1. Sirius, Sonne, Algol, Alpha Centauri, Albireo. Suchen Sie das redundante Objekt in dieser Liste und begründen Sie Ihre Entscheidung. Lösung: Das überflüssige Objekt ist die Sonne. Alle anderen Sterne sind doppelt oder mehrfach. Es ist auch anzumerken, dass die Sonne der einzige Stern auf der Liste ist, der von Planeten umgeben ist. 2. Schätzen Sie den Wert des Atmosphärendrucks in der Nähe der Marsoberfläche ab, wenn bekannt ist, dass die Masse seiner Atmosphäre 300-mal kleiner ist als die Masse der Erdatmosphäre und der Radius des Mars etwa 2-mal kleiner ist als der Radius der Erde . Lösung: Eine einfache, aber ziemlich genaue Schätzung kann erhalten werden, wenn wir annehmen, dass die gesamte Atmosphäre des Mars in einer oberflächennahen Schicht mit konstanter Dichte gleich der Dichte an der Oberfläche gesammelt wird. Dann kann der Druck mit der bekannten Formel berechnet werden, wobei die Dichte der Atmosphäre auf der Marsoberfläche, die Erdbeschleunigung auf der Oberfläche und die Höhe einer solchen homogenen Atmosphäre ist. Eine solche Atmosphäre wird sich als ziemlich dünn erweisen, sodass die Höhenänderung vernachlässigt werden kann. Aus dem gleichen Grund kann die Masse der Atmosphäre als der Radius des Planeten dargestellt werden. Da wo die Masse des Planeten ist, ist sein Radius, ist die Gravitationskonstante, der Ausdruck für den Druck kann in der Form geschrieben werden, dass Verhältnis proportional zur Dichte des Planeten ist, also ist der Druck auf der Oberfläche proportional. Offensichtlich kann die gleiche Argumentation auf die Erde angewendet werden. Da die durchschnittlichen Dichten von Erde und Mars - zwei terrestrischen Planeten - nahe beieinander liegen, kann die Abhängigkeit von der durchschnittlichen Dichte des Planeten vernachlässigt werden. Der Radius des Mars ist ungefähr zweimal kleiner als der Radius der Erde, daher kann der Atmosphärendruck auf der Marsoberfläche als der der Erde geschätzt werden, d.h. ungefähr kPa (eigentlich sind es ungefähr kPa). 3. Es ist bekannt, dass die Winkelgeschwindigkeit der Erdrotation um ihre Achse mit der Zeit abnimmt. Wieso den? Lösung: Aufgrund der Existenz von Mond- und Sonnengezeiten (im Ozean, in der Atmosphäre und in der Lithosphäre). Gezeitenbuckel bewegen sich entlang der Erdoberfläche in entgegengesetzter Richtung zu ihrer Rotationsrichtung um ihre Achse. Da die Bewegung der Gezeitenhöcker entlang der Erdoberfläche nicht ohne Reibung erfolgen kann, verlangsamen die Gezeitenhöcker die Erdrotation. 4. Wo ist der längste Tag am 21. März: in St. Petersburg oder Magadan? Wieso den? Der Breitengrad von Magadan ist. Lösung: Die Länge eines Tages wird durch die durchschnittliche Deklination der Sonne während des Tages bestimmt. In der Nähe des 21. März nimmt die Deklination der Sonne mit der Zeit zu, sodass der Tag länger wird, wo der 21. März später ist. Magadan liegt östlich von St. Petersburg, daher wird der Tag am 21. März in St. Petersburg länger sein. 5. Im Kern der Galaxie M87 befindet sich ein Schwarzes Loch mit der Masse der Sonnenmassen. Bestimmen Sie den Gravitationsradius des Schwarzen Lochs (die Entfernung vom Zentrum, bei der die zweite kosmische Geschwindigkeit gleich der Lichtgeschwindigkeit ist) sowie die durchschnittliche Dichte der Materie innerhalb des Gravitationsradius. Lösung: Die zweite kosmische Geschwindigkeit (es ist die Fluchtgeschwindigkeit oder Parabelgeschwindigkeit) für jeden kosmischen Körper kann durch die Formel berechnet werden: wobei

Fragen.

1. Die sichtbare Bewegung der Leuchten als Ergebnis ihrer eigenen Bewegung im Raum, der Rotation der Erde und ihrer Umdrehung um die Sonne.
2. Prinzipien der Bestimmung geographischer Koordinaten aus astronomischen Beobachtungen (S. 4 S. 16).
3. Die Gründe für den Wechsel der Mondphasen, die Bedingungen des Einsetzens und die Häufigkeit von Sonnen- und Mondfinsternissen (S. 6 S. 1.2).
4. Merkmale der Tagesbewegung der Sonne auf verschiedenen Breitengraden zu verschiedenen Jahreszeiten (A.4, S. 2, S. 5).
5. Funktionsprinzip und Zweck des Teleskops (S. 2).
6. Methoden zur Bestimmung der Abstände zu den Körpern des Sonnensystems und ihrer Größen (S. 12).
7. Möglichkeiten der Spektralanalyse und außeratmosphärischer Beobachtungen zum Studium der Natur von Himmelskörpern (S. 14, "Physik" S. 62).
8. Die wichtigsten Richtungen und Aufgaben der Erforschung und Erforschung des Weltraums.
9. Keplersches Gesetz, seine Entdeckung, Bedeutung, Grenzen der Anwendbarkeit (S. 11).
10. Die Hauptmerkmale der terrestrischen Planeten, Riesenplaneten (S. 18, 19).
11. Besonderheiten des Mondes und der planetaren Satelliten (S. 17-19).
12. Kometen und Asteroiden. Grundgedanken zur Entstehung des Sonnensystems (S. 20, 21).
13. Die Sonne ist wie ein typischer Stern. Hauptmerkmale (S. 22).
14. Die wichtigsten Manifestationen der Sonnenaktivität. Ihr Zusammenhang mit geographischen Phänomenen (S. 22, Punkt 4).
15. Methoden zur Bestimmung von Entfernungen zu Sternen. Entfernungseinheiten und die Beziehung zwischen ihnen (S. 23).
16. Die wichtigsten physikalischen Eigenschaften von Sternen und ihre Beziehung (S. 23 S. 3).
17. Die physikalische Bedeutung des Stefan-Boltzmann-Gesetzes und seine Anwendung zur Bestimmung der physikalischen Eigenschaften von Sternen (S. 24 S. 2).
18. Variable und instationäre Sterne. Ihre Bedeutung für die Erforschung der Natur der Sterne (S. 25).
19. Doppelsterne und ihre Rolle bei der Bestimmung der physikalischen Eigenschaften von Sternen.
20. Entwicklung der Sterne, ihre Stadien und Endstadien (S. 26).
21. Zusammensetzung, Struktur und Größe unserer Galaxie (S. 27 S. 1).
22. Sternhaufen, der physikalische Zustand des interstellaren Mediums (S. 27, Pos. 2, S. 28).
23. Die wichtigsten Galaxientypen und ihre Besonderheiten (S. 29).
24. Grundlagen moderner Vorstellungen über die Struktur und Entwicklung des Universums (S. 30).

Praktische Aufgaben.

1. Sternenkartenzuweisung.
2. Bestimmung der geografischen Breite.
3. Bestimmung der Deklination einer Leuchte nach Breite und Höhe.
4. Berechnung der Größe des Sterns durch Parallaxe.
5. Sichtbarkeitsbedingungen des Mondes (Venus, Mars) nach dem astronomischen Schulkalender.
6. Berechnung der Umlaufzeit der Planeten nach dem 3. Keplerschen Gesetz.

Antworten.

Ticketnummer 1. Die Erde macht komplexe Bewegungen: Sie dreht sich um ihre Achse (T = 24 Stunden), bewegt sich um die Sonne (T = 1 Jahr), dreht sich mit der Galaxie (T = 200.000 Jahre). Dies zeigt, dass sich alle von der Erde aus gemachten Beobachtungen in scheinbaren Flugbahnen unterscheiden. Die Planeten werden in interne und externe unterteilt (intern: Merkur, Venus; extern: Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und Pluto). Alle diese Planeten drehen sich wie die Erde um die Sonne, aber aufgrund der Erdbewegung kann man die schleifenartige Bewegung der Planeten beobachten (Kalender Seite 36). Aufgrund der komplexen Bewegung der Erde und der Planeten ergeben sich verschiedene Konfigurationen der Planeten.

Kometen und Meteoritenkörper bewegen sich auf elliptischen, parabolischen und hyperbolischen Bahnen.

Ticketnummer 2. Es gibt 2 geografische Koordinaten: geografische Breite und geografische Länge. Die Astronomie als praktische Wissenschaft ermöglicht es Ihnen, diese Koordinaten zu finden (Abbildung "die Höhe des Sterns am oberen Höhepunkt"). Die Höhe des Weltpols über dem Horizont entspricht der Breite des Beobachtungsortes. Den Breitengrad des Beobachtungsortes können Sie anhand der Höhe der Leuchte am oberen Höhepunkt ( Höhepunkt- der Moment, in dem die Leuchte den Meridian durchläuft) nach der Formel:

h = 90 ° - j + d,

wobei h die Höhe der Leuchte ist, d die Deklination ist, j die Breite ist.

Der geografische Längengrad ist die zweite Koordinate, gemessen vom Nullmeridian von Greenwich im Osten. Die Erde ist in 24 Zeitzonen unterteilt, der Zeitunterschied beträgt 1 Stunde. Der Unterschied der Ortszeit ist gleich dem Unterschied der Längengrade:

l m - l Gr = t m - t Gr

Die Ortszeit- Dies ist die Sonnenzeit an einem bestimmten Ort auf der Erde. An jedem Punkt ist die Ortszeit unterschiedlich, so dass die Menschen nach Standardzeit leben, dh nach der Zeit des Mittelmeridians eines bestimmten Gürtels. Die Datumsgrenze verläuft im Osten (Beringstraße).

Ticketnummer 3. Der Mond bewegt sich um die Erde in die gleiche Richtung, in der sich die Erde um ihre Achse dreht. Die Widerspiegelung dieser Bewegung ist, wie wir wissen, die scheinbare Bewegung des Mondes vor dem Hintergrund der Sterne in Richtung der Himmelsdrehung. Jeden Tag verschiebt sich der Mond relativ zu den Sternen um etwa 13 ° nach Osten und kehrt nach 27,3 Tagen zu denselben Sternen zurück, nachdem er einen vollen Kreis auf der Himmelssphäre beschrieben hat.

Die scheinbare Bewegung des Mondes wird von einer kontinuierlichen Veränderung seines Aussehens begleitet - einem Wechsel der Phasen. Dies liegt daran, dass der Mond verschiedene Positionen relativ zur Sonne und der Erde einnimmt, die ihn beleuchtet.

