Nachfolgend finden Sie eine Liste von Wörtern, die für die Astronomie nützlich sind. Diese Begriffe wurden von Wissenschaftlern geschaffen, um zu erklären, was im Weltraum passiert.

Es ist nützlich, diese Wörter zu kennen, ohne ihre Definitionen zu verstehen, ist es unmöglich, das Universum zu studieren und sich über die Themen der Astronomie zu erklären. Hoffentlich bleiben Ihnen die astronomischen Grundbegriffe im Gedächtnis.

Absolute Helligkeit - Wie hell ein Stern sein wird, wenn er 32,6 Lichtjahre von der Erde entfernt ist.

Absoluter Nullpunkt - Die niedrigstmögliche Temperatur, -273,16 Grad Celsius

Beschleunigung - Änderung der Geschwindigkeit (Geschwindigkeit oder Richtung).

Sky Glow - Das natürliche Leuchten des Nachthimmels aufgrund von Reaktionen, die in den oberen Schichten der Erdatmosphäre auftreten.

Albedo - Die Albedo eines Objekts gibt an, wie viel Licht es reflektiert. Ein idealer Reflektor wie ein Spiegel hätte eine Albedo von 100. Der Mond hat eine Albedo von 7, und die Erde hat eine Albedo von 36.

Angstrem - Eine Einheit, die verwendet wird, um die Wellenlängen von Licht und anderer elektromagnetischer Strahlung zu messen.

Ringförmig - Geformt wie ein Ring oder bildet einen Ring.

Apoaster - Wenn sich zwei Sterne umeinander drehen, wie weit dürfen sie dann voneinander entfernt sein (maximaler Abstand zwischen den Körpern).

Aphelios - Während der Umlaufbewegung eines Objekts um die Sonne, wenn die am weitesten von der Sonne entfernte Position erreicht wird.

Apogäum - Die Position eines Objekts in der Erdumlaufbahn, wenn es am weitesten von der Erde entfernt ist.

Aerolit ist ein steinerner Meteorit.

Asteroid - Ein fester Körper oder kleiner Planet, der sich um die Sonne dreht.

Astrologie - Der Glaube, dass die Position der Sterne und Planeten die Ereignisse des menschlichen Schicksals beeinflusst. Dies hat keine wissenschaftliche Grundlage.

Astronomische Einheit - Entfernung von Erde zu Sonne Wird normalerweise als AU geschrieben.

Astrophysik - Die Verwendung von Physik und Chemie im Studium der Astronomie.

Atmosphäre - Gasraum, der einen Planeten oder ein anderes Weltraumobjekt umgibt.

Atom - Das kleinste Teilchen aller Elemente.

Aurora (Northern Lights) - Schöne Lichter über den Polarregionen, die durch die Spannung der Sonnenpartikel verursacht werden, wenn sie mit dem Erdmagnetfeld interagieren.

Achse - Die imaginäre Linie, auf der sich das Objekt dreht.

Hintergrundstrahlung - Schwache Mikrowellenstrahlung, die aus dem Weltraum in alle Richtungen austritt. Es wird angenommen, dass dies der Überrest des Urknalls ist.

Barycenter - Schwerpunkt der Erde und des Mondes.

Binary Stars - Ein Sternenduo, das eigentlich aus zwei Sternen besteht, die sich umkreisen.

Schwarzes Loch - Ein Raumbereich um ein sehr kleines und sehr massives Objekt, in dem das Gravitationsfeld so stark ist, dass selbst Licht nicht aus ihm entweichen kann.

Feuerball - Ein brillanter Meteor, der explodieren kann, wenn er durch die Erdatmosphäre sinkt.

Bolometer - Strahlungsempfindlicher Detektor.

Himmelskugel - Eine imaginäre Kugel, die die Erde umgibt. Der Begriff wird verwendet, um Astronomen zu erklären, wo sich Objekte am Himmel befinden.

Cepheiden - Variable Sterne, Wissenschaftler verwenden sie, um zu bestimmen, wie weit eine Galaxie oder ein Sternenhaufen von uns entfernt ist.

Ladungsgekoppeltes Gerät (CCD) - Ein empfindliches Bildgebungsgerät, das die Fotografie in den meisten Zweigen der Astronomie ersetzt.

Chromosphäre - Teil der Sonnenatmosphäre, sichtbar während einer totalen Sonnenfinsternis.

Circumpolar Star - Der Stern, der niemals untergeht und das ganze Jahr über zu sehen ist.

Cluster - Eine Gruppe von Sternen oder eine Gruppe von Galaxien, die durch die Schwerkraft verbunden sind.

Farbindex - Ein Maß für die Farbe eines Sterns, das Wissenschaftlern sagt, wie heiß die Oberfläche eines Sterns ist.

Koma - Der Nebel, der den Kern des Kometen umgibt.

Komet - Kleine, gefrorene Staub- und Gasmassen, die die Sonne umkreisen.

Konjunktion - Ein Phänomen, bei dem sich ein Planet einem anderen Planeten oder Stern nähert und sich zwischen einem anderen Objekt und dem Erdkörper bewegt.

Konstellationen - Eine Gruppe von Sternen, die von alten Astronomen benannt wurden.

Korona - Der äußere Teil der Sonnenatmosphäre.

Koronograph - Eine Art Teleskop, das für die Betrachtung der Corona-Sonne entwickelt wurde.

Kosmische Strahlung - Hochgeschwindigkeitsteilchen, die die Erde aus dem Weltraum erreichen.

Kosmologie - Studium des Universums.

Tag - Die Zeitdauer, während der die Erde eine Umdrehung um ihre Achse durchführt.

Dichte - Die Kompaktheit der Materie.

Bewegungslinie - Objekte, die sich in der gleichen Richtung wie die Erde um die Sonne bewegen - sie bewegen sich in einer Vorwärtsbewegung, im Gegensatz zu Objekten, die sich in die entgegengesetzte Richtung bewegen - sie bewegen sich in einer rückläufigen Bewegung.

Tagesbewegung - Die scheinbare Bewegung des Himmels von Ost nach West, die durch die Bewegung der Erde von West nach Ost verursacht wird.

Ash Light - Das schwache Leuchten des Mondes über der dunklen Seite der Erde. Licht entsteht durch Reflexion von der Erde.

Sonnenfinsternis – Wenn wir ein Objekt am Himmel sehen, das durch den Schatten eines anderen Objekts oder des Erdschattens blockiert wird.

Ekliptik - Der Pfad der Sonne, des Mondes und des Planeten, auf dem alle am Himmel folgen.

Ökosphäre - Der Bereich um den Stern, in dem die Temperatur Leben ermöglicht.

Elektron - Ein negatives Teilchen, das sich um ein Atom dreht.

Element – ​​Eine Substanz, die nicht weiter fragmentiert werden kann. Es gibt 92 bekannte Elemente.

Tagundnachtgleiche - 21. März und 22. September. Zweimal im Jahr, wenn Tag und Nacht gleich sind, auf der ganzen Welt.

Zweite kosmische Geschwindigkeit - Die Geschwindigkeit, die ein Objekt benötigt, um der Schwerkraft eines anderen Objekts zu entkommen.

Exosphäre - Der äußere Teil der Erdatmosphäre.

Flares - die Wirkung von Sonneneruptionen. Schöne Eruptionen im äußeren Teil der Sonnenatmosphäre.

Galaxie - Eine Gruppe von Sternen, Gas und Staub, die durch die Schwerkraft zusammengehalten werden.

Gamma - Extrem kurzwellige energiereiche elektromagnetische Strahlung.

Geozentrisch - bedeutet einfach, dass sich die Erde im Zentrum befindet. Die Menschen sind daran gewöhnt zu glauben, dass das Universum geozentrisch ist; Für sie war die Erde das Zentrum des Universums.

Geophysik - Erforschung der Erde mit Hilfe der Physik.

HI-Bereich - Neutrale Wasserstoffwolke.

NI-Region - Ionisierte Wasserstoffwolke (Region des heißen Plasmaemissionsnebels).

Hertzsprung-Russell-Diagramm - Ein Diagramm, das Wissenschaftlern hilft, verschiedene Arten von Sternen zu verstehen.

Hubble-Konstante - Das Verhältnis zwischen der Entfernung von einem Objekt und der Geschwindigkeit, mit der es sich von uns wegbewegt. Je weiter sich das Objekt bewegt, desto schneller entfernt es sich von uns.

Die Planeten mit einer geringeren Umlaufbahn als die Erde - Merkur und Venus, die näher an der Sonne liegen als die Erde, werden als niedrigere Planeten bezeichnet.

Ionosphäre - Die Region der Erdatmosphäre.

Kelvin - Temperaturmessung wird häufig in der Astronomie verwendet. 0 Grad Kelvin entsprechen -273 Grad Celsius und -459,4 Grad Fahrenheit.

Keplersche Gesetze - 1. Planeten bewegen sich auf elliptischen Bahnen mit der Sonne in einem der Brennpunkte. 2. Eine imaginäre Linie, die das Zentrum des Planeten mit dem Zentrum der Sonne verbindet. 3. Die Zeit, die ein Planet benötigt, um die Sonne zu umkreisen.

Kirkwood Gaps - Regionen im Asteroidengürtel, in denen es fast keine Asteroiden gibt. Dies liegt daran, dass der riesige Jupiter die Bahnen jedes Objekts ändert, das in diese Bereiche eindringt.

Lichtjahr - Die Entfernung, die ein Lichtstrahl in einem Jahr zurücklegt. Das sind ungefähr 6.000.000.000.000 (9.660.000.000.000 km) Meilen.

Extremität - Der Rand eines Objekts im Weltraum. Die Mondzone zum Beispiel.

Lokale Gruppe - Eine Gruppe von zwei Dutzend Galaxien. Dies ist die Gruppe, zu der unsere Galaxie gehört.

Lunation - Die Zeit zwischen Neumonden. 29 Tage 12 Stunden 44 Minuten

Magnetosphäre – Der Bereich um ein Objekt, in dem der Einfluss des Magnetfelds des Objekts spürbar ist.

Masse - Nicht dasselbe wie Gewicht, obwohl die Masse eines Objekts bestimmt, wie viel es wiegen wird.

Meteor - Eine Sternschnuppe sind Staubpartikel, die in die Erdatmosphäre eintreten.

Meteorit - Ein Objekt aus dem Weltraum, wie z. B. ein Felsbrocken, der auf die Erde fällt und auf seiner Oberfläche landet.

Meteoroiden - Jedes kleine Objekt im Weltraum, wie Staubwolken oder Felsen.

Mikrometeoriten - Ein extrem kleines Objekt. Sie sind so klein, dass sie beim Eintritt in die Erdatmosphäre keinen Sterneneffekt erzeugen.

Die Milchstraße ist unsere Galaxis. (Das Wort "Galaxie" bedeutet auf Griechisch eigentlich die Milchstraße).

Kleinplanet - Asteroid

Molekül - Eine Gruppe von Atomen, die miteinander verbunden sind.

Mehrere Sterne – Eine Gruppe von Sternen, die sich umeinander drehen.

Nadir - Dies ist ein Punkt auf der Himmelskugel, direkt unter dem Beobachter.

Nebel - Eine Wolke aus Gas und Staub.

Neutrino - Ein sehr kleines Teilchen ohne Masse oder Ladung.

Neutronenstern - Überreste eines toten Sterns. Sie sind unglaublich kompakt und drehen sich sehr schnell, manche drehen sich 100 Mal pro Sekunde.

Neu - Ein Stern, der plötzlich aufflammt, bevor er wieder verschwindet - ein Aufflammen, das um ein Vielfaches stärker ist als seine ursprüngliche Helligkeit.

Terrestrisches Sphäroid - Ein Planet, der nicht perfekt rund ist, weil er in der Mitte breiter und von oben nach unten kürzer ist.

Eclipse - Bedecken eines Himmelskörpers mit einem anderen.

Opposition - Wenn der Planet der Sonne genau gegenübersteht, so dass die Erde dazwischen liegt.

Orbit - Der Weg eines Objekts um ein anderes.

Ozon - Der Bereich in der oberen Atmosphäre der Erde, der einen Großteil der tödlichen Strahlung absorbiert, die aus dem Weltraum kommt.

Parallaxe - Die Verschiebung eines Objekts, wenn es von zwei verschiedenen Orten aus betrachtet wird. Wenn Sie beispielsweise ein Auge schließen und auf Ihr Miniaturbild schauen und dann die Augen wechseln, sehen Sie, wie sich alles im Hintergrund hin und her bewegt. Wissenschaftler messen damit die Entfernung zu Sternen.

Parsec - 3,26 Lichtjahre

Halbschatten - Der hellere Teil des Schattens befindet sich am Rand des Schattens.

Periastron - Wenn zwei Sterne, die einander umkreisen, sich am nächsten Punkt befinden.

Perigäum - Der Punkt in der Umlaufbahn eines Objekts um die Erde, wenn es näher an der Erde ist.

Perihel - Wenn ein Objekt, das die Sonne am nächsten Punkt der Sonne umkreist,

Störung - Störung in der Umlaufbahn eines Himmelsobjekts, die durch die Anziehungskraft eines anderen Objekts verursacht wird.

Phasen - Offensichtlich ändert sich die Form von Mond, Merkur und Venus, je nachdem, wie viel von der Sonnenseite die Erde überblickt.

Photosphäre - Helle Oberfläche der Sonne

Planet - Ein Objekt, das einen Stern umkreist.

Planetarischer Nebel - Ein Nebel im Gas, der einen Stern umgibt.

Präzession – Die Erde verhält sich wie ein Kreisel. Die sich im Kreis drehenden Pole bewirken, dass die Pole im Laufe der Zeit in unterschiedliche Richtungen zeigen. Die Erde braucht 25.800 Jahre, um eine Präzession zu vollenden.

Richtige Bewegung - Die Bewegung von Sternen über den Himmel, von der Erde aus gesehen. Nahegelegene Sterne haben eine höhere Eigenbewegung als weiter entfernte, wie in unserem Auto – nähere Objekte, wie Verkehrsschilder, scheinen sich schneller zu bewegen als entfernte Berge und Bäume.

