1. Sirius, Slunce, Algol, Alpha Centauri, Albireo. Najděte v tomto seznamu další objekt a vysvětlete své rozhodnutí. Řešení: Dalším objektem je Slunce. Všechny ostatní hvězdy jsou binární nebo vícenásobné. Lze také poznamenat, že Slunce je jedinou hvězdou na seznamu, kolem které byly nalezeny planety. 2. Odhadněte atmosférický tlak v blízkosti povrchu Marsu, pokud je známo, že hmotnost jeho atmosféry je 300krát menší než hmotnost zemské atmosféry a poloměr Marsu je přibližně 2krát menší než poloměr Země. Řešení: Jednoduchý, ale poměrně přesný odhad lze získat, pokud předpokládáme, že celá atmosféra Marsu je shromážděna v připovrchové vrstvě konstantní hustoty, která se rovná hustotě na povrchu. Pak lze tlak vypočítat pomocí známého vzorce , kde je hustota atmosféry blízko povrchu Marsu, je zrychlení volného pádu na povrchu, je výška takové homogenní atmosféry. Taková atmosféra se ukáže jako docela řídká, takže změnu s výškou lze zanedbat. Ze stejného důvodu může být hmotnost atmosféry reprezentována jako poloměr planety. Protože kde je hmotnost planety, je její poloměr, je gravitační konstanta, výraz pro tlak lze zapsat jako poměr úměrný hustotě planety , takže tlak na povrchu je úměrný . Je zřejmé, že stejné úvahy lze aplikovat na Zemi. Vzhledem k tomu, že průměrné hustoty Země a Marsu, dvou terestrických planet, jsou blízko, lze závislost na průměrné hustotě planety zanedbat. Poloměr Marsu je asi 2x menší než poloměr Země, takže atmosférický tlak na povrchu Marsu lze odhadnout jako zemský, tzn. asi kPa (ve skutečnosti je to asi kPa). 3. Je známo, že úhlová rychlost rotace Země kolem její osy s časem klesá. Proč? Řešení: Kvůli existenci lunárního a slunečního přílivu (v oceánu, atmosféře a litosféře). Slapové hrboly se pohybují po povrchu Země v opačném směru, než je směr její rotace kolem její osy. Protože k pohybu slapových hrbolů na povrchu Země nemůže dojít bez tření, slapové hrboly zpomalují rotaci Země. 4. Kde je den 21. března delší: v Petrohradu nebo Magadanu? Proč? Zeměpisná šířka Magadanu je . Řešení: Délku dne určuje průměrná deklinace Slunce během dne. Kolem 21. března se deklinace Slunce s časem zvyšuje, takže den bude delší tam, kde 21. březen přijde později. Magadan se nachází na východ od Petrohradu, takže délka dne 21. března v Petrohradu bude delší. 5. V jádru galaxie M87 je černá díra o hmotnosti Slunce. Najděte gravitační poloměr černé díry (vzdálenost od středu, kde se druhá kosmická rychlost rovná rychlosti světla) a průměrnou hustotu hmoty v rámci gravitačního poloměru. Řešení: Druhou kosmickou rychlost (je to také úniková rychlost nebo parabolická rychlost) pro jakékoli kosmické těleso lze vypočítat podle vzorce: kde

Otázky.

1. Zdánlivý pohyb svítidel jako výsledek jejich vlastního pohybu v prostoru, rotace Země a její rotace kolem Slunce.
2. Zásady pro určování zeměpisných souřadnic z astronomických pozorování (str. 4 s. 16).
3. Důvody pro změnu fází měsíce, podmínky pro vznik a četnost zatmění Slunce a Měsíce (str. 6, odstavce 1.2).
4. Vlastnosti denního pohybu Slunce v různých zeměpisných šířkách v různých ročních obdobích (str. 4, odstavec 2, str. 5).
5. Princip činnosti a účel dalekohledu (str. 2).
6. Metody určování vzdáleností těles sluneční soustavy a jejich velikostí (str. 12).
7. Možnosti spektrální analýzy a mimoatmosférických pozorování pro studium podstaty nebeských těles (str. 14, "Fyzika" str. 62).
8. Nejdůležitější směry a úkoly výzkumu a vývoje kosmického prostoru.
9. Keplerův zákon, jeho objev, význam, hranice použitelnosti (str. 11).
10. Hlavní charakteristiky planet skupiny Země, obří planety (str. 18, 19).
11. Charakteristické rysy Měsíce a satelitů planet (str. 17-19).
12. Komety a asteroidy. Základní představy o vzniku sluneční soustavy (str. 20, 21).
13. Slunce je jako typická hvězda. Hlavní charakteristiky (str. 22).
14. Nejdůležitější projevy sluneční aktivity. Jejich souvislost s geografickými jevy (str. 22 s. 4).
15. Metody určování vzdáleností ke hvězdám. Jednotky vzdáleností a souvislost mezi nimi (str. 23).
16. Hlavní fyzikální vlastnosti hvězd a jejich vztah (str. 23, odstavec 3).
17. Fyzikální význam Stefanova-Boltzmannova zákona a jeho aplikace pro určení fyzikálních charakteristik hvězd (str. 24, odstavec 2).
18. Proměnné a nestacionární hvězdy. Jejich význam pro studium podstaty hvězd (str. 25).
19. Dvojhvězdy a jejich role při určování fyzikálních vlastností hvězd.
20. Evoluce hvězd, její fáze a konečná stádia (str. 26).
21. Složení, struktura a velikost naší Galaxie (str. 27 str. 1).
22. Hvězdokupy, fyzikální stav mezihvězdného prostředí (str. 27, odstavec 2, str. 28).
23. Hlavní typy galaxií a jejich charakteristické rysy (str. 29).
24. Základy moderních představ o struktuře a vývoji Vesmíru (str. 30).

Praktické úkoly.

1. Hledání hvězdné mapy.
2. Definice zeměpisné šířky.
3. Určení deklinace svítidla zeměpisnou šířkou a výškou.
4. Výpočet velikosti svítidla paralaxou.
5. Podmínky viditelnosti Měsíce (Venuše, Mars) podle školního astronomického kalendáře.
6. Výpočet doby rotace planet na základě 3. Keplerova zákona.

Odpovědi.

Vstupenka číslo 1. Země vykonává složité pohyby: otáčí se kolem své osy (T=24 hodin), obíhá kolem Slunce (T=1 rok), otáčí se společně s Galaxií (T=200 tisíc let). To ukazuje, že všechna pozorování ze Země se liší zdánlivými trajektoriemi. Planety se dělí na vnitřní a vnější (vnitřní: Merkur, Venuše; vnější: Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun a Pluto). Všechny tyto planety obíhají stejně jako Země kolem Slunce, ale díky pohybu Země lze pozorovat smyčkový pohyb planet (kalendář str. 36). Vlivem složitého pohybu Země a planet vznikají různé konfigurace planet.

Komety a tělesa meteoritů se pohybují po eliptických, parabolických a hyperbolických trajektoriích.

Vstupenka číslo 2. Existují 2 zeměpisné souřadnice: zeměpisná šířka a zeměpisná délka. Astronomie jako praktická věda vám umožňuje najít tyto souřadnice (obrázek "výška hvězdy v horním vrcholu"). Výška nebeského pólu nad obzorem se rovná zeměpisné šířce místa pozorování. Je možné určit zeměpisnou šířku místa pozorování podle výšky svítidla v horním vrcholu ( vyvrcholení- okamžik průchodu svítidla poledníkem) podle vzorce:

h = 90° - j + d,

kde h je výška hvězdy, d je deklinace, j je zeměpisná šířka.

Zeměpisná délka je druhá souřadnice, měřená od nultého greenwichského poledníku na východ. Země je rozdělena do 24 časových pásem, časový rozdíl je 1 hodina. Rozdíl v místních časech se rovná rozdílu v zeměpisných délkách:

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

Místní čas je sluneční čas v daném místě na Zemi. V každém bodě je místní čas jiný, takže lidé žijí podle standardního času, tedy podle času středního poledníku tohoto pásma. Linie změny data vede na východě (Beringův průliv).

Vstupenka číslo 3. Měsíc se pohybuje kolem Země ve stejném směru, jakým se Země otáčí kolem své osy. Zobrazení tohoto pohybu, jak víme, je zdánlivý pohyb Měsíce na pozadí hvězd směrem k rotaci oblohy. Každý den se Měsíc posune na východ vzhledem ke hvězdám asi o 13 ° a po 27,3 dnech se vrátí ke stejným hvězdám a opíše celý kruh na nebeské sféře.

Zdánlivý pohyb Měsíce je doprovázen nepřetržitou změnou jeho vzhledu – změnou fází. To se děje proto, že Měsíc zaujímá různé polohy vzhledem ke Slunci a Zemi, která jej osvětluje.

Když je pro nás Měsíc viditelný jako úzký srpek, zbytek jeho disku také mírně září. Tento jev se nazývá popelavé světlo a vysvětluje se tím, že Země osvětluje noční stranu Měsíce odraženým slunečním světlem.