Wenn der Mond für uns als schmale Sichel sichtbar ist, leuchtet auch der Rest seiner Scheibe leicht. Dieses Phänomen wird Aschelicht genannt und erklärt sich dadurch, dass die Erde die Nachtseite des Mondes mit reflektiertem Sonnenlicht beleuchtet.

Die Erde und der Mond, die von der Sonne beleuchtet werden, werfen Schattenkegel und Halbschattenkegel. Wenn der Mond ganz oder teilweise in den Erdschatten fällt, kommt es zu einer totalen oder teilweisen Mondfinsternis. Von der Erde aus ist er überall dort gleichzeitig sichtbar, wo sich der Mond über dem Horizont befindet. Die Phase der totalen Mondfinsternis dauert an, bis der Mond beginnt, aus dem Erdschatten zu treten, und kann bis zu 1 Stunde 40 Minuten dauern. Die Sonnenstrahlen, die sich in der Erdatmosphäre brechen, fallen in den Kegel des Erdschattens. Gleichzeitig absorbiert die Atmosphäre blaue und benachbarte Strahlen stark und leitet hauptsächlich rote Strahlen in den Kegel. Deshalb verfärbt sich der Mond mit einer großen Finsternisphase rötlich und verschwindet nicht ganz. Mondfinsternisse treten bis zu dreimal im Jahr auf und natürlich nur bei Vollmond.

Eine Sonnenfinsternis insgesamt ist nur dort sichtbar, wo ein Fleck des Mondschattens auf die Erde fällt, der Fleckdurchmesser überschreitet 250 km nicht. Während sich der Mond auf seiner Umlaufbahn bewegt, bewegt sich sein Schatten von Westen nach Osten über die Erde und zeichnet einen durchgehend schmalen Streifen der totalen Sonnenfinsternis nach. Wo der Halbschatten des Mondes auf die Erde fällt, wird eine partielle Sonnenfinsternis beobachtet.

Aufgrund einer geringfügigen Änderung der Abstände der Erde von Mond und Sonne ist der scheinbare Winkeldurchmesser manchmal etwas größer, manchmal etwas kleiner als der Sonnendurchmesser, manchmal gleich. Im ersten Fall dauert die totale Sonnenfinsternis bis zu 7 min 40 s, im zweiten - der Mond bedeckt die Sonne überhaupt nicht vollständig und im dritten - nur einen Moment.

Es kann 2 bis 5 Sonnenfinsternisse pro Jahr geben, im letzteren Fall ist es sicherlich privat.

Ticketnummer 4. Das ganze Jahr über bewegt sich die Sonne entlang der Ekliptik. Die Ekliptik geht durch die 12 Tierkreiskonstellationen. Tagsüber bewegt sich die Sonne wie ein gewöhnlicher Stern parallel zum Himmelsäquator
(-23 ° 27 ¢ £ d £ + 23 ° 27 ¢). Diese Deklinationsänderung wird durch die Neigung der Erdachse zur Bahnebene verursacht.

Auf dem Breitengrad der Wendekreise Krebs (Süd) und Steinbock (Nord) steht die Sonne an den Tagen der Sommer- und Wintersonnenwende im Zenit.

Am Nordpol gehen Sonne und Sterne zwischen dem 21. März und dem 22. September nicht unter. Die Polarnacht beginnt am 22. September.

Ticketnummer 5. Es gibt zwei Arten von Teleskopen: ein Spiegelteleskop und ein Refraktorteleskop (Bilder).

Neben optischen Teleskopen gibt es Radioteleskope, also Geräte, die Weltraumstrahlung registrieren. Das Radioteleskop ist eine Parabolantenne mit einem Durchmesser von ca. 100 m, als Unterlage für die Antenne dienen natürliche Formationen wie Krater oder Berghänge. Radioemission ermöglicht die Erforschung von Planeten und Sternsystemen.

Ticketnummer 6. Horizontale Parallaxe wird der Winkel genannt, in dem der Erdradius vom Planeten aus gesehen wird, senkrecht zur Sichtlinie.

p² - Parallaxe, r² - Winkelradius, R - Radius der Erde, r - Radius des Sterns.

Um nun die Entfernung zu den Leuchten zu bestimmen, verwenden sie Radarmethoden: Sie senden ein Funksignal an den Planeten, das Signal wird reflektiert und von der Empfangsantenne aufgezeichnet. In Kenntnis der Laufzeit des Signals wird die Entfernung bestimmt.

Ticketnummer 7. Die Spektralanalyse ist ein wesentliches Werkzeug zur Erforschung des Universums. Die Spektralanalyse ist eine Methode, mit der die chemische Zusammensetzung von Himmelskörpern, ihre Temperatur, Größe, Struktur, Entfernung zu ihnen und ihre Bewegungsgeschwindigkeit bestimmt werden. Die Spektralanalyse wird mit Spektrographen- und Spektroskopinstrumenten durchgeführt. Mit Hilfe der Spektralanalyse wurde die chemische Zusammensetzung von Sternen, Kometen, Galaxien und Körpern des Sonnensystems bestimmt, da im Spektrum jede Linie oder deren Kombination für ein Element charakteristisch ist. Anhand der Intensität des Spektrums kann man die Temperatur von Sternen und anderen Körpern bestimmen.

Je nach Spektrum werden Sterne der einen oder anderen Spektralklasse zugeordnet. Aus dem Spektraldiagramm können Sie die scheinbare Sterngröße des Sterns bestimmen und dann die Formeln verwenden:

M = m + 5 + 5lg p

log L = 0,4 (5 - M)

finden Sie die absolute Sterngröße, Leuchtkraft und damit die Größe des Sterns.

Verwenden der Doppler-Formel

Die Schaffung moderner Raumstationen, wiederverwendbarer Schiffe sowie der Start von Raumschiffen zu Planeten (Vega, Mars, Luna, Voyager, Hermes) ermöglichten die Installation von Teleskopen, durch die diese Sterne ohne atmosphärische Störungen aus der Nähe beobachtet werden können.

Ticketnummer 8. Den Beginn des Weltraumzeitalters legten die Arbeiten des russischen Wissenschaftlers K. E. Tsiolkovsky. Er schlug vor, Düsentriebwerke für die Weltraumforschung zu verwenden. Er schlug zuerst die Idee vor, mehrstufige Raketen zu verwenden, um Raumschiffe zu starten. Russland war bei dieser Idee ein Vorreiter. Der erste künstliche Erdsatellit wurde am 4. Oktober 1957 gestartet, der erste Vorbeiflug am Mond mit Fotografieren - 1959, der erste bemannte Flug ins All - 12. April 1961 Der erste Flug der Amerikaner zum Mond - 1964, der Start von Raumschiffe und Raumstationen ...

1. Wissenschaftliche Zwecke:

• Aufenthalt des Menschen im Weltraum;
• Weltraumforschung;
• Entwicklung von Raumfahrttechnologien;

1. Militärische Ziele (Schutz vor nuklearen Angriffen);
2. Telekommunikation (Satellitenkommunikation unter Verwendung von Kommunikationssatelliten);
3. Wettervorhersagen, Vorhersage von Naturkatastrophen (meteorologische Satelliten);
4. Produktionsziele:

• Suche nach Mineralien;
• Umweltüberwachung.

Ticketnummer 9. Das Verdienst, die Gesetze der Planetenbewegung zu entdecken, gebührt dem herausragenden Wissenschaftler Johannes Kepler.

Erstes Gesetz. Jeder Planet dreht sich um eine Ellipse, in deren Mittelpunkt die Sonne steht.

Zweites Gesetz. (Gebietsrecht). Der Radiusvektor des Planeten beschreibt gleiche Flächen über gleiche Zeitintervalle. Aus diesem Gesetz folgt, dass die Geschwindigkeit des Planeten auf seiner Umlaufbahn umso größer ist, je näher er der Sonne ist.

Drittes Gesetz. Die Quadrate der Sternumlaufperioden der Planeten werden als Würfel der großen Halbachsen ihrer Umlaufbahnen bezeichnet.

Dieses Gesetz ermöglichte es, die relativen Abstände der Planeten von der Sonne (in Einheiten der großen Halbachse der Erdbahn) zu bestimmen, da die Sternperioden der Planeten bereits berechnet worden waren. Die große Halbachse der Erdumlaufbahn wird als astronomische Einheit (AE) von Entfernungen verwendet.

Ticketnummer 10. Planen:

1. Liste alle Planeten auf;
2. Division (terrestrische Planeten: Merkur, Mars, Venus, Erde, Pluto; und Riesenplaneten: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun);
3. Erzählen Sie anhand der Tabelle von den Eigenschaften dieser Planeten. 5 (S. 144);
4. Geben Sie die Hauptmerkmale dieser Planeten an.

Ticketnummer 11 ... Planen:

1. Physikalische Bedingungen auf dem Mond (Größe, Masse, Dichte, Temperatur);

Der Mond hat eine 81-mal geringere Masse als die Erde, seine durchschnittliche Dichte beträgt 3300 kg / m 3, dh weniger als die der Erde. Auf dem Mond gibt es keine Atmosphäre, nur eine dünne Staubhülle. Die enormen Temperaturänderungen der Mondoberfläche von Tag zu Nacht erklären sich nicht nur durch das Fehlen der Atmosphäre, sondern auch durch die Dauer von Mondtag und Mondnacht, die unseren zwei Wochen entspricht. Die Temperatur am Sonnenblumenpunkt des Mondes erreicht + 120 ° C und am gegenüberliegenden Punkt der Nachthalbkugel - 170 ° C.

1. Relief, Meere, Krater;
2. Chemische Eigenschaften der Oberfläche;
3. Das Vorhandensein von tektonischer Aktivität.

Satelliten der Planeten:

1. Mars (2 kleine Monde: Phobos und Deimos);
2. Jupiter (16 Satelliten, die bekanntesten sind 4 gallileische Satelliten: Europa, Callisto, Io, Ganymed; auf Europa wurde ein Ozean aus Wasser entdeckt);
3. Saturn (17 Satelliten, Titan ist besonders berühmt: er hat eine Atmosphäre);
4. Uranus (16 Satelliten);
5. Neptun (8 Satelliten);
6. Pluto (1 Satellit).

Ticketnummer 12. Planen:

1. Kometen (physikalische Natur, Struktur, Umlaufbahnen, Typen), die bekanntesten Kometen:

• Halleyscher Komet (T = 76 Jahre; 1910 - 1986 - 2062);
• Komet Enka;
• Komet Hyakutaki;

1. Asteroiden (Kleinplaneten). Die bekanntesten sind Ceres, Vesta, Pallas, Juno, Ikarus, Hermes, Apollo (insgesamt über 1500).

Die Untersuchung von Kometen, Asteroiden und Meteoritenschauern hat gezeigt, dass sie alle die gleiche physikalische Natur und die gleiche chemische Zusammensetzung haben. Die Altersbestimmung des Sonnensystems legt nahe, dass Sonne und Planeten ungefähr gleich alt sind (etwa 5,5 Milliarden Jahre). Nach der Theorie des Ursprungs des Sonnensystems, dem Akademiker O. Yu. Schmidt, entstanden die Erde und die Planeten aus einer Gas-Staub-Wolke, die aufgrund des universellen Gravitationsgesetzes von der Sonne eingefangen und in gedreht wurde die gleiche Richtung wie die Sonne. Nach und nach bildeten sich in dieser Wolke Verdichtungen, aus denen die Planeten entstanden. Der Beweis dafür, dass die Planeten aus solchen Kondensationen entstanden sind, ist der Niederschlag von Meteoriten auf der Erde und auf anderen Planeten. So wurde 1975 der Fall des Wachmann-Strassmann-Kometen auf Jupiter festgestellt.

Ticketnummer 13. Die Sonne ist der uns am nächsten gelegene Stern, in dem wir im Gegensatz zu allen anderen Sternen die Scheibe beobachten und mit einem Teleskop kleine Details untersuchen können. Die Sonne ist ein typischer Stern, und daher hilft ihr Studium, die Natur der Sterne im Allgemeinen zu verstehen.

Die Masse der Sonne ist 333 Tausend Mal größer als die Masse der Erde, die Leistung der Gesamtstrahlung der Sonne beträgt 4 * 10 23 kW, die effektive Temperatur beträgt 6000 K.

Wie alle Sterne ist die Sonne eine glühende Gaskugel. Im Grunde besteht sie aus Wasserstoff mit einer Beimischung von 10 % (nach der Anzahl der Atome) Helium, 1-2 % der Sonnenmasse fallen auf andere schwerere Elemente.

Auf der Sonne ist Materie stark ionisiert, dh Atome haben ihre äußeren Elektronen verloren und werden zusammen mit ihnen zu freien Teilchen aus ionisiertem Gas - Plasma.

Die durchschnittliche Dichte der Sonnenmaterie beträgt 1400 kg / m 3. Dies ist jedoch eine durchschnittliche Zahl, und die Dichte in den äußeren Schichten ist inkommensurabel geringer und in der Mitte 100-mal höher.

Unter der Wirkung der auf das Zentrum der Sonne gerichteten Gravitationskräfte wird in ihrer Tiefe ein enormer Druck erzeugt, der bei einer Temperatur von etwa 15 Millionen K im Zentrum 2 * 10 8 Pa erreicht.

Unter diesen Bedingungen haben die Kerne von Wasserstoffatomen sehr hohe Geschwindigkeiten und können trotz der Wirkung der elektrostatischen Abstoßungskraft miteinander kollidieren. Manche Kollisionen enden in Kernreaktionen, bei denen aus Wasserstoff Helium gebildet und viel Wärme freigesetzt wird.

Die Sonnenoberfläche (Photosphäre) hat eine körnige Struktur, das heißt, sie besteht aus „Körnern“ mit einer durchschnittlichen Größe von etwa 1000 km. Die Granulation ist eine Folge der Bewegung von Gasen in der Zone entlang der Photosphäre. Von Zeit zu Zeit nehmen in bestimmten Bereichen der Photosphäre die dunklen Lücken zwischen den Flecken zu und es bilden sich große dunkle Flecken. Bei der Beobachtung von Sonnenflecken durch ein Teleskop bemerkte Galileo, dass sie sich entlang der sichtbaren Sonnenscheibe bewegten. Daraus schloss er, dass sich die Sonne mit einer Periode von 25 Tagen um ihre Achse dreht. am Äquator und 30 Tage. in der Nähe der Pole.

Spots sind instabile Formationen, die meistens in Gruppen auftreten. Um die Spots herum sind manchmal kaum wahrnehmbare Lichtformationen zu sehen, die als Fackeln bezeichnet werden. Das Hauptmerkmal von Spots und Flares ist das Vorhandensein von Magnetfeldern mit einer Induktion von 0,4-0,5 T.

Ticketnummer 14. Die Manifestation der Sonnenaktivität auf der Erde:

1. Sonnenflecken sind eine aktive Quelle elektromagnetischer Strahlung, die sogenannte "magnetische Stürme" verursacht. Diese "magnetischen Stürme" beeinträchtigen die Fernseh- und Radiokommunikation und verursachen starke Polarlichter.
2. Die Sonne emittiert die folgenden Arten von Strahlung: Ultraviolett-, Röntgen-, Infrarot- und kosmische Strahlung (Elektronen, Protonen, Neutronen und schwere Teilchen Hadronen). Diese Emissionen werden fast vollständig von der Erdatmosphäre zurückgehalten. Deshalb sollte die Erdatmosphäre in gutem Zustand gehalten werden. Periodisch auftretende Ozonlöcher lassen die Strahlung der Sonne die Erdoberfläche erreichen und beeinträchtigen das organische Leben auf der Erde.
3. Sonnenaktivität tritt alle 11 Jahre auf. Das letzte Maximum der Sonnenaktivität war 1991. Das erwartete Maximum ist 2002. Maximale Sonnenaktivität bedeutet die größte Anzahl von Sonnenflecken, Strahlung und Protuberanzen. Es ist seit langem bekannt, dass eine Änderung der Sonnenaktivität der Sonne folgende Faktoren beeinflusst:

• die epidemiologische Situation auf der Erde;
• die Anzahl verschiedener Arten von Naturkatastrophen (Taifune, Erdbeben, Überschwemmungen usw.);
• zur Zahl der Straßen- und Bahnunfälle.

Das Maximum von all dem fällt auf die Jahre der aktiven Sonne. Wie der Wissenschaftler Chizhevsky feststellte, beeinflusst die aktive Sonne das Wohlbefinden eines Menschen. Seitdem werden regelmäßig Prognosen zum menschlichen Wohlergehen erstellt.

Ticketnummer 15. Der Erdradius erweist sich als zu klein, um als Grundlage für die Messung der Parallaxenverschiebung von Sternen und deren Entfernung zu dienen. Verwenden Sie daher die jährliche Parallaxe anstelle der horizontalen.

Die Jahresparallaxe eines Sterns ist der Winkel, unter dem man die große Halbachse der Erdbahn vom Stern aus sehen könnte, wenn sie senkrecht zur Sichtlinie steht.

a - Haupthalbachse der Erdumlaufbahn,

p - jährliche Parallaxe.

Die Einheit der Entfernung ist auch Parsec. Parsec ist die Entfernung, aus der die große Halbachse der Erdbahn senkrecht zur Sichtlinie in einem Winkel von 1² gesehen wird.

1 Parsec = 3,26 Lichtjahre = 206265 AE. B. = 3 * 10 11 km.

Durch die Messung der Jahresparallaxe können Sie zuverlässig die Entfernung zu Sternen bestimmen, die nicht mehr als 100 Parsec oder 300 sv groß sind. Jahre.

Ticketnummer 16. Sterne werden nach folgenden Parametern klassifiziert: Größe, Farbe, Leuchtkraft, Spektralklasse.

Nach Größe werden Sterne in Zwergsterne, mittlere Sterne, normale Sterne, Riesensterne und Überriesensterne unterteilt. Zwergsterne sind ein Begleiter des Sterns Sirius; Mitte - die Sonne, Kapelle (Wagenlenker); normal (t = 10 Tausend K) - haben Abmessungen zwischen der Sonne und der Capella; Riesensterne - Antares, Arcturus; Überriesen - Beteigeuze, Aldebaran.

Nach Farbe sind die Sterne in Rot (Antares, Beteigeuze - 3000 K), Gelb (Sonne, Capella - 6000 K), Weiß (Sirius, Deneb, Vega - 10.000 K), Blau (Spica - 30.000 K) unterteilt.

Nach der Leuchtkraft werden Sterne wie folgt klassifiziert. Wenn wir die Leuchtkraft der Sonne als 1 nehmen, dann haben die weißen und blauen Sterne eine Leuchtkraft, die 100- und 10.000-mal höher ist als die Leuchtkraft der Sonne, und rote Zwerge - 10-mal weniger als die Leuchtkraft der Sonne.

Entsprechend dem Spektrum werden Sterne in Spektralklassen eingeteilt (siehe Tabelle).

Gleichgewichtsbedingungen: Sterne sind bekanntlich die einzigen natürlichen Objekte, in denen unkontrollierbare thermonukleare Fusionsreaktionen ablaufen, die mit der Freisetzung großer Energiemengen einhergehen und die Temperatur der Sterne bestimmen. Die meisten Sterne sind stationär, dh sie explodieren nicht. Manche Sterne explodieren (sogenannte Novae und Supernovae). Warum befinden sich die Sterne im Allgemeinen im Gleichgewicht? Die Kraft von Kernexplosionen in der Nähe von stationären Sternen wird durch die Schwerkraft ausgeglichen, weshalb diese Sterne im Gleichgewicht bleiben.

Ticketnummer 17. Das Stefan-Boltzmann-Gesetz bestimmt den Zusammenhang zwischen Strahlung und Temperatur von Sternen.

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

e - Strahlungsenergie pro Flächeneinheit des Sterns

L ist die Leuchtkraft des Sterns, R ist der Radius des Sterns.

Bestimmen Sie mit der Stefan-Boltzmann-Formel und dem Wien-Gesetz die Wellenlänge, bei der die maximale Strahlung fällt:

l max T = b b - Wiensche Konstante

Man kann umgekehrt vorgehen, das heißt anhand von Helligkeit und Temperatur die Größe der Sterne bestimmen.

Ticketnummer 18. Planen:

1. Cepheiden
2. Neue Sterne
3. Supernovae

Ticketnummer 19. Planen:

1. Optisch doppelt, mehrfach
2. Spektrale Binärdateien
3. Veränderliche Sterne verdunkeln

Ticketnummer 20. Es gibt verschiedene Arten von Sternen: Einzel-, Doppel- und Mehrfachsterne, stationäre und veränderliche, Riesen- und Zwergsterne, Novae und Supernovae. Gibt es Regelmäßigkeiten in dieser Vielfalt von Sternen, in ihrem scheinbaren Chaos? Solche Regelmäßigkeiten existieren trotz unterschiedlicher Leuchtkraft, Temperatur und Größe der Sterne.

1. Es wurde festgestellt, dass mit zunehmender Masse die Leuchtkraft von Sternen zunimmt, und diese Abhängigkeit wird durch die Formel L = m 3,9 bestimmt, außerdem gilt für viele Sterne die Regelmäßigkeit L »R 5.2.
2. Abhängigkeit von L von t ° und Farbe (Diagramm „Farbe – Leuchtkraft).

Je massereicher der Stern ist, desto schneller brennt der Hauptbrennstoff Wasserstoff aus und wird zu Helium ( ). Massive blaue und weiße Riesen brennen in 10 7 Jahren aus. Gelbe Sterne wie Capella und die Sonne brennen in 10 10 Jahren aus (t Sun = 5 * 10 9 Jahre). Weiße und blaue Sterne brennen aus und verwandeln sich in rote Riesen. Sie synthetisieren 2C + He ® C 2 He. Wenn das Helium ausbrennt, zieht sich der Stern zusammen und verwandelt sich in einen Weißen Zwerg. Mit der Zeit verwandelt sich der Weiße Zwerg in einen sehr dichten Stern, der aus einigen Neutronen besteht. Die Verkleinerung eines Sterns führt zu seiner sehr schnellen Rotation. Dieser Stern pulsiert und sendet Radiowellen aus. Sie werden Pulsare genannt - die Endstufe von Riesensternen. Einige Sterne mit einer Masse viel größer als die Masse der Sonne werden so stark komprimiert, dass sich sogenannte "Schwarze Löcher" drehen, die aufgrund der Schwerkraft keine sichtbare Strahlung aussenden.

Ticketnummer 21. Unser Sternensystem - die Galaxie gehört zu den elliptischen Galaxien. Die Milchstraße, die wir sehen, ist nur ein Teil unserer Galaxie. In modernen Teleskopen sind Sterne bis zur Größe 21 zu sehen. Die Anzahl dieser Sterne beträgt 2 * 10 9, aber das ist nur ein kleiner Teil der Bevölkerung unserer Galaxie. Der Durchmesser der Galaxie beträgt ungefähr 100.000 Lichtjahre. Wenn man die Galaxie beobachtet, kann man einen "Spalt" bemerken, der durch interstellaren Staub verursacht wird, der die Sterne der Galaxie von uns abhält.

Bevölkerung der Galaxis.

Im galaktischen Kern gibt es viele Rote Riesen und kurzperiodische Cepheiden. In den weiter vom Zentrum entfernten Zweigen gibt es viele Überriesen und klassische Cepheiden. Die Spiralarme enthalten heiße Überriesen und klassische Cepheiden. Unsere Galaxie dreht sich um das Zentrum der Galaxie, das sich im Sternbild Herkules befindet. Das Sonnensystem macht in 200 Millionen Jahren eine vollständige Umdrehung um das Zentrum der Galaxie. Durch die Rotation des Sonnensystems kann man die ungefähre Masse der Galaxie bestimmen - 2 * 10 11 m der Erde. Die Sterne gelten als stationär, aber in Wirklichkeit bewegen sich die Sterne. Da wir aber deutlich von ihnen entfernt sind, kann diese Bewegung nur über Jahrtausende beobachtet werden.

Ticketnummer 22. In unserer Galaxie gibt es außer Einzelsternen auch Sterne, die sich zu Haufen zusammenschließen. Es gibt 2 Arten von Sternhaufen:

1. Offene Sternhaufen, wie der Plejaden-Sternhaufen in den Sternbildern Stier und Hyaden. Ein einfaches Auge in den Plejaden kann 6 Sterne sehen, aber wenn Sie durch ein Teleskop schauen, können Sie eine Streuung von Sternen sehen. Die Größe offener Cluster beträgt einige Parsec. Offene Sternhaufen bestehen aus Hunderten von Hauptreihensternen und Überriesen.
2. Kugelsternhaufen sind bis zu 100 Parsec groß. Diese Cluster zeichnen sich durch kurzperiodische Cepheiden und eine besondere Sterngröße (von -5 bis +5 Einheiten) aus.

Der russische Astronom V. Ya. Struve entdeckte die interstellare Lichtabsorption. Es ist die interstellare Lichtabsorption, die die Helligkeit von Sternen schwächt. Das interstellare Medium ist mit kosmischem Staub gefüllt, der die sogenannten Nebel bildet, zum Beispiel die Dunkelnebel Große Magellansche Wolken, Pferdekopf. Im Sternbild Orion gibt es einen Gas- und Staubnebel, der im reflektierten Licht naher Sterne leuchtet. Im Sternbild Wassermann befindet sich der Große Planetarische Nebel, der durch die Emission von Gas von nahen Sternen entsteht. Vorontsov-Velyaminov bewies, dass die Emission von Gasen von Riesensternen für die Bildung neuer Sterne ausreicht. Gasförmige Nebel bilden eine 200 Parsec-Schicht in der Galaxie. Sie bestehen aus H, He, OH, CO, CO 2, NH 3. Neutraler Wasserstoff emittiert eine Wellenlänge von 0,21 m Die Verteilung dieser Radioemission bestimmt die Verteilung von Wasserstoff in der Galaxie. Darüber hinaus gibt es in der Galaxie Quellen für Bremsstrahlung (Röntgen) Radioemission (Quasare).

Ticketnummer 23. William Herschel kartierte im 17. Jahrhundert viele Nebel auf der Sternenkarte. Später stellte sich heraus, dass dies Riesengalaxien sind, die sich außerhalb unserer Galaxie befinden. Mit Hilfe von Cepheiden bewies der amerikanische Astronom Hubble, dass sich die nächste Galaxie, M-31, in einer Entfernung von 2 Millionen Lichtjahren befindet. Im Sternbild Veronica wurden etwa tausend solcher Galaxien entdeckt, die sich Millionen Lichtjahre von uns entfernt befinden. Hubble bewies, dass es eine Rotverschiebung in den Spektren von Galaxien gibt. Diese Verschiebung ist umso größer, je weiter die Galaxie von uns entfernt ist. Mit anderen Worten, je weiter die Galaxie ist, desto schneller ist sie von uns entfernt.

V Offset = D * H H - Hubble-Konstante, D - Verschiebung im Spektrum.

Das auf Einsteins Theorie basierende Modell des expandierenden Universums wurde von dem russischen Wissenschaftler Friedman bestätigt.

Galaxien sind vom Typ her unregelmäßig, elliptisch und spiralförmig. Elliptische Galaxien befinden sich im Sternbild Stier, eine Spiralgalaxie ist unsere, der Andromeda-Nebel, eine unregelmäßige Galaxie befindet sich in den Magellanschen Wolken. Neben sichtbaren Galaxien in stellaren Systemen gibt es sogenannte Radiogalaxien, also starke Quellen für Radioemission. Anstelle dieser Radiogalaxien wurden kleine leuchtende Objekte gefunden, deren Rotverschiebung so groß ist, dass sie offensichtlich Milliarden Lichtjahre von uns entfernt sind. Sie wurden Quasare genannt, weil ihre Strahlung manchmal stärker ist als die Strahlung einer ganzen Galaxie. Es ist möglich, dass Quasare die Kerne sehr starker Sternsysteme sind.

Ticketnummer 24. Der neueste Sternenkatalog enthält mehr als 30.000 Galaxien, die heller als die Größe 15 sind, und mit Hilfe eines starken Teleskops können Hunderte Millionen von Galaxien fotografiert werden. All dies bildet zusammen mit unserer Galaxie die sogenannte Metagalaxie. Die Metagalaxie ist in ihrer Größe und Anzahl der Objekte unendlich, sie hat weder Anfang noch Ende. Nach modernen Vorstellungen kommt es in jeder Galaxie zum Aussterben von Sternen und ganzen Galaxien sowie zur Entstehung neuer Sterne und Galaxien. Die Wissenschaft, die unser Universum als Ganzes untersucht, wird Kosmologie genannt. Nach der Theorie von Hubble und Friedman expandiert unser Universum unter Berücksichtigung der allgemeinen Theorie von Einstein vor etwa 15 Milliarden Jahren, die nächsten Galaxien waren uns näher als heute. Irgendwo im Weltraum entstehen neue Sternensysteme, und unter Berücksichtigung der Formel E = mc 2 können wir sagen, da Massen und Energien äquivalent sind, ist ihre gegenseitige Umwandlung ineinander die Grundlage der materiellen Welt.

Krippe

Astronomie und Luftfahrt

Antworten auf den Test in der Astronomie. 1) Die Astronomie untersucht die Bewegung von Himmelskörpern, ihre Natur, ihren Ursprung. 2) Das Universum ist ein Teil der materiellen Welt, der der Erforschung mit astronomischen Mitteln entsprechend dem erreichten Entwicklungsstand zugänglich ist ...

Antworten auf den Test in der Astronomie.

1) AstronomiestudienBewegung der Himmelskörper, ihre Natur, Herkunft.

2) das Universum - ein Teil der materiellen Welt, der der Erforschung mit astronomischen Mitteln entsprechend dem erreichten Stand der Wissenschaft zugänglich ist. Es ist auch die gesamte existierende materielle Welt, unbegrenzt in Zeit und Raum und unendlich vielfältig in den Formen, die die Materie im Laufe ihrer Entwicklung annimmt.

Universum - alles was existiert.

Universum - alles, was wir mit Hilfe von Instrumenten sehen.

3) Früher hießen Konstellationender flache Teil der Himmelskugel, entlang dem die Sterne platziert sind.

Jetzt heißen die Sternbilderein Kegel (nicht kreisförmig), der alles darin enthält.

4) Derzeit ist der gesamte Himmel bedingt in 88 Abschnitte mit streng definierten Grenzen unterteilt - Konstellationen.

5) Konstellationen: Ursa Major und Ursa Minor, Kassiopeia, Lyra, Schwan, Pegasus, Andromeda, Orion, Stier, Wagenlenker, Zwillinge, Kleiner und großer Hund, Voloplas, Jungfrau, Löwe.

6) Himmlische Sphäre - eine imaginäre Kugel mit beliebig großem Radius, in deren Zentrum sich das Auge des Betrachters befindet.

7) Wie Sternkarten hergestellt werden:

• Die Kugel wird in dünne Streifen geschnitten und dann auf einer Ebene angezeigt.
• Finden Sie den Winkel abseits der Frühlings-Tagundnachtgleiche und verbinden Sie ihn mit dem Zentrum des Universums.

9) Beobachtbar Tagesrotation der Himmelskugel(tritt von Ost nach West auf) - ein scheinbares Phänomen, das die tatsächliche Drehung des Globus um seine Achse (von West nach Ost) widerspiegelt.

11) Achse der Welt - die Drehachse der Himmelskugel.

12) Wenn Sie eine Linie parallel zur Erdachse durch den Polarstern (Sternbild Ursa Minor) ziehen, dann ist diesNordpol der Erde.

13) Wahrer Mittag- der Moment der oberen Kulmination des Sonnenzentrums. Der obere Höhepunkt ist die höchste Höhe, die in dem Moment erreicht wird, in dem der Stern den Himmelsmeridian passiert.

14) Wahrer Sonnentag- das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Gipfeln gleichen Namens des Sonnenzentrums.

15) Die Dauer echter Sonnentage bleibt nicht das ganze Jahr über gleich (aufgrund der ungleichmäßigen Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik und ihrer Neigung zum Himmelsäquator). Daher werden im Alltag nicht wahr verwendet, sonderndurchschnittlicher Sonnentag, deren Dauer als konstant angenommen wird.

16) Weltzeit - die durchschnittliche Zeit am Null- oder Greenwich-Meridian.

17) Standardzeit - die Zeit seines Mittelmeridians. Jede Zeitzone erstreckt sich über 15° oder 1 Stunde Länge (insgesamt 24 Zonen).

18) Berechnung der Standardzeit:

T n = T 0 + n; wo T n - Standardzeit; T 0 - Weltzeit.

T n – T = n – ; wo T λ - Ortszeit; λ - geografische Länge.

19) Auf dem Territorium der Russischen Föderation ist seit dem 19. Januar 1992 das folgende Verfahren zur Zeitberechnung eingeführt: 1 Stunde wird zur Standardzeit hinzugefügt; Jedes Jahr werden die Uhrzeiger am letzten Sonntag im März um 2 Uhr morgens um 1 Stunde und am letzten Sonntag im September (um 3 Uhr morgens) um 1 Stunde zurückgestellt. Somit liegt die Sommerzeit 2 Stunden vor der Standardzeit. Die Sommerzeit stört nicht den üblichen Lebensrhythmus, aber sie ermöglicht es Ihnen, den für die Beleuchtung aufgewendeten Strom erheblich zu sparen.

20) Moskauer Zeit- Ortszeit in der Hauptstadt Russlands, die sich in der zweiten Zeitzone befindet. Es wird als einmaliges Mal für die Russische Föderation empfohlen.

21) Tropisches Jahr - das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden Sonnendurchgängen durch die Frühlings-Tagundnachtgleiche, das 365 Tage 5 Stunden 48 Minuten 46 Sekunden beträgt.

22) Sonnenkalender- Berücksichtigung langer Zeiträume im Zusammenhang mit dem Wechsel der Jahreszeiten. Die Zusammenstellung des Kalenders wird dadurch erschwert, dass die Dauer des tropischen Jahres nicht der Länge des Tages entspricht.

23) Im Julianischen Kalender(der alte Stil, der 46 v der Unterschied beträgt 3 Tage ...

Die angesammelte Diskrepanz wurde beseitigt, als Papst Gregor der Dreizehnte 1582 einen neuen Stil einführte (Gregorianischer Kalender). Durch die Reform wurde der 5. Oktober 1582 zum 15. Oktober. Jahre wie 1700, 1800, 1900, 2000 wurden als einfache und nicht als Schaltjahre betrachtet. Abgesehen von solchen Jahren gelten alle anderen Jahre, die durch 4 teilbar sind, als Schaltjahre. Ein Fehler von einem Tag summiert sich im Gregorianischen Kalender (in dem die Länge des Jahres 365,2425 Tage beträgt) für 3300 Jahre.

25) Sterne - glühende Gaskugeln (Plasma) ähnlich der Sonne. Gebildet aus einer Gas-Staub-Umgebung (Wasserstoff und Helium) durch Gravitationskondensation.

26) Der Unterschied zwischen einem Stern und einem Planetenliegt darin, dass der Planet ("wandernd") mit reflektiertem Sonnenlicht leuchtet und der Stern dieses Licht aussendet (selbstausstrahlender Sternkörper).

27) In die antike Astronomiedie Teilung der Welt in zwei Teile wurde gelegt: irdisch und himmlisch. Sie dachten, es gäbe ein "Himmelsfirmament", an dem die Sterne befestigt waren, und die Erde wurde für das unbewegliche Zentrum des Universums gehalten.

Das Konzept der zentralen Position der Erde im Universum wurde später von den Wissenschaftlern des antiken Griechenlands zugrunde gelegt.geozentrische Systeme der Welt... Aristoteles (384-322 v. Chr.; griechischer Philosoph) stellte fest, dass eine Bewegung der Erde durch die Änderung der Position der Sterne am Himmel festgestellt werden könnte. Claudius Ptolemäus (2. Jahrhundert v. Chr.; alexandrinischer Astronom) entwickelte das geozentrische Weltsystem, nach dem sich Mond, Merkur, Venus, Sonne, Mars, Jupiter, Saturn und die "Sphäre der Fixsterne" um die ruhende Erde bewegen.

Nach den Lehren von Nicolaus Copernicus (1473-1543; polnischer Astronom) steht im Mittelpunkt der Welt nicht die Erde, sondern die Sonne. Nur der Mond bewegt sich um die Erde. Die Erde dreht sich um die Sonne und dreht sich um ihre Achse. Kopernikus platzierte eine "Kugel von Fixsternen" in sehr großer Entfernung von der Sonne. Dieses System wurde benanntheliozentrisch.Giordano Bruno (1548-1600; italienischer Philosoph), der die Lehren von Kopernikus entwickelte, argumentierte, dass es im Universum kein Zentrum gibt und es auch nicht geben kann, dass die Sonne nur das Zentrum des Sonnensystems ist. Er schlug vor, dass die Sterne Sonnen wie unsere sind und sich Planeten um unzählige Sterne bewegen, von denen viele intelligentes Leben haben. Im Jahr 1609 richtete Galileo Galilei (1564-1642) erstmals ein Teleskop auf den Himmel und machte Entdeckungen, die die Lehren des Kopernikus eindeutig bestätigen: Er sah Berge auf dem Mond, entdeckte vier Jupitermonde, entdeckte die Phasen der Venus, entdeckte Flecken auf der Sonne , stellte fest, dass die axiale Rotation verschiedener Himmelskörper inhärent ist. Schließlich entdeckte er, dass die Milchstraße eine Vielzahl von schwachen Sternen ist, die mit bloßem Auge unsichtbar sind. Folglich ist das Universum viel großartiger als bisher angenommen, und es ist naiv anzunehmen, dass es an einem Tag eine vollständige Umdrehung um die kleine Erde macht. In Österreich entwickelte Johannes Kepler (1571-1630) die Lehren des Kopernikus und entdeckte die Gesetze der Planetenbewegung. In England veröffentlichte Isaac Newton (1643-1727) sein berühmtes Gesetz der universellen Gravitation. In Russland wurden die Lehren des Kopernikus mutig von M.V. Lomonosov (1711-1765), der die Atmosphäre auf der Venus entdeckte, verteidigte die Idee einer Vielzahl bewohnter Welten.

28) Nikolaus Kopernikus(1473 - 1543) lebte in Polen. Er schlug sein eigenes Weltsystem vor, nach dem im Mittelpunkt der Welt nicht die Erde, sondern die Sonne steht. Nur der Mond dreht sich um die Erde, und die Erde ist der dritte Planet von der Sonne und dreht sich um sie und ihre Achse. Das von ihm vorgeschlagene System heißt heliozentrisch. Aber Kopernikus lieferte nicht nur das korrekte Diagramm des Aufbaus des Sonnensystems, sondern ermittelte auch die relativen Abstände (in Einheiten des Erdabstandes von der Sonne) der Planeten von der Sonne und berechnete die Periode ihres Umlaufs um diese.

Galileo Galilei (1564 - 1642) Italienisch. Er bestätigte eindeutig die Lehren des Kopernikus. Nachdem er Berge auf dem Mond entdeckt hatte, stellte er fest, dass die Mondoberfläche der Erde in vielerlei Hinsicht ähnlich ist. Er entdeckte auch 4 Jupitermonde; entdeckte, dass Venus wie der Mond seine Phasen ändert (daher ist es ein kugelförmiger Körper, der mit reflektiertem Sonnenlicht leuchtet); fanden heraus, dass sich die Sonne um ihre Achse dreht, und fanden auch Flecken darauf. Schließlich entdeckte er, dass die Milchstraße eine Vielzahl von schwachen Sternen ist, die mit bloßem Auge unsichtbar sind. Diese Entdeckungen ermöglichten es ihm, die Lehren von Kopernikus zu bestätigen und zu behaupten, dass das Universum viel größer ist als bisher angenommen.

Michail Wassiljewitsch Lomonosov(1711 - 1765) - unterstützte die Lehren des Kopernikus, entdeckte die Atmosphäre auf der Venus, verteidigte die Idee einer Vielzahl bewohnter Welten.

Johannes Kepler - ein Österreicher (1571 - 1630) entdeckte 3 Grundgesetze der Planetenbewegung:

• Die Umlaufbahn jedes Planeten ist eine Ellipse, in deren einem Brennpunkt die Sonne liegt.
• Radius — der Vektor des Planeten in gleichen Zeitintervallen beschreibt gleiche Flächen.
• Die Quadrate der siderischen Umlaufzeiten zweier Planeten werden als Würfel der großen Halbachsen ihrer Umlaufbahnen bezeichnet.

29) Bestimmung des Abstands zu Körpern und deren Größe.

Um den Abstand zu Körpern zu bestimmen, verwenden SieParallaxenmethode: Um die Entfernung zu einem beliebigen Körper zu bestimmen, müssen Sie die Entfernung zu einem beliebigen verfügbaren Punkt messen (dies wird als Basis bezeichnet und innerhalb des Sonnensystems wird der Äquatorradius der Erde dafür verwendet), den Winkel, unter dem vom Stern am Horizont wäre die Basis sichtbar, es wird die horizontale äquatoriale Parallaxe genannt, wenn sie gefunden wird, dann ist die Entfernung gleich:

D = R / sin p

R - Basis, p

Radarmethodeliegt darin, dass ein kurzzeitiger Impuls an die Leuchte gesendet wird, das reflektierte Signal empfangen und die Zeit gemessen wird. (1 AE = 149 597 868 km).

Laser-Entfernungsmethodeähnlich wie Radar, aber viel genauer.

Bestimmung der Körpergröße im SonnensystemDurch Messung des Winkels, in dem sie von der Erde aus sichtbar sind, und der Entfernung zu den Leuchten, erhält man den linearen Radius:

R = D * sin p

R - Basis, p - horizontale Parallaxe der Leuchte

30) Keplersche Gesetze:

1) Die Umlaufbahn jedes Planeten ist eine Ellipse, in deren Mittelpunkt die Sonne steht.

2) Radius — der Vektor des Planeten in gleichen Zeitintervallen beschreibt gleiche Flächen.

3) Die Quadrate der siderischen Rotationsperioden zweier Planeten beziehen sich auf die Würfel der großen Halbachsen ihrer Umlaufbahnen.

31) Erde:

• Maße: Rav. = 6371km.
• Durchschnittliche Dichte = 5,5 * 1000 kg / Kubikmeter.
• Form: Ellipse, Äquatorialradius > Polarradius.
• Neigungswinkel der Achse: 66 Grad 34 Minuten.
• Merkmale der Bewegung: die Neigung der Erdachse zur Bahnebene. Beibehalten der Richtung der Achse im Raum.
• Umlaufbahn: elliptisch um die Sonne, nahe einem Kreis.

32 ) Sonnen- und Mondfinsternisse:

Wenn der Mond bei seiner Bewegung um die Erde die Sonne ganz oder teilweise verdeckt, tretenSonnenfinsternisse.

Eine totale Sonnenfinsternis ist möglich, weil die scheinbaren Durchmesser von Mond und Sonne fast gleich sind. Partielle Finsternisse treten auf, wenn die Mondscheibe die Sonnenscheibe nicht vollständig verdeckt, sowie in Regionen des Mondhalbschattens.

Wenn der Mond bei seiner Umlaufbahn um die Erde in den Kegel des Erdschattens fällt,totale Mondfinsternis... Wenn nur ein Teil des Mondes im Schatten liegt,partielle Mondfinsternis.

Finsternisse wiederholen sich in regelmäßigen Abständen, Saros genannt (erklärt durch Muster in der Mondbewegung), es dauert ungefähr 18 Jahre 11 Tage. Während jedes Saros treten 42 Sonnen- und 28 Mondereignisse auf. Totale Sonnenfinsternisse an einem bestimmten Punkt der Erdoberfläche werden jedoch nur alle 200-300 Jahre beobachtet.

33) Mond:

• Abmessungen: Der lineare Durchmesser beträgt ungefähr 3476 km.
• Alter: ca. 4 Milliarden Jahre
• Struktur: Kruste – 60 km., Mantel –1000 km., Kern –750 km.
• Leuchtkraft: kein selbstleuchtender Körper, leuchtet mit reflektiertem Sonnenlicht.
• Entfernung zur Erde: 384.400 km.
• Oberflächenmerkmale: während des Mondtages ändert sich die Oberflächentemperatur um etwa 300 K,
• Die Oberfläche enthält auch Meere (30%), Kontinente (70%) und Ringkrater (1-200 km Durchmesser).
• Mechanische Eigenschaften des Bodens: dominiert von erdbasalten Gesteinen, Refraktärmetallen sowie Si, Fe, Cu, Mg, Al.
• Veränderungen der Oberfläche im Laufe der Zeit: Die Ära des aktiven Vulkanismus ist längst vorbei, die Intensität des Meteoritenbeschusses hat abgenommen, obwohl es noch immer Mondbeben gibt. Aber im Allgemeinen hat sich die Oberfläche in den letzten 2-3 Milliarden Jahren kaum verändert.
• Bewegungsmerkmale: Der Mond dreht sich um die Erde und ihre Achse, wodurch er immer um eine Halbkugel zur Erde gedreht wird.
• Vergleich mit der Erdgröße: 4 mal kleiner als der Erdradius und 81 mal kleiner als die Masse.
• Doppelplanet: Auf einer elliptischen Bahn um die Sonne bewegt sich der gemeinsame Massenschwerpunkt des "Erde-Mond"-Systems, das sich im Inneren der Erde befindet. Daher wird dieses System oft als "Doppelplanet" bezeichnet.
• Schwerkraft auf dem Mond: 0.16 g.

34) Terrestrische Planeten:

Name	Merkur	Venus	Land	Mars
Ort	0,39 AE von der Sonne	0,72		1,52
Durchschnittliche Dichte	5,5 * 10000kg / Kubikmeter
Bewegungsmerkmale		In entgegengesetzter Richtung zur Bewegungsrichtung um die Sonne und etwa 243-mal langsamer als die Erde	Bewegung um die Sonne und die eigene Achse, die Neigung der Erdachse zur Bahnebene. Beibehalten der Richtung der Achse im Raum.	Bewegung um die Sonne und ihre Achse in eine Richtung
Satelliten	Nein	Nein	1 - Mond	2 - Phobos, Deimos
Neigungswinkel der Achse	89gr.	86,6	66,5	65,5
Vergleich des Durchmessers mit der Erde	Ungefähr 0,3 D Erde	Ungefähr 0,9 D Erde		Ungefähr 0,5 D Erde
Das Vorhandensein von a) Atmosphäre b) Wasser c) Leben	a) Spuren b) nein	a) Sehr dicht	a) Dicht b) in Form von Oberflächenwasser, Gletschern, Grundwasser	a) spärlich b) vermutlich in Form von Gletschern
Temperaturen		500K
Oberflächeneigenschaften	Die Oberfläche ist dem Mond ähnlich, viele Krater, es gibt auch Meere und ausgedehnte Bergvorsprünge	Die glattste Oberfläche aller Erdplaneten. Auch das Vorhandensein von Kratern sowie großen Bergvorsprüngen	Die Präsenz von Kontinenten und Ozeanen	Das Vorhandensein von Kratern, Meeren, Kontinenten sowie Bergschluchten und Canyons, großen Bergkegeln

35) Planeten-Riesen:

Name	Jupiter	Saturn	Uranus	Neptun
Ort	5,20 au von der Sonne	9.54	19.19	30.07
Durchschnittliche Dichte	1,3 * 1000 kg / Kubikmeter m.
Bewegungsmerkmale		Sehr schnelle Rotation um die Sonne und ihre Achse in eine Richtung	Sehr schnelle Rotation um die Sonne und ihre Achse in verschiedene Richtungen	Sehr schnelle Rotation um die Sonne und ihre Achse in eine Richtung
Satelliten	16: Io, Europa, Ganymed, Callisto ...	17 Tafia, Mimas, Titan	16 Miranda ...	8 Triton ...
Neigungswinkel der Achse	87 Grad	63,5
Vergleich des Durchmessers mit der Erde	Ungefähr 10,9 D Erde	Ungefähr 9,1 D Erde	Ungefähr 3,9 D Erde	Ungefähr 3,8 D Erde
Das Vorhandensein von Strahlungsgürteln	Es erstreckt sich über 2,5 Millionen Kilometer. (das Magnetfeld des Planeten fängt geladene Teilchen ein, die von der Sonne fliegen, die Gürtel aus hochenergetischen Teilchen um den Planeten bilden)	Existenz	Existenz	Existenz
Das Vorhandensein von Ringen und ihre Merkmale	Nicht durchgehende Ringe mit einer Dicke von bis zu 1 km, erstrecken sich über 60.000 km über die Wolkenschicht des Planeten, bestehen aus Partikeln und Blöcken.	Vorhandensein von Ringen	Vorhandensein von Ringen	Vorhandensein von Ringen

36) Kleine Himmelskörper

	Asteroiden	Meteoriten	Kometen	Meteora
Die Essenz	Kleinplanet	Zerschmetterte Asteroiden		Das Phänomen des Ausbruchs eines kleinen kosmischen (Meteoriten) Körpers
Struktur	Fe, Ni, Mg sowie komplexere organische Substanzen auf Kohlenstoffbasis	Fe, Ni, Mg	Kopf, Kern (Gemisch aus gefrorenen Gasen: Ammoniak, Methan, Stickstoff ...), Schwanz (Seltsamkeit, Staub, Metallpartikel)	Ähnlich in der Struktur wie Kometen
Bewegungsmerkmale	Bewegen Sie sich um die Sonne in die gleiche Richtung wie große Planeten, haben Sie große Exzentrizitäten	Aufgrund der Anziehungskraft von Planeten ändern Asteroiden ihre Umlaufbahn, kollidieren, brechen auf und fallen schließlich auf die Oberfläche des Planeten	Die Umlaufbahnen sind stark verlängerte Ellipsen, die sich nahe kommen und sich dann um Hunderttausende von AE zurückziehen.	Alte, bröckelnde Kometen umkreisen
Namen	(insgesamt mehr als 5500) aber mit etablierten Umlaufbahnen: Lomonosov, Estland, Jugoslawien, Cincinnati ... (sie haben auch Nummern)	(zur Erde gefallen): Tunguska, Sikhote-Alinsky ...	Halley, Encke ...	NEIN
Abmessungen (Bearbeiten)	Mehrere Dutzend Kilometer. Leicht	Bis 200.000t.	Bis zu 0,0001 Erdmassen	Die Größe einer Erbse
Herkunft	Kerne ehemaliger kurzperiodischer Planeten	Zerschmetterte Asteroiden		Fragmente kollabierter Kometen
Auswirkungen auf die Erde	Beim Zerkleinern sind Meteoritenregen möglich, sowie die Gefahr einer Kollision mit großen Asteroiden.	Fallout in Form von Meteoritenschauern, mit dem größten Fall eine Stoßwelle und Krater entstehen	Mögliche Kollision der Erde mit dem Kopf eines Kometen (möglicherweise - Tunguska-Meteorit)	Eintrag und Zerstörung in der Atmosphäre
Studienmethoden	Einsatz von Observatorien und unbemannten Raumfahrzeugen	Durch das Sammeln von Meteoritenmaterial	Mit Hilfe von Observatorien sowie mit Hilfe von speziell gestarteten Raumfahrzeugen	Visuell, fotografisch, Radar

37) Merkmale der Struktur des Sonnensystems.

Die terrestrischen Planeten befinden sich in folgender Reihenfolge um die Sonne:

Merkur, Venus, Erde, Mars.

Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun.

Als nächstes kommt Pluto, der von der Größe her eher den terrestrischen Planeten (kleiner als die Erde) zuzuordnen ist, aber aufgrund seiner großen Entfernung keiner der oben genannten Gruppen zugeordnet werden kann.

Darüber hinaus gibt es im Sonnensystem Kometen (die die Sonne in einer stark verlängerten elliptischen Umlaufbahn umkreisen) und einzelne Asteroiden.

38) Sonne ist ein Stern

• Besonderheiten: kontinuierliche thermonukleare Reaktion
• Abmessungen: linearer Durchmesser = 1,39 * 10 ^ 6 km.
• Gewicht: 2 * 10 ^ 30 kg
• Leuchtkraft: 3,8 * 10 ^ 26 W. (Gesamtenergie, die von der Sonne pro Zeiteinheit emittiert wird, multipliziert mit der Entfernung von der Erde zur Sonne)

Aktivität - ein Komplex nicht stationärer Formationen in der Atmosphäre der Sonne (Flecken, Fackeln, Vorsprünge, Fackeln ...)

