareket eder, ardından Dünya'dan uzaklaşır. Spektrumdaki Doppler etkisi, hareketteki değişiklikleri belirlemek için kullanılabilir.

Polarizasyon ikili dosyaları, ışığın polarizasyonundaki periyodik değişiklikler ile karakterize edilir. Bu tür sistemlerde yıldızlar yörünge hareketleri sırasında aralarındaki boşluktaki gaz ve tozu aydınlatırlar, ışığın bu maddeye gelme açısı periyodik olarak değişirken saçılan ışık polarize olur. Bu etkilerin doğru ölçümleri, kişinin hesaplama yapmasına izin verir. yörüngeler, yıldız kütle oranları, boyutlar, hızlar ve bileşenler arasındaki mesafe... Örneğin, eğer bir yıldız aynı anda hem gölgede kalıyor hem de spektroskopik ikili ise, o zaman kişi şunları belirleyebilir: her yıldızın kütlesi ve yörüngenin eğimi... Tutulma anlarındaki parlaklık değişiminin doğası gereği, yıldızların göreceli büyüklükleri ve atmosferlerinin yapısını incelemek... X-ışını radyasyonu üreten ikili yıldızlara X-ışını ikili dosyaları denir. Bazı durumlarda, ikili sistemin kütle merkezinin yörüngesinde dönen üçüncü bir bileşen gözlenir. Bazen ikili sistemin bileşenlerinden biri (veya her ikisi) sırayla ikili yıldızlara dönüşebilir. Üçlü bir sistemdeki ikili yıldızın yakın bileşenleri birkaç günlük bir periyoda sahip olabilirken, üçüncü element, yüzlerce hatta binlerce yıllık bir periyotla yakın bir çiftin ortak kütle merkezi etrafında dönebilir.

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

Birbirine yakın çift yıldızlardan oluşan bir sistemde, karşılıklı kütleçekim kuvvetleri her birini germe ve ona bir armut şekli verme eğilimindedir. Yerçekimi yeterince güçlüyse, maddenin bir yıldızdan akıp diğerine akmaya başladığı kritik bir an gelir. Bu iki yıldızın çevresinde, yüzeyi kritik sınır olan üç boyutlu sekiz rakamı şeklinde belirli bir alan vardır. Her biri kendi yıldızının etrafında dönen bu iki armut biçimli figüre Roche lobları denir. Yıldızlardan biri Roche lobunu dolduracak kadar büyürse, madde boşlukların değdiği noktada başka bir yıldıza akar. Genellikle yıldız materyali doğrudan yıldızın üzerine inmez, ancak önce girdaplar oluşturarak sözde bir yığılma diski oluşturur. Her iki yıldız da Roche loblarını dolduracak kadar genişlerse, temaslı bir çift yıldız oluşur. Her iki yıldızın malzemesi karıştırılır ve iki yıldız çekirdeğinin etrafında bir top halinde birleştirilir. Tüm yıldızlar nihayetinde dev olmak üzere şiştiğinden ve birçok yıldız ikili dosya olduğundan, etkileşimli ikili dosyalar nadir değildir.

Belirli bir enlem için bilinen sapmanın doruk noktasında armatürün yüksekliğinin hesaplanması.

H = 90 0 - +

h - armatür yüksekliği

BİLET numarası 20

Yıldızların evrimi, aşamaları ve son aşamaları.

Yıldızlar, yıldızlararası gaz ve toz bulutları ve bulutsularda oluşur. Yıldızları "oluşturan" ana güç yerçekimidir. Belirli koşullar altında, çok seyrek bir atmosfer (yıldızlararası gaz) yerçekiminin etkisi altında büzülmeye başlar. Gaz bulutu, sıkıştırma sırasında açığa çıkan ısının tutulduğu merkezde yoğunlaşır - kızılötesi aralıkta yayılan bir protostar belirir. Protostar, üzerine düşen malzemenin etkisi altında ısınır ve enerjinin serbest bırakılmasıyla nükleer füzyon reaksiyonları başlar. Bu durumda, zaten T Tauri tipinde bir değişken yıldızdır. Bulutun kalıntıları dağılır. Ayrıca, yerçekimi kuvvetleri hidrojen atomlarını merkeze çeker, burada birleşirler, helyum oluşturur ve enerji açığa çıkarır. Merkezdeki artan basınç, daha fazla sıkıştırmayı önler. Bu, evrimin istikrarlı bir aşamasıdır. Bu yıldız Ana Dizinin yıldızıdır. Bir yıldızın parlaklığı, çekirdeği kalınlaştıkça ve ısındıkça artar. Bir yıldızın Ana Diziye ait olduğu süre, kütlesine bağlıdır. Güneş yaklaşık 10 milyar yaşındadır, ancak Güneş'ten çok daha büyük kütleli yıldızlar sadece birkaç milyon yıldır durağandır. Yıldız, merkezinde bulunan hidrojeni tükettikten sonra, yıldızın içinde büyük değişiklikler meydana gelir. Hidrojen merkezde değil, boyut olarak artan ve şişen kabukta yanmaya başlar. Sonuç olarak, yıldızın boyutu önemli ölçüde artar ve yüzey sıcaklığı düşer. Kırmızı devlere ve süperdevlere yol açan bu süreçtir. Bir yıldızın evriminin son aşamaları da yıldızın kütlesi tarafından belirlenir. Bu kütle güneş kütlesini 1,4 kattan fazla geçmezse, yıldız beyaz cüceye dönüşerek dengeye kavuşur. Elektronların temel özelliği nedeniyle katastrofik sıkıştırma meydana gelmez. Artık herhangi bir termal enerji kaynağı olmamasına rağmen, itmeye başladıkları bir sıkıştırma derecesi vardır. Bu sadece elektronlar ve atom çekirdekleri inanılmaz derecede sıkı bir şekilde sıkıştırıldığında ve aşırı yoğun madde oluşturduğunda olur. Güneş kütlesine sahip beyaz bir cüce, hacim olarak Dünya'ya yaklaşık olarak eşittir. Beyaz cüce yavaş yavaş soğur ve sonunda karanlık bir radyoaktif kül topuna dönüşür. Gökbilimcilere göre, Galaksideki tüm yıldızların en az onda biri beyaz cücedir.

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

Bir yıldızın kütlesi Güneş'in kütlesinin 3 katını aşarsa, yaşam döngüsünün son aşaması muhtemelen bir kara deliktir. Yıldızın kütlesi ve dolayısıyla yerçekimi kuvveti çok büyükse, yıldız, herhangi bir dengeleyici kuvvet tarafından karşı konulamayan feci kütleçekimsel sıkıştırmaya maruz kalır. Bu işlem sırasında maddenin yoğunluğu sonsuzluğa ve nesnenin yarıçapı - sıfıra meyillidir. Einstein'ın görelilik kuramına göre, bir kara deliğin merkezinde bir uzay-zaman tekilliği belirir. Büzülen yıldızın yüzeyindeki yerçekimi alanı büyür ve radyasyonun ve parçacıkların onu terk etmesini giderek zorlaştırır. Sonunda, böyle bir yıldız, madde ve radyasyonun yalnızca içeriye geçmesine izin veren ve dışarıya hiçbir şey salmayan tek taraflı bir zar olarak görselleştirilebilen olay ufkunun altında ortaya çıkıyor. Çöken yıldız bir kara deliğe dönüşür ve ancak etrafındaki uzay ve zamanın özelliklerindeki keskin bir değişiklikle tespit edilebilir. Olay ufkunun yarıçapına Schwarzschild yarıçapı denir.

Kütlesi 1,4 güneş kütlesinden daha az olan yıldızlar, yaşam döngülerinin sonunda, gezegenimsi bulutsu olarak adlandırılan üst kabuklarını yavaş yavaş dökerler. Bir nötron yıldızına veya karadeliğe dönüşen daha büyük kütleli yıldızlar önce süpernova olarak patlar, parlaklıkları kısa sürede 20 kadir veya daha fazla artar, Güneş'in 10 milyar yılda yaydığından daha fazla enerji açığa çıkar ve bundan arta kalanlar. patlayan yıldız saçılımı saniyede 20 000 km hızla.

Güneş lekelerinin konumlarını teleskopla gözlemleme ve çizme (ekranda).

BİLET numarası 21

Galaksimizin bileşimi, yapısı ve boyutu.

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

Merkezi çıkıntı, çok yoğun bir şekilde yerleştirilmiş eski popülasyon II yıldızlarından (kırmızı devler) oluşur ve merkezinde (çekirdek) güçlü bir radyasyon kaynağı vardır. Çekirdekte, radyo spektrumunda radyasyonun eşlik ettiği gözlemlenen güçlü enerji süreçlerini başlatan bir kara delik olduğu varsayıldı. (Gaz halkası kara deliğin etrafında döner; iç kenarından kaçan sıcak gaz, kara deliğin üzerine düşer ve gözlemlediğimiz enerjiyi serbest bırakır.) Ancak son zamanlarda, çekirdekte bir görünür radyasyon patlaması tespit edildi ve bir kara delik kayboldu. Merkezi kalınlaşma 20.000 ışıkyılı genişliğinde ve 3.000 ışıkyılı kalınlığındadır.

Genç nüfus I yıldızlarını (genç mavi üstdevler), yıldızlararası maddeyi, açık yıldız kümelerini ve 4 sarmal kolu içeren Galaksinin diski, 100.000 ışıkyılı genişliğinde ve yalnızca 3.000 ışıkyılı kalınlığındadır. Galaksi döner, iç kısımları yörüngelerinden dış kısımlardan çok daha hızlı geçer. Güneş, 200 milyon yılda çekirdek etrafında tam bir devrim yapar. Spiral kollar sürekli yıldız oluşumu sürecindedir.

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

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

Bir yıldızın yarıçapının parlaklığı ve sıcaklığına ilişkin verilerden hesaplanması.

L - parlaklık (Lc = 1)

R - yarıçap (Rc = 1)

T - Sıcaklık (Tc = 6000)

BİLET numarası 22

Yıldız kümeleri. Yıldızlararası ortamın fiziksel durumu.

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

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

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

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

Bu kümelerin yoğun bir şekilde paketlenmiş merkezlerinde, yıldızlar birbirine o kadar yakındır ki, karşılıklı yerçekimi onları birbirine bağlayarak kompakt ikililer oluşturur. Bazen yıldızların tam bir birleşimi bile olur; yakın yaklaşma üzerine, yıldızın dış katmanları çökebilir ve merkezi çekirdeği doğrudan bir görüşe maruz bırakabilir. Küresel kümelerde, ikili dosyalar başka herhangi bir yerden 100 kat daha yaygındır.

Galaksimizin çevresinde, Galaksiyi içeren hale boyunca dağılmış yaklaşık 200 küresel yıldız kümesi biliyoruz. Bu kümelerin tümü çok eskidir ve aşağı yukarı Galaksinin kendisiyle aynı zamanda ortaya çıktılar. Kümeler, Galaksinin yaratıldığı bulutun parçaları daha küçük parçalara bölündüğünde oluşmuş gibi görünüyor. Küresel kümeler birbirinden uzaklaşmazlar, çünkü içlerindeki yıldızlar birbirine çok yakındır ve güçlü karşılıklı çekim kuvvetleri kümeyi yoğun bir bütün halinde bağlar.