Země a Měsíc, osvětlené Sluncem, vrhají kužely stínu a kužely polostínu. Když Měsíc spadne zcela nebo částečně do stínu Země, dojde k úplnému nebo částečnému zatmění Měsíce. Ze Země je vidět současně kdekoli, kde je Měsíc nad obzorem. Fáze úplného zatmění Měsíce pokračuje, dokud Měsíc nezačne vystupovat ze zemského stínu, a může trvat až 1 hodinu 40 minut. Sluneční paprsky, lámané v zemské atmosféře, dopadají do kužele zemského stínu. Atmosféra přitom silně pohlcuje modré a sousední paprsky a do kužele propouští hlavně červené. Proto je Měsíc během velké fáze zatmění vybarven do červena a nezmizí úplně. K zatmění Měsíce dochází až třikrát do roka a samozřejmě pouze za úplňku.

Úplné zatmění Slunce je viditelné pouze tam, kde na Zemi dopadá skvrna měsíčního stínu, průměr skvrny nepřesahuje 250 km. Když se Měsíc pohybuje na své oběžné dráze, jeho stín se pohybuje po Zemi ze západu na východ a postupně vytváří úzký pás úplného zatmění. Tam, kde měsíční polostín dopadá na Zemi, je pozorováno částečné zatmění Slunce.

Vzhledem k nepatrné změně vzdáleností Země od Měsíce a Slunce je zdánlivý úhlový průměr buď o něco větší, nebo o něco menší než ten sluneční, nebo se mu rovná. V prvním případě trvá úplné zatmění Slunce až 7 minut 40 s, ve druhém Měsíc zcela nezakryje Slunce vůbec a ve třetím jen jeden okamžik.

Zatmění Slunce za rok může být 2 až 5, v druhém případě jistě soukromé.

Vstupenka číslo 4. Během roku se Slunce pohybuje po ekliptice. Ekliptika prochází 12 souhvězdími zvěrokruhu. Přes den se Slunce jako obyčejná hvězda pohybuje rovnoběžně s nebeským rovníkem.
(-23°27¢ £ d £ +23°27¢). Tato změna deklinace je způsobena náklonem zemské osy k rovině oběžné dráhy.

V zeměpisné šířce obratníků Raka (jih) a Kozoroha (sever) je Slunce ve dnech letního a zimního slunovratu na svém zenitu.

Na severním pólu Slunce a hvězdy nezapadají mezi 21. březnem a 22. zářím. 22. září začíná polární noc.

Vstupenka číslo 5. Existují dva typy dalekohledů: odrazový dalekohled a refraktorový dalekohled (figury).

Kromě optických dalekohledů existují radioteleskopy, což jsou zařízení, která detekují kosmické záření. Radioteleskop je parabolická anténa o průměru asi 100 m. Jako lůžko pro anténu se používají přírodní útvary, jako jsou krátery nebo horské svahy. Rádiové vyzařování vám umožňuje zkoumat planety a hvězdné systémy.

Vstupenka číslo 6. Horizontální paralaxa nazývá se úhel, pod kterým je poloměr Země viditelný z planety, kolmo k přímce pohledu.

p² - paralaxa, r² - úhlový poloměr, R - poloměr Země, r - poloměr hvězdy.

Nyní se k určení vzdálenosti k svítidlům používají radarové metody: vysílají rádiový signál na planetu, signál se odráží a zaznamenává přijímací anténou. Znát dobu šíření signálu určit vzdálenost.

Vstupenka číslo 7. Spektrální analýza je nejdůležitějším nástrojem pro studium vesmíru. Spektrální analýza je metoda, kterou se zjišťuje chemické složení nebeských těles, jejich teplota, velikost, struktura, vzdálenost k nim a rychlost jejich pohybu. Spektrální analýza se provádí pomocí spektrografu a spektroskopických přístrojů. Pomocí spektrální analýzy bylo určeno chemické složení hvězd, komet, galaxií a těles sluneční soustavy, protože ve spektru je každá čára nebo jejich kombinace charakteristická pro nějaký prvek. Intenzitou spektra lze určit teplotu hvězd a dalších těles.

Podle spektra jsou hvězdy přiřazeny k jedné nebo druhé spektrální třídě. Ze spektrálního diagramu můžete určit zdánlivou velikost hvězdy a poté pomocí vzorců:

M = m + 5 + 5 ug p

lg L = 0,4 (5 - M)

zjistěte absolutní velikost, svítivost a tím i velikost hvězdy.

Pomocí Dopplerova vzorce

Vytvoření moderních vesmírných stanic, opakovaně použitelných kosmických lodí, stejně jako vypouštění kosmických lodí k planetám (Vega, Mars, Luna, Voyager, Hermes) umožnilo na ně instalovat dalekohledy, pomocí kterých lze tato svítidla pozorovat v blízkosti žádné atmosféry. rušení.

Vstupenka číslo 8. Počátek vesmírného věku položila díla ruského vědce K. E. Ciolkovského. Navrhl použití proudových motorů pro průzkum vesmíru. Nejprve navrhl myšlenku použití vícestupňových raket ke startu kosmických lodí. Průkopníkem této myšlenky bylo Rusko. První umělá družice Země byla vypuštěna 4. října 1957, první let kolem Měsíce s fotografováním - 1959, první let člověka do vesmíru - 12. dubna 1961 První let Američanů na Měsíc - 1964, start kosmických lodí a vesmírných stanic.

1. Vědecké cíle:

• pobyt člověka ve vesmíru;
• průzkum vesmíru;
• vývoj technologií pro lety do vesmíru;

1. Vojenské účely (ochrana před jaderným útokem);
2. Telekomunikace (satelitní komunikace prováděná pomocí komunikačních satelitů);
3. Předpovědi počasí, předpověď přírodních katastrof (meteosatelity);
4. Výrobní cíle:

• hledání nerostů;
• monitorování životního prostředí.

Vstupenka číslo 9. Zásluhu na objevení zákonitostí planetárního pohybu má vynikající vědec Johannes Kepler.

První zákon. Každá planeta se točí po elipse se Sluncem v jednom ze svých ohnisek.

Druhý zákon. (právo oblastí). Poloměr-vektor planety pro stejné časové intervaly popisuje stejné oblasti. Z tohoto zákona vyplývá, že rychlost planety při jejím pohybu po oběžné dráze je tím větší, čím je blíže Slunci.

Třetí zákon. Kvadráty hvězdných období planet jsou příbuzné jako krychle hlavních poloos jejich drah.

Tento zákon umožnil stanovit relativní vzdálenosti planet od Slunce (v jednotkách hlavní poloosy zemské oběžné dráhy), protože hvězdné periody planet již byly vypočteny. Hlavní poloosa zemské oběžné dráhy je brána jako astronomická jednotka (AU) vzdáleností.

Vstupenka číslo 10. Plán:

1. Vyjmenujte všechny planety;
2. Divize (terestrické planety: Merkur, Mars, Venuše, Země, Pluto; a obří planety: Jupiter, Saturn, Uran, Neptun);
3. Řekněte o vlastnostech těchto planet na základě tabulky. 5 (str. 144);
4. Uveďte hlavní rysy těchto planet.

Vstupenka číslo 11 . Plán:

1. Fyzikální podmínky na Měsíci (velikost, hmotnost, hustota, teplota);

Měsíc je hmotnostně 81krát menší než Země, jeho průměrná hustota je 3300 kg/m3, tedy méně než Země. Na Měsíci není žádná atmosféra, pouze vzácná prachová skořápka. Obrovské teplotní rozdíly na měsíčním povrchu ze dne na noc jsou vysvětlovány nejen absencí atmosféry, ale také délkou měsíčního dne a měsíční noci, což odpovídá našim dvěma týdnům. Teplota v subsolárním bodě Měsíce dosahuje + 120 °C a v opačném bodě noční polokoule - 170 °C.

1. Reliéf, moře, krátery;
2. Chemické vlastnosti povrchu;
3. Přítomnost tektonické aktivity.

Satelity planet:

1. Mars (2 malé satelity: Phobos a Deimos);
2. Jupiter (16 satelitů, nejznámější 4 galilejské satelity: Europa, Callisto, Io, Ganymede; na Europě byl objeven oceán vody);
3. Saturn (17 satelitů, Titan je zvláště slavný: má atmosféru);
4. Uran (16 satelitů);
5. Neptun (8 satelitů);
6. Pluto (1 satelit).

Vstupenka číslo 12. Plán:

1. Komety (fyzikální podstata, struktura, dráhy, typy), nejznámější komety:

• Halleyova kometa (T = 76 let; 1910 - 1986 - 2062);
• kometa Enck;
• kometa Hyakutaka;

1. Asteroidy (malé planety). Nejznámější jsou Ceres, Vesta, Pallas, Juno, Icarus, Hermes, Apollo (celkem více než 1500).

Studium komet, asteroidů, meteorických rojů ukázalo, že všechny mají stejnou fyzikální povahu a stejné chemické složení. Stanovení stáří sluneční soustavy naznačuje, že Slunce a planety jsou přibližně stejně staré (asi 5,5 miliardy let). Podle teorie vzniku sluneční soustavy akademika O. Yu.Schmidta Země a planety vznikly z plyno-prachového mraku, který byl vlivem zákona univerzální gravitace zachycen Sluncem a rotován v stejným směrem jako Slunce. Postupně se v tomto oblaku vytvořily kondenzace, které daly vznik planetám. Důkazem toho, že planety byly vytvořeny z takových shluků, je spad meteoritů na Zemi a na jiných planetách. V roce 1975 byl tedy zaznamenán pád Wachmann-Strassmannovy komety na Jupiter.

Vstupenka číslo 13. Slunce je nám nejbližší hvězdou, ve které na rozdíl od všech ostatních hvězd můžeme pozorovat disk a pomocí dalekohledu na něm studovat drobné detaily. Slunce je typická hvězda, a proto jeho studium pomáhá pochopit podstatu hvězd obecně.

