1. Sirius, Sonce, Algol, Alpha Centauri, Albireo. Poiščite dodaten predmet na tem seznamu in pojasnite svojo odločitev. rešitev: Drugi objekt je Sonce. Vse druge zvezde so dvojične ali večkratne. Omeniti je mogoče tudi, da je Sonce edina zvezda na seznamu, okoli katere so bili najdeni planeti. 2. Ocenite atmosferski tlak blizu površine Marsa, če je znano, da je masa njegove atmosfere 300-krat manjša od mase Zemljine atmosfere, polmer Marsa pa je približno 2-krat manjši od polmera Zemlje. rešitev: Preprosto, a dokaj natančno oceno lahko dobimo, če predpostavimo, da je celotna atmosfera Marsa zbrana v blizu površinski plasti konstantne gostote, ki je enaka gostoti na površini. Nato lahko tlak izračunamo z dobro znano formulo , kjer je gostota atmosfere blizu površine Marsa, je pospešek prostega pada na površini in je višina takšne homogene atmosfere. Takšno ozračje se bo izkazalo za precej tanko, zato lahko spremembo z višino zanemarimo. Iz istega razloga lahko maso atmosfere predstavimo kot, kje je polmer planeta. Ker kje je masa planeta, je njegov polmer, je gravitacijska konstanta, lahko izraz za tlak zapišemo kot razmerje, sorazmerno z gostoto planeta , tako da je tlak na površini sorazmeren z . Očitno je enako sklepanje mogoče uporabiti za Zemljo. Ker sta si povprečni gostoti Zemlje in Marsa, dveh zemeljskih planetov, blizu, lahko odvisnost od povprečne gostote planeta zanemarimo. Polmer Marsa je približno 2-krat manjši od polmera Zemlje, zato lahko atmosferski tlak na površini Marsa ocenimo kot Zemljin, t.j. približno kPa (pravzaprav gre za kPa). 3. Znano je, da se kotna hitrost vrtenja Zemlje okoli svoje osi s časom zmanjšuje. zakaj? rešitev: Zaradi obstoja luninih in sončnih plimovanja (v oceanu, atmosferi in litosferi). Plimne grbine se gibljejo po površini Zemlje v nasprotni smeri od smeri njenega vrtenja okoli svoje osi. Ker gibanje plimskih grbin na površini Zemlje ne more potekati brez trenja, plimske grbine upočasnijo vrtenje Zemlje. 4. Kje je dan 21. marca daljši: v Sankt Peterburgu ali Magadanu? zakaj? Zemljepisna širina Magadana je . rešitev: Dolžina dneva je določena s povprečno deklinacijo Sonca čez dan. Okoli 21. marca se deklinacija Sonca s časom povečuje, zato bo dan daljši tam, kjer pride pozneje 21. marec. Magadan se nahaja vzhodno od Sankt Peterburga, zato bo trajanje dneva 21. marca v Sankt Peterburgu daljše. 5. V jedru galaksije M87 je črna luknja z maso mase Sonca. Poiščite gravitacijski polmer črne luknje (razdalja od središča, kjer je druga kozmična hitrost enaka svetlobni hitrosti) in povprečno gostoto snovi znotraj gravitacijskega polmera. rešitev: Drugo kozmično hitrost (to je tudi ubežna ali parabolična hitrost) za katero koli kozmično telo lahko izračunamo po formuli: kjer je

vprašanja.