Yıldızlar arasındaki boşlukta bulunan maddeye (gaz ve toz) yıldızlararası ortam denir. Çoğu, Samanyolu'nun sarmal kollarında yoğunlaşmıştır ve kütlesinin %10'unu oluşturur. Bazı bölgelerde, madde nispeten soğuktur (100 K) ve kızılötesi radyasyonla tespit edilebilir. Bu bulutlar nötr hidrojen, moleküler hidrojen ve radyo teleskoplarıyla tespit edilebilen diğer radikalleri içerir. Parlaklığı yüksek yıldızlara yakın bölgelerde, gaz sıcaklığı 1000–10,000 K'ye ulaşabilir ve hidrojen iyonize olur.

Yıldızlararası ortam çok seyrektir (cm3 başına yaklaşık 1 atom). Ancak yoğun bulutlarda maddenin konsantrasyonu ortalamadan 1000 kat daha fazla olabilir. Ancak yoğun bir bulutta bile, santimetre küp başına yalnızca birkaç yüz atom vardır. Yıldızlararası maddeyi hala gözlemleyebilmemizin nedeni, onu büyük bir uzay kalınlığında görmemizdir. 0,1 mikron büyüklüğündeki parçacıklar, karbon ve silikon içerir ve süpernova patlamaları sonucunda soğuk yıldızların atmosferinden yıldızlararası ortama girerler. Ortaya çıkan karışım yeni yıldızlar oluşturur. Yıldızlararası ortamın zayıf bir manyetik alanı vardır ve kozmik ışın akımları tarafından nüfuz edilir.

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

Başka bir gezegendeki bir gözlemci için Güneş'in açısal boyutlarının hesaplanması.

BİLET numarası 23

Ana galaksi türleri ve ayırt edici özellikleri.

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

Birkaç tür gökada vardır, başlıcaları sarmal ve eliptiktir. Hubble sınıflandırması gibi alfabetik ve sayısal şemalar kullanılarak sınıflandırılmaları için girişimlerde bulunulmuştur, ancak bazı gökadalar bu şemalara uymamaktadır, bu durumda, onları ilk tanımlayan gökbilimcilerin (örneğin, Seyfert ve Markarian) isimleri verilmiştir. galaksiler) veya sınıflandırma şemalarının alfabetik tanımını verin (örneğin, N-tipi ve cD-tipi galaksiler). Belirgin bir şekli olmayan galaksiler düzensiz olarak sınıflandırılır. Galaksilerin kökeni ve evrimi henüz tam olarak anlaşılamamıştır. En iyi çalışılanlar sarmal gökadalardır. Bunlar, gaz, toz ve yıldızların sarmal kollarının yayıldığı parlak bir çekirdeğe sahip nesneleri içerir. Çoğu sarmal gökada, çekirdeğin karşıt taraflarından çıkan 2 kola sahiptir. Kural olarak, içlerindeki yıldızlar genç. Bunlar normal spirallerdir. İki kolun iç uçlarını birbirine bağlayan merkezi bir yıldız köprüsüne sahip çapraz spiraller de vardır. G.'miz de spirale aittir. Neredeyse tüm sarmal yıldızların kütleleri 1 ila 300 milyar güneş kütlesi aralığındadır. Evrendeki tüm galaksilerin yaklaşık dörtte üçü eliptik... Görünür spiral yapısı olmayan elips şeklindedirler. Şekilleri neredeyse küreselden puro şekline kadar değişebilir. Boyutları çok çeşitlidir - birkaç milyon güneş büyüklüğündeki cüce kütlelerden 10 trilyon güneş büyüklüğündeki devasa kütlelere kadar. Bilinen en büyük - CD galaksileri... Büyük bir çekirdeğe veya muhtemelen birbirine göre hızla hareket eden birkaç çekirdeğe sahiptirler. Bunlar genellikle oldukça güçlü radyo kaynaklarıdır. Markarian galaksileri, 1967'de Sovyet gökbilimci Veniamin Markarian tarafından tanımlandı. Bunlar, ultraviyole aralığında güçlü radyasyon kaynaklarıdır. galaksiler N tipi yıldız gibi hafif parlak bir çekirdeğe sahiptir. Aynı zamanda güçlü radyo kaynaklarıdır ve kuasarlara dönüştüklerine inanılır. Fotoğrafta, Seyfert gökadaları normal sarmallar gibi görünüyorlar, ancak çok parlak bir çekirdek ve geniş ve parlak emisyon çizgilerine sahip spektrumları var, bu da çekirdeklerinde büyük miktarda hızla dönen sıcak gazın varlığını gösteriyor. Bu tür Galaksiler 1943 yılında Amerikalı astronom Karl Seyfert tarafından keşfedilmiştir. Optik olarak gözlemlenen ve aynı zamanda güçlü radyo kaynakları olan galaksilere radyo galaksileri denir. Bunlara Seyfert Gökadaları, D ve N tipi gökadalar ve bazı kuasarlar dahildir. Radyo galaksilerde enerji üretim mekanizması henüz anlaşılamamıştır.

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

BİLET numarası 24

Evrenin yapısı ve evrimi ile ilgili modern kavramların temelleri.

20. yüzyılda. evrenin bir bütün olarak anlaşılması sağlandı. İlk önemli adım 1920'lerde, bilim adamlarının Galaksimizin - Samanyolu'nun - milyonlarca galaksiden biri olduğu ve Güneş'in Samanyolu'ndaki milyonlarca yıldızdan biri olduğu sonucuna vardıklarında atıldı. Galaksilerle ilgili daha sonraki araştırmalar, Samanyolu'ndan uzaklaştıklarını ve ne kadar uzaktalarsa, bu hızın o kadar büyük olduğunu göstermiştir (tayfındaki kırmızıya kayma ile ölçülür). Böylece yaşadığımız genişleyen evren. Galaksilerin saçılması, bir galaksinin kırmızıya kaymasının uzaklığıyla orantılı olduğunu söyleyen Hubble yasasına yansır. galaksilerin üstkümeleri düzeyinde, Evren hücresel bir yapıya sahiptir. Modern kozmoloji (Evrenin evrimi doktrini) iki varsayıma dayanır: Evren homojen ve izotropiktir.

Evrenin birkaç modeli vardır.

Einstein - de Sitter modelinde Evrenin genişlemesi süresiz olarak devam eder; statik modelde Evren genişlemez ve evrimleşmez; titreşimli bir Evrende genişleme ve daralma döngüleri tekrarlanır. Bununla birlikte, statik model en az olasıdır, yalnızca Hubble yasası lehinde konuşmakla kalmaz, aynı zamanda 1965'te keşfedilen arka plan kalıntı radyasyonu (yani, birincil genişleyen akkor dört boyutlu kürenin radyasyonu).

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

Friedman'ın Einstein'ın denklemlerine verdiği çözümlere göre, 10-13 milyar yıl önce, zamanın ilk anında, Evrenin yarıçapı sıfıra eşitti. Evrenin tüm enerjisi, tüm kütlesi sıfır hacimde toplanmıştır. Enerji yoğunluğu sonsuzdur ve maddenin yoğunluğu da sonsuzdur. Bu duruma tekil denir.

1946'da Georgy Gamov ve meslektaşları, Evren'in genişlemesinin ilk aşamasının fiziksel bir teorisini geliştirdiler ve çok yüksek sıcaklık ve basınçlarda füzyon yoluyla içindeki kimyasal elementlerin varlığını açıkladılar. Bu nedenle, Gamow'un teorisine göre genişlemenin başlangıcı "Big Bang" olarak adlandırıldı. Gamow'un ortak yazarları R. Alfer ve G. Bethe'dir, bu nedenle bu teori bazen "α, β, γ-teorisi" olarak adlandırılır.

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

Zaman anından başlayarak t p = R p / c = 5 * 10 -44 s (c ışık hızıdır, h Planck sabitidir). Büyük olasılıkla, yerçekimi etkileşiminin diğerlerinden ayrılması t P ile olmuştur. Teorik hesaplamalara göre, Evrenin sıcaklığının 10 28 K'den fazla olduğu ilk 10-36 s sırasında, birim hacim başına enerji sabit kaldı ve Evren, ışık hızını önemli ölçüde aşan bir hızla genişliyordu. Bu gerçek, görelilik teorisiyle çelişmez, çünkü madde değil, uzayın kendisi böyle bir hızla genişliyordu. Evrimin bu aşamasına denir enflasyonist... Modern kuantum fiziği teorilerinden, şu anda güçlü nükleer etkileşimin elektromanyetik ve zayıftan ayrıldığını takip eder. Sonuç olarak açığa çıkan enerji, 10 - 33 s'lik küçük bir zaman aralığında bir atomun boyutundan Güneş sisteminin boyutuna yükselen Evrenin feci şekilde genişlemesinin nedeniydi. Aynı zamanda, olağan temel parçacıklar ve biraz daha az miktarda antiparçacık ortaya çıktı. Madde ve radyasyon hala termodinamik dengedeydi. Bu dönem denir radyasyon evrim aşaması. 5 ∙ 10 12 K sıcaklıkta etap sona erdi rekombinasyonlar: hemen hemen tüm protonlar ve nötronlar yok edildi, fotonlara dönüştü; sadece yeterli antipartikül olmayanlar kaldı. Parçacıkların antiparçacıklara göre başlangıçtaki fazlalığı, sayılarının milyarda biridir. Bu "fazla" maddeden, gözlemlenebilir Evrenin maddesi esas olarak oluşur. Big Bang'den birkaç saniye sonra sahne başladı birincil nükleosentez yaklaşık üç dakika süren döteryum ve helyum çekirdekleri oluştuğunda; sonra evrenin sessiz genişlemesi ve soğuması başladı.

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

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

Ancak bu durumda bile metagalaksi sonsuz değildir. Etkileşimlerin büyük birleşmesi teorisi doğruysa, eski yıldızları oluşturan protonlar ve nötronlar 10 40 yıl içinde bozunacaktır. Yaklaşık 10 100 yıl sonra dev kara delikler buharlaşacak. Dünyamızda yalnızca elektronlar, nötrinolar ve fotonlar, birbirlerinden çok uzak mesafelerde kalacaklardır. Bir anlamda, bu zamanın sonu olacak.

Evrenin yoğunluğunun çok yüksek olduğu ortaya çıkarsa, dünyamız kapanır ve genişleme er ya da geç feci bir daralma ile değiştirilir. Evren, bir anlamda daha da kötü olan yerçekimi çöküşünde yaşamını sona erdirecek.

Bilinen paralakstan yıldıza olan mesafenin hesaplanması.

Sorular.