Hmotnost Slunce je 333 tisíckrát větší než hmotnost Země, výkon celkového záření Slunce je 4 * 10 23 kW, efektivní teplota je 6000 K.

Stejně jako všechny hvězdy je i Slunce žhavá koule plynu. Skládá se převážně z vodíku s příměsí 10% (podle počtu atomů) helia, 1-2% hmotnosti Slunce připadá na jiné těžší prvky.

Na Slunci je hmota vysoce ionizovaná, to znamená, že atomy ztratily své vnější elektrony a spolu s nimi se staly volné částice ionizovaného plynu – plazmy.

Průměrná hustota sluneční hmoty je 1400 kg/m 3 . Je to však průměrné číslo a hustota ve vnějších vrstvách je nesrovnatelně menší a ve středu je 100krát větší.

Působením gravitačních přitažlivých sil směřujících ke středu Slunce vzniká v jeho útrobách obrovský tlak, který ve středu dosahuje 2 * 10 8 Pa, při teplotě asi 15 milionů K.

Za takových podmínek mají jádra atomů vodíku velmi vysoké rychlosti a mohou se navzájem srážet, a to i přes působení elektrostatické odpudivé síly. Některé srážky končí jadernými reakcemi, při kterých z vodíku vzniká helium a uvolňuje se velké množství tepla.

Povrch Slunce (fotosféra) má zrnitou strukturu, to znamená, že se skládá z „zrn“ o velikosti v průměru asi 1000 km. Granulace je důsledkem pohybu plynů v zóně umístěné podél fotosféry. Občas se v určitých oblastech fotosféry tmavé mezery mezi skvrnami zvětšují a tvoří se velké tmavé skvrny. Při pozorování slunečních skvrn dalekohledem si Galileo všiml, že se pohybují přes viditelný disk Slunce. Na tomto základě dospěl k závěru, že Slunce se otáčí kolem své osy s periodou 25 dnů. na rovníku a 30 dní. poblíž pólů.

Skvrny jsou netrvalé útvary, nejčastěji se objevují ve skupinách. Kolem skvrn jsou někdy patrné téměř neznatelné světelné útvary, kterým se říká pochodně. Hlavním rysem spotů a svítilen je přítomnost magnetických polí s indukcí dosahující 0,4-0,5 T.

Vstupenka číslo 14. Projev sluneční aktivity na Zemi:

1. Sluneční skvrny jsou aktivním zdrojem elektromagnetického záření, které způsobuje tzv. „magnetické bouře“. Tyto „magnetické bouře“ ovlivňují televizní a rádiovou komunikaci a způsobují silné polární záře.
2. Slunce vyzařuje následující druhy záření: ultrafialové, rentgenové, infračervené a kosmické záření (elektrony, protony, neutrony a hadrony). Tato záření jsou téměř úplně zpožděna zemskou atmosférou. Proto by se zemská atmosféra měla udržovat v normálním stavu. Periodicky se objevující ozónové díry propouštějí záření Slunce, které dopadá na zemský povrch a nepříznivě ovlivňuje organický život na Zemi.
3. Sluneční aktivita nastává každých 11 let. Poslední maximum sluneční aktivity bylo v roce 1991. Očekávané maximum je 2002. Maximální sluneční aktivita znamená největší počet slunečních skvrn, záření a protuberancí. Již dlouho bylo zjištěno, že změna sluneční aktivity Slunce ovlivňuje následující faktory:

• epidemiologická situace na Zemi;
• množství různých druhů přírodních katastrof (tajfuny, zemětřesení, povodně atd.);
• o počtu silničních a železničních nehod.

Maximum toho všeho připadá na roky aktivního Slunce. Jak zjistil vědec Čiževskij, aktivní Slunce ovlivňuje pohodu člověka. Od té doby se pravidelně sestavují předpovědi blahobytu člověka.

Vstupenka číslo 15. Poloměr Země se ukazuje jako příliš malý na to, aby sloužil jako základ pro měření paralaktického přemístění hvězd a vzdálenosti k nim. Proto se místo horizontální používá jednoletá paralaxa.

Roční paralaxa hvězdy je úhel, pod kterým lze vidět hlavní poloosu zemské oběžné dráhy z hvězdy, pokud je kolmá k linii pohledu.

a - hlavní poloosa zemské oběžné dráhy,

p - roční paralaxa.

Používá se také jednotka parsec. Parsec - vzdálenost, ze které je viditelná hlavní poloosa zemské oběžné dráhy, kolmá na linii pohledu, pod úhlem 1².

1 parsek = 3,26 světelných let = 206265 AU e. = 3 * 10 11 km.

Měřením roční paralaxy lze spolehlivě určit vzdálenost ke hvězdám, které nejsou dále než 100 parseků nebo 300 ly. let.

Vstupenka číslo 16. Hvězdy jsou klasifikovány podle následujících parametrů: velikost, barva, svítivost, spektrální typ.

Podle velikosti se hvězdy dělí na trpasličí hvězdy, střední hvězdy, normální hvězdy, obří hvězdy a veleobry. Trpasličí hvězdy jsou satelitem hvězdy Sirius; střední - Sun, Capella (Auriga); normální (t \u003d 10 tisíc K) - mají rozměry mezi Sluncem a Capellou; obří hvězdy - Antares, Arcturus; veleobri - Betelgeuse, Aldebaran.

Podle barvy se hvězdy dělí na červené (Antares, Betelgeuse - 3000 K), žluté (Sun, Capella - 6000 K), bílé (Sirius, Deneb, Vega - 10000 K), modré (Spica - 30000 K).

Podle svítivosti jsou hvězdy klasifikovány následovně. Pokud vezmeme svítivost Slunce jako 1, pak bílé a modré hvězdy mají svítivost 100 a 10 tisíckrát větší než svítivost Slunce a červení trpaslíci - 10krát menší než svítivost Slunce.

Podle spektra se hvězdy dělí do spektrálních tříd (viz tabulka).

Podmínky rovnováhy: jak známo, hvězdy jsou jedinými přírodními objekty, v nichž dochází k neřízeným termonukleárním fúzním reakcím, které jsou doprovázeny uvolněním velkého množství energie a určují teplotu hvězd. Většina hvězd je ve stacionárním stavu, to znamená, že neexplodují. Některé hvězdy explodují (takzvané nové a supernovy). Proč jsou hvězdy obecně v rovnováze? Síla jaderných výbuchů u stacionárních hvězd je vyvážena silou gravitace, proto tyto hvězdy udržují rovnováhu.

Vstupenka číslo 17. Stefan-Boltzmannův zákon určuje vztah mezi zářením a teplotou hvězd.

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

e je energie záření na jednotku povrchu hvězdy

L je svítivost hvězdy, R je poloměr hvězdy.

Pomocí Stefan-Boltzmannovy rovnice a Wienova zákona je určena vlnová délka, která odpovídá maximálnímu záření:

l max T = b b - Wienova konstanta

Lze postupovat opačně, tj. pomocí svítivosti a teploty určit velikost hvězd.

Vstupenka číslo 18. Plán:

1. cefeid
2. nové hvězdy
3. supernovy

Číslo lístku 19. Plán:

1. Vizuálně dvojitý, vícenásobný
2. Spektrální dvojhvězdy
3. zákrytové proměnné hvězdy

Vstupenka číslo 20. Existují různé typy hvězd: jednoduché, dvojité a vícenásobné, stacionární a proměnné, obří a trpasličí hvězdy, novy a supernovy. Existují v této rozmanitosti hvězd vzory v jejich zdánlivém chaosu? Takové vzory, navzdory rozdílné svítivosti, teplotě a velikosti hvězd, existují.

1. Bylo zjištěno, že s rostoucí hmotností roste svítivost hvězd a tato závislost je určena vzorcem L = m 3,9, navíc pro mnoho hvězd platí pravidelnost L » R 5,2.
2. Závislost L na t° a barvě (diagram barva-svítivost).

Čím hmotnější je hvězda, tím rychleji hlavní palivo, vodík, shoří a změní se na helium ( ). Masivní modrobílí obři vyhoří za 10 7 let. Žluté hvězdy jako Capella a Slunce vyhoří za 10 10 let (t Slunce = 5 * 10 9 let). Bílé a modré hvězdy, hořící, se mění v červené obry. Syntetizují 2C + He ® C 2 He. Jak helium vyhoří, hvězda se zmenšuje a mění se v bílého trpaslíka. Bílý trpaslík se nakonec změní ve velmi hustou hvězdu, která se skládá pouze z neutronů. Zmenšení velikosti hvězdy vede k její velmi rychlé rotaci. Zdá se, že tato hvězda pulsuje a vyzařuje rádiové vlny. Říká se jim pulsary – konečné stádium obřích hvězd. Některé hvězdy o hmotnosti mnohem větší, než je hmotnost Slunce, jsou stlačeny natolik, že se přemění v tzv. „černé díry“, které vlivem gravitace nevyzařují viditelné záření.

Číslo lístku 21. Náš hvězdný systém - Galaxie je jednou z eliptických galaxií. Mléčná dráha, kterou vidíme, je pouze částí naší Galaxie. Moderními dalekohledy lze spatřit hvězdy až do magnitudy 21. Počet těchto hvězd je 2 * 10 9 , ale to je jen malá část populace naší Galaxie. Průměr Galaxie je přibližně 100 tisíc světelných let. Při pozorování Galaxie si lze všimnout „bifurkace“, která je způsobena mezihvězdným prachem, který od nás pokrývá hvězdy Galaxie.

populace galaxie.

V jádru Galaxie je mnoho červených obrů a krátkoperiodických cefeid. Ve větvích dále od centra je mnoho veleobrů a klasických cefeid. Spirální ramena obsahují horké veleobry a klasické cefeidy. Naše Galaxie se točí kolem středu Galaxie, který se nachází v souhvězdí Herkula. Sluneční soustava provede úplnou revoluci kolem středu Galaxie za 200 milionů let. Rotaci sluneční soustavy lze využít k určení přibližné hmotnosti Galaxie – 2 * 10 11 m Země. Hvězdy jsou považovány za stacionární, ale ve skutečnosti se hvězdy pohybují. Ale protože jsme od nich hodně vzdáleni, lze tento pohyb pozorovat jen tisíce let.

Číslo lístku 22. V naší Galaxii jsou kromě jednotlivých hvězd hvězdy, které se spojují do kup. Existují 2 typy hvězdokup:

1. Otevřené hvězdokupy, jako je hvězdokupa Plejády v souhvězdí Býka a Hyád. Jednoduchým okem v Plejádách můžete vidět 6 hvězd, ale když se podíváte dalekohledem, můžete vidět rozptyl hvězd. Otevřené shluky mají velikost několika parseků. Otevřené hvězdokupy se skládají ze stovek hvězd hlavní sekvence a veleobrů.
2. Kulové hvězdokupy mají velikost až 100 parseků. Tyto shluky se vyznačují krátkoperiodickými cefeidami a zvláštní velikostí (od -5 do +5 jednotek).

Ruský astronom V. Ya Struve objevil, že existuje mezihvězdná absorpce světla. Právě mezihvězdná absorpce světla oslabuje jas hvězd. Mezihvězdné prostředí je vyplněno kosmickým prachem, který tvoří tzv. mlhoviny, například temné mlhoviny Velká Magellanova mračna, Koňská hlava. V souhvězdí Orionu se nachází plynová a prachová mlhovina, která září odraženým světlem blízkých hvězd. V souhvězdí Vodnáře se nachází Velká planetární mlhovina, která vznikla v důsledku emise plynu z blízkých hvězd. Vorontsov-Velyaminov dokázal, že emise plynů obřími hvězdami jsou dostatečné pro vznik nových hvězd. Plynné mlhoviny tvoří v Galaxii vrstvu o tloušťce 200 parseků. Skládají se z H, He, OH, CO, CO 2, NH 3 . Neutrální vodík vyzařuje vlnovou délku 0,21 m. Rozložení této radiové emise určuje rozložení vodíku v Galaxii. Kromě toho existují v Galaxii zdroje brzdného záření (rentgenové) rádiové emise (kvasary).

Číslo lístku 23. William Herschel v 17. století umístil na hvězdnou mapu spoustu mlhovin. Následně se ukázalo, že se jedná o obří galaxie, které jsou mimo naši Galaxii. S pomocí cefeid dokázal americký astronom Hubble, že nejbližší galaxie k nám, M-31, se nachází ve vzdálenosti 2 milionů světelných let. Asi tisíc takových galaxií bylo objeveno v souhvězdí Veronica, které je od nás vzdálené miliony světelných let. Hubble prokázal, že ve spektrech galaxií existuje rudý posuv. Tento posun je tím větší, čím dále je od nás galaxie. Jinými slovy, čím dále je galaxie, tím větší je její rychlost odsunu od nás.

V odstranění = D * H H - Hubbleova konstanta, D - posun ve spektru.

Model rozpínajícího se vesmíru založený na Einsteinově teorii potvrdil ruský vědec Friedman.

Galaxie jsou nepravidelné, eliptické a spirální. Eliptické galaxie - v souhvězdí Býka, spirální galaxie - naše, mlhovina Andromeda, nepravidelná galaxie - v Magellanových oblacích. Kromě viditelných galaxií hvězdné systémy obsahují takzvané rádiové galaxie, tedy silné zdroje rádiové emise. Na místě těchto rádiových galaxií byly nalezeny malé svítící objekty, jejichž rudý posuv je tak velký, že jsou od nás zjevně vzdálené miliardy světelných let. Říká se jim kvasary, protože jejich záření je někdy silnější než záření celé galaxie. Je možné, že kvasary jsou jádry velmi výkonných hvězdných systémů.

Číslo lístku 24. Nejnovější katalog hvězd obsahuje přes 30 000 galaxií jasnějších než 15. magnituda a stovky milionů galaxií lze vyfotografovat výkonným dalekohledem. To vše spolu s naší Galaxií tvoří tzv. metagalaxii. Z hlediska velikosti a počtu objektů je metagalaxie nekonečná, nemá začátek ani konec. Podle moderních koncepcí dochází v každé galaxii k zániku hvězd a celých galaxií a také ke vzniku nových hvězd a galaxií. Věda, která studuje náš vesmír jako celek, se nazývá kosmologie. Podle teorie Hubblea a Friedmana, náš vesmír, vzhledem k obecné teorii Einsteina, se takový vesmír rozpíná asi před 15 miliardami let, nejbližší galaxie nám byly blíže než nyní. Na nějakém místě ve vesmíru vznikají nové hvězdné systémy a podle vzorce E \u003d mc 2, protože můžeme říci, že vzhledem k tomu, že hmoty a energie jsou ekvivalentní, jejich vzájemná transformace do sebe je základem hmotného světa.

Betlém

Astronomie a letectví

Odpovědi na test z astronomie. 1) Astronomie studuje pohyb nebeských těles, jejich povahu, původ. 2) Vesmír je část hmotného světa, která je k dispozici pro výzkum astronomickými prostředky, odpovídající dosaženému stupni rozvoje ...

Odpovědi na test z astronomie.

1) Astronomická studiapohyb nebeských těles, jejich podstata, vznik.

2) Vesmír - část hmotného světa, která je dostupná pro výzkum astronomickými prostředky odpovídající dosaženému stupni rozvoje vědy. Je to také celý existující hmotný svět, neomezený v čase a prostoru a nekonečně rozmanitý ve formách, které hmota nabývá v procesu svého vývoje.

Vesmír - vše, co existuje.

Vesmír - vše, co vidíme pomocí nástrojů.

3) Dříve nazývané souhvězdíplochá část nebeské sféry, na které jsou umístěny hvězdy.

Nyní nazývané souhvězdíkužel (ne kruhový), který zahrnuje vše uvnitř.

4) V současnosti je celá obloha podmíněně rozdělena na 88 úseků s přesně vymezenými hranicemi – souhvězdími.

5) Souhvězdí: Velká a Malá medvědice, Cassiopeia, Lyra, Labuť, Pegas, Andromeda, Orion, Býk, Charioteer, Blíženci, Malý a Velký pes, Bolotlas, Panna, Lev.

6) Nebeská sféra je pomyslná koule o libovolně velkém poloměru, v jejímž středu je oko pozorovatele.

7) Jak se tvoří hvězdné mapy?:

• koule je rozřezána na tenké proužky a poté zobrazena v rovině.
• najděte úhel odložený od jarní rovnodennosti a připojte jej ke středu vesmíru.

9) Pozorovatelné denní rotace nebeské sféry(vyskytuje se od východu na západ) - zdánlivý jev, který odráží skutečnou rotaci zeměkoule kolem své osy (od západu na východ).

11) Světová osa - osa rotace nebeské sféry.

12) Pokud přes Polárku (souhvězdí Malého medvěda) nakreslíme čáru rovnoběžnou s osou Země, bude toseverní pól země.

13) pravé poledne- okamžik horní kulminace středu slunce. Horní kulminace je nejvyšší výška, které je dosaženo v okamžiku, kdy svítidlo prochází nebeským poledníkem.

14) pravý sluneční den- časový interval mezi dvěma po sobě jdoucími stejnojmennými vrcholy středu slunce.

15) Trvání skutečného slunečního dne nezůstává po celý rok stejné (kvůli nerovnoměrnému pohybu Slunce po ekliptice a jeho sklonu k nebeskému rovníku). Proto v každodenním životě není pravda, alestřední sluneční den, jehož trvání se bere konstantní.

16) Světový čas je střední čas na nultém nebo greenwichském poledníku.

17) Světový čas je čas jeho centrálního poledníku. Každé časové pásmo má délku 15º nebo 1 hodinu (celkem 24 pásem).

18) Standardní výpočet času:

Tn \u003d To +n; kde T n - standartní čas; T 0 - univerzální čas.

Tn-T X = n-A; kde T λ - místní čas; λ je zeměpisná délka.

19) Na území Ruské federace je od 19. ledna 1992 zaveden tento postup pro počítání času: ke standardnímu času se připočítává 1 hodina; každý rok se ručičky posunou o 1 hodinu dopředu poslední neděli v březnu ve 2 hodiny ráno a poslední neděli v září (ve 3 hodiny ráno) se ručičky posunou o 1 hodinu zpět. Letní čas je tedy o 2 hodiny před standardním časem. Letní čas nenarušuje obvyklý rytmus života, ale umožňuje výrazně ušetřit elektřinu vynaloženou na osvětlení.

20) moskevského času- místní čas v hlavním městě Ruska, které se nachází ve druhém časovém pásmu. Doporučuje se jako společný čas pro Ruskou federaci.