• Aktivitätszyklen: ca. 11 Jahre
• Chemische Zusammensetzung der Materie: ca. 70 chemische Elemente, die häufigsten sind Wasserstoff (70% der Masse) und Helium (mehr als 30% der Masse)
• Physikalischer Aggregatzustand: Grundzustand - Plasma
• Energiequellen: thermonukleare Reaktionen, bei der Umwandlung von Wasserstoff in Helium wird eine enorme Energiemenge freigesetzt
• Struktur:
• Flecken: wankelmütige, veränderliche Details der Photosphäre, die von mehreren Tagen bis zu mehreren Monaten andauern. Sie erreichen einen Durchmesser von mehreren zehntausend Kilometern, bestehen aus Kern und Halbschatten, stellen einen konischen Trichter mit einer Tiefe von etwa 300 - 400 km dar.
• Vorsprünge: riesige helle Projektionen oder Bögen, die auf der Chromosphäre zu ruhen scheinen und in die Sonnenkorona platzen.
• Flares: Explosive Prozesse, die die Energie des Magnetfelds von Sonnenflecken freisetzen; dauern ab 5 Minuten. bis zu mehreren Stunden und bedecken bis zu mehreren Dutzend Quadratkilometern, begleitet von Ultraviolett-, Röntgen- und Radiostrahlung
• Die Struktur und Zusammensetzung der Atmosphäre:

1) Photosphäre: Die untere Schicht ist 300 - 400 km dick, mit einer Dichte von etwa 10 ^ -4 kg / Kubikmeter, die Temperatur liegt nahe 6000 K

2) Chromosphäre: erstreckt sich auf eine Höhe von 10-14 km., Die Temperatur steigt von 5 * 10 ^ 3K auf 5 * 10 ^ 4K

• Korona: Verlängert mehrere Sonnenradien vom Sonnenrand, die Temperatur beträgt ca. 6000K, der Ionisationsgrad ist sehr hoch.

39) Das Konzept der stellaren Größe.

Die Sterngröße charakterisiert die Helligkeit eines Sterns, d.h. die Erleuchtung, die es auf der Erde erzeugt.

Absolute Sterngrößen sind Sterngrößen, die Sterne hätten, wenn sie die gleiche Entfernung hätten.

Die scheinbare Helligkeit ist die beobachtete Helligkeit ohne Berücksichtigung von Entfernungsunterschieden.

40) Dopplereffekt, Rotverschiebung.

Die Linien im Spektrum einer sich dem Beobachter nähernden Quelle werden zum violetten Ende des Spektrums verschoben, und die Linien im Spektrum einer zurückweichenden Quelle werden zum roten Ende verschoben.

41) Sterne.

• Farbe und Temperatur:

gelb - 6000K,

rot - 3000 - 4000K,

weiß - 10 ^ 4 - 2 * 10 ^ 4,

bläulich weiß - 3 * 10 ^ 4 - 5 * 10 ^ 5

im Infrarotspektrum - weniger als 2000K

• Chemische Zusammensetzung: Am häufigsten sind Wasserstoff und Helium.
• Durchschnittliche Dichte: für Riesen extrem niedrig - 10 ^ -3 kg / Kubikmeter, für Zwerge - extrem hoch: bis zu 10 ^ 11 kg / Kubikmeter.
• Dimensionen: Riesen haben einen zehnfachen Sonnenradius, sind sonnennah oder kleiner - Zwerge.
• Entfernung zu Sternen: verwendet eine Parallaxenmethode unter Verwendung des durchschnittlichen Radius der Erdumlaufbahn in der Basis. Injektion Pi , unter dem der Radius der Erdbahn, der sich unter der 90-jährigen Parallaxe befindet, vom Stern aus sichtbar wäre.

r = a / sin Pi , a ist der durchschnittliche Radius der Erdbahn

• Entfernung zum Stern gleich 1 Sekunde = 1 Parsec (206265 AE)

Doppelsterne - Sterne, die durch Gravitationskräfte um einen gemeinsamen Massenschwerpunkt gebunden sind.

Neue Sterne und Supernovae- Sterne mit starker Helligkeitszunahme, Supernovae - explodierende Sterne, während der stärksten Explosionen streut Materie mit Geschwindigkeiten von bis zu 7000 km / s, die Überreste der Schalen sind lange Zeit in Form von Nebeln sichtbar

Pulsare - schnell rotierende superdichte Sterne mit einem Radius von bis zu 10 km und deren Massen nahe der Masse der Sonne sind.

42) Schwarzes Loch.

Bei unbegrenzter Kompression (während der Sternbildung) kann sich der Stern in ein Schwarzes Loch verwandeln, d.h. ein Bereich, der aufgrund eines starken Gravitationsfeldes keine Strahlung außerhalb des Sterns aussendet.

43) Galaxien.

• Arten:

Elliptisch - Ellipsen verschiedener Größen und Kompressionsgrade, die einfachste Struktur, die Verteilung der Sterne in ihnen nimmt gleichmäßig vom Zentrum ab, es gibt fast keinen Staub und kein Gas.

Spiralen sind die zahlreichsten Galaxien.

Falsch - zeigen Sie keine Muster in ihrer Struktur.

Interagieren - eng beieinander, manchmal so, als ob sie sich gegenseitig durchdringen oder durch Brücken aus leuchtender Materie verbunden sind.

• Namen: Andromeda-Nebel, Große und Kleine Magellansche Wolken ...
• Abmessungen werden durch die Formel bestimmt:

D = rd / 206265

wo d (parsec) - linearer Durchmesser, R (parsec) - Entfernung zur Galaxie, D (Bogensekunden) - Winkeldurchmesser.

• Die Massen sind wie folgt definiert:

M = Rv ^ 2 / G (aus dem Gesetz der universellen Gravitation)

wobei M die Masse des galaktischen Kerns ist, v - lineare Rotationsgeschwindigkeit

Die Masse der gesamten Galaxie ist ein bis zwei Größenordnungen größer als die Masse ihres Kerns.

• Alter: ca. 1,5 * 10^ 10 Jahre
• Zusammensetzung: Sterne, Sternhaufen, Doppel- und Mehrfachsterne, Nebel, interstellares Gas und Staub.
• Die Anzahl der in der Komposition enthaltenen Sterne: in unserem zum Beispiel etwa eine Billion (10 ^ 12).
• Struktur: Die meisten Sterne und diffuse Materie haben ein linsenförmiges Volumen, im Zentrum der Galaxie befindet sich ein Kern.
• Die Bewegung von Galaxien und ihren Komponenten: die Rotation der Galaxie und der Sterne um die Zentralregion und mit zunehmender Entfernung vom Zentrum die Winkel- (verringert sich) und lineare (erhöht auf MAX und beginnt dann zu verringern) die Geschwindigkeit.

45) Metagalaxien.

Großräumige Struktur: Das Universum hat eine Zellstruktur, Galaxien befinden sich in den Zellen, und ihre Materie ist fast gleichmäßig verteilt.

Expansion der Metagalaxie: manifestiert sich auf der Ebene von Galaxienhaufen und Superhaufen und stellt die gegenseitige Entfernung aller Galaxien dar, außerdem gibt es kein Zentrum, an dem Galaxien streuen.

46) Die Urknalltheorie.

Es wird angenommen, dass die Expansion der Metagalaxie durch eine kolossale Explosion von Materie mit einer enormen Temperatur und Dichte verursacht worden sein könnte, diese Theorie heißtDie Urknalltheorie.

47) Der Ursprung von Sternen und Chemikalien. Elemente.

Sterne entstehen während der Entwicklung von Galaxien als Folge der Verdickung von Wolken aus diffuser Materie, die sich im Inneren von Galaxien gebildet haben. Die Sterne bestehen hauptsächlich aus 30 Chemikalien. Elemente, von denen die wichtigsten Wasserstoff und Helium sind.

48) Evolution von Sternen und chem. Elemente.

• Die Kompressionsstufe ist die Umwandlung von Wolken aus diffuser Materie in einen kugelförmigen Körper mit Druck- und Temperaturerhöhung.
• Die stationäre Stufe ist das allmähliche Ausbrennen von Wasserstoff (meistens des Lebens), die Umwandlung von Helium in schwerere Elemente, mehr und mehr Erwärmung und Umwandlung in einen stationären Überriesen.
• Die letzte Phase im Leben von Sternen hängt von ihrer Masse ab: Wenn ein Stern die Größe unserer Sonne hat, aber mit einer Masse von 1-2 mal mehr, dann verlassen die oberen Schichten mit der Zeit den Kern und hinterlassen "weiße Zwerge", die verblassen mit der Zeit. Wenn ein Stern die doppelte Masse der Sonne hat, explodiert er wie eine Supernova.

49) Energie der Sterne.

Die Energie von Sternen besteht wie die Energie der Sonne aus thermonuklearen Reaktionen, die kontinuierlich im Inneren des Sterns ablaufen.

50) Das Zeitalter der Galaxien und Sterne.

Das Alter von Galaxien wird auf etwa 1,5 * 10 ^ 10 Jahre geschätzt, während das Alter der ältesten Sterne auf etwa 10 ^ 10 Jahre geschätzt wird.

51) Der Ursprung der Planeten.

Die Grundidee des Ursprungs der Planeten ist wie folgt: Die Planeten und ihre Satelliten wurden aus kalten Festkörpern gebildet, die Teil des Nebels waren, der einst die Sonne umgab.

53) Astronomische Einheiten und ihre Bedeutung.

1 a. u. = 149,6 Millionen km.

Parsec 1 Stück = 206 265 AU

54) Die Konstellationsansicht ändert sichaufgrund der Rotation der Erde um ihre Achse um die Sonne. Daher ändert der Beobachter von der Erde aus den Blickwinkel der Sternbilder.

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1. Theoretische Auflösung des Teleskops:

Wo λ - durchschnittliche Länge einer Lichtwelle (5,5 · 10 -7 m), D Ist der Durchmesser des Fernrohrobjektivs oder, wobei D Der Durchmesser des Fernrohrobjektivs in Millimetern.

2. Teleskopvergrößerung:

Wo F- Brennweite des Objektivs, F- die Brennweite des Okulars.

3. Die Höhe der Leuchten am Höhepunkt:

die Höhe der Leuchten an der oberen Kulmination, die südlich des Zenits kulminiert ( D < J):

, wo J- Breitengrad des Beobachtungsortes, D- Deklination der Leuchte;

die Höhe der Leuchten am oberen Höhepunkt, der nördlich des Zenits kulminiert ( D > J):

, wo J- Breitengrad des Beobachtungsortes, D- Deklination der Leuchte;

die Höhe der Leuchten am unteren Höhepunkt:

, wo J- Breitengrad des Beobachtungsortes, D- die Deklination der Leuchte.

4. Astronomische Refraktion:

Eine ungefähre Formel zur Berechnung des Brechungswinkels, ausgedrückt in Bogensekunden (bei einer Temperatur von + 10 ° C und einem Luftdruck von 760 mm Hg):

, wo z- Zenitabstand der Leuchte (für z<70°).

Sternzeit:

Wo ein- Rektaszension einer beliebigen Koryphäe, T- sein Stundenwinkel;

mittlere Sonnenzeit (lokale mittlere Zeit):

T m = T  + h, wo T- wahre Sonnenzeit, h- Zeitgleichung;

Weltzeit:

Wobei l der Längengrad des Punktes mit lokaler Mittelzeit ist T m, ausgedrückt im Stundenmaß, T 0 - Weltzeit in diesem Moment;

Standardzeit:

Wo T 0 - Weltzeit; n- Zeitzonennummer (für Greenwich n= 0, für Moskau n= 2, für Krasnojarsk n=6);

Sommerzeit:

oder

6. Formeln, die die siderische (stellare) Periode der Umlaufbahn des Planeten verbinden T mit der synodischen Periode ihres Umlaufs S:

für die oberen Planeten:

für die unteren Planeten:

, wo TÅ - Sternperiode der Erdumdrehung um die Sonne.

7. Keplers drittes Gesetz:

, wo T 1 und T 2- Perioden der planetarischen Zirkulation, ein 1 und ein 2 - große Halbachsen ihrer Umlaufbahn.

8. Das Gesetz der universellen Gravitation:

Wo m 1 und m2- die Massen anziehender materieller Punkte, R- der Abstand zwischen ihnen, g- Gravitationskonstante.

9. Das dritte verallgemeinerte Keplersche Gesetz:

, wo m 1 und m2- die Massen zweier sich gegenseitig anziehender Körper, R- der Abstand zwischen ihren Zentren, T- die Umlaufdauer dieser Körper um den gemeinsamen Massenschwerpunkt, g- Gravitationskonstante;

für das System Sonne und zwei Planeten:

, wo T 1 und T 2- siderische (stellare) Perioden der Planetenumdrehung, m- die Masse der Sonne, m 1 und m2- die Massen der Planeten, ein 1 und ein 2 - große Halbachsen der Umlaufbahnen der Planeten;

für die Systeme Sonne und Planet, Planet und Satellit:

, wo m- die Masse der Sonne; m 1 - die Masse des Planeten; m 2 - die Masse des Satelliten des Planeten; T 1 und ein 1- die Umlaufdauer des Planeten um die Sonne und die große Halbachse seiner Umlaufbahn; T 2 und ein 2- die Umlaufdauer des Satelliten um den Planeten und die große Halbachse seiner Umlaufbahn;

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

10. Lineargeschwindigkeit des Körpers auf einer parabolischen Bahn (Parabelgeschwindigkeit):

, wo g m- die Masse des Zentralkörpers, R Der Radiusvektor des ausgewählten Punkts der parabolischen Umlaufbahn.

11. Lineargeschwindigkeit des Körpers auf einer elliptischen Bahn an einem ausgewählten Punkt:

, wo g- Gravitationskonstante, m- die Masse des Zentralkörpers, R- Radiusvektor des ausgewählten Punktes der elliptischen Umlaufbahn, ein- Haupthalbachse einer elliptischen Umlaufbahn.

12. Lineargeschwindigkeit des Körpers auf einer Kreisbahn (Kreisgeschwindigkeit):

, wo g- Gravitationskonstante, m- die Masse des Zentralkörpers, R- Umlaufradius, v p ist die Parabelgeschwindigkeit.

13. Exzentrizität einer elliptischen Bahn, die den Grad der Abweichung der Ellipse vom Kreis charakterisiert:

, wo C- die Entfernung vom Fokus zum Zentrum der Umlaufbahn, ein- Haupthalbachse der Umlaufbahn, B Ist die kleine Halbachse der Umlaufbahn.

14. Beziehung zwischen den Abständen der Periapsis und des Apozentrums mit der großen Halbachse und der Exzentrizität der elliptischen Bahn:

Wo R P - die Entfernung vom Fokus, in dem sich der zentrale Himmelskörper befindet, zur Periapsis, R A - die Entfernung vom Fokus, in dem sich der zentrale Himmelskörper befindet, zum Apozentrum, ein- Haupthalbachse der Umlaufbahn, e- Orbitale Exzentrizität.

15. Entfernung zum Stern (innerhalb des Sonnensystems):

, wo R ρ 0 - horizontale Parallaxe der Leuchte, ausgedrückt in Bogensekunden,

oder wo D 1 und D 2 - Entfernungen zu den Sternen, ρ 1 und ρ 2 - ihre horizontalen Parallaxen.

16. Radius der Leuchte:

Wo ρ - der Winkel, in dem der Radius der Leuchtscheibe von der Erde aus sichtbar ist (Winkelradius), RÅ ist der äquatoriale Radius der Erde, ρ 0 - horizontale Parallaxe des Sterns; m - scheinbare Helligkeit, R Ist die Entfernung zum Stern in Parsec.

20. Stefan-Boltzmann-Gesetz:

= σT 4 wo ε Ist die Energie, die pro Zeiteinheit von einer Oberflächeneinheit abgegeben wird, T Ist die Temperatur (in Kelvin) und σ Ist die Stefan-Boltzmann-Konstante.

21. Das Weingesetz:

Wo λ max ist die Wellenlänge, bei der die maximale Schwarzkörperstrahlung fällt (in Zentimeter), T Ist die absolute Temperatur in Kelvin.

22. Hubbles Gesetz:

, wo v- die Radialgeschwindigkeit der Galaxie zurückweicht, C- Lichtgeschwindigkeit, Δ λ - Dopplerverschiebung von Linien im Spektrum, λ - die Wellenlänge der Strahlungsquelle, z- Rotverschiebung, R- Entfernung zur Galaxie in Megaparsec, h Ist die Hubble-Konstante gleich 75 km/(s × Mpc).

1. Die Ortszeit.

Die auf einem bestimmten geografischen Meridian gemessene Zeit heißt Ortszeit dieser Meridian. Für alle Orte auf demselben Meridian ist der Stundenwinkel der Frühlings-Tagundnachtgleiche (oder der Sonne oder der mittleren Sonne) zu jedem Zeitpunkt gleich. Daher ist auf dem gesamten geografischen Meridian die Ortszeit (siderisch oder solar) im selben Moment gleich.

Wenn der Unterschied in den geografischen Längen zweier Orte D . ist l, dann liegt der Stundenwinkel jedes Sterns an einem östlicheren Ort bei D l größer als der Stundenwinkel desselben Sterns an einem westlicheren Ort. Daher ist die Differenz zwischen beliebigen Ortszeiten auf zwei Meridianen im gleichen physikalischen Moment immer gleich der Längendifferenz dieser Meridiane, ausgedrückt in Stunden (in Zeiteinheiten):

jene. die örtliche Durchschnittszeit jedes Punktes auf der Erde ist immer gleich der Weltzeit zu diesem Zeitpunkt plus der Länge dieses Punktes, ausgedrückt in einer Stunde und als positiv östlich von Greenwich angesehen.

In astronomischen Kalendern werden die Momente der meisten Phänomene durch die Weltzeit angezeigt T 0. Momente dieser Phänomene in Ortszeit T t. lassen sich leicht durch Formel (1.28) bestimmen.

3. Zonenzeit... Es ist unbequem, im Alltag sowohl die lokale mittlere Sonnenzeit als auch die Weltzeit zu verwenden. Erstens, weil es im Prinzip genauso viele lokale Zeitsysteme gibt wie geografische Meridiane, d.h. unzählige. Um die Abfolge von Ereignissen oder Phänomenen in der Ortszeit festzustellen, ist es daher unbedingt erforderlich, neben den Momenten auch die Längenunterschiede der Meridiane zu kennen, auf denen diese Ereignisse oder Phänomene stattfanden.

Die in UTC notierte Abfolge von Ereignissen ist leicht festzustellen, aber der große Unterschied zwischen UTC und der Ortszeit der Meridiane weit von Greenwich macht die Verwendung von UTC im Alltag unpraktisch.

Im Jahr 1884 wurde es vorgeschlagen Banddurchschnittszeitzählsystem, die Essenz davon ist wie folgt. Die Zeit wird nur bei 24 gezählt wesentlich geografische Meridiane in Längengrad genau 15 ° (oder nach 1 h) voneinander entfernt, ungefähr in der Mitte von jedem Zeitzone. Zeitzonen Es werden Bereiche der Erdoberfläche genannt, in die sie konventionell durch Linien unterteilt ist, die von ihrem Nordpol nach Süden verlaufen und etwa 7°, 5 von den Hauptmeridianen beabstandet sind. Diese Linien oder die Grenzen von Zeitzonen folgen nur in den offenen Meeren und Ozeanen und in unbewohnten Landgebieten genau den geographischen Meridianen. Auf der restlichen Länge folgen sie den staatlichen, administrativen, wirtschaftlichen oder geografischen Grenzen und weichen in die eine oder andere Richtung vom entsprechenden Meridian ab. Die Zeitzonen sind von 0 bis 23 nummeriert. Greenwich wird als Hauptmeridian der Nullzone verwendet. Der Hauptmeridian der ersten Zeitzone liegt von Greenwich genau 15 ° nach Osten, der zweite - bei 30 °, der dritte - bei 45 ° usw. bis zur 23. Zeitzone, deren Hauptmeridian eine östliche Länge von hat 345 ° von Greenwich (oder westlicher Länge 15 °).

StandardzeitT p heißt die lokale mittlere Sonnenzeit, gemessen am Hauptmeridian einer bestimmten Zeitzone. Es wird verwendet, um die Zeit im gesamten Gebiet zu verfolgen, das in einer bestimmten Zeitzone liegt.

Zonenzeit der angegebenen Zone P ist mit der Weltzeit durch die offensichtliche Beziehung verbunden

T n = T 0 + nein h .

(1.29)

Es ist auch ziemlich offensichtlich, dass die Differenz der Zonenzeiten zweier Punkte eine ganze Zahl von Stunden ist, die der Differenz der Anzahl ihrer Zeitzonen entspricht.

4. Sommerzeit... Um den Strom für Beleuchtungsunternehmen und Wohngebäude effizienter zu verteilen und das Tageslicht in den Sommermonaten des Jahres optimal zu nutzen, werden in vielen Ländern (einschließlich unserer Republik) die Stundenzeiger der Standardzeitschaltuhr verschoben 1 Stunde oder halbe Stunde vorwärts. Die sogenannte Sommerzeit... Im Herbst wird die Uhr wieder auf Normalzeit gestellt.

Link zur Sommerzeit T l jeder Artikel mit seiner Standardzeit T p und mit Weltzeit T 0 ist durch die folgenden Beziehungen gegeben:

(1.30)