1. Armatürlerin uzaydaki kendi hareketlerinin bir sonucu olarak görünür hareketi, Dünya'nın dönüşü ve Güneş etrafındaki dönüşü.
2. Astronomik gözlemlerden coğrafi koordinatları belirleme ilkeleri (S. 4 s. 16).
3. Ayın evrelerindeki değişimin nedenleri, başlama koşulları ve güneş ve ay tutulmalarının sıklığı (S. 6, s. 1.2).
4. Güneşin yılın farklı zamanlarında farklı enlemlerde günlük hareketinin özellikleri (A.4, pp 2, S. 5).
5. Teleskobun çalışma prensibi ve amacı (S. 2).
6. Güneş sisteminin gövdelerine olan mesafeleri ve büyüklüklerini belirleme yöntemleri (S. 12).
7. Gök cisimlerinin doğasını incelemek için spektral analiz ve atmosfer dışı gözlemler (S. 14, "Fizik" S. 62).
8. Uzayın araştırılması ve araştırılmasının en önemli yönleri ve görevleri.
9. Kepler yasası, keşfi, anlamı, uygulanabilirlik sınırları (S. 11).
10. Karasal gezegenlerin temel özellikleri, dev gezegenler (S. 18, 19).
11. Ay'ın ayırt edici özellikleri ve gezegenlerin uyduları (S. 17-19).
12. Kuyruklu yıldızlar ve asteroitler. Güneş sisteminin kökeni hakkında temel fikirler (S. 20, 21).
13. Güneş tipik bir yıldız gibidir. Ana özellikler (S. 22).
14. Güneş aktivitesinin en önemli tezahürleri. Coğrafi olaylarla bağlantıları (S. 22, madde 4).
15. Yıldızlara olan mesafeleri belirleme yöntemleri. Mesafe birimleri ve aralarındaki ilişki (S. 23).
16. Yıldızların temel fiziksel özellikleri ve ilişkileri (S. 23 s 3).
17. Stefan-Boltzmann yasasının fiziksel anlamı ve yıldızların fiziksel özelliklerini belirlemek için uygulanması (S. 24 s 2).
18. Değişken ve durağan olmayan yıldızlar. Yıldızların doğasını incelemek için önemleri (S. 25).
19. İkili yıldızlar ve yıldızların fiziksel özelliklerini belirlemedeki rolleri.
20. Yıldızların evrimi, aşamaları ve son aşamaları (S. 26).
21. Galaksimizin bileşimi, yapısı ve boyutu (S. 27 s 1).
22. Yıldız kümeleri, yıldızlararası ortamın fiziksel durumu (S. 27, madde 2, S. 28).
23. Ana gökada türleri ve ayırt edici özellikleri (S. 29).
24. Evrenin yapısı ve evrimi hakkında modern fikirlerin temelleri (S. 30).

Pratik görevler.

1. Yıldız haritası ataması.
2. Coğrafi enlem belirlenmesi.
3. Bir armatürün eğiminin enlem ve irtifa ile belirlenmesi.
4. Paralaks ile yıldızın boyutunun hesaplanması.
5. Okulun astronomik takvimine göre Ay'ın (Venüs, Mars) görünürlük koşulları.
6. Kepler'in 3. yasasına göre gezegenlerin yörünge periyodunun hesaplanması.

Yanıtlar.

Bilet numarası 1. Dünya karmaşık hareketler yapar: kendi ekseni etrafında döner (T = 24 saat), Güneş'in etrafında hareket eder (T = 1 yıl), Galaksi ile döner (T = 200 bin yıl). Bundan, Dünya'dan yapılan tüm gözlemlerin görünen yörüngelerde farklılık gösterdiği görülebilir. Gezegenler iç ve dış olarak ayrılır (iç: Merkür, Venüs; dış: Mars, Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün ve Plüton). Bu gezegenlerin tümü, Dünya'nın Güneş'in etrafında dönmesiyle aynı şekilde döner, ancak Dünya'nın hareketi nedeniyle gezegenlerin döngüsel hareketi gözlemlenebilir (takvim sayfa 36). Dünyanın ve gezegenlerin karmaşık hareketi nedeniyle, gezegenlerin çeşitli konfigürasyonları ortaya çıkar.

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

Bilet numarası 2. 2 coğrafi koordinat vardır: coğrafi enlem ve coğrafi boylam. Pratik bir bilim olarak astronomi bu koordinatları bulmanızı sağlar (şekil "üst zirvedeki yıldızın yüksekliği"). Dünyanın kutbunun ufkun üzerindeki yüksekliği, gözlem yerinin enlemine eşittir. Gözlem alanının enlemini, üst doruktaki armatürün yüksekliğine göre belirleyebilirsiniz ( doruk- yıldızın meridyenden geçtiği an) aşağıdaki formüle göre:

h = 90 ° - j + d,

h armatürün yüksekliği, d sapma, j enlemdir.

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

l m - l Gr = t m - t Gr

Yerel zaman- bu, Dünya üzerinde belirli bir yerdeki güneş zamanıdır. Her noktada yerel saat farklıdır, bu nedenle insanlar standart zamana göre, yani belirli bir kuşağın orta meridyeninin zamanına göre yaşarlar. Tarih çizgisi doğuda (Bering Boğazı) uzanır.

Bilet numarası 3. Ay, dünyanın kendi ekseni etrafında döndüğü aynı yönde dünya etrafında hareket eder. Bu hareketin yansıması, bildiğimiz gibi, Ay'ın yıldızların arka planına karşı gökyüzünün dönüşüne doğru görünen hareketidir. Ay her gün yıldızlara göre yaklaşık 13 ° doğuya kayar ve 27.3 gün sonra göksel küre üzerinde tam bir daire tanımlayarak aynı yıldızlara geri döner.

Ayın görünen hareketine, görünümünde sürekli bir değişiklik eşlik eder - evrelerde bir değişiklik. Bunun nedeni, Ay'ın güneşe ve onu aydınlatan Dünya'ya göre farklı konumlarda bulunmasıdır.

Ay bize dar bir hilal şeklinde göründüğünde, diskinin geri kalanı da hafifçe parlar. Bu fenomene kül ışığı denir ve Dünya'nın Ay'ın gece tarafını yansıyan güneş ışığıyla aydınlatmasıyla açıklanır.

Güneş tarafından aydınlatılan Dünya ve Ay, gölge konileri ve yarı gölge konileri oluşturur. Ay, tamamen veya kısmen Dünya'nın gölgesine düştüğünde, Ay'ın tam veya kısmi tutulması meydana gelir. Dünya'dan, Ay'ın ufkun üzerinde olduğu her yerde aynı anda görülebilir. Ay'ın tam tutulma evresi, Ay dünyanın gölgesinden çıkmaya başlayana kadar devam eder ve 1 saat 40 dakika kadar sürebilir. Dünya atmosferinde kırılan güneş ışınları, dünyanın gölgesinin konisine düşer. Aynı zamanda atmosfer, mavi ve komşu ışınları güçlü bir şekilde emer ve esas olarak kırmızı ışınları koninin içine geçirir. Bu nedenle Ay, büyük bir tutulma evresiyle kırmızıya döner ve tamamen ortadan kaybolmaz. Ay tutulmaları yılda üç defaya kadar ve tabii ki sadece dolunayda meydana gelir.

Toplam olarak bir güneş tutulması, yalnızca ay gölgesinin bir noktasının Dünya'ya düştüğü yerde görülebilir, nokta çapı 250 km'yi geçmez. Ay yörüngesinde hareket ederken, gölgesi Dünya üzerinde batıdan doğuya doğru hareket eder ve sürekli olarak dar bir tam tutulma şeridi izler. Ay'ın yarı gölgesinin Dünya'ya düştüğü yerde, Güneş'in kısmi tutulması gözlenir.

Dünya'nın Ay'a ve Güneş'e olan uzaklıklarındaki hafif bir değişiklik nedeniyle, görünen açısal çap bazen biraz daha büyük, bazen güneşten biraz daha küçük, bazen ona eşittir. İlk durumda, Güneş'in toplam tutulması 7 dakika 40 s'ye kadar sürer, ikincisinde - Ay Güneş'i tamamen örtmez ve üçüncüsü - sadece bir an.

Yılda 2 ila 5 güneş tutulması olabilir, ikinci durumda kesinlikle özeldir.

Bilet numarası 4. Yıl boyunca, Güneş ekliptik boyunca hareket eder. Ekliptik 12 burç takımyıldızından geçer. Gün boyunca Güneş, sıradan bir yıldız gibi göksel ekvatora paralel hareket eder.
(-23° 27 ¢ £ d £ + 23° 27 ¢). Sapmadaki bu değişiklik, dünyanın ekseninin yörünge düzlemine eğik olmasından kaynaklanır.

Yengeç (Güney) ve Oğlak (Kuzey) tropiklerinin enleminde, Güneş, yaz ve kış gündönümü günlerinde doruk noktasındadır.

Kuzey Kutbu'nda Güneş ve yıldızlar 21 Mart ile 22 Eylül arasında batmaz. Kutup gecesi 22 Eylül'de başlıyor.

Bilet numarası 5. İki tür teleskop vardır: reflektörlü teleskop ve refraktör teleskop (resimler).

Optik teleskoplara ek olarak, uzay radyasyonunu kaydeden cihazlar olan radyo teleskopları da vardır. Radyo teleskop, yaklaşık 100 m çapında bir parabolik antendir, kraterler veya dağ yamaçları gibi doğal oluşumlar, anten için bir yatak olarak kullanılır. Radyo emisyonu, gezegenleri ve yıldız sistemlerini keşfetmeyi mümkün kılar.

Bilet numarası 6. yatay paralaks Dünya'nın yarıçapının gezegenden görüş hattına dik olarak görüldüğü açıya denir.

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

Şimdi, armatürlere olan mesafeyi belirlemek için radar yöntemlerini kullanıyorlar: gezegene bir radyo sinyali gönderiyorlar, sinyal alıcı anten tarafından yansıtılıyor ve kaydediliyor. Sinyalin seyahat süresi bilinerek mesafe belirlenir.

Bilet numarası 7. Spektral analiz, evreni keşfetmek için gerekli bir araçtır. Spektral analiz, gök cisimlerinin kimyasal bileşiminin, sıcaklıklarının, boyutlarının, yapılarının, uzaklıklarının ve hareket hızlarının belirlendiği bir yöntemdir. Spektral analiz, spektrograf ve spektroskop aletleri kullanılarak gerçekleştirilir. Spektral analiz yardımıyla, yıldızların, kuyruklu yıldızların, galaksilerin ve güneş sisteminin gövdelerinin kimyasal bileşimi belirlendi, çünkü spektrumda her çizgi veya bunların kombinasyonu bazı elementlerin karakteristiğidir. Spektrumun yoğunluğu ile yıldızların ve diğer cisimlerin sıcaklığı belirlenebilir.

Spektruma göre, yıldızlar bir veya başka bir spektral sınıfa atanır. Spektral diyagramdan, yıldızın görünen yıldız büyüklüğünü belirleyebilir ve ardından aşağıdaki formülleri kullanabilirsiniz:

M = m + 5 + 5lg p

log L = 0,4 (5 - M)

mutlak yıldız büyüklüğünü, parlaklığını ve dolayısıyla yıldızın boyutunu bulun.

Doppler formülünü kullanma

Modern uzay istasyonlarının, yeniden kullanılabilir gemilerin yaratılması ve gezegenlere (Vega, Mars, Luna, Voyager, Hermes) uzay gemilerinin fırlatılması, bu yıldızların atmosferik müdahale olmadan yakından gözlemlenebileceği teleskopların kurulmasını mümkün kıldı. .

Bilet numarası 8. Uzay çağının başlangıcı, Rus bilim adamı K.E. Tsiolkovsky'nin çalışmalarıyla atıldı. Uzay araştırmaları için jet motorlarını kullanmayı önerdi. İlk önce uzay gemilerini başlatmak için çok aşamalı roketler kullanma fikrini önerdi. Rusya bu fikrin öncüsü oldu. İlk yapay Dünya uydusu 4 Ekim 1957'de fırlatıldı, Ay'ın fotoğraflarla ilk uçuşu - 1959, uzaya ilk insanlı uçuş - 12 Nisan 1961. Amerikalılar tarafından Ay'a ilk uçuş - 1964, uzay gemileri ve uzay istasyonlarının lansmanı ...

1. Bilimsel hedefler:

• insanın uzayda kalması;
• uzay araştırması;
• uzay uçuş teknolojilerinin geliştirilmesi;

1. Askeri hedefler (nükleer saldırılara karşı koruma);
2. Telekomünikasyon (iletişim uyduları kullanılarak gerçekleştirilen uydu iletişimi);
3. Hava tahminleri, doğal afetlerin tahmini (meteorolojik uydular);
4. Üretim hedefleri:

• mineral aramak;
• çevresel izleme.

Bilet numarası 9. Gezegensel hareket yasalarını keşfetmenin değeri, seçkin bilim adamı Johannes Kepler'e aittir.

Birinci yasa. Her gezegen, odaklarından birinde Güneş olan bir elips etrafında döner.

İkinci yasa. (alanlar kanunu). Gezegenin yarıçap vektörü, eşit zaman aralıklarında eşit alanları tanımlar. Bu yasadan, gezegenin yörüngesinde hareket ederken hızının daha büyük olduğu, Güneş'e daha yakın olduğu sonucu çıkar.

Üçüncü yasa. Gezegenlerin yıldız yörünge dönemlerinin kareleri, yörüngelerinin yarı ana eksenlerinin küpleri olarak adlandırılır.

Bu yasa, gezegenlerin yıldız periyotları zaten hesaplandığından, gezegenlerin Güneş'ten göreli mesafelerini (dünya yörüngesinin yarı ana ekseninin birimlerinde) belirlemeyi mümkün kıldı. Dünyanın yörüngesinin yarı ana ekseni, uzaklıkların astronomik birimi (AU) olarak alınır.

Bilet numarası 10. Plan:

1. Tüm gezegenleri listeleyin;
2. Bölünme (karasal gezegenler: Merkür, Mars, Venüs, Dünya, Plüton; ve dev gezegenler: Jüpiter, Satürn, Uranüs, Neptün);
3. Tabloya göre bu gezegenlerin özelliklerini anlatınız. 5 (s. 144);
4. Bu gezegenlerin temel özelliklerini belirtiniz.

Bilet numarası 11 ... Plan:

1. Ay'daki fiziksel koşullar (boyut, kütle, yoğunluk, sıcaklık);

Ay, kütle olarak Dünya'dan 81 kat daha azdır, ortalama yoğunluğu 3300 kg / m3'tür, yani Dünya'dan daha azdır. Ay'da atmosfer yoktur, sadece nadir bulunan tozlu bir kabuk vardır. Ay yüzeyinin sıcaklığındaki gündüzden geceye büyük değişiklikler, yalnızca atmosferin yokluğuyla değil, aynı zamanda iki haftamıza karşılık gelen ay günü ve ay gecesi süresiyle de açıklanmaktadır. Ay'ın ayçiçeği noktasındaki sıcaklık + 120 ° С'ye ve gece yarımküresinin zıt noktasında - 170 ° С'ye ulaşır.

1. Rölyef, denizler, kraterler;
2. Yüzeyin kimyasal özellikleri;
3. Tektonik aktivitenin varlığı.

Gezegenlerin uyduları:

1. Mars (2 küçük uydu: Phobos ve Deimos);
2. Jüpiter (16 uydu, en ünlü 4 Gallile uydusu: Europa, Callisto, Io, Ganymede; Europa'da bir su okyanusu keşfedildi);
3. Satürn (17 uydu, Titan özellikle ünlüdür: bir atmosferi vardır);
4. Uranüs (16 uydu);
5. Neptün (8 uydu);
6. Plüton (1 uydu).

Bilet numarası 12. Plan:

1. Kuyruklu yıldızlar (fiziksel doğa, yapı, yörüngeler, türleri), en ünlü kuyruklu yıldızlar:

• Halley kuyruklu yıldızı (T = 76 yıl; 1910 - 1986 - 2062);
• kuyruklu yıldız Enka;
• kuyruklu yıldız Hyakutaki;

1. Asteroitler (küçük gezegenler). En ünlüsü Ceres, Vesta, Pallas, Juno, Icarus, Hermes, Apollo'dur (toplamda 1500'den fazla).

Kuyruklu yıldızların, asteroitlerin, meteor yağmurlarının incelenmesi, hepsinin aynı fiziksel yapıya ve aynı kimyasal bileşime sahip olduğunu göstermiştir. Güneş sisteminin yaşının belirlenmesi, güneş ve gezegenlerin yaklaşık olarak aynı yaşta (yaklaşık 5,5 milyar yıl) olduğunu göstermektedir. Güneş sisteminin kökeni teorisine göre, akademisyen O. Yu. Schmidt, Dünya ve gezegenler, evrensel yerçekimi yasası nedeniyle Güneş tarafından yakalanan ve döndürülen bir gaz-toz bulutundan ortaya çıktı. Güneş ile aynı yönde. Yavaş yavaş, bu bulutta gezegenlerin oluşmasına neden olan yoğunlaşmalar oluştu. Gezegenlerin bu tür yoğunlaşmalardan oluştuğunun kanıtı, Dünya'ya ve diğer gezegenlere meteoritlerin serpilmesidir. Böylece 1975'te Wachmann-Strassmann kuyruklu yıldızının Jüpiter'e düşüşü kaydedildi.

Bilet numarası 13. Güneş bize en yakın yıldızdır, diğer tüm yıldızların aksine diski gözlemleyebilir ve bir teleskopla üzerindeki küçük detayları inceleyebiliriz. Güneş tipik bir yıldızdır ve bu nedenle onu incelemek, genel olarak yıldızların doğasını anlamaya yardımcı olur.

Güneş'in kütlesi, Dünya'nın kütlesinden 333 bin kat daha fazladır, Güneş'in toplam radyasyonunun gücü 4 * 10 23 kW, etkin sıcaklık 6000 K'dir.

Tüm yıldızlar gibi, Güneş de kızgın bir gaz topudur. Temel olarak, %10 (atom sayısına göre) helyum katkılı hidrojenden oluşur, Güneş'in kütlesinin %1-2'si diğer ağır elementlerden oluşur.

Güneş'te madde oldukça iyonize olur, yani atomlar dış elektronlarını kaybeder ve onlarla birlikte serbest iyonize gaz - plazma parçacıkları haline gelir.

Güneş maddesinin ortalama yoğunluğu 1400 kg / m3'tür. Ancak bu ortalama bir sayıdır ve dış katmanlardaki yoğunluk ölçülemeyecek kadar az ve merkezde 100 kat daha fazladır.

Güneş'in merkezine yönelik yerçekimi çekim kuvvetlerinin etkisi altında, derinliklerinde merkezde 2 * 108 Pa'ya ulaşan yaklaşık 15 milyon K sıcaklıkta büyük bir basınç oluşur.

Bu koşullar altında, hidrojen atomlarının çekirdekleri çok yüksek hızlara sahiptir ve elektrostatik itme kuvvetinin etkisine rağmen birbirleriyle çarpışabilir. Bazı çarpışmalar, hidrojenden helyumun oluştuğu ve büyük miktarda ısının açığa çıktığı nükleer reaksiyonlarla sonuçlanır.

Güneşin yüzeyi (fotosfer) taneli bir yapıya sahiptir, yani ortalama büyüklüğü yaklaşık 1000 km olan "tanelerden" oluşur. Granülasyon, fotosfer boyunca yer alan bölgedeki gazların hareketinin bir sonucudur. Zaman zaman fotosferin belirli bölgelerinde noktalar arasındaki karanlık boşluklar artar ve büyük karanlık noktalar oluşur. Güneş lekelerini teleskopla gözlemleyen Galileo, Güneş'in görünür diski boyunca hareket ettiklerini fark etti. Bu temelde, Güneş'in kendi ekseni etrafında 25 günlük bir süre ile döndüğü sonucuna varmıştır. ekvatorda ve 30 gün. kutuplara yakın.

Noktalar kararsız oluşumlardır, çoğunlukla gruplar halinde görülürler. Lekelerin çevresinde bazen meşale adı verilen neredeyse algılanamayan ışık oluşumları görülebilir. Noktaların ve işaret fişeklerinin ana özelliği, indüksiyonu 0,4-0,5 T'ye ulaşan manyetik alanların varlığıdır.

Bilet numarası 14. Güneş aktivitesinin dünyadaki tezahürü:

1. Güneş lekeleri, "manyetik fırtınalara" neden olan aktif bir elektromanyetik radyasyon kaynağıdır. Bu "manyetik fırtınalar", televizyon ve radyo iletişimini etkileyerek güçlü auroralara neden olur.
2. Güneş aşağıdaki radyasyon türlerini yayar: ultraviyole, x-ışını, kızılötesi ve kozmik ışınlar (elektronlar, protonlar, nötronlar ve ağır parçacıklar hadronlar). Bu emisyonlar neredeyse tamamen Dünya atmosferi tarafından tutulur. Bu nedenle Dünya'nın atmosferi iyi durumda tutulmalıdır. Periyodik olarak ortaya çıkan ozon delikleri, Güneş'ten gelen radyasyonun dünya yüzeyine ulaşmasını sağlar ve Dünya'daki organik yaşamı olumsuz etkiler.
3. Güneş aktivitesi her 11 yılda bir gerçekleşir. Son maksimum güneş aktivitesi 1991'deydi. Beklenen maksimum 2002'dir. Maksimum güneş aktivitesi, en fazla sayıda güneş lekesi, radyasyon ve çıkıntı anlamına gelir. Güneş'in güneş aktivitesindeki bir değişikliğin aşağıdaki faktörleri etkilediği uzun zamandır tespit edilmiştir:

• Dünyadaki epidemiyolojik durum;
• çeşitli doğal afet türlerinin sayısı (tayfun, deprem, sel vb.);
• karayolu ve demiryolu kazalarının sayısı hakkında.

Tüm bunların maksimumu, aktif Güneş'in yıllarına düşer. Bilim adamı Chizhevsky'nin belirlediği gibi, aktif Güneş bir kişinin refahını etkiler. O zamandan beri, insan refahına ilişkin periyodik tahminler yapılmıştır.

Bilet numarası 15. Dünyanın yarıçapının, yıldızların paralaks yer değiştirmesini ve onlara olan uzaklığını ölçmek için bir temel teşkil edemeyecek kadar küçük olduğu ortaya çıktı. Bu nedenle, yatay paralaks yerine yıllık paralaksı kullanın.

Bir yıldızın yıllık paralaksı, görüş hattına dik ise, yıldızdan dünyanın yörüngesinin yarı ana eksenini görebildiği açıdır.

a - dünyanın yörüngesinin yarı ana ekseni,

p - yıllık paralaks.

Uzaklığın birimi de parsek'tir. Parsek, dünyanın yörüngesinin görüş hattına dik olan yarı ana ekseninin 1²'lik bir açıyla görüldüğü uzaklıktır.

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

Yıllık paralaksı ölçerek, 100 parsek veya 300 sv'den fazla olmayan yıldızlara olan mesafeyi güvenilir bir şekilde belirleyebilirsiniz. yıllar.

Bilet numarası 16. Yıldızlar şu parametrelere göre sınıflandırılır: boyut, renk, parlaklık, tayf sınıfı.

Yıldızlar büyüklüklerine göre cüce yıldızlar, orta yıldızlar, normal yıldızlar, dev yıldızlar ve üstdev yıldızlar olarak ayrılır. Cüce yıldızlar, Sirius yıldızının bir arkadaşıdır; orta - Güneş, Şapel (Charioteer); normal (t = 10 bin K) - Güneş ve Capella arasında boyutlara sahip; dev yıldızlar - Antares, Arcturus; süper devler - Betelgeuse, Aldebaran.

Renge göre yıldızlar kırmızıya (Antares, Betelgeuse - 3000 K), sarıya (Güneş, Capella - 6000 K), beyaza (Sirius, Deneb, Vega - 10.000 K), maviye (Spica - 30.000 K) ayrılır.

Parlaklığa göre, yıldızlar aşağıdaki gibi sınıflandırılır. Güneş'in parlaklığını 1 olarak alırsak, beyaz ve mavi yıldızların parlaklıkları Güneş'in parlaklığından 100 ve 10 bin kat daha fazla, kırmızı cüceler ise Güneş'in parlaklığından 10 kat daha azdır.

Spektruma göre, yıldızlar spektral sınıflara ayrılır (tabloya bakın).

Denge koşulları: Bildiğiniz gibi, yıldızlar, içinde büyük miktarda enerji salınımının eşlik ettiği ve yıldızların sıcaklığını belirleyen, kontrol edilemeyen termonükleer füzyon reaksiyonlarının meydana geldiği doğanın tek nesneleridir. Yıldızların çoğu sabittir, yani patlamazlar. Bazı yıldızlar patlar (sözde nova ve süpernova). Yıldızlar neden genel olarak dengede? Duran yıldızların yakınındaki nükleer patlamaların kuvveti, yerçekimi kuvvetiyle dengelenir, bu yüzden bu yıldızlar dengeyi korur.

Bilet numarası 17. Stefan-Boltzmann yasası, radyasyon ve yıldızların sıcaklığı arasındaki ilişkiyi belirler.

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

e - yıldızın birim yüzeyi başına radyasyon enerjisi

L, yıldızın parlaklığı, R, yıldızın yarıçapıdır.

Stefan-Boltzmann formülü ve Wien yasasını kullanarak, maksimum radyasyonun düştüğü dalga boyu belirlenir:

l max T = b b - Wien sabiti

Bunun tersinden hareket edilebilir, yani yıldızların boyutunu belirlemek için parlaklık ve sıcaklık kullanılabilir.

Bilet numarası 18. Plan:

1. Sefeidler
2. Yeni yıldızlar
3. süpernova

Bilet numarası 19. Plan:

1. Görsel olarak çift, katlar
2. spektral ikili dosyalar
3. Değişen yıldızların tutulması

Bilet numarası 20. Farklı yıldız türleri vardır: tek, çift ve çoklu, durağan ve değişken, dev ve cüce yıldızlar, novalar ve süpernovalar. Bu yıldız çeşitliliğinde, görünen kaoslarında düzenlilikler var mı? Bu tür düzenlilikler, farklı parlaklıklara, sıcaklıklara ve yıldız boyutlarına rağmen mevcuttur.

1. Artan kütle ile yıldızların parlaklığının arttığı ve bu bağımlılığın L = m 3.9 formülü ile belirlendiği, ayrıca birçok yıldız için L »R 5.2 düzenliliğinin geçerli olduğu tespit edilmiştir.
2. L'nin t ° ve renge bağımlılığı (“renk - parlaklık” diyagramı).

Yıldız ne kadar büyük olursa, ana yakıt olan hidrojen o kadar hızlı yanar ve helyuma dönüşür ( ). Büyük mavi beyaz devler 10 7 yılda yanıp kül oluyor. Capella ve Güneş gibi sarı yıldızlar 10 10 yılda (t Güneş = 5 * 10 9 yıl) söner. Beyaz ve mavi yıldızlar yanarak kırmızı devlere dönüşür. 2C + He ® C 2 He sentezlerler. Helyum yandıkça yıldız büzülür ve beyaz bir cüceye dönüşür. Beyaz cüce zamanla sadece nötronlardan oluşan çok yoğun bir yıldıza dönüşür. Bir yıldızın boyutunu küçültmek, çok hızlı dönmesine yol açar. Bu yıldız, radyo dalgaları yayarak titreşiyor gibi görünüyor. Bunlara pulsar denir - dev yıldızların son aşaması. Güneş'in kütlesinden çok daha büyük bir kütleye sahip bazı yıldızlar o kadar küçülür ki, yerçekimi nedeniyle görünür radyasyon yaymayan sözde "kara delikler" döner.

Bilet numarası 21. Yıldız sistemimiz - Galaksi, eliptik galaksilerden biridir. Gördüğümüz Samanyolu, Galaksimizin sadece bir parçasıdır. Modern teleskoplarda 21 büyüklüğüne kadar olan yıldızlar görülebilir. Bu yıldızların sayısı 2 * 10 9'dur, ancak bu, Galaksimizin nüfusunun sadece küçük bir kısmıdır. Galaksinin çapı yaklaşık 100 bin ışık yılıdır. Galaksiyi gözlemleyerek, galaksinin yıldızlarını bizden engelleyen yıldızlararası tozun neden olduğu bir "bölünme" fark edilebilir.

Galaksinin Nüfusu.

Galaktik çekirdekte birçok kırmızı dev ve kısa dönemli Sefeidler var. Merkezden daha uzaktaki dallarda birçok süperdev ve klasik Cepheidler bulunur. Spiral kollar, sıcak süperdevler ve klasik Cepheidler içerir. Galaksimiz, Herkül takımyıldızında bulunan Galaksinin merkezi etrafında döner. Güneş sistemi, 200 milyon yılda Galaksinin merkezi etrafında tam bir devrim yapar. Güneş sisteminin dönüşü ile, Dünya'nın 2 * 10 11 m'si olan Galaksinin yaklaşık kütlesi belirlenebilir. Yıldızlar sabit olarak kabul edilir, ancak gerçekte yıldızlar hareket eder. Ancak onlardan önemli ölçüde uzak olduğumuz için bu hareket ancak binlerce yıl gözlemlenebilir.

22 numaralı bilet. Galaksimizde tek yıldızların yanı sıra kümeler halinde birleşen yıldızlar da vardır. 2 tür yıldız kümesi vardır:

1. Toros ve Hyades takımyıldızlarındaki Ülker yıldız kümesi gibi açık yıldız kümeleri. Basit bir gözle Ülker'de 6 yıldız görebilirsiniz, ancak teleskopla bakarsanız yıldızların saçılımını görebilirsiniz. Açık kümelerin boyutu birkaç parsektir. Açık yıldız kümeleri, yüzlerce ana dizi yıldızı ve üstdevden oluşur.
2. Küresel yıldız kümelerinin boyutu 100 parsek kadardır. Bu kümeler, kısa dönemli Cepheidler ve kendine özgü bir yıldız büyüklüğü (-5 ila +5 birim) ile karakterize edilir.

Rus astronom V. Ya. Struve, yıldızlararası ışık absorpsiyonunun olduğunu keşfetti. Yıldızların parlaklığını zayıflatan ışığın yıldızlararası absorpsiyonudur. Yıldızlararası ortam, sözde bulutsuları oluşturan kozmik tozla doldurulur, örneğin karanlık bulutsular Büyük Macellan Bulutları, Atbaşı. Orion takımyıldızında, yakındaki yıldızların yansıyan ışığıyla parlayan bir gaz ve toz bulutsusu vardır. Kova takımyıldızında, yakındaki yıldızlardan gaz salınımı sonucu oluşan Büyük Gezegenimsi Bulutsusu vardır. Vorontsov-Velyaminov, dev yıldızlardan gaz salınımının yeni yıldızların oluşumu için yeterli olduğunu kanıtladı. Gaz halindeki nebulalar, Galaksi'de 200 parsek kalınlığında bir tabaka oluşturur. H, He, OH, CO, CO 2, NH3'ten oluşurlar. Nötr hidrojen 0,21 m dalga boyu yayar Bu radyo emisyonunun dağılımı, Galaksideki hidrojenin dağılımını belirler. Ek olarak, Galakside bremsstrahlung (X-ışını) radyo emisyonu (kuasarlar) kaynakları vardır.

Bilet numarası 23. 17. yüzyılda William Herschel, yıldız haritasında birçok bulutsunun haritasını çıkardı. Daha sonra, bunların Galaksimizin dışında bulunan dev galaksiler olduğu ortaya çıktı. Amerikalı gökbilimci Hubble, Cepheidlerin yardımıyla en yakın gökada M-31'in 2 milyon ışıkyılı uzaklıkta olduğunu kanıtladı. Veronica takımyıldızında, bizden milyonlarca ışıkyılı uzaklıkta bulunan bu tür yaklaşık bin galaksi keşfedildi. Hubble, galaksilerin tayfında bir kırmızıya kayma olduğunu kanıtladı. Bu kayma ne kadar büyükse, galaksi bizden o kadar uzaktır. Başka bir deyişle, bir galaksi ne kadar uzaksa, bizden uzaklığı da o kadar hızlıdır.

V ofset = D * H H - Hubble sabiti, D - spektrumda kayma.

Einstein'ın teorisine dayanan genişleyen evren modeli, Rus bilim adamı Friedman tarafından doğrulandı.

Galaksiler düzensiz, eliptik ve sarmal tiptedir. Eliptik gökadalar Boğa takımyıldızında, sarmal gökada bizim, Andromeda Bulutsusu, Macellan bulutlarında düzensiz bir gökada. Yıldız sistemlerindeki görünür gökadalara ek olarak, sözde radyo gökadaları, yani güçlü radyo emisyon kaynakları vardır. Bu radyo galaksilerinin yerine, kırmızıya kayması o kadar büyük ki, bizden milyarlarca ışıkyılı uzakta oldukları açık olan küçük parlak nesneler bulundu. Radyasyonları bazen tüm galaksinin radyasyonundan daha güçlü olduğu için kuasar olarak adlandırıldılar. Kuasarların çok güçlü yıldız sistemlerinin çekirdeği olması mümkündür.