21) Tropický rok - časový interval mezi dvěma po sobě jdoucími průchody Slunce jarní rovnodenností, což je 365 dní 5 hodin 48 minut 46 sekund.

22) sluneční kalendář- popis dlouhých časových úseků spojených se změnou ročních období. Sestavení kalendáře je obtížné, protože délka tropického roku je nesouměřitelná s délkou dne.

23) v juliánském kalendáři(starý styl, zavedený v roce 46 př. n. l. Juliem Caesarem) průměrná délka roku byla 365,25 dne: tři roky obsahovaly každý 365 dní a přestupný rok - 366. Tento kalendář je delší než tropický - každých 400 let rozdíl dosahuje 3 dnů.

Nahromaděný rozpor byl odstraněn, když v roce 1582 papež Řehoř Třináctý zavedl nový styl (Gregoriánský kalendář). V důsledku reformy se 5. říjen 1582 stal 15. říjnem. Roky jako 1700, 1800, 1900, 2000 byly považovány za jednoduché, nikoli za přestupné roky. S výjimkou let tohoto typu jsou všechny ostatní, jejichž čísla jsou dělitelná 4, považovány za přestupné roky. Chyba jednoho dne se kumuluje v gregoriánském kalendáři (ve kterém je délka roku 365,2425 dne) za 3300 let.

25) Hvězdy - svítící plynové (plazmové) koule, podobné slunci. Vznikají z plyno-prachového prostředí (vodík a helium) v důsledku gravitační kondenzace.

26) Rozdíl mezi hvězdou a planetouspočívá v tom, že planeta („putující“) září odraženým slunečním světlem a hvězda toto světlo vyzařuje (samozářící hvězdné těleso).

27) Ve starověké astronomiiSvět byl rozdělen na dvě části: pozemskou a nebeskou. Mysleli si, že existuje „pevnost nebes“, ke které jsou hvězdy připojeny, a Země byla považována za nehybný střed vesmíru.

Myšlenka centrální polohy Země ve vesmíru byla následně postavena vědci starověkého Řecka jako základgeocentrické systémy světa. Aristoteles (384-322 př. n. l.; řecký filozof) poznamenal, že pokud se Země pohybuje, lze tento pohyb detekovat změnou polohy hvězd na obloze. Claudius Ptolemaios (2. století př. n. l.; alexandrijský astronom) vyvinul geocentrický systém světa, podle kterého se Měsíc, Merkur, Venuše, Slunce, Mars, Jupiter, Saturn a „koule stálic“ pohybují kolem stacionární Země. .

Podle učení Mikuláše Koperníka (1473-1543; polský astronom) není středem světa Země, ale Slunce. Kolem Země se pohybuje pouze Měsíc. Země obíhá kolem Slunce a otáčí se kolem své vlastní osy. Ve velmi velké vzdálenosti od Slunce umístil Koperník „kouli stálic“. Tento systém byl pojmenovánheliocentrický.Giordano Bruno (1548-1600; italský filozof), rozvíjející Koperníkovo učení, tvrdil, že ve vesmíru neexistuje a nemůže být centrum, že Slunce je pouze středem sluneční soustavy. Domníval se, že hvězdy jsou stejná slunce jako naše a planety se pohybují kolem bezpočtu hvězd, z nichž mnohé mají inteligentní život. V roce 1609 Galileo Galilei (1564-1642) poprvé nasměroval dalekohled k obloze a učinil objevy, které jasně potvrzují Koperníkovo učení: na Měsíci viděl hory, objevil čtyři satelity Jupitera, objevil fáze Venuše, objevil skvrny na Slunce, zjistil, že různá nebeská tělesa axiální rotaci. Nakonec zjistil, že Mléčná dráha je spousta slabých hvězd, které nejsou viditelné pouhým okem. V důsledku toho je vesmír mnohem velkolepější, než se dříve myslelo, a je naivní předpokládat, že udělá úplnou revoluci kolem malé Země za den. V Rakousku rozvinul Johannes Kepler (1571-1630) Koperníkovo učení a objevil zákony pohybu planet. V Anglii Isaac Newton (1643-1727) publikoval svůj slavný zákon univerzální gravitace. V Rusku Koperníkovo učení směle podporoval M.V. Lomonosov (1711-1765), který objevil atmosféru na Venuši, obhajoval myšlenku plurality obydlených světů.

28) Mikuláše Koperníka(1473 - 1543) žil v Polsku. Navrhl vlastní systém světa, podle kterého středem světa není Země, ale Slunce. Kolem Země obíhá pouze Měsíc a Země je třetí planetou od Slunce a obíhá kolem něj a jeho osy. Systém, který navrhl, se nazývá heliocentrický. Ale Koperník nejenže uvedl správné schéma pro strukturu sluneční soustavy, ale také určil relativní vzdálenosti (v jednotkách vzdálenosti Země od Slunce) planet od Slunce a vypočítal dobu jejich oběhu kolem něj. .

Galileo Galilei (1564 - 1642) Ital. Jasně potvrdil Koperníkovo učení. Poté, co objevil hory na Měsíci, zjistil, že měsíční povrch je v mnoha ohledech podobný Zemi. Objevil také 4 měsíce Jupitera; zjistil, že Venuše, stejně jako Měsíc, mění své fáze (proto je to kulové těleso, které září odraženým slunečním světlem); zjistil, že se Slunce otáčí kolem své osy, a také na něm našel skvrny. Nakonec zjistil, že Mléčná dráha je spousta slabých hvězd, které nejsou viditelné pouhým okem. Tyto objevy mu umožnily potvrdit Koperníkovo učení a také tvrdit, že vesmír je mnohem větší, než se dříve myslelo.

Michail Vasilievič Lomonosov(1711 - 1765) - podporoval Koperníkovo učení, objevil atmosféru na Venuši, hájil myšlenku plurality obydlených světů.

Johannes Kepler - Rakušan (1571 - 1630) objevil 3 základní zákony pohybu planet:

• Oběžná dráha každé planety je elipsa se Sluncem v jednom z jejích ohnisek.
• Poloměr - vektor planety ve stejných časových intervalech popisuje stejné oblasti.
• Kvadráty hvězdných period dvou planet jsou příbuzné jako krychle hlavních poloos jejich drah.

29) Určování vzdálenosti k tělesům a jejich rozměrů.

K určení vzdálenosti k tělesům sloužímetoda paralaxy: abyste zjistili vzdálenost k jakémukoli tělesu, musíte změřit vzdálenost k jakémukoli přístupnému bodu (říká se mu základna a v rámci sluneční soustavy se za něj bere rovníkový poloměr Země), úhel, pod kterým od hvězda na obzoru by byla základem je viditelná, nazývá se horizontální rovníková paralaxa, pokud je nalezena, pak je vzdálenost:

D = R / sinp

R - základ, str

radarová metodaspočívá v tom, že se do svítidla vyšle krátkodobý impuls, přijme se odražený signál a změří se čas. (1a.u.=149 597 868 km).

Laserová lokalizační metodapodobné radaru, ale mnohem přesnější.

Určování velikosti těles sluneční soustavyprovedené měřením úhlu, pod kterým jsou viditelné ze Země, a vzdálenosti od svítidel, takto se získá lineární poloměr:

R = D * hřích p

R - základ, str - horizontální paralaxa svítidla

30) Keplerovy zákony:

1) Oběžná dráha každé planety je elipsa, v jejímž jednom z ohnisek je Slunce.

2) Poloměr - vektor planety ve stejných časových obdobích popisuje stejné oblasti.

3) Druhá mocnina hvězdných period dvou planet souvisí jako krychle hlavních poloos jejich drah.

31) Země:

• Rozměry: Rav. = 6371 km.
• Průměrná hustota = 5,5 x 1000 kg/m3.
• Tvar: elipsa, rovníkový poloměr > polární poloměr.
• Úhel náklonu: 66 stupňů 34 minut.
• Vlastnosti pohybu: sklon zemské osy k rovině oběžné dráhy. Zachování směru osy v prostoru.
• Dráha: Eliptická kolem Slunce, blízko kruhu.

32 ) Zatmění Slunce a Měsíce:

Když Měsíc během svého pohybu kolem Země zcela nebo částečně zakryje Slunce,zatmění Slunce.

Úplné zatmění je možné, protože zdánlivé průměry Měsíce a Slunce jsou téměř stejné. K částečnému zatmění dochází, když měsíční kotouč zcela nezakryje kotouč Slunce, stejně jako v oblastech měsíčního polostínu.

Když Měsíc při pohybu kolem Země spadne do kužele zemského stínu,úplné zatmění Měsíce. Pokud je jen část měsíce ponořena ve stínu,částečné zatmění Měsíce.

Zatmění se v určitých intervalech opakují, nazývají se saros (vysvětlují se vzory v pohybu Měsíce), je to přibližně 18 let 11 dní. Během každého saros je 42 slunečních a 28 lunárních. Úplné zatmění Slunce v daném bodě zemského povrchu však pozorujeme maximálně jednou za 200–300 let.

33) Měsíc:

• Rozměry: lineární průměr je přibližně roven 3476 km.
• Stáří: přibližně 4 miliardy let
• Stavba: kůra - 60 km, plášť -1000 km, jádro -750 km.
• Svítivost: nesamosvítící tělo, svítí odraženým slunečním světlem.
• Vzdálenost k Zemi: 384 400 km.
• Vlastnosti povrchu: během lunárního dne se teplota na povrchu změní asi o 300 K,
• Na povrchu jsou také moře (30 %), kontinenty (70 %) a prstencové krátery (průměr 1 - 200 km.)
• Mechanické vlastnosti půdy: převažují horniny podobné suchozemským čedičům, žáruvzdorné kovy, jakož i Si, Fe, Cu, Mg, Al.
• Měnící se povrch v průběhu času: éra aktivního vulkanismu dávno skončila, intenzita bombardování meteority se snížila, i když k měsíčním otřesům stále dochází. Ale obecně se za poslední 2-3 miliardy let povrch téměř nezměnil.
• Vlastnosti pohybu: Měsíc se otáčí kolem Země a její osy, v důsledku čehož je vždy jednou polokoulí otočen k Zemi.
• Srovnání s velikostí Země: 4krát menší než poloměr Země a 81krát menší než hmotnost.
• Dvojitá planeta: společné těžiště soustavy Země-Měsíc, umístěné uvnitř Země, se pohybuje po eliptické dráze kolem Slunce. Proto se tomuto systému často říká „dvojplaneta“.
• Gravitace na Měsíci: 0,16 G.

34) Terestrické planety:

název	Rtuť	Venuše	Přistát	Mars
Umístění	0,39 a.u. ze slunce	0,72		1,52
Průměrná hustota	5,5*10000 kg/m3.
Pohybové vlastnosti		Ve směru opačném, než je směr jeho pohybu kolem Slunce a asi 243x pomaleji než Země	Pohyb kolem Slunce a jeho osy, sklon zemské osy k rovině oběžné dráhy. Zachování směru osy v prostoru.	Pohyb kolem Slunce a jeho osy v jednom směru
satelity	Ne	Ne	1 - Měsíc	2 - Phobos, Deimos
Úhel náklonu	89 gr.	86,6	66,5	65,5
Porovnání průměru se zemí	Přibližně 0,3 D Země	Přibližně 0,9 D Země		Přibližně 0,5 D od Země
Přítomnost a) atmosféry b) vody c) života	a) Stopy b) ne	a) velmi husté	Tlustý b) ve formě povrchových vod, ledovců, podzemních vod	a) řídké b) pravděpodobně ve formě ledovců
Teploty		500 tis
Vlastnosti povrchu	Povrch je podobný Měsíci, velké množství kráterů, nechybí ani moře a rozšířené horské římsy	Nejhladší povrch ze všech terestrických planet. Také přítomnost kráterů, stejně jako velké horské římsy	Přítomnost kontinentů a oceánů	Přítomnost kráterů, moří, kontinentů, stejně jako horských soutěsek a kaňonů, velkých horských kuželů

35) Obří planety:

název	Jupiter	Saturn	Uran	Neptune
Umístění	5.20 hod. ze slunce	9.54	19.19	30.07
Průměrná hustota	1,3*1000 kg/m3. m
Pohybové vlastnosti		Velmi rychlá rotace kolem Slunce a jeho osy ve stejném směru	Velmi rychlá rotace kolem Slunce a jeho osy v různých směrech	Velmi rychlá rotace kolem Slunce a jeho osy ve stejném směru
satelity	16: Io, Europa, Ganymede, Callisto...	17 Taphia, Mimas, Titan	16 Miranda…	8 Triton…
Úhel náklonu	87 stupňů	63,5
Porovnání průměru se zemí	Přibližně 10,9 D Země	Přibližně 9,1 D Země	Přibližně 3,9 D Země	Přibližně 3,8 D Země
Přítomnost radiačních pásů	Rozkládá se na 2,5 milionu km. (magnetické pole planety zachycuje nabité částice létající ze Slunce, které tvoří pásy vysokoenergetických částic kolem planety)	Existence	Existence	Existence
Přítomnost prstenů a jejich vlastnosti	Nepevné prstence o tloušťce až 1 km se rozprostírají nad vrstvou mraků planety v délce 60 000 km a skládají se z částic a hrudek.	přítomnost kroužků	přítomnost kroužků	přítomnost kroužků

36) malá nebeská tělesa

	asteroidy	meteority	Komety	Meteora
Podstata	vedlejší planeta	Rozbité asteroidy		Fenomén záblesku malého kosmického (meteoritového) tělesa
Struktura	Fe, Ni, Mg , stejně jako složitější organické látky na bázi uhlíku	Fe, Ni, Mg	Hlava, jádro (směs zmrzlých plynů: čpavek, metan, dusík ...), ocas (vzácné látky, prach, kovové částice)	Strukturou podobné kometám
Pohybové vlastnosti	Pohybují se kolem Slunce ve stejném směru jako velké planety, mají velké excentricity	Kvůli přitažlivosti planet mění asteroidy svou dráhu, srážejí se, drtí a nakonec padají na povrch planety.	Orbity jsou vysoce protáhlé elipsy, které se těsně přibližují a pak se vzdalují o stovky tisíc AU.	Pohybující se po drahách starých zhroucených komet
Tituly	(celkem více než 5500), ale se zavedenými oběžnými dráhami: Lomonosov, Estonsko, Jugoslávie, Cincinnati ... (mají také čísla)	(padl na Zemi): Tunguska, Sikhote-Alin ...	Halley, Encke...	NE
Rozměry	Několik desítek kilometrů. Lehká váha	Až 200 000 t.	Až 0,0001 hmotnosti Země	Velikost hrášku
Původ	Jádra bývalých krátkoperiodických planet	Rozbité asteroidy		Střípky rozbitých komet
Dopad na Zemi	Při jejich rozdrcení jsou možné meteorické roje a také nebezpečí srážky s velkými asteroidy.	Padající ve formě meteorických rojů, s pádem těch největších, se tvoří rázová vlna a krátery	Možná srážka Země s hlavou komety (možná - meteorit Tunguska)	Vstup a zničení v atmosféře
Způsoby studia	S pomocí observatoří a bezpilotních kosmických lodí	Sbíráním meteoritů	S pomocí observatoří, stejně jako s pomocí speciálně vypuštěných kosmických lodí	Vizuální, fotografické, radarové

37) Vlastnosti struktury sluneční soustavy.

Planety pozemské skupiny jsou umístěny kolem Slunce v následujícím pořadí:

Merkur, Venuše, Země, Mars.

Jupiter, Saturn, Uran, Neptun.

Dále než všechny je Pluto, které by mělo být svou velikostí připisováno spíše planetám pozemské skupiny (menší než Země), ale jelikož je ve značné vzdálenosti, nelze jej přiřadit žádné z výše uvedených skupin.

Kromě toho jsou ve sluneční soustavě komety (obíhající kolem Slunce po vysoce protáhlé eliptické dráze) a jednotlivé asteroidy.

38) Slunce je hvězda

• zvláštnosti: kontinuální termonukleární reakce
• Rozměry: lineární průměr = 1,39*10^6 km.
• Hmotnost: 2*10 ^30 kg
• Svítivost: 3,8*10^26W. (celková energie vyzářená Sluncem za jednotku času, vynásobená vzdáleností od Země ke Slunci)

Aktivita - komplex nestacionárních útvarů v atmosféře Slunce (skvrny, pochodně, protuberance, světlice...)

• Cykly činnosti: přibližně 11 let
• Chemické složení látky: asi 70 chemických prvků, nejběžnější jsou vodík (70 % hmotnosti) a helium (více než 30 % hmotnosti)
• Fyzikální stav hmoty: základní skupenství - plazma
• Zdroje energie: termonukleární reakce, v důsledku přeměny vodíku na helium se uvolňuje obrovské množství energie
• Struktura:
• Skvrny: nestálé, proměnlivé detaily fotosféry, existující od několika dnů po několik měsíců. Dosahují v průměru několika desítek tisíc kilometrů, skládají se z jádra a polostínu, představují kuželovitý trychtýř s hloubkou asi 300 - 400 km.
• Protuberance: Obrovské jasné projekce nebo oblouky, které jakoby spočívají na chromosféře a pronikají do sluneční koróny.
• Vzplanutí: výbušné procesy, které uvolňují energii z magnetického pole slunečních skvrn; trvat od 5 min. až několik hodin a pokrývají až několik desítek kilometrů čtverečních, doprovázené ultrafialovým, rentgenovým a rádiovým zářením
• Struktura a složení atmosféry:

1) Fotosféra: spodní vrstva je silná 300 - 400 km, s hustotou asi 10^-4 kg / m3, teplota se blíží 6000 K

2) Chromosféra: sahá do výšky 10 - 14 km. Teplota stoupá, jak stoupá z 5 * 10^3 K na 5 * 10^4 K

• Korona: rozšiřuje několik slunečních poloměrů od okraje Slunce, teplota je asi 6000 K, velmi vysoký stupeň ionizace.

39) Pojem velikosti.

Velikost charakterizuje jasnost hvězdy, tzn. osvětlení, které vytváří na Zemi.

Absolutní magnitudy jsou magnitudy, které by měly hvězdy, kdyby byly ve stejné vzdálenosti.

Zdánlivá velikost je velikost pozorovaná bez zohlednění rozdílů ve vzdálenosti.

40) Dopplerův jev, červený posuv.

Čáry ve spektru zdroje přibližujícího se k pozorovateli jsou posunuty k fialovému konci spektra a čáry ve spektru vzdalujícího se zdroje jsou posunuty k červené.

41) Hvězdy.

• Barva a teplota:

žlutá - 6000K,

červená - 3000 - 4000 K,

bílá - 10 ^4 - 2 * 10 ^4,

modrobílý 3*10^4 – 5*10^5

v infračerveném spektru - méně než 2000K

• Chemické složení: nejběžnější jsou vodík a helium.
• Průměrná hustota: u obrů je extrémně nízká - 10 ^ -3 kg / metr krychlový, u trpaslíků - extrémně vysoká: až 10 ^ 11 kg / metr krychlový.
• Rozměry: obři jsou desetkrát větší než poloměr Slunce, velikostně se blíží Slunci nebo jsou menší než ono - trpaslíci.
• Vzdálenost ke hvězdám: používá se metoda paralaxy, přičemž jako základ se používá průměrný poloměr zemské oběžné dráhy. Injekce Pí , pod kterým by byl z hvězdy viditelný poloměr zemské oběžné dráhy, nacházející se pod 90letou paralaxou.

r = a / sin pí , а je průměrný poloměr oběžné dráhy Země

• Vzdálenost ke hvězdě rovná 1 sekundě = 1 parsek (206265 AU)

dvojité hvězdy Hvězdy vázané gravitací kolem společného těžiště.

Nové a supernovy- hvězdy s prudkým nárůstem jasnosti, supernovy - explodující hvězdy, s nejsilnějšími výbuchy, hmota se rozptyluje rychlostí až 7000 km/s, zbytky schránek jsou dlouhodobě viditelné ve formě mlhovin

Pulsary - rychle rotující superhusté hvězdy s poloměrem až 10 km a hmotnostmi blízkými hmotnosti Slunce.

42) Černá díra.

V procesu neomezené komprese (při vzniku hvězdy) se hvězda může proměnit v černou díru, tzn. oblast, která díky silnému gravitačnímu poli nevyzařuje mimo hvězdu žádné záření.

43) Galaxie.

• Druhy:

Eliptické - elipsy různých velikostí a stupňů komprese, nejjednodušší ve struktuře, rozložení hvězd v nich rovnoměrně klesá od středu, není zde téměř žádný prach a plyn.

Spirály jsou nejpočetnější galaxie.

Nesprávně - neodhalit vzory v jejich struktuře.

Interagující - blízko sebe, někdy jako by se navzájem pronikaly nebo byly spojeny můstky svítící hmoty.

• Názvy: Mlhovina Andromeda, Velká a Malá Magellanova mračna…
• Rozměry jsou určeny vzorcem:

D=rd/206265

kde D (parsec) – lineární průměr, r (parsek) je vzdálenost ke galaxii, d (obloukové sekundy) je úhlový průměr.

• Hmotnosti jsou definovány takto:

M = Rv^2/G (ze zákona gravitace)

kde M je hmotnost galaktického jádra, proti – lineární rychlost otáčení

Hmotnost celé galaxie je o jeden nebo dva řády větší než hmotnost jejího jádra.

• Věk: cca 1,5*10^ 10 let
• Složení: hvězdy, hvězdokupy, dvojité a vícenásobné hvězdy, mlhoviny, mezihvězdný plyn a prach.
• Počet hvězd, které tvoří: u nás například asi bilion (10 ^ 12).
• Struktura: většina hvězd a difúzní hmoty má čočkovitý objem, ve středu galaxie je jádro.
• Pohyb galaxií a jejich složek: rotace galaxie a hvězd kolem centrální oblasti a se vzdáleností od středu, úhlový (klesá) a lineární (zvyšuje se na MAX a pak se začne snižovat) rychlost.

45) Metagalaxie.

Velkoplošná struktura: vesmír má buněčnou strukturu, v buňkách jsou galaxie a jejich hmota je rozložena téměř rovnoměrně.

Expanze metagalaxie: projevuje se na úrovni kup a nadkup galaxií a představuje vzájemné odstranění všech galaxií, navíc neexistuje žádný střed, ze kterého se galaxie rozptylují.

46) Teorie velkého třesku.

Předpokládá se, že expanze metagalaxie by mohla být způsobena kolosální explozí hmoty s obrovskou teplotou a hustotou, tato teorie se nazýváteorie velkého třesku.

47) Původ hvězd a chem. Prvky.

Hvězdy vznikají během vývoje galaxií v důsledku zahušťování mračen difúzní hmoty, která se vytvořila uvnitř galaxií. Hvězdy se skládají převážně z 30 chem. prvky, z nichž hlavními jsou vodík a helium.

48) Evoluce hvězd a chem. Prvky.

• Stádium komprese je přeměna oblaků difúzní hmoty na kulovité těleso s nárůstem tlaku a teploty.
• Stacionární fáze je postupné vyhoření vodíku (většina života), přeměna helia na těžší prvky, další a další zahřívání a přeměna ve stacionárního veleobra.
• Poslední fáze života hvězd závisí na jejich hmotnosti: pokud je hvězda velká jako naše Slunce, ale s hmotností 1-2krát větší, pak horní vrstvy časem opustí jádro a zanechají „bílé trpaslíky“, kteří vyblednou. přesčas. Pokud je hvězda dvakrát větší než Slunce, exploduje jako supernova.

49) Energie hvězd.

Energie hvězd, stejně jako energie Slunce, spočívá v termonukleárních reakcích nepřetržitě probíhajících uvnitř hvězdy.

50) Věk galaxií a hvězd.

Stáří galaxií se odhaduje na asi 1,5 * 10^10 let, zatímco stáří nejstarších hvězd se odhaduje na asi 10^10 let.

51) Původ planet.

Základní myšlenka původu planet je následující: planety a jejich satelity vznikly z chladných pevných těles, která byla součástí mlhoviny, která kdysi obklopovala Slunce.

53) Jednotky měření astronomických veličin a jejich význam.

1 a.u. = 149 600 000 km.

Parsec 1ks \u003d 206 265 a.u.

54) Konstelace se měnív důsledku rotace Země kolem své osy kolem Slunce. Proto pozorovatel ze Země mění úhel pohledu na souhvězdí.

Stejně jako další díla, která by vás mohla zajímat
16203.		Trestní právo výkonné. Tutorial	2,41 MB
	Perminov O. G. Učebnice vězeňského práva pro studenty vysokých škol studujících práva Moskva 1999 Bylina LBC 67,99 P82 Perminov O.G. Vězeňské právo: Vzdělávací software
16204.		Základy práce v textovém editoru MS Word	56,5 kB
	Zpráva o laboratorní práci č. 5 Téma: Základy práce v textovém editoru MS Word Účel práce: Seznámit se se základy práce v textovém editoru WORD. Naučte se upravovat dokument, naučte se kopírovat a přesouvat text, používat styly tvarů...
16205.		Klíčové otázky	135 kB
	Klíčové otázky. 1. Jaká je hloubka saturace tranzistorového spínače a jaké vlastnosti a jak to ovlivňuje Režim sytosti nastává, když jsou oba pn přechody tranzistoru předpjaté. V tomto případě pokles napětí na křižovatkách zpravidla nepřekročí ...
16206.		Otázky ke komponentám IP	36,5 kB
	Dotazy na komponenty IS. 1.Jaká je fyzikální struktura IC rezistoru.Existují nějaká omezení jejich vlastností?Nejjednodušší IC rezistor je polovodičová vrstva izolovaná od ostatních IC prvků. Existuje několik způsobů, jak izolovat nejběžnější a
16207.		Stabilizátor napětí odpovídá	35 kB
	Otázky ohledně stabilizátorů napětí. 38. Co určuje amplitudu kolísání výstupního napětí u kompenzačních stabilizátorů s pulzní regulací při konstantním vstupním napětí a zatěžovacím proudu Nejčastější výkonová část kompenzace
16208.		Odpovědi výkonového zesilovače	39 kB
	Otázky ohledně výkonových zesilovačů. 24. Jak se v PA posune pracovní bod tranzistorů do třídy A AB B 1 Obr.2 V režimu třídy A je volba pracovního bodu klidu provedena tak, že vstupní signál je zcela umístěn na lineární sekci výstupní I–V charakteristiky tranzistoru
16209.		Odpovědi na DC zesilovač	54,5 kB
	Otázky ke stejnosměrným zesilovačům 1. Jaké je maximální dosažitelné napěťové zesílení diferenčního zesilovače Pokud je diferenční zesilovač uvažován jako dvě kaskády vytvořené podle obvodu se společným emitorem, pak pro každý ...
16210.		Vektory a matice	68,81 kB
	ZPRÁVA o laboratorní práci č. 2 z oboru Programování na téma Vektory a matice Možnost 24
16211.		Lineární vyhledávání	72,96 kB
	ZPRÁVA o laboratorní práci č. 3 z oboru Programování na téma Lineární vyhledávání Možnost 24 1 Zadání úlohy V poli Zn najděte nejdelší řetězec po sobě jdoucích párově různých prvků. ...

1. Teoretické rozlišení dalekohledu:

Kde λ - průměrná délka světelné vlny (5,5 10 -7 m), D je průměr objektivu dalekohledu nebo , kde D je průměr objektivu dalekohledu v milimetrech.

2. Zvětšení dalekohledu:

Kde F je ohnisková vzdálenost objektivu, F je ohnisková vzdálenost okuláru.

3. Výška svítidel při vyvrcholení:

výška svítidel v horním vrcholu, kulminující jižně od zenitu ( d < j):

, kde j- zeměpisná šířka místa pozorování, d- deklinace hvězdy;

výška svítidel v horním vrcholu, kulminující severně od zenitu ( d > j):

, kde j- zeměpisná šířka místa pozorování, d- deklinace hvězdy;

výška svítidel při spodním vrcholu:

, kde j- zeměpisná šířka místa pozorování, d- deklinace svítidla.