Ein Proton ist ein Elementarteilchen im Zentrum eines Atoms. Protonen sind positiv geladen.

Quasar - Ein sehr weit entferntes und sehr helles Objekt.

Leuchtend – Ein Bereich am Himmel während eines Meteoritenschauers.

Radiogalaxien - Galaxien, die extrem starke Sender von Radiowellen sind.

Rotverschiebung – Wenn sich ein Objekt von der Erde entfernt, dehnt sich das Licht dieses Objekts aus und lässt es röter erscheinen.

Spin – Wenn sich etwas kreisförmig um ein anderes Objekt bewegt, wie der Mond um die Erde.

Rotation – Wenn ein rotierendes Objekt mindestens eine feste Ebene hat.

Saros (drakonische Periode) ist ein Zeitintervall von 223 synodischen Monaten (ca. 6585.3211 Tage), nach dem sich die Mond- und Sonnenfinsternisse in der üblichen Reihenfolge wiederholen. Saros-Zyklus - Zeitraum von 18 Jahren 11,3 Tage, in denen sich die Finsternisse wiederholen.

Satellit - Ein kleines Objekt im Orbit. Es gibt viele elektronische Objekte, die sich um die Erde drehen.

Twinkle - Das Funkeln der Sterne. Dank der Erdatmosphäre.

Ansicht - Der Zustand der Erdatmosphäre zu einem bestimmten Zeitpunkt. Wenn der Himmel klar ist, sagen Astronomen, dass es eine gute Sicht gibt.

Selenographie - Studium der Mondoberfläche.

Seyfert-Galaxien - Galaxien mit kleinen hellen Zentren. Viele Seyfert-Galaxien sind gute Quellen für Radiowellen.

Shooting Star - Licht in die Atmosphäre als Ergebnis eines Meteoriteneinschlags auf die Erde.

Sternperiode - Die Zeitspanne, die ein Objekt im Weltraum benötigt, um eine volle Umdrehung in Bezug auf die Sterne zu vollenden.

Sonnensystem - Ein System von Planeten und anderen Objekten, die den Stern Sonne umkreisen.

Sonnenwind – Ein stetiger Strom von Partikeln von der Sonne in alle Richtungen.

Sonnenwende - 22. Juni und 22. Dezember. Die Jahreszeit, in der der Tag entweder der kürzeste oder der längste ist, je nachdem, wo Sie sich gerade befinden.

Spicules sind die Hauptelemente in der Chromosphäre der Sonne mit einem Durchmesser von bis zu 16.000 Kilometern.

Stratosphäre - Die Höhe der Erdatmosphäre liegt ungefähr 11-64 km über dem Meeresspiegel.

Stern - Ein selbstleuchtendes Objekt, das durch die Energie, die bei Kernreaktionen in seinem Kern entsteht, durchscheint.

Supernova - Superheller Sternenausbruch. Eine Supernova kann pro Sekunde die gleiche Energiemenge produzieren wie die gesamte Galaxie.

Sonnenuhr - Ein uraltes Instrument zur Anzeige der Zeit.

Sonnenflecken – Dunkle Flecken auf der Sonnenoberfläche.

Äußere Planeten - Planeten, die weiter von der Sonne entfernt liegen als die Erde.

Synchroner Satellit - Ein künstlicher Satellit, der sich mit der gleichen Geschwindigkeit wie die Erdrotation um die Erde bewegt, sodass er sich immer im gleichen Teil der Erde befindet.

Synodische Umlaufzeit - Die Zeit, die ein Objekt im Weltraum benötigt, um am selben Punkt im Verhältnis zu zwei anderen Objekten, beispielsweise der Erde und der Sonne, wieder aufzutauchen

Syzygy - Die Position des Mondes in seiner Umlaufbahn, in einer neuen oder vollen Phase.

Terminator - Die Grenze zwischen Tag und Nacht auf jedem Himmelsobjekt.

Thermoelement - Ein Gerät zum Messen sehr kleiner Wärmemengen.

Die Zeit verlangsamt sich – Wenn Sie sich der Lichtgeschwindigkeit nähern, verlangsamt sich die Zeit und die Masse nimmt zu (es gibt eine solche Theorie).

Trojanische Asteroiden - Asteroiden, die die Sonne umkreisen und der Umlaufbahn des Jupiter folgen.

Troposphäre - Der untere Teil der Erdatmosphäre.

Schatten - Das dunkle Innere des Sonnenschutzes.

Variable Sterne – Sterne mit schwankender Helligkeit.

Zenith - Er ist direkt über deinem Kopf am Nachthimmel.

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).

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 zur Erforschung 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 Satelliten der Planeten (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. Binäre Sterne 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 genauso 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 Himmelskugel 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 über die Entstehung des Sonnensystems, 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 größer 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.

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 Differenz der Längengrade 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)