1. Navidezno gibanje svetilk kot posledica lastnega gibanja v vesolju, vrtenja Zemlje in njenega vrtenja okoli Sonca.
2. Načela za določanje geografskih koordinat iz astronomskih opazovanj (str. 4 str. 16).
3. Razlogi za spreminjanje luninih faz, pogoji za nastanek in pogostost sončnih in luninih mrkov (str. 6, odstavki 1.2).
4. Značilnosti dnevnega gibanja Sonca na različnih zemljepisnih širinah v različnih letnih časih (P.4, odstavek 2, str. 5).
5. Načelo delovanja in namen teleskopa (str. 2).
6. Metode za določanje razdalj do teles sončnega sistema in njihovih velikosti (str. 12).
7. Možnosti spektralne analize in opazovanja zunaj atmosfere za preučevanje narave nebesnih teles (str. 14, "Fizika" str. 62).
8. Najpomembnejše usmeritve in naloge raziskav in razvoja vesolja.
9. Keplerjev zakon, njegovo odkritje, pomen, meje uporabnosti (str. 11).
10. Glavne značilnosti planetov skupine Zemlje, planetov velikanov (str. 18, 19).
11. Posebnosti Lune in satelitov planetov (str. 17-19).
12. Kometi in asteroidi. Osnovne ideje o nastanku sončnega sistema (str. 20, 21).
13. Sonce je kot tipična zvezda. Glavne značilnosti (str. 22).
14. Najpomembnejše manifestacije sončne aktivnosti. Njihova povezanost z geografskimi pojavi (str. 22 str. 4).
15. Metode za določanje razdalj do zvezd. Enote razdalj in povezava med njimi (str. 23).
16. Glavne fizične značilnosti zvezd in njihov odnos (str. 23, 3. odstavek).
17. Fizični pomen Stefan-Boltzmannovega zakona in njegova uporaba za določanje fizikalnih značilnosti zvezd (str. 24, 2. odstavek).
18. Spremenljive in nestacionarne zvezde. Njihov pomen za preučevanje narave zvezd (str. 25).
19. Binarne zvezde in njihova vloga pri določanju fizikalnih značilnosti zvezd.
20. Razvoj zvezd, njegove stopnje in končne stopnje (str. 26).
21. Sestava, zgradba in velikost naše Galaksije (str. 27 str. 1).
22. Zvezdne kopice, fizično stanje medzvezdnega medija (str. 27, odstavek 2, str. 28).
23. Glavne vrste galaksij in njihove posebnosti (str. 29).
24. Osnove sodobnih predstav o zgradbi in razvoju Vesolja (str. 30).

Praktične naloge.

1. Star Map Quest.
2. Opredelitev geografske širine.
3. Določanje deklinacije svetilke po zemljepisni širini in višini.
4. Izračun velikosti svetilke s paralakso.
5. Pogoji za vidnost Lune (Venera, Mars) po šolskem astronomskem koledarju.
6. Izračun obdobja vrtenja planetov po Keplerjevem 3. zakonu.

Odgovori.

Vstopnica številka 1. Zemlja se giblje kompleksno: vrti se okoli svoje osi (T=24 ur), se giblje okoli Sonca (T=1 leto), se vrti skupaj z Galaksijo (T=200 tisoč let). To kaže, da se vsa opazovanja z Zemlje razlikujejo po navideznih trajektorijah. Planete delimo na notranje in zunanje (notranji: Merkur, Venera; zunanji: Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun in Pluton). Vsi ti planeti se vrtijo na enak način kot Zemlja okoli Sonca, vendar je zaradi gibanja Zemlje mogoče opazovati gibanje planetov v obliki zanke (koledar str. 36). Zaradi zapletenega gibanja Zemlje in planetov nastanejo različne konfiguracije planetov.

Kometi in meteoritna telesa se gibljejo po eliptični, parabolični in hiperbolični poti.

Vstopnica številka 2. Obstajata 2 geografski koordinate: geografska širina in geografska dolžina. Astronomija kot praktična znanost vam omogoča, da najdete te koordinate (številka "višina zvezde v zgornjem vrhuncu"). Višina nebesnega pola nad obzorjem je enaka zemljepisni širini kraja opazovanja. Geografsko širino kraja opazovanja je mogoče določiti po višini svetilke na zgornjem vrhuncu ( vrhunec- trenutek prehoda svetilke skozi meridian) po formuli:

h = 90° - j + d,

kjer je h višina zvezde, d je deklinacija, j je zemljepisna širina.

Geografska dolžina je druga koordinata, merjena od ničelnega poldnevnika Greenwicha proti vzhodu. Zemlja je razdeljena na 24 časovnih pasov, časovna razlika je 1 uro. Razlika v lokalnih časih je enaka razliki v zemljepisni dolžini:

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

Lokalni čas je sončni čas na tej lokaciji na Zemlji. Na vsaki točki je lokalni čas drugačen, zato ljudje živijo po standardnem času, torej po času srednjega poldnevnika te cone. Črta za spremembo datuma poteka na vzhodu (Beringova ožina).

Vstopnica številka 3. Luna se giblje okoli zemlje v isti smeri, kot se zemlja vrti okoli svoje osi. Prikaz tega gibanja, kot vemo, je navidezno gibanje Lune proti ozadju zvezd proti vrtenju neba. Vsak dan se Luna premakne proti vzhodu glede na zvezde za približno 13 °, po 27,3 dneh pa se vrne k istim zvezdam, ko je opisala polni krog na nebesni sferi.

Navidezno gibanje Lune spremlja nenehna sprememba njenega videza – sprememba faz. To se zgodi, ker Luna zavzema različne položaje glede na Sonce in Zemljo, ki jo osvetljuje.

Ko nam je Luna vidna kot ozek polmesec, rahlo sveti tudi preostali del njenega diska. Ta pojav imenujemo pepelna svetloba in je razložen z dejstvom, da Zemlja osvetljuje nočno stran Lune z odbito sončno svetlobo.

Zemlja in Luna, obsijana s Soncem, oddajata stožce sence in stožce polsenčnice. Ko Luna v celoti ali delno pade v senco Zemlje, pride do popolnega ali delnega Luninega mrka. Z Zemlje ga lahko hkrati vidimo povsod, kjer je Luna nad obzorjem. Faza popolnega luninega mrka se nadaljuje, dokler luna ne začne izhajati iz zemeljske sence in lahko traja do 1 uro 40 minut. Sončni žarki, ki se lomijo v Zemljini atmosferi, padejo v stožec zemeljske sence. Hkrati ozračje močno absorbira modre in sosednje žarke, v stožec pa prenaša predvsem rdeče. Zato je Luna med veliko fazo mrka obarvana v rdečkasto svetlobo in ne izgine povsem. Lunini mrki se pojavijo do trikrat na leto in seveda le ob polni luni.

Sončev mrk kot popoln je viden le tam, kjer na Zemljo pade lisa lunine sence, premer pege ne presega 250 km. Ko se Luna premika po svoji orbiti, se njena senca premika po Zemlji od zahoda proti vzhodu in nariše zaporedno ozek pas popolnega mrka. Kjer Lunina polsenka pade na Zemljo, opazimo delni Sončev mrk.

Zaradi majhne spremembe oddaljenosti Zemlje od Lune in Sonca je navidezni kotni premer včasih nekoliko večji, včasih nekoliko manjši od sončnega, včasih enak. V prvem primeru popolni Sončev mrk traja do 7 minut 40 s, v drugem Luna Sonca sploh ne prekrije v celoti, v tretjem pa le en trenutek.

Sončevih mrkov v enem letu je lahko od 2 do 5, v slednjem primeru zagotovo zasebnih.

Vstopnica številka 4. Med letom se Sonce giblje vzdolž ekliptike. Ekliptika poteka skozi 12 zodiakalnih ozvezdij. Čez dan se Sonce, kot navadna zvezda, giblje vzporedno z nebesnim ekvatorjem.
(-23°27¢ £ d £ +23°27¢). To spremembo deklinacije povzroči nagib zemeljske osi na ravnino orbite.

Na zemljepisni širini tropov Rak (jug) in Kozoroga (sever) je Sonce v zenitu v dneh poletnega in zimskega solsticija.

Na severnem tečaju Sonce in zvezde ne zaidejo med 21. marcem in 22. septembrom. 22. septembra se začne polarna noč.

Vstopnica številka 5. Obstajata dve vrsti teleskopov: odsevni teleskop in refraktorski teleskop (figure).

Poleg optičnih teleskopov obstajajo tudi radijski teleskopi, ki so naprave, ki zaznavajo kozmično sevanje. Radijski teleskop je parabolična antena s premerom približno 100 m. Kot ležišče za anteno se uporabljajo naravne formacije, kot so kraterji ali gorska pobočja. Radijska emisija vam omogoča raziskovanje planetov in zvezdnih sistemov.

Vstopnica številka 6. Horizontalna paralaksa imenujemo kot, pod katerim je polmer Zemlje viden s planeta, pravokotno na vidno črto.

p² - paralaksa, r² - kotni polmer, R - polmer Zemlje, r - polmer zvezde.

Zdaj se za določitev razdalje do svetilk uporabljajo radarske metode: pošljejo radijski signal na planet, signal se odbije in posname s sprejemno anteno. Poznavanje časa širjenja signala določi razdaljo.

Vstopnica številka 7. Spektralna analiza je najpomembnejše orodje za preučevanje vesolja. Spektralna analiza je metoda, s katero se določi kemična sestava nebesnih teles, njihova temperatura, velikost, struktura, razdalja do njih in hitrost njihovega gibanja. Spektralna analiza se izvaja s spektrografskimi in spektroskopskimi instrumenti. S pomočjo spektralne analize je bila določena kemična sestava zvezd, kometov, galaksij in teles sončnega sistema, saj je v spektru vsaka črta ali njihova kombinacija značilna za določen element. Intenzivnost spektra se lahko uporablja za določanje temperature zvezd in drugih teles.

Glede na spekter so zvezde dodeljene enemu ali drugemu spektralnemu razredu. Iz spektralnega diagrama lahko določite navidezno velikost zvezde, nato pa uporabite formule:

M = m + 5 + 5lg p

lg L = 0,4 (5 - M)

poiščite absolutno magnitudo, svetilnost in s tem velikost zvezde.

Uporaba Dopplerjeve formule

Ustvarjanje sodobnih vesoljskih postaj, vesoljskih plovil za večkratno uporabo, pa tudi izstrelitev vesoljskih plovil na planete (Vega, Mars, Luna, Voyager, Hermes) je omogočila namestitev teleskopov na njih, skozi katere je mogoče te svetilke opazovati blizu atmosferskega motnje.

Vstopnica številka 8. Začetek vesoljske dobe so postavila dela ruskega znanstvenika K. E. Tsiolkovskega. Predlagal je uporabo reaktivnih motorjev za raziskovanje vesolja. Najprej je predlagal zamisel o uporabi večstopenjskih raket za izstrelitev vesoljskih plovil. Rusija je bila pionir te ideje. Prvi umetni satelit Zemlje je bil izstreljen 4. oktobra 1957, prvi polet okoli Lune s fotografiranjem - 1959, prvi polet s posadko v vesolje - 12. aprila 1961 Prvi polet Američanov na Luno - 1964, izstrelitev vesoljskih plovil in vesoljskih postaj.

1. Znanstveni cilji:

• bivanje človeka v vesolju;
• raziskovanje vesolja;
• razvoj tehnologij vesoljskih letov;

1. Vojaške namene (zaščita pred jedrskim napadom);
2. Telekomunikacije (satelitska komunikacija, ki se izvaja s pomočjo komunikacijskih satelitov);
3. Vremenske napovedi, napovedovanje naravnih nesreč (meteosateliti);
4. Produkcijski cilji:

• iskanje mineralov;
• spremljanje okolja.

Vstopnica številka 9. Zasluga za odkrivanje zakonov gibanja planetov pripada izjemnemu znanstveniku Johannesu Keplerju.

Prvi zakon. Vsak planet se vrti v elipsi s Soncem v enem od njegovih žarišč.

Drugi zakon. (zakon območij). Vektor polmera planeta za enake časovne intervale opisuje enaka območja. Iz tega zakona izhaja, da je hitrost planeta, ko se premika po orbiti, večja, čim bližje je Soncu.

Tretji zakon. Kvadrati sideričnih obdobij planetov so povezani kot kocke velikih pol osi njihovih orbit.

Ta zakon je omogočil določitev relativne oddaljenosti planetov od Sonca (v enotah velike pol osi zemeljske orbite), saj so bile zvezdne dobe planetov že izračunane. Velika polos zemeljske orbite se vzame kot astronomska enota (AU) razdalj.

Vstopnica številka 10. Načrt:

1. Naštej vse planete;
2. Oddelek (zemeljski planeti: Merkur, Mars, Venera, Zemlja, Pluton; in planeti velikani: Jupiter, Saturn, Uran, Neptun);
3. Povejte o značilnostih teh planetov na podlagi tabele. 5 (str. 144);
4. Navedite glavne značilnosti teh planetov.

Vstopnica številka 11 . Načrt:

1. Fizikalni pogoji na Luni (velikost, masa, gostota, temperatura);

Luna je po masi 81-krat manjša od Zemlje, njena povprečna gostota je 3300 kg / m 3, torej manjša od Zemljine. Na Luni ni atmosfere, le redka prašna lupina. Ogromne temperaturne razlike na lunini površini od dneva do noči se ne razlagajo le z odsotnostjo atmosfere, ampak tudi s trajanjem luninega dneva in lunine noči, kar ustreza našim dvema tednoma. Temperatura na podsončni točki Lune doseže + 120°C, na nasprotni točki nočne poloble - 170°C.

1. Relief, morja, kraterji;
2. Kemične lastnosti površine;
3. Prisotnost tektonske aktivnosti.

Sateliti planeta:

1. Mars (2 majhna satelita: Phobos in Deimos);
2. Jupiter (16 satelitov, najbolj znani 4 Galilejevi sateliti: Evropa, Kalisto, Io, Ganimed; na Evropi so odkrili vodni ocean);
3. Saturn (17 satelitov, Titan je še posebej znan: ima atmosfero);
4. Uran (16 satelitov);
5. Neptun (8 satelitov);
6. Pluton (1 satelit).

Vstopnica številka 12. Načrt:

1. Kometi (fizična narava, struktura, orbite, vrste), najbolj znani kometi:

• Halleyev komet (T = 76 let; 1910 - 1986 - 2062);
• komet Enck;
• komet Hyakutaka;

1. Asteroidi (mali planeti). Najbolj znani so Ceres, Vesta, Pallas, Juno, Icarus, Hermes, Apollo (skupaj več kot 1500).

Študija kometov, asteroidov, meteornih roj je pokazala, da imajo vsi enako fizično naravo in enako kemično sestavo. Določanje starosti sončnega sistema kaže, da sta sonce in planeti približno enake starosti (približno 5,5 milijarde let). Po teoriji o nastanku sončnega sistema akademika O. Yu. Schmidta so Zemlja in planeti nastali iz oblaka plina in prahu, ki ga je po zakonu univerzalne gravitacije ujelo Sonce in se zavrtelo v isto smer kot sonce. Postopoma so v tem oblaku nastale kondenzacije, ki so povzročile nastanek planetov. Dokaz, da so planeti nastali iz takšnih kopic, so padavine meteoritov na Zemljo in na druge planete. Tako je bil leta 1975 opažen padec kometa Wachmann-Strassmanna na Jupiter.

Vstopnica številka 13. Sonce nam je najbližja zvezda, v kateri lahko za razliko od vseh drugih zvezd opazujemo disk in s teleskopom na njem preučujemo drobne podrobnosti. Sonce je tipična zvezda, zato njegovo preučevanje pomaga razumeti naravo zvezd na splošno.

Masa Sonca je 333 tisoč krat večja od mase Zemlje, moč celotnega sončnega sevanja je 4 * 10 23 kW, efektivna temperatura je 6000 K.

Kot vse zvezde je Sonce vroča krogla plina. Sestavljen je predvsem iz vodika s primesjo 10% (po številu atomov) helija, 1-2% mase Sonca pade na druge težje elemente.

Na Soncu je snov močno ionizirana, to pomeni, da so atomi izgubili svoje zunanje elektrone in skupaj z njimi postali prosti delci ioniziranega plina – plazme.

Povprečna gostota sončne snovi je 1400 kg/m 3 . Vendar je to povprečna številka in gostota v zunanjih plasteh je neprimerno manjša, