Níže je uveden seznam slov užitečných pro astronomii. Tyto termíny vytvořili vědci, aby vysvětlili, co se děje ve vesmíru.

Je užitečné tato slova znát, bez pochopení jejich definic není možné studovat vesmír a vysvětlovat si témata astronomie. Snad vám základní astronomické pojmy zůstanou v paměti.

Absolutní velikost – jak jasná bude hvězda, pokud je od Země vzdálena 32,6 světelných let.

Absolutní nula - Nejnižší možná teplota, -273,16 stupňů Celsia

Akcelerace - Změna rychlosti (rychlosti nebo směru).

Sky Glow – Přirozená záře noční oblohy v důsledku reakcí probíhajících ve vyšších vrstvách zemské atmosféry.

Albedo – Albedo objektu udává, kolik světla odráží. Ideální reflektor, jako je zrcadlo, by měl albedo 100. Měsíc má albedo 7 a Země má albedo 36.

Angstrem – jednotka, která se používá k měření vlnových délek světla a dalšího elektromagnetického záření.

Prstencový - má tvar prstence nebo tvoří prstenec.

Apoaster - Když se dvě hvězdy točí kolem sebe, jak daleko od sebe mohou být (maximální vzdálenost mezi tělesy).

Aphelios - Při orbitálním pohybu objektu kolem Slunce, kdy přichází nejvzdálenější poloha od Slunce.

Apogeum – Poloha objektu na oběžné dráze Země, když je nejdále od Země.

Aerolit je kamenný meteorit.

Asteroid – pevné těleso nebo malá planeta obíhající kolem Slunce.

Astrologie – Víra, že postavení hvězd a planet ovlivňuje události lidských osudů. To nemá žádný vědecký základ.

Astronomická jednotka - Vzdálenost od Země ke Slunci Obvykle se zapisuje jako AU.

Astrofyzika - Využití fyziky a chemie při studiu astronomie.

Atmosféra – Plynný prostor obklopující planetu nebo jiný vesmírný objekt.

Atom - Nejmenší částice jakéhokoli prvku.

Aurora (Northern Lights) - Krásná světla nad polárními oblastmi, která jsou způsobena napětím částic Slunce při interakci s magnetickým polem Země.

Osa – Pomyslná čára, na které se objekt otáčí.

Záření pozadí - Slabé mikrovlnné záření vycházející z vesmíru všemi směry. Předpokládá se, že jde o pozůstatek velkého třesku.

Barycentrum - Těžiště Země a Měsíce.

Binary Stars – Hvězdné duo, které je ve skutečnosti tvořeno dvěma hvězdami obíhajícími kolem sebe.

Černá díra - Prostor kolem velmi malého a velmi masivního objektu, ve kterém je gravitační pole tak silné, že z něj nemůže uniknout ani světlo.

Ohnivá koule – Brilantní meteor, který může explodovat při sestupu zemskou atmosférou.

Bolometer - Detektor citlivý na záření.

Nebeská koule – imaginární koule, která obklopuje Zemi. Tento termín se používá k tomu, aby astronomům pomohl vysvětlit, kde se objekty na obloze nacházejí.

Cefeidy - Proměnné hvězdy, vědci je používají k určení, jak daleko je galaxie nebo jak daleko od nás je kupa hvězd.

Charge-coupled device (CCD) - Citlivé zobrazovací zařízení, které ve většině odvětví astronomie nahrazuje fotografii.

Chromosféra – Část sluneční atmosféry, viditelná během úplného zatmění Slunce.

Circumpolar Star – Hvězda, která nikdy nezapadá a lze ji pozorovat po celý rok.

Kupy – skupina hvězd nebo skupina galaxií, které jsou spojeny gravitačními silami.

Barevný index – Míra barvy hvězdy, která vědcům říká, jak horký je povrch hvězdy.

Coma – Mlhovina, která obklopuje jádro komety.

Kometa – Malé, zmrzlé masy prachu a plynu obíhající kolem Slunce.

Konjunkce – Jev, při kterém se planeta přibližuje k jiné planetě nebo hvězdě a pohybuje se mezi jiným objektem a tělesem Země.

Souhvězdí – skupina hvězd, které byly pojmenovány podle starověkých astronomů.

Korona – Vnější část atmosféry Slunce.

Koronograf – Typ dalekohledu určeného pro pozorování Koronového Slunce.

Kosmické záření – vysokorychlostní částice, které se k Zemi dostávají z vesmíru.

Kosmologie - studium vesmíru.

Den – Doba, během níž Země rotující rotuje kolem své osy.

Hustota – kompaktnost hmoty.

Line of motion – Objekty pohybující se kolem Slunce ve stejném směru jako Země – pohybují se dopředným pohybem, na rozdíl od objektů pohybujících se v opačném směru – pohybují se retrográdním pohybem.

Denní pohyb – zdánlivý pohyb oblohy z východu na západ, způsobený pohybem Země ze západu na východ.

Jasanové světlo – Slabá záře Měsíce nad temnou stranou Země. Světlo vzniká odrazem od Země.

Eclipse – Když vidíme objekt na obloze blokovaný stínem jiného objektu nebo stínem Země.

Ekliptika - Cesta Slunce, Měsíce a planety, po které všichni následují na obloze.

Ekosféra – Oblast kolem hvězdy, kde teplota umožňuje existenci života.

Elektron – záporná částice, která obíhá kolem atomu.

Element - Látka, kterou nelze dále fragmentovat. Je známo 92 prvků.

Rovnodennost – 21. března a 22. září. Dvakrát do roka, kdy jsou den a noc stejné v čase, na celém světě.

Druhá kosmická rychlost – Rychlost potřebná k tomu, aby objekt unikl gravitační síle jiného objektu.

Exosféra – vnější část zemské atmosféry.

Erupce - účinek slunečních erupcí. Krásné erupce ve vnější části atmosféry Slunce.

Galaxie – Skupina hvězd, plynu a prachu, které drží pohromadě gravitace.

Gamma – extrémně krátkovlnné energetické elektromagnetické záření.

Geocentrický - Jednoduše znamená, že Země je ve středu. Lidé jsou zvyklí věřit, že vesmír je geocentrický; Pro ně byla Země středem vesmíru.

Geofyzika - Průzkum Země pomocí fyziky.

HI area - Neutrální vodíkový oblak.

Oblast NI - Oblak ionizovaného vodíku (oblast emisní mlhoviny horkého plazmatu).

Hertzsprung-Russell diagram - diagram, který pomáhá vědcům porozumět různým typům hvězd.

Hubbleova konstanta – Poměr mezi vzdáleností od objektu a rychlostí, kterou se od nás vzdaluje. Čím dále se objekt pohybuje, tím rychleji se od nás vzdaluje.

Planety s oběžnou dráhou menší než má Země – Merkur a Venuše, které leží blíže Slunci než Země, se nazývají nižší planety.

Ionosféra – oblast zemské atmosféry.

Kelvin - Měření teploty se často používá v astronomii. 0 stupňů Kelvina se rovná -273 stupňům Celsia a -459,4 stupňům Fahrenheita.

Keplerovy zákony - 1. planety se pohybují po eliptických drahách se Sluncem v jednom z ohnisek. 2. Pomyslná čára spojující střed planety se středem slunce. 3. Doba, za kterou planeta oběhne kolem Slunce.

Kirkwood Gaps – Oblasti v pásu asteroidů, kde nejsou téměř žádné asteroidy. Je to dáno tím, že obří Jupiter mění oběžné dráhy jakéhokoli objektu, který se do těchto oblastí dostane.

Světelný rok - Vzdálenost, kterou urazí paprsek světla za jeden rok. To je přibližně 6 000 000 000 000 (9 660 000 000 000 km) mil.

Extremity - Hrana jakéhokoli objektu ve vesmíru. Například Měsíční zóna.

Místní skupina – Skupina dvou desítek galaxií. To je skupina, do které naše Galaxie patří.

Lunation - Období mezi novoluní. 29 dní 12 hodin 44 minut

Magnetosféra – Oblast kolem objektu, kde lze pociťovat vliv magnetického pole objektu.

Hmotnost – Není totéž jako hmotnost, i když hmotnost předmětu pomáhá určit, kolik bude vážit.

Meteor – Padající hvězda jsou částice prachu vstupující do zemské atmosféry.

Meteorit – Objekt z vesmíru, jako je kámen, který dopadá na Zemi a přistává na jejím povrchu.

Meteoroidy – Jakýkoli malý objekt ve vesmíru, jako jsou mračna prachu nebo kameny.

Mikrometeority – extrémně malý objekt. Jsou tak malé, že když se dostanou do zemské atmosféry, nevytvářejí hvězdný efekt.

Mléčná dráha je naše galaxie. (Slovo „Galaxy“ ve skutečnosti znamená v řečtině Mléčná dráha).

Menší planeta - asteroid

Molekula - Skupina atomů spojených dohromady.

Multiple Stars – Skupina hvězd, které se točí kolem sebe.

Nadir – Toto je bod na nebeské sféře, přímo pod pozorovatelem.

Mlhovina - Oblak plynu a prachu.

Neutrino – Velmi malá částice bez hmotnosti a náboje.

Neutronová hvězda - Pozůstatky mrtvé hvězdy. Jsou neuvěřitelně kompaktní a točí se velmi rychle, některé se otáčejí 100krát za sekundu.

Novinka - Hvězda, která náhle vzplane, než znovu zmizí - vzplanutí mnohonásobně silnější, než byla její původní jasnost.

Pozemský sféroid – Planeta, která není dokonale kulatá, protože je uprostřed širší a odshora dolů kratší.

Eclipse – Pokrývá jedno nebeské těleso druhým.

Opozice – Když je planeta přesně naproti Slunci, takže Země je mezi nimi.

Orbit – Dráha jednoho objektu kolem druhého.

Ozón – Oblast v horních vrstvách atmosféry Země, která pohlcuje mnoho smrtící radiace pocházející z vesmíru.

Paralaxa – Posun objektu při pohledu ze dvou různých míst. Pokud například zavřete jedno oko a podíváte se na miniaturu a pak oči přepnete, uvidíte, že se vše na pozadí posouvá tam a zpět. Vědci to používají k měření vzdálenosti ke hvězdám.

Parsek - 3,26 světelných let

Penumbra – Světlejší část stínu je na okraji stínu.

Periastron - Když jsou dvě hvězdy, které obíhají kolem sebe, v nejbližším bodě.

Perigee – Bod na oběžné dráze objektu kolem Země, když je blíže k Zemi.

Perihelion - Když objekt obíhá kolem Slunce v nejbližším bodě Slunce

Porucha - Porucha na oběžné dráze nebeského objektu způsobená gravitační přitažlivostí jiného objektu.

Fáze - Zjevně měnící se tvar Měsíce, Merkuru a Venuše kvůli tomu, jak velká část sluneční strany přehlíží Zemi.

Fotosféra - Jasný povrch Slunce

Planeta - Objekt obíhající kolem hvězdy.

Planetární mlhovina – Mlhovina v plynu, která obklopuje hvězdu.

Precese – Země se chová jako vrchol. Jeho póly rotující v kruzích způsobují, že póly směřují v průběhu času různými směry. Zemi trvá 25 800 let, než dokončí jednu precesi.

Správný pohyb – Pohyb hvězd po obloze při pohledu ze Země. Blízké hvězdy mají vyšší vlastní pohyb než vzdálenější, jako v našem autě – bližší objekty, jako jsou dopravní značky, se pohybují rychleji než vzdálené hory a stromy.

Proton je elementární částice ve středu atomu. Protony jsou kladně nabité.

Quasar - Velmi vzdálený a velmi jasný objekt.

Shining - Oblast na obloze během meteorického roje.

Rádiové galaxie – Galaxie, které jsou extrémně silnými zářiči rádiových vln.

Červený posuv – Když se objekt vzdálí od Země, světlo z tohoto objektu se roztáhne, takže bude vypadat červeněji.

Spin – Když se něco pohybuje v kruhu kolem jiného objektu, jako je Měsíc kolem Země.

Rotace – Když má rotující objekt alespoň jednu pevnou rovinu.

Saros (drakonické období) je časový interval 223 synodických měsíců (přibližně 6585,3211 dne), po kterém se zatmění Měsíce a Slunce opakují v obvyklém pořadí. Cyklus Saros - Období 18 let 11,3 dne, ve kterém se zatmění opakují.

Satelit – Malý objekt na oběžné dráze. Existuje mnoho elektronických objektů, které se točí kolem Země.

Záblesk - Záblesk hvězd. Díky zemské atmosféře.

Pohled – Stav zemské atmosféry v určitém časovém okamžiku. Pokud je obloha jasná, astronomové říkají, že je dobrý výhled.

Selenografie – studium měsíčního povrchu.