Bilet numarası 24. En yeni yıldız kataloğu, 15 kadirden daha parlak 30 binden fazla gökadayı içeriyor ve güçlü bir teleskop yardımıyla yüz milyonlarca gökadanın fotoğrafı çekilebiliyor. Bütün bunlar Galaksimiz ile birlikte sözde metagalaksiyi oluşturur. Boyutu ve nesne sayısı açısından metagalaksi sonsuzdur, başlangıcı veya sonu yoktur. Modern kavramlara göre, her galakside yıldızların ve tüm galaksilerin yok olmasının yanı sıra yeni yıldızların ve galaksilerin ortaya çıkışı vardır. Evrenimizi bir bütün olarak inceleyen bilime kozmoloji denir. Hubble ve Friedman'ın teorisine göre, Einstein'ın genel teorisini hesaba katarak evrenimiz, böyle bir evren yaklaşık 15 milyar yıl önce genişliyor, en yakın galaksiler bize şimdi olduklarından daha yakındı. Uzayda bir yerde yeni yıldız sistemleri ortaya çıkar ve E = mc 2 formülünü dikkate alarak, kütleler ve enerjiler eşdeğer olduğu için karşılıklı dönüşümlerinin maddi dünyanın temeli olduğunu söyleyebiliriz.

1.2 Genel astronomiden bazı önemli kavramlar ve formüller

Bu çalışmanın adadığı değişen yıldızların tutulmasının tanımına geçmeden önce, aşağıda ihtiyaç duyacağımız bazı temel kavramları ele alalım.

Bir gök cisminin yıldız büyüklüğü, astronomide benimsenen parlaklığının ölçüsüdür. Parlaklık, gözlemciye ulaşan ışığın yoğunluğu veya radyasyon alıcısında (göz, fotoğraf plakası, fotoçoğaltıcı vb.) oluşturulan aydınlatmadır. Parlaklık, kaynak ile gözlemciyi ayıran mesafenin karesiyle ters orantılıdır.

Büyüklük m ve büyüklük E aşağıdaki formülle ilişkilidir:

Bu formülde, E i, m i yıldız büyüklüğündeki yıldızın parlaklığı, E k, m k-inci yıldız büyüklüğündeki yıldızın parlaklığıdır. Bu formülü kullanarak, ilk büyüklükteki (1 m) yıldızların, çıplak gözle görünürlük sınırında tam olarak 100 kez görülebilen altıncı büyüklükteki (6 m) yıldızlardan daha parlak olduğunu görmek kolaydır. Büyüklük ölçeğinin inşasının temelini oluşturan bu durumdu.

(1) formülünün logaritmasını ve lg 2.512 = 0.4 olduğunu hesaba katarak, şunu elde ederiz:

, (1.2)

(1.3)

Son formül, büyüklük farkının, büyüklük oranının logaritması ile doğru orantılı olduğunu göstermektedir. Bu formüldeki eksi işareti, parlaklık azalan (artan) ile büyüklüğün arttığını (azaldığını) gösterir. Büyüklükteki fark sadece bir tamsayı olarak değil, aynı zamanda kesirli bir sayı olarak da ifade edilebilir. Yüksek hassasiyetli fotoelektrik fotometreler yardımıyla büyüklük farkını 0.001 m hassasiyetle belirlemek mümkündür. Deneyimli bir gözlemcinin görsel (göz) değerlendirmelerinin doğruluğu yaklaşık 0,05 m'dir.

Formül (3)'ün yıldız büyüklüklerini değil, farklılıklarını hesaplamaya izin verdiğine dikkat edilmelidir. Bir büyüklük ölçeği oluşturmak için, bu ölçeğin bir sıfır noktası (kökeni) seçmeniz gerekir. Yaklaşık olarak böyle bir sıfır noktası Vega (bir Lyrae) olarak kabul edilebilir - sıfır büyüklükte bir yıldız. Negatif büyüklükte yıldızlar var. Örneğin, Sirius (bir Canis Major), dünya gökyüzündeki en parlak yıldızdır ve -1,46 m büyüklüğündedir.

Gözle değerlendirilen bir yıldızın parlaklığına görsel denir. m u ile gösterilen bir yıldız büyüklüğüne sahiptir. veya m vize. ... Yıldızların, görüntü çapları ve bir fotoğraf plakası üzerindeki kararma derecesi (fotoğraf etkisi) ile değerlendirilen parlaklığına fotoğrafik denir. Fotoğrafik yıldız büyüklüğüne m pg veya m phot karşılık gelir. Yıldızın rengine bağlı olarak C = m pg - m phot farkına renk indeksi denir.

U, B ve V büyüklüklerinin en yaygın olarak kullanıldığı, geleneksel olarak kabul edilen birkaç büyüklük sistemi vardır.U harfi morötesi büyüklükleri, B — mavi (fotoğrafa yakın), V — sarı (görsele yakın) belirtir. Buna göre iki renk indeksi belirlenir: saf beyaz yıldızlar için sıfıra eşit olan U - B ve B - V.

Değişen yıldızları örten hakkında teorik bilgi

2.1 Tutulan değişen yıldızların keşif tarihi ve sınıflandırılması

İlk tutulma değişen yıldız Algol (b Perseus) 1669'da keşfedildi. İtalyan matematikçi ve astronom Montanari. İlk olarak 18. yüzyılın sonunda keşfetti. İngiliz astronomi aşığı John Goodrike. Çıplak gözle görülebilen tek yıldız b Perseus'un aslında teleskopik gözlemlerle bile ayrılmayan çoklu bir sistem olduğu ortaya çıktı. Sistemdeki yıldızlardan ikisi, ortak bir kütle merkezi etrafında 2 gün, 20 saat ve 49 dakikada dönmektedir. Zaman içinde belirli noktalarda, sisteme dahil olan yıldızlardan biri diğerini gözlemciden kapatır ve bu da sistemin toplam parlaklığının geçici olarak zayıflamasına neden olur.

Algol'ün Şekil 2'de gösterilen parlaklık eğrisi. 1

Bu grafik, doğru fotoelektrik gözlemlere dayanmaktadır. Parlaklığın iki zayıflaması görülebilir: derin bir birincil minimum - ana tutulma (parlak bileşen daha zayıf olanın arkasına gizlenir) ve parlaklıkta hafif bir azalma - daha parlak bileşen daha zayıf olanı gizlediğinde ikincil bir minimum.

Bu fenomenler 2.8674 gün (veya 2 gün 20 saat 49 dakika) sonra tekrarlanır.

Algol'ün ana minimuma (en küçük parlaklık değeri) ulaştıktan hemen sonra yükselmeye başladığı parlaklık değişimi grafiğinden (Şekil 1) görülebilir. Bu, parçalı bir tutulma meydana geldiği anlamına gelir. Bazı durumlarda, değişkenin parlaklığının minimum değerinin belirli bir süre için ana minimumda korunması ile karakterize edilen tam bir tutulma da gözlemlenebilir. Örneğin, güçlü dürbünler ve amatör teleskoplarla gözlem yapılabilen tutulma değişen yıldızı U Cephei'de, ana minimumda, tam fazın süresi yaklaşık 6 saattir.

Algol parlaklık değişim grafiğini dikkatlice inceleyerek, ana ve ikincil minimumlar arasında, yıldızın parlaklığının ilk bakışta göründüğü gibi sabit kalmadığını, ancak biraz değiştiğini görebiliriz. Bu fenomen aşağıdaki gibi açıklanabilir. Tutulmanın dışında, ışık, ikili sistemin her iki bileşeninden de Dünya'ya ulaşır. Ancak her iki bileşen de birbirine yakındır. Bu nedenle, parlak bir bileşen tarafından aydınlatılan daha zayıf bir bileşen (genellikle daha büyük boyutlu) gelen radyasyonu saçar. Açıktır ki, en büyük miktarda saçılan radyasyon, zayıf bileşenin parlak bileşenin arkasına yerleştirildiği anda, yani karasal gözlemciye ulaşacaktır. ikincil minimum anına yakın (teorik olarak, bu ikincil minimum anında hemen gerçekleşmelidir, ancak bileşenlerden birinin gölgede kalması nedeniyle sistemin toplam parlaklığı keskin bir şekilde azalır).

Bu etkiye yeniden radyasyon etkisi denir. Grafikte, ikincil minimuma yaklaştıkça sistemin toplam parlaklığında kademeli bir artış ve ikincil minimuma göre artışına simetrik olan parlaklıkta azalma olarak kendini gösterir.

1874'te. Goodrike, ikinci örten değişen yıldız b Lyrae'yi keşfetti. 12 gün 21 saat 56 dakikalık (12.914 gün) bir süre ile parlaklığı nispeten yavaş değişir. Algol'ün aksine, ışık eğrisi daha yumuşak bir şekle sahiptir. (Şekil 2) Bu, bileşenlerin birbirine yakınlığından kaynaklanmaktadır.

Sistemde ortaya çıkan gelgit kuvvetleri, her iki yıldızı da merkezlerini birleştiren hat boyunca gerilmeye zorlar. Bileşenler artık küresel değil, elipsoidaldir. Yörünge hareketi sırasında, eliptik bir şekle sahip olan bileşenlerin diskleri, alanlarını düzgün bir şekilde değiştirmekte, bu da sistemin parlaklığında tutulma dışında bile sürekli bir değişime yol açmaktadır.

1903 yılında. Büyük Ayı'nın tutulma değişkeni W, yörünge periyodunun yaklaşık 8 saat olduğu (0.3336834 gün) keşfedildi. Bu süre boyunca, eşit veya hemen hemen eşit derinlikte iki minimum gözlenir (Şekil 3). Yıldızın ışık eğrisinin incelenmesi, bileşenlerin neredeyse eşit büyüklükte ve neredeyse birbirine değen yüzeyler olduğunu göstermektedir.

Algol, b Lyrae ve W Ursa Major gibi yıldızlara ek olarak, değişen yıldızlar olarak da adlandırılan daha nadir nesneler vardır. Bunlar bir eksen etrafında dönen elipsoidal yıldızlardır. Diskin alanının değiştirilmesi parlaklıkta hafif değişikliklere neden olur.

Hidrojen, yaklaşık 6 bin K sıcaklığa sahip yıldızlar, tayfın görünür ve ultraviyole kısımlarının sınırında bulunan iyonize kalsiyum çizgilerine sahiptir. Bu tip I'in Güneşimizin spektrumuna sahip olduğuna dikkat edin. Yüzey katmanlarının sıcaklığındaki sürekli bir değişiklikle elde edilen yıldız spektrumlarının dizisi, aşağıdaki harflerle gösterilir: O, B, A, F, G, K, M, en sıcaktan ...

Hiçbir çizgi gözlemlenmeyecek (uydunun tayfının zayıflığından dolayı), ancak ana yıldızın tayfının çizgileri, ilk durumda olduğu gibi dalgalanacaktır. Spektroskopik ikililerin tayflarında meydana gelen değişim periyotları, açıkça onların da dönüş periyotları olup, çok farklıdır. Bilinen en kısa süre 2.4H (g Ursa Minor) ve en uzunu onlarca yıldır. İçin...

Kendini imha etmenin yanı sıra, içinde boğulduğumuz bilgi denizinden çıkmanın bir yolu daha var. Geniş fikirli uzmanlar, belirli bir alandan önemli gerçekleri özetleyen güncellenebilir özetler veya özetler oluşturabilir. Sergei Popov'un astrofizik hakkında en önemli bilgilerin böyle bir koleksiyonunu yapma girişimini sunuyoruz.