4. Astronomická refrakce:

Přibližný vzorec pro výpočet úhlu lomu, vyjádřený v úhlových sekundách (při teplotě +10 °C a atmosférickém tlaku 760 mmHg):

, kde z je zenitová vzdálenost hvězdy (pro z<70°).

hvězdný čas:

Kde A- rektascenze svítidla, t je jeho hodinový úhel;

střední sluneční čas (místní střední čas):

T m = T  + h, kde T- pravý sluneční čas, h je rovnice času;

světový čas:

Kde l je zeměpisná délka bodu s místním středním časem T m , vyjádřeno v hodinách, T 0 - univerzální čas v tuto chvíli;

standartní čas:

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

doba mateřství:

nebo

6. Vzorce vztahující se k hvězdné (hvězdné) periodě planetární revoluce T se synodickým obdobím jeho oběhu S:

pro horní planety:

pro nižší planety:

, kde TÅ je hvězdné období zemské revoluce kolem Slunce.

7. Třetí Keplerov zákon:

, kde T 1 a T 2- periody rotace planet, A 1 a A 2 jsou hlavní poloosy jejich oběžné dráhy.

8. Zákon gravitace:

Kde m 1 a m2 jsou masy přitahovaných hmotných bodů, r- vzdálenost mezi nimi, G je gravitační konstanta.

9. Třetí zobecněný Keplerov zákon:

, kde m 1 a m2 jsou hmotnosti dvou vzájemně se přitahujících těles, r je vzdálenost mezi jejich středy, T je období rotace těchto těles kolem společného těžiště, G je gravitační konstanta;

pro soustavu Slunce a dvě planety:

, kde T 1 a T 2- hvězdná (hvězdná) období planetární revoluce, M je hmotnost slunce, m 1 a m2 jsou hmotnosti planet, A 1 a A 2 - hlavní poloosy drah planet;

pro systémy Slunce a planeta, planeta a satelit:

, kde M je hmotnost Slunce; m 1 je hmotnost planety; m 2 je hmotnost satelitu planety; T 1 a 1- období rotace planety kolem Slunce a hlavní poloosy její oběžné dráhy; T 2 a a 2 je oběžná doba družice kolem planety a hlavní poloosa její oběžné dráhy;

na M >> m 1 a m 1 >> m 2 ,

10. Lineární rychlost tělesa na parabolické dráze (parabolická rychlost):

, kde G M je hmotnost centrálního těla, r je vektor poloměru zvoleného bodu parabolické dráhy.

11. Lineární rychlost tělesa na eliptické dráze ve zvoleném bodě:

, kde G je gravitační konstanta, M je hmotnost centrálního těla, r je vektor poloměru zvoleného bodu eliptické dráhy, A je hlavní poloosa eliptické dráhy.

12. Lineární rychlost tělesa na kruhové dráze (kruhová rychlost):

, kde G je gravitační konstanta, M je hmotnost centrálního těla, R je poloměr oběžné dráhy, proti p je parabolická rychlost.

13. Excentricita eliptické dráhy, charakterizující stupeň odchylky elipsy od kružnice:

, kde C je vzdálenost od ohniska ke středu oběžné dráhy, A je hlavní poloosa oběžné dráhy, b je vedlejší poloosa oběžné dráhy.

14. Vztah vzdáleností periapsis a apoapsis s hlavní poloosou a excentricitou eliptické dráhy:

Kde r P - vzdálenosti od ohniska, ve kterém se nachází centrální nebeské těleso, k periapsi, r A - vzdálenosti od ohniska, ve kterém se nachází centrální nebeské těleso, k apocentru, A je hlavní poloosa oběžné dráhy, E je excentricita oběžné dráhy.

15. Vzdálenost ke svítidlu (v rámci sluneční soustavy):

, kde R ρ 0 - horizontální paralaxa hvězdy, vyjádřená v obloukových sekundách,

nebo kde D 1 a D 2 - vzdálenosti ke svítidlům, ρ 1 a ρ 2 – jejich horizontální paralaxy.

16. Světelný poloměr:

Kde ρ - úhel, pod kterým je poloměr kotouče svítidla viditelný ze Země (úhlový poloměr), RÅ je rovníkový poloměr Země, ρ 0 - horizontální paralaxa hvězdy m - zdánlivá velikost, R je vzdálenost ke hvězdě v parsekech.

20. Stefan-Boltzmannův zákon:

ε=σT 4, kde ε je energie vyzářená za jednotku času z jednotkového povrchu, T je teplota (v kelvinech) a σ je Stefan-Boltzmannova konstanta.

21. Vinařský zákon:

Kde λ max - vlnová délka, která odpovídá maximálnímu záření černého tělesa (v centimetrech), T je absolutní teplota v kelvinech.

22. Hubbleův zákon:

, kde proti je radiální rychlost vzdalující se galaxie, C je rychlost světla, Δ λ je Dopplerův posun čar ve spektru, λ je vlnová délka zdroje záření, z- rudý posuv, r je vzdálenost ke galaxii v megaparsekech, H je Hubbleova konstanta rovna 75 km / (s × Mpc).

1. Místní čas.

Čas měřený na daném geografickém poledníku se nazývá místní čas tento poledník. Pro všechna místa na stejném poledníku je hodinový úhel jarní rovnodennosti (nebo Slunce nebo středního slunce) v každém daném okamžiku stejný. Na celém geografickém poledníku je tedy místní čas (hvězdný nebo sluneční) ve stejný okamžik stejný.

Pokud je rozdíl mezi zeměpisnými délkami dvou míst D l, pak na východnějším místě bude hodinový úhel jakékoli hvězdy na D l větší než hodinový úhel stejného svítidla na západněji položeném místě. Rozdíl jakýchkoliv místních časů na dvou polednících ve stejném fyzickém okamžiku je proto vždy roven rozdílu v zeměpisných délkách těchto poledníků, vyjádřený v hodinách (v jednotkách času):

ty. místní střední čas kteréhokoli bodu na Zemi se vždy rovná univerzálnímu času v daném okamžiku plus zeměpisná délka tohoto bodu vyjádřená v hodinách a považovaná za kladnou na východ od Greenwiche.

V astronomických kalendářích jsou okamžiky většiny jevů označeny univerzálním časem. T 0 Momenty těchto událostí v místním čase T t. lze snadno určit vzorcem (1.28).

3. standartní čas. V každodenním životě je používání místního středního slunečního času i univerzálního času nepohodlné. První proto, že v zásadě existuje tolik systémů počítání místního času, kolik je geografických poledníků, tzn. bezpočet. Proto, aby bylo možné stanovit sled událostí nebo jevů zaznamenaných v místním čase, je bezpodmínečně nutné znát kromě okamžiků také rozdíl v zeměpisných délkách poledníků, na kterých se tyto události nebo jevy odehrály.

Sled událostí označených univerzálním časem lze snadno stanovit, ale velký rozdíl mezi univerzálním časem a místním časem meridiánů, které jsou daleko od greenwichského času, vytváří nepříjemnosti při používání univerzálního času v každodenním životě.

V roce 1884 bylo navrženo systém počítání průměrného času na pásech, jehož podstata je následující. Čas se drží pouze 24 hlavní, důležitý geografické poledníky umístěné od sebe v zeměpisné délce přesně 15 ° (nebo 1 h), přibližně uprostřed každého časové pásmo. Časová pásma nazývané oblasti zemského povrchu, na které je podmíněně rozdělena liniemi probíhajícími od jeho severního pólu k jihu a vzdálenými přibližně 7 °.5 od hlavních poledníků. Tyto linie nebo hranice časových pásem přesně sledují geografické poledníky pouze na otevřených mořích a oceánech a na neobydlených místech na souši. Po zbytek své délky jdou podél státních, administrativních, ekonomických nebo geografických hranic a ustupují od odpovídajícího poledníku jedním nebo druhým směrem. Časová pásma jsou číslována od 0 do 23. Greenwich je brán jako hlavní poledník nulového pásma. Hlavní poledník prvního časového pásma se nachází přesně 15 ° východně od Greenwiche, druhý - 30 °, třetí - 45 ° atd. až do časového pásma 23, jehož hlavní poledník má východní délku od Greenwiche 345 ° (neboli západní délka 15°).

Standartní časT p se nazývá místní střední sluneční čas, měřený na hlavním poledníku daného časového pásma. Sleduje čas na celém území ležícím v daném časovém pásmu.

Standardní čas této zóny P souvisí s univerzálním časem zjevným vztahem

Tn = T 0 +n h .

(1.29)

Je také zcela zřejmé, že rozdíl mezi standardními časy dvou bodů je celočíselný počet hodin rovný rozdílu v počtech jejich časových pásem.

4. Letní čas. Za účelem racionálnější distribuce elektřiny používané pro osvětlení podniků a obytných prostor a co nejúplnějšího využití denního světla v letních měsících roku jsou v mnoha zemích (včetně naší republiky) hodinové ručičky hodin běžících ve standardním čase. se posunou o 1 hodinu nebo půl hodiny dopředu. Takzvaný letní čas. Na podzim jsou hodiny opět nastaveny na standardní čas.

DST připojení T l kterýkoli bod se standardním časem T p a s univerzálním časem T 0 je dána následujícími vztahy:

(1.30)