Seyfertovy galaxie - Galaxie s malými jasnými středy. Mnoho Seyfertových galaxií je dobrým zdrojem rádiových vln.

Shooting Star – Světlo do atmosféry v důsledku dopadu meteoritu na Zemi.

Hvězdná perioda – Doba, kterou objekt ve vesmíru potřebuje k dokončení jedné plné otáčky vzhledem ke hvězdám.

Sluneční soustava – soustava planet a dalších objektů obíhajících kolem hvězdy Slunce.

Sluneční vítr – Stálý proud částic ze Slunce ve všech směrech.

Slunovrat - 22. června a 22. prosince. Roční období, kdy je den nejkratší nebo nejdelší, podle toho, kde se nacházíte.

Spikuly jsou hlavními prvky o průměru až 16 000 kilometrů v chromosféře Slunce.

Stratosféra - Hladina zemské atmosféry je přibližně 11-64 km nad mořem.

Hvězda – Samosvítící objekt, který prosvítá energií produkovanou při jaderných reakcích ve svém jádru.

Supernova - Super jasný výbuch hvězdy. Supernova může produkovat stejné množství energie za sekundu jako celá galaxie.

Sluneční hodiny – starověký nástroj používaný k ukazování času.

Sluneční skvrny – tmavé skvrny na povrchu Slunce.

Vnější planety – Planety, které leží dále od Slunce než Země.

Synchronní družice - Umělá družice, která se pohybuje kolem Země stejnou rychlostí, jakou se Země otáčí, takže je stále ve stejné části Země.

Synodická oběžná doba – Doba, za kterou se objekt ve vesmíru znovu objeví ve stejném bodě ve vztahu ke dvěma dalším objektům, například Zemi a Slunci.

Syzygy - Poloha Měsíce na své oběžné dráze, v nové nebo úplné fázi.

Terminátor - Hranice mezi dnem a nocí na jakémkoli nebeském objektu.

Termočlánek – Zařízení používané k měření velmi malého množství tepla.

Time Slowing Down – Když se přiblížíte rychlosti světla, čas se zpomalí a hmota se zvýší (taková teorie existuje).

Trojské asteroidy - Asteroidy obíhající kolem Slunce po Jupiterově oběžné dráze.

Troposféra – Spodní část zemské atmosféry.

Shade - Tmavý vnitřek sluneční clony.

Proměnné hvězdy – Hvězdy, které kolísají jasností.

Zenith - Je přímo nad vaší hlavou na noční obloze.

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- ohnisková vzdálenost objektivu, F- ohnisková vzdálenost okuláru.

3. Výška svítidel v kulminaci:

výška svítidel na horní kulminaci, kulminující jižně od zenitu ( d < j):

, kde j- zeměpisná šířka místa pozorování, d- sklon svítidla;

výška svítidel na horní kulminaci, kulminující severně od zenitu ( d > j):

, kde j- zeměpisná šířka místa pozorování, d- sklon svítidla;

výška svítidel na spodní kulminaci:

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

4. Astronomická refrakce:

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

, kde z- zenitová vzdálenost svítidla (pro z<70°).

hvězdný čas:

Kde A- rektascenzi libovolného svítidla, t- jeho hodinový úhel;

střední sluneční čas (místní střední čas):

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

univerzální čas:

Kde l je zeměpisná délka bodu s místním středním časem T m, vyjádřeno v hodinové míře, 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);

Letní čas:

nebo

6. Vzorce spojující hvězdnou (hvězdnou) periodu oběhu planety T se synodickým obdobím jejího oběhu S:

pro horní planety:

pro nižší planety:

, kde TÅ - hvězdná perioda zemské revoluce kolem Slunce.

7. Třetí Keplerov zákon:

, kde T 1 a T 2- období planetární cirkulace, A 1 a A 2 - hlavní poloosy jejich oběžné dráhy.

8. Zákon univerzální gravitace:

Kde m 1 a m 2- množství přitahujících hmotných bodů, r- vzdálenost mezi nimi, G- gravitační konstanta.

9. Třetí zobecněný Keplerův zákon:

, kde m 1 a m 2- hmotnosti dvou vzájemně se přitahujících těles, r- vzdálenost mezi jejich středy, T- období rotace těchto těles kolem společného těžiště, G- gravitační konstanta;

pro soustavu Slunce a dvě planety:

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

pro systémy Slunce a planeta, planeta a satelit:

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

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

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

, kde G M- hmotnost centrálního tělesa, r Je vektor poloměru vybraného bodu parabolické dráhy.

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

, kde G- gravitační konstanta, M- hmotnost centrálního tělesa, r- vektor poloměru vybraného bodu eliptické dráhy, A- hlavní poloosa eliptické dráhy.

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

, kde G- gravitační konstanta, M- hmotnost centrálního tělesa, R- orbitální poloměr, proti p je parabolická rychlost.

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

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

14. Vztah mezi vzdálenostmi periapsis a apocentra s hlavní poloosou a excentricitou eliptické dráhy:

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

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

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

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

16. Poloměr svítidla:

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 emitovaná za jednotku času z jednotky povrchu, T Je teplota (v kelvinech) a σ Je Stefanova – Boltzmannova konstanta?

21. Zákon vína:

Kde λ max je vlnová délka, při které dopadá maximální záření černého tělesa (v centimetrech), T Je absolutní teplota v Kelvinech.

22. Hubbleův zákon:

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

Otázky.

1. Viditelný pohyb svítidel jako výsledek jejich vlastního pohybu v prostoru, rotace Země a její rotace kolem Slunce.
2. Zásady určování zeměpisných souřadnic z astronomických pozorování (str. 4 str. 16).
3. Důvody změny měsíčních fází, podmínky začátku a frekvence zatmění Slunce a Měsíce (str. 6 s. 1.2).
4. Vlastnosti denního pohybu Slunce v různých zeměpisných šířkách v různých ročních obdobích (A.4, str. 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 průzkumu vesmíru.
9. Keplerův zákon, jeho objev, význam, hranice použitelnosti (str. 11).
10. Hlavní charakteristiky terestrických planet, obřích planet (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, položka 4).
15. Metody určování vzdáleností ke hvězdám. Jednotky vzdálenosti a vztah mezi nimi (str. 23).
16. Hlavní fyzikální vlastnosti hvězd a jejich vztah (str. 23 s. 3).
17. Fyzikální význam Stefanova-Boltzmannova zákona a jeho aplikace k určení fyzikálních charakteristik hvězd (str. 24 s. 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 závěrečná stádia (str. 26).
21. Složení, struktura a velikost naší Galaxie (str. 27 str. 1).
22. Hvězdokupy, fyzikální stav mezihvězdného prostředí (str. 27, položka 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. Zadání hvězdné mapy.
2. Určení zeměpisné šířky.
3. Určení deklinace svítidla zeměpisnou šířkou a nadmořskou výškou.
4. Výpočet velikosti hvězdy paralaxou.
5. Podmínky viditelnosti Měsíce (Venuše, Mars) podle školního astronomického kalendáře.
6. Výpočet oběžné doby 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 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 strana 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 umožňuje najít tyto souřadnice (obrázek "výška hvězdy na horní kulminaci"). Výška pólu světa nad obzorem se rovná zeměpisné šířce místa pozorování. Zeměpisnou šířku místa pozorování můžete určit podle výšky svítidla na horní kulminaci ( Vyvrcholení- v okamžiku, kdy svítidlo prochází poledníkem) podle vzorce:

h = 90° - j + d,

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

Zeměpisná délka je druhá souřadnice, měřená od nultého poledníku Greenwiche 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 = t m - t Gr

Místní čas- to 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 daného pásu. Datová čára vede na východě (Beringův průliv).

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

Zdánlivý pohyb Měsíce je doprovázen nepřetržitou změnou jeho vzhledu – změnou fází. To je způsobeno skutečností, 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 světlo popela a vysvětluje se tím, že Země osvětluje noční stranu Měsíce odraženým slunečním světlem.

Země a Měsíc, osvětlené Sluncem, vrhají kužely stínů a kužely polostínu. Když Měsíc zcela nebo částečně spadne do stínu Země, dojde k úplnému nebo částečnému zatmění Měsíce. Ze Země je zároveň viditelný všude, 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, lámající se v zemské atmosféře, dopadají do kužele zemského stínu. Atmosféra přitom silně pohlcuje modré a sousední paprsky a do kužele propouští hlavně červené paprsky. Proto se Měsíc s velkou fází zatmění zbarví 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. Jak se Měsíc pohybuje na své oběžné dráze, jeho stín se pohybuje po Zemi ze západu na východ a sleduje trvale úzký pruh úplného zatmění. Tam, kde polostín Měsíce dopadá na Zemi, je pozorováno částečné zatmění Slunce.

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

Za rok může nastat 2 až 5 zatmění Slunce, v druhém případě je to jistě soukromé.

Vstupenka číslo 4. V průběhu roku se Slunce pohybuje podél ekliptiky. Ekliptika prochází 12 zodiakálními souhvězdími. 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. Polární noc začíná 22. září.

Vstupenka číslo 5. Existují dva typy dalekohledů: reflektorový dalekohled a refraktorový dalekohled (obrázky).

Kromě optických dalekohledů existují radioteleskopy, což jsou zařízení registrující 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. Rádiová emise umožňuje zkoumat planety a hvězdné systémy.

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

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

Nyní, aby určili vzdálenost k svítidlům, používají radarové metody: vysílají rádiový signál na planetu, signál se odráží a zaznamenává přijímací anténou. Na základě znalosti doby průchodu signálu je určena vzdálenost.

Vstupenka číslo 7. Spektrální analýza je základním nástrojem pro zkoumání 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 hvězdnou velikost hvězdy a poté pomocí vzorců:

M = m + 5 + 5 ug p

log L = 0,4 (5 - M)

zjistěte absolutní hvězdnou velikost, svítivost, a tedy i velikost hvězdy.

Pomocí Dopplerova vzorce

Vytvoření moderních vesmírných stanic, opakovaně použitelných lodí a také vypouštění kosmických lodí k planetám (Vega, Mars, Měsíc, Voyager, Hermes) umožnilo instalovat na ně dalekohledy, kterými lze tyto hvězdy pozorovat zblízka bez atmosférického rušení.

Vstupenka číslo 8. Počátek vesmírné éry položily práce ruského vědce K.E. Tsiolkovského. Navrhl použití proudových motorů pro průzkum vesmíru. Nejprve navrhl myšlenku použití vícestupňových raket ke startu vesmírných lodí. Průkopníkem této myšlenky bylo Rusko. První umělá družice Země byla vypuštěna 4. října 1957, první průlet Měsíce s pořízením fotografií - 1959, první let člověka do vesmíru - 12. dubna 1961 První let Američanů na Měsíc - 1964, start vesmírné lodě a vesmírné stanice...

1. Vědecké účely:

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

1. Vojenské cíle (ochrana před jaderným útokem);
2. Telekomunikace (satelitní komunikace prováděná pomocí komunikačních satelitů);
3. Předpovědi počasí, předpověď přírodních katastrof (meteorologické družice);
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 kolem elipsy, v jejímž jednom z ohnisek je Slunce.

Druhý zákon. (zákon oblastí). Vektor poloměru planety popisuje stejné oblasti ve stejných časových intervalech. Z tohoto zákona vyplývá, že rychlost planety při pohybu po své dráze je tím větší, čím je blíže Slunci.

Třetí zákon. Kvadráty hvězdných oběžných dob planet se označují 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. Seznam všech planet;
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);

Hmotnost Měsíce je 81krát menší než hmotnost Země, jeho průměrná hustota je 3300 kg/m 3 , tedy méně než Země. Na Měsíci není žádná atmosféra, jen tenká slupka prachu. Obrovské změny teploty měsíčního povrchu ze dne na noc jsou vysvětlovány nejen absencí atmosféry, ale také délkou měsíčního dne a měsíční noci, což odpovídá našim dvěma týdnům. Teplota na slunečnicovém bodě Měsíce dosahuje + 120 ° С a na opačném bodě noční polokoule - 170 ° С.

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

Satelity planet:

1. Mars (2 malé měsíce: Phobos a Deimos);
2. Jupiter (16 satelitů, nejznámější jsou 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 Enka;
• kometa Hyakutaki;

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 r. ve stejném směru jako Slunce. Postupně se v tomto oblaku vytvořily kondenzace, které daly vznik planetám. Důkazem toho, že planety vznikly z takových kondenzací, 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, u 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 plynová koule. V podstatě se skládá 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 stávají volné částice ionizovaného plynu – plazmy.

Průměrná hustota sluneční hmoty je 1400 kg/m3. Toto je však průměrné číslo a hustota ve vnějších vrstvách je nesrovnatelně menší a ve středu 100krát větší.