S. Popov. Fotoğraf I. Yarova

Popüler inanışın aksine, okul astronomi öğretimi SSCB'de eşit değildi. Resmi olarak konu müfredattaydı, ancak gerçekte astronomi tüm okullarda öğretilmiyordu. Çoğu zaman, dersler yapılsa bile, öğretmenler bunları temel derslerinde (esas olarak fizik) ek dersler için kullandılar. Ve çok az durumda, öğretim, okul çocuklarında dünyanın yeterli bir resmini oluşturmak için zamana sahip olmak için yeterli kalitedeydi. Ek olarak, astrofizik, son on yılda en hızlı gelişen bilimlerden biridir, yani. yetişkinlerin 30-40 yıl önce okulda aldıkları astrofizik bilgisi önemli ölçüde eski. Artık okullarda neredeyse hiç astronomi olmadığını da ekliyoruz. Sonuç olarak, çoğunlukla insanlar, dünyanın güneş sistemindeki gezegenlerin yörüngelerinden daha büyük bir ölçekte nasıl çalıştığına dair oldukça belirsiz bir fikre sahipler.

Sarmal gökada NGC 4414

Veronica'nın saçı takımyıldızındaki galaksiler kümesi

Fomalhaut yıldızındaki gezegen

Böyle bir durumda bana göre "Çok Kısa Astronomi Kursu" yapmak akıllıca olur. Yani, dünyanın modern astronomik resminin temellerini oluşturan temel gerçekleri vurgulamak. Tabii ki, farklı uzmanlar biraz farklı temel kavram ve fenomen kümeleri seçebilirler. Ancak birkaç iyi versiyon olması da iyidir. Her şeyin tek bir derste sunulabilmesi veya küçük bir makaleye sığması önemlidir. Ve sonra ilgilenenler bilgilerini genişletip derinleştirebilecekler.

Kendime, standart bir A4 sayfasına sığacak (yaklaşık 3000 karakter boşluklu) astrofizikteki en önemli kavram ve gerçeklerden oluşan bir dizi yapma görevini verdim. Aynı zamanda elbette insanın Dünyanın Güneş etrafında döndüğünü bildiği, tutulmaların ve mevsimlerin değişmesinin neden olduğunu anladığı varsayılır. Yani, kesinlikle "çocukça" gerçekler listeye dahil edilmemiştir.

Yıldız oluşum bölgesi NGC 3603

Gezegenimsi Bulutsusu NGC 6543

Süpernova Kalıntısı Cassiopeia A

Uygulama, listedeki her şeyin yaklaşık bir saatlik derste (veya soruların cevaplarını dikkate alarak okulda birkaç derste) sunulabileceğini göstermiştir. Tabii ki, bir buçuk saatte dünyanın yapısının istikrarlı bir resmini oluşturmak imkansızdır. Ancak, ilk adım atılmalı ve Evrenin yapısının temel özelliklerini ortaya çıkaran tüm ana noktaların yakalandığı bu "büyük vuruşlarla çalışma" burada yardımcı olmalıdır.

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

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

2. Güneş sistemi, Plüton'un yörüngesinin ötesine uzanır ve güneşin yerçekimi etkisinin yakındaki yıldızlarınkiyle karşılaştırılabilir olduğu yerde sona erer.

3. Yıldızlar bugün yıldızlararası gaz ve tozdan oluşmaya devam ediyor. Yıldızlar, yaşamları boyunca ve sona erdikten sonra, sentezlenmiş elementlerle zenginleştirilmiş maddelerinin bir kısmını yıldızlararası uzaya atarlar. Bugünlerde evrenin kimyasal bileşimi bu şekilde değişiyor.

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

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

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

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

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

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

10. Sıradan madde, evrenin toplam yoğunluğuna yalnızca yüzde birkaç katkıda bulunur. Evrenin yoğunluğunun yaklaşık dörtte biri karanlık madde ile ilişkilidir. Birbirleriyle ve sıradan madde ile zayıf bir şekilde etkileşime giren parçacıklardan oluşur. Şimdiye kadar sadece karanlık maddenin yerçekimi etkisini gözlemliyoruz. Evrenin yoğunluğunun yaklaşık yüzde 70'i karanlık enerji ile ilişkilidir. Bu nedenle, evrenin genişlemesi daha hızlı ve daha hızlı gidiyor. Karanlık enerjinin doğası belirsizdir.

Aşağıda astronomi için faydalı kelimelerin bir listesi bulunmaktadır. Bu terimler bilim adamları tarafından uzayda neler olduğunu açıklamak için oluşturuldu.

Bu kelimeleri bilmek faydalıdır, tanımlarını anlamadan Evreni incelemek ve astronomi konularında kendinizi açıklamak imkansızdır. Umarım, temel astronomik terimler hafızanızda kalır.

Mutlak büyüklük - Bir yıldız Dünya'dan 32.6 ışıkyılı uzaklıktaysa ne kadar parlak olacaktır.

Mutlak Sıfır - Mümkün olan en düşük sıcaklık, -273.16 santigrat derece

Hızlanma - Hızda değişiklik (hız veya yön).

Gökyüzü Parlaması - Dünya atmosferinin üst katmanlarında meydana gelen reaksiyonlar nedeniyle gece gökyüzünün doğal parıltısı.

Albedo - Bir nesnenin albedo'su, ne kadar ışık yansıttığını gösterir. Ayna gibi ideal bir yansıtıcının albedosu 100'dür. Ay'ın albedo'su 7'dir ve Dünya'nın albedo'su 36'dır.

Angstrem - Işığın ve diğer elektromanyetik radyasyonun dalga boylarını ölçmek için kullanılan bir birim.

Halka Şeklinde - Bir halka şeklinde veya bir halka oluşturur.

Apoaster - İki yıldız birbirinin etrafında döndüğünde, birbirlerinden ne kadar uzakta olabilirler (vücutlar arasındaki maksimum mesafe).

Aphelios - Bir cismin Güneş etrafındaki yörünge hareketi sırasında, Güneş'ten en uzak konumun geldiği zaman.

Apogee - Bir nesnenin Dünya'dan en uzak olduğu zaman Dünya'nın yörüngesindeki konumu.

Aerolit bir taş Göktaşıdır.

Asteroit - Güneş'in etrafında dönen katı bir cisim veya küçük gezegen.

Astroloji - Yıldızların ve gezegenlerin konumunun insan kaderindeki olayları etkilediği inancı. Bunun bilimsel bir temeli yoktur.

Astronomik Birim - Dünyadan Güneşe Uzaklık Genellikle AU olarak yazılır.

Astrofizik - Astronomi çalışmasında fizik ve kimyanın kullanımı.

Atmosfer - Bir gezegeni veya başka bir uzay nesnesini çevreleyen bir gaz alanı.

Atom - Herhangi bir elementin en küçük parçacığı.

Aurora (Kuzey Işıkları) - Güneş'in parçacıklarının Dünya'nın manyetik alanıyla etkileşime girdiğinde geriliminin neden olduğu kutup bölgeleri üzerindeki güzel ışıklar.

Eksen - Nesnenin üzerinde döndüğü hayali çizgi.

Arka plan radyasyonu - Uzaydan her yöne yayılan zayıf mikrodalga radyasyonu. Bunun Büyük Patlama'nın kalıntısı olduğuna inanılıyor.

Barycenter - Dünya ve Ay'ın ağırlık merkezi.

İkili Yıldızlar - Aslında birbirinin yörüngesinde dönen iki yıldızdan oluşan bir yıldız ikilisi.

Kara Delik - Çok küçük ve çok büyük bir nesnenin etrafındaki, yerçekimi alanının ışığın bile ondan kaçamayacağı kadar güçlü olduğu bir uzay alanı.

Ateş Topu - Dünya atmosferine inerken patlayabilen parlak bir meteor.

Bolometre - Radyasyona duyarlı dedektör.

Gök Küresi - Dünya'yı çevreleyen hayali bir küre. Terim, gökbilimcilerin nesnelerin gökyüzünde nerede olduğunu açıklamalarına yardımcı olmak için kullanılır.

Cepheidler - Değişken yıldızlar, bilim adamları bunları bir galaksinin ne kadar uzakta olduğunu veya bir yıldız kümesinin bizden ne kadar uzakta olduğunu belirlemek için kullanırlar.

Charge-coupled device (CCD) - Astronominin birçok dalında fotoğrafçılığın yerini alan hassas bir görüntüleme cihazı.

Kromosfer - Güneş atmosferinin bir parçası, tam güneş tutulması sırasında görülebilir.

Circumpolar Star - Hiç batmayan ve tüm yıl boyunca görülebilen yıldız.

Kümeler - Yerçekimi kuvvetleriyle birbirine bağlanan bir grup yıldız veya bir grup galaksi.

Renk İndeksi - Bilim adamlarına bir yıldızın yüzeyinin ne kadar sıcak olduğunu söyleyen bir yıldızın renginin bir ölçüsü.

Koma - Kuyruklu yıldızın çekirdeğini çevreleyen bulutsu.

Kuyruklu yıldız - Güneş'in etrafında dönen küçük, donmuş toz ve gaz kütleleri.

Bağlaç - Bir gezegenin başka bir gezegene veya yıldıza yaklaştığı ve başka bir nesne ile Dünya'nın gövdesi arasında hareket ettiği bir fenomen.

Takımyıldızlar - Eski gökbilimcilerden adlandırılan bir grup yıldız.

Corona - Güneş atmosferinin dış kısmı.

Koronograf - Corona Güneşini görüntülemek için tasarlanmış bir teleskop türü.

Kozmik Işınlar - Uzaydan Dünya'ya ulaşan yüksek hızlı parçacıklar.

Kozmoloji - Evrenin İncelenmesi.

Gün - Dünya'nın kendi ekseni etrafında dönüş yaptığı süre.

Yoğunluk - Maddenin kompaktlığı.

Hareket çizgisi - Güneş'in etrafında Dünya ile aynı yönde hareket eden nesneler - zıt yönde hareket eden nesnelerin aksine ileriye doğru hareket ederler - geriye doğru hareket ederler.

Günlük hareket - Dünyanın Batı'dan Doğu'ya hareket etmesinin neden olduğu, gökyüzünün Doğu'dan Batı'ya görünen hareketi.

Kül Işığı - Ay'ın Dünya'nın karanlık tarafı üzerindeki hafif parıltısı. Işık, Dünya'dan yansımadan kaynaklanır.

Tutulma - Gökyüzünde başka bir nesnenin gölgesi veya Dünya'nın gölgesi tarafından engellenen bir nesne gördüğümüzde.

Ekliptik - Herkesin gökyüzünde takip ettiği Güneş, Ay ve Gezegenin Yolu.

Ekosfer - Sıcaklığın yaşamın var olmasına izin verdiği yıldızın etrafındaki alan.

Elektron - Bir atomun etrafında dönen negatif bir parçacık.

Element - Daha fazla parçalanamayan bir madde. 92 bilinen element vardır.

Ekinoks - 21 Mart ve 22 Eylül. Yılda iki kez, gece ve gündüzün eşit olduğu tüm dünyada.

İkinci kozmik hız - Bir nesnenin başka bir nesnenin yerçekimi kuvvetinden kaçması için gereken hız.

Exosphere - Dünya atmosferinin dış kısmı.

Fişekler - güneş patlamalarının etkisi. Güneş atmosferinin dış kısmında güzel patlamalar.

Galaksi - Yerçekimi ile bir arada tutulan bir grup yıldız, gaz ve toz.

Gama - Son derece kısa dalga enerjili elektromanyetik radyasyon.

Geocentric - Basitçe, Dünya'nın merkezde olduğu anlamına gelir. İnsanlar evrenin yer merkezli olduğuna inanmaya alışkındır; Onlar için dünya evrenin merkeziydi.

Jeofizik - Fizik kullanarak Dünya'nın keşfi.

HI alanı - Nötr hidrojen bulutu.

NI bölgesi - İyonize hidrojen bulutu (sıcak plazma salma bulutsusu bölgesi).

Hertzsprung-Russell Diyagramı - Bilim adamlarının farklı yıldız türlerini anlamalarına yardımcı olan bir diyagram.

Hubble sabiti - Bir nesneye olan mesafe ile bizden uzaklaşma hızı arasındaki oran. Cisim ne kadar uzağa hareket ederse, bizden o kadar hızlı uzaklaşır.

Dünya'dan daha az yörüngeye sahip gezegenlere - Güneş'e Dünya'dan daha yakın olan Merkür ve Venüs'e alt gezegenler denir.

İyonosfer - Dünya atmosferinin bölgesi.

Kelvin - Sıcaklık ölçümü genellikle astronomide kullanılır. 0 Kelvin -273 santigrat derece ve -459.4 Fahrenheit derecesine eşittir.

Kepler yasaları - 1. gezegenler, odaklarından birinde Güneş ile eliptik yörüngelerde hareket eder. 2. Gezegenin merkezini güneşin merkezine bağlayan hayali bir çizgi. 3. Bir gezegenin Güneş etrafında dönmesi için geçen süre.

Kirkwood Boşlukları - Asteroit kuşağında neredeyse hiç asteroit bulunmayan bölgeler. Bunun nedeni, dev Jüpiter'in bu alanlara giren herhangi bir nesnenin yörüngesini değiştirmesidir.

Işık Yılı - Bir ışık ışınının bir yılda kat ettiği mesafe. Bu yaklaşık 6.000.000.000 (9.660.00.000.000 km) mildir.

Ekstremite - Uzaydaki herhangi bir nesnenin kenarı. Örneğin Ay Bölgesi.

Yerel grup - İki düzine galaksiden oluşan bir grup. Bu, Galaksimizin ait olduğu gruptur.

Lunation - Yeni aylar arasındaki dönem. 29 gün 12 saat 44 dakika

Manyetosfer - Bir nesnenin etrafındaki, nesnenin manyetik alanının etkisinin hissedilebildiği bölge.

Kütle - Ağırlıkla aynı şey değildir, ancak bir cismin kütlesi ne kadar ağır olacağını belirlemeye yardımcı olur.

Meteor - Kayan yıldız, Dünya atmosferine giren toz parçacıklarıdır.

Göktaşı - Dünya'ya düşen ve yüzeyine inen bir kaya gibi uzaydan bir nesne.

Meteoroidler - Toz bulutları veya kayalar gibi uzayda bulunan herhangi bir küçük nesne.

Mikro meteoritler - Son derece küçük bir nesne. O kadar küçüktürler ki Dünya atmosferine girdiklerinde yıldız etkisi yaratmazlar.

Samanyolu Galaksimizdir. ("Galaxy" kelimesi aslında Yunanca Samanyolu anlamına gelir).

Küçük Gezegen - Asteroit

Molekül - Birbirine bağlı bir grup atom.

Çoklu Yıldız - Birbirlerinin etrafında dönen bir grup yıldız.

Nadir - Bu, gök küresinde, gözlemcinin hemen altındaki bir noktadır.

Bulutsu - Bir gaz ve toz bulutu.

Nötrino - Kütlesi veya yükü olmayan çok küçük bir parçacık.

Nötron Yıldızı - Ölü bir yıldızın kalıntıları. İnanılmaz derecede kompaktlar ve çok hızlı dönüyorlar, bazıları saniyede 100 kez dönüyor.

Yeni - Yeniden kaybolmadan önce aniden parlayan bir yıldız - orijinal parlaklığından çok daha güçlü bir parlama.

Karasal sferoid - Ortası daha geniş ve yukarıdan aşağıya daha kısa olduğu için tam olarak yuvarlak olmayan bir gezegen.

Tutulma - Bir gök cismini diğeriyle örtmek.

Muhalefet - Gezegen, Güneş'in tam karşısında olduğu ve Dünya'nın arada olduğu zaman.

Yörünge - Bir nesnenin diğerinin etrafındaki yolu.

Ozon - Dünyanın üst atmosferinde, uzaydan gelen ölümcül radyasyonun çoğunu emen alan.

Paralaks - İki farklı yerden bakıldığında bir nesnenin kayması. Örneğin, bir gözünüzü kapatır ve küçük resminize bakar ve ardından gözleri değiştirirseniz, arka planda her şeyin ileri geri hareket ettiğini göreceksiniz. Bilim adamları bunu yıldızlara olan mesafeyi ölçmek için kullanırlar.

Parsek - 3.26 ışıkyılı

Penumbra - Gölgenin daha açık olan kısmı gölgenin kenarındadır.

Periastron - Birbirinin yörüngesinde dönen iki yıldızın en yakın noktada olduğu zaman.

Yerberi - Bir nesnenin Dünya'ya daha yakın olduğu zaman, Dünya etrafındaki yörüngesindeki nokta.

Perihelion - Güneşin yörüngesinde güneşin en yakın noktasında dönen bir nesne

Disturbance - Başka bir cismin yerçekimi çekiminden kaynaklanan bir gök cismi yörüngesindeki rahatsızlık.

Evreler - Güneşli tarafın ne kadarının Dünya'ya baktığından dolayı Ay, Merkür ve Venüs'ün şeklini değiştirdiği açık.

Fotosfer - Güneş'in parlak yüzeyi

Gezegen - Bir yıldızın etrafında hareket eden bir nesne.

Gezegen Bulutsusu - Bir yıldızı çevreleyen bir gaz bulutsu.

Presesyon - Dünya bir tepe gibi davranır. Daireler halinde dönen kutupları zamanla kutupların farklı yönlere bakmasına neden olur. Dünyanın bir devinimi tamamlaması 25.800 yıl sürer.

Doğru hareket - Dünya'dan görüldüğü gibi yıldızların gökyüzündeki hareketi. Yakındaki yıldızlar, arabamızda olduğu gibi, daha uzaktakilerden daha yüksek öz hareketlere sahiptir - yol işaretleri gibi daha yakın nesneler, uzaktaki dağlardan ve ağaçlardan daha hızlı hareket ediyor gibi görünmektedir.

Bir proton, bir atomun merkezinde bulunan temel bir parçacıktır. Protonlar pozitif yüklüdür.

Quasar - Çok uzak ve çok parlak bir nesne.

Parlayan - Bir meteor yağmuru sırasında gökyüzünde bir alan.

Radyo galaksileri - Son derece güçlü radyo emisyonu yayıcıları olan galaksiler.

Kırmızıya kayma - Bir nesne Dünya'dan uzaklaştığında, o nesneden gelen ışık uzar ve daha kırmızı görünmesini sağlar.

Döndürme - Bir şey, Dünya'nın etrafındaki Ay gibi başka bir nesnenin etrafında bir daire içinde hareket ettiğinde.

Döndürme - Dönen bir nesnenin en az bir sabit düzlemi olduğunda.

Saros (drakonik dönem) 223 sinodik aylık (yaklaşık 6585.3211 gün) bir zaman aralığıdır, bundan sonra Ay ve Güneş tutulmaları olağan sırayla tekrarlanır. Saros döngüsü - Tutulmaların tekrarlandığı 18 yıllık 11,3 günlük dönem.

Uydu - Yörüngedeki küçük bir nesne. Dünyanın etrafında dönen birçok elektronik nesne var.

Twinkle - Yıldızların parıldaması. Dünyanın atmosferi sayesinde.

Görünüm - Zamanın belirli bir noktasında Dünya atmosferinin durumu. Gökyüzü açıksa, gökbilimciler iyi bir manzara olduğunu söylüyorlar.

Selenografi - Ay yüzeyinin incelenmesi.

Seyfert galaksileri - Küçük parlak merkezleri olan galaksiler. Birçok Seyfert galaksisi iyi radyo dalgaları kaynaklarıdır.

Kayan Yıldız - Dünya'ya düşen bir göktaşı sonucu atmosfere ışık.

Yıldız periyodu - Uzaydaki bir cismin yıldızlara göre bir tam dönüşünü tamamlaması için geçen süre.

Güneş Sistemi - Yıldız Güneş'in etrafında dönen gezegenler ve diğer nesnelerden oluşan bir sistem.

Güneş Rüzgarı - Güneş'ten her yöne sabit bir parçacık akışı.

Gündönümü - 22 Haziran ve 22 Aralık. Bulunduğunuz yere bağlı olarak günün en kısa veya en uzun olduğu yılın zamanı.

Spiküller, Güneş'in kromosferinde 16.000 kilometreye kadar çapa sahip ana elementlerdir.

Stratosfer - Dünya atmosferinin seviyesi deniz seviyesinden yaklaşık 11-64 km yüksekliktedir.

Yıldız - Çekirdeğindeki nükleer reaksiyonlarda üretilen enerjiyle parlayan, kendi kendine ışık veren bir nesne.

Süpernova - Süper parlak yıldız patlaması. Bir süpernova, tüm galaksiyle aynı miktarda enerji üretebilir.

Güneş saati - Zamanı söylemek için kullanılan eski bir alet.

Güneş lekeleri - Güneş yüzeyindeki koyu lekeler.

Dış Gezegenler - Güneş'ten Dünya'dan daha uzakta bulunan gezegenler.

Senkronize uydu - Dünya'nın etrafında dönerken aynı hızda hareket eden ve böylece her zaman Dünya'nın aynı bölümünde bulunan yapay bir uydu.

Sinodik yörünge periyodu - Uzaydaki bir nesnenin, örneğin Dünya ve Güneş gibi diğer iki nesneye göre aynı noktada yeniden ortaya çıkması için geçen süre

Syzygy - Ay'ın yörüngesindeki konumu, yeni veya tam bir aşamada.

Terminatör - Herhangi bir gök cismi üzerinde gece ve gündüz arasındaki çizgi.

Termokupl - Çok az miktarda ısıyı ölçmek için kullanılan bir cihaz.

Zaman Yavaşlıyor - Işık hızına yaklaştığınızda zaman yavaşlıyor ve kütle artıyor (böyle bir teori var).

Truva Asteroitleri - Jüpiter'in yörüngesini takip eden Güneş'in etrafında dönen asteroitler.

Troposfer - Dünya atmosferinin alt kısmı.

Gölge - Güneş gölgesinin karanlık iç kısmı.

Değişken yıldızlar - Parlaklıkta dalgalanan yıldızlar.

Zenith - Gece gökyüzünde tam başınızın üzerinde.