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

Za těchto 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 ze „zrn“ o průměrné velikosti asi 1000 km. Granulace je důsledkem pohybu plynů v zóně umístěné podél fotosféry. Čas od času 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 podél viditelného slunečního disku. 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 nestabilní útvary, nejčastěji se objevují ve skupinách. Kolem skvrn jsou někdy vidět téměř neznatelné světelné útvary, kterým se říká pochodně. Hlavním rysem skvrn a světlic 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 těžké částice hadrony). Tyto emise jsou téměř zcela zadrženy zemskou atmosférou. To je důvod, proč by měla být zemská atmosféra udržována v dobrém stavu. Pravidelně se objevující ozónové díry umožňují záření ze Slunce proniknout na zemský povrch a nepříznivě ovlivnit 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 byly prováděny pravidelné předpovědi lidského blahobytu.

Vstupenka číslo 15. Poloměr Země se ukazuje jako příliš malý na to, aby sloužil jako základ pro měření paralaxního posunutí hvězd a vzdálenosti k nim. Používejte proto roční paralaxu místo horizontální.

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

a - hlavní poloosa zemské oběžné dráhy,

p - roční paralaxa.

Jednotkou vzdálenosti je také parsek. Parsec je vzdálenost, ze které je hlavní poloosa zemské oběžné dráhy, kolmá na linii pohledu, viděna pod úhlem 1².

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

Měřením roční paralaxy můžete spolehlivě určit vzdálenost ke hvězdám, které nejsou větší než 100 parseků nebo 300 sv. let.

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

Podle velikosti se hvězdy dělí na trpasličí hvězdy, střední hvězdy, normální hvězdy, obří hvězdy a veleobry. Trpasličí hvězdy jsou společníkem hvězdy Sirius; uprostřed - Slunce, Kaple (Vozař); normální (t = 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 - 10 000 K), modré (Spica - 30 000 K).

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

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

Podmínky rovnováhy: jak víte, 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 stacionárních, to znamená, že neexplodují. Některé hvězdy explodují (tzv. novy a supernovy). Proč jsou hvězdy obecně v rovnováze? Síla jaderných výbuchů v blízkosti stacionárních hvězd je vyvážena silou gravitace, proto tyto hvězdy zůstávají v rovnováze.

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

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

e - energie záření na jednotku povrchu hvězdy

L je svítivost hvězdy, R je poloměr hvězdy.

Pomocí Stefanova-Boltzmannova vzorce a Wienova zákona určete vlnovou délku, při které dopadá maximum záření:

l max T = b b - Wienova konstanta

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

Vstupenka číslo 18. Plán:

1. Cefeidy
2. Nové hvězdy
3. supernovy

Číslo lístku 19. Plán:

1. Vizuálně dvojnásobek, násobek
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 nějaké zákonitosti v této rozmanitosti hvězd, v jejich zdánlivém chaosu? Takové zákonitosti existují, navzdory rozdílné svítivosti, teplotě a velikosti hvězd.

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 zákonitost 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 vyhoří a změní se v červené obry. Syntetizují 2C + He ® C 2 He. Jak helium vyhoří, hvězda se smrští a změní se v bílého trpaslíka. Postupem času se bílý trpaslík promění ve velmi hustou hvězdu, která se skládá z některých neutronů. Zmenšení velikosti hvězdy vede k její velmi rychlé rotaci. Tato hvězda pulsuje a vysílá 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 otáčejí 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. V moderních dalekohledech lze vidět hvězdy až do velikosti 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 „rozštěpu“, který je způsoben mezihvězdným prachem, který od nás blokuje hvězdy Galaxie.

Populace galaxie.

V galaktickém jádru 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. Rotací sluneční soustavy lze určit přibližnou hmotnost Galaxie - 2 * 10 11 m Země. Hvězdy jsou považovány za stacionární, ale ve skutečnosti se hvězdy pohybují. Ale protože jsme od nich výrazně vzdáleni, lze tento pohyb pozorovat pouze tisíce let.

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

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

Ruský astronom V. Ya Struve objevil, že existuje mezihvězdná absorpce světla. Jasnost hvězd oslabuje mezihvězdná absorpce světla. Mezihvězdné prostředí je vyplněno kosmickým prachem, který tvoří tzv. mlhoviny, např. tmavé 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 z obřích hvězd jsou dostatečné pro vznik nových hvězd. Plynné mlhoviny tvoří v Galaxii vrstvu o velikosti 200 parseků. Jsou složeny 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 zmapoval na hvězdné mapě 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 M-31 se nachází ve vzdálenosti 2 milionů světelných let. V souhvězdí Veronica bylo objeveno asi tisíc takových galaxií, které se od nás nacházejí 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 vzdálenost od nás.

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

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

Galaxie jsou nepravidelného, ​​eliptického a spirálového typu. Eliptické galaxie jsou v souhvězdí Býka, spirální galaxie je naše, mlhovina Andromeda, nepravidelná galaxie je v Magellanových mracích. Kromě viditelných galaxií ve hvězdných systémech existují takzvané rádiové galaxie, tedy silné zdroje rádiové emise. V místě těchto rádiových galaxií byly nalezeny malé svítící objekty, jejichž rudý posuv je tak velký, že jsou od nás zjevně vzdálené miliardy světelných let. Říkalo 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 hvězdný katalog obsahuje více než 30 tisíc galaxií jasnějších než 15. magnituda a s pomocí silného dalekohledu lze vyfotografovat stovky milionů galaxií. To vše spolu s naší Galaxií tvoří tzv. metagalaxii. Co do 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, s přihlédnutím 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 soustavy a při zohlednění vzorce E = mc 2 můžeme říci, že jelikož jsou hmoty a energie ekvivalentní, je jejich vzájemná přeměna jedna v druhou základem hmotného světa.

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 okamžiku stejný. Na celém geografickém poledníku je tedy místní čas (hvězdný nebo sluneční) ve stejný okamžik stejný.

Pokud je rozdíl v zeměpisných délkách dvou míst D l, pak na východnějším místě bude hodinový úhel jakékoli hvězdy v D l větší než hodinový úhel téže hvězdy na západnějším místě. Rozdíl mezi místními časy na dvou polednících ve stejném fyzickém okamžiku je proto vždy roven rozdílu v zeměpisných délkách těchto poledníků, vyjádřený v hodinové míře (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 hodině a považovaná za kladnou na východ od Greenwiche.

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

3. Čas zóny... Je nepohodlné používat v každodenním životě jak místní střední sluneční čas, tak univerzální čas. První proto, že existuje v zásadě stejný počet místních časových systémů jako 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 těch poledníků, na kterých se tyto události nebo jevy odehrály.

Posloupnost událostí označených v UTC lze snadno stanovit, ale velký rozdíl mezi UTC a místním časem poledníků daleko od Greenwiche činí použití UTC v každodenním životě nepohodlným.

V roce 1884 byl navržen systém počítání průměrného času na pásu, jehož podstata je následující. Čas se počítá pouze ve 24 hlavní, důležitý zeměpisné poledníky umístěné od sebe v zeměpisné délce přesně 15° (nebo po 1 h), přibližně uprostřed každého časové pásmo. Časová pásma Nazývají se oblasti zemského povrchu, na které je konvenčně rozdělena liniemi probíhajícími od 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 v neobydlených oblastech pevniny. Po zbytek své délky sledují státní, administrativní, ekonomické nebo geografické hranice a odchylují se od odpovídajícího poledníku jedním či 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 od Greenwiche přesně 15 ° na východ, druhý - na 30 °, třetí - na 45 ° atd. do časového pásma 23, jehož hlavní poledník má východní délku 345 ° od Greenwiche (nebo západní délky 15 °).

Standartní časT p se nazývá místní střední sluneční čas, měřený na hlavním poledníku daného časového pásma. Slouží ke sledování času na celém území, které leží v daném časovém pásmu.

Čas zóny dané zóny P je spojen s univerzálním časem zjevným vztahem

Tn = T 0 + n h .

(1.29)

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

4. Letní čas... Za účelem efektivnější distribuce elektřiny do osvětlovacích podniků a bytových prostor a maximálního využití denního světla v letních měsících roku se v mnoha zemích (včetně naší republiky) posouvají hodinové ručičky standardních hodin. dopředu o 1 hodinu nebo půl hodiny. Takzvaný letní čas... Na podzim jsou hodiny opět nastaveny na standardní čas.

Odkaz na letní čas T l jakákoli položka se standardním časem T p a s univerzálním časem T 0 je dána následujícími vztahy:

(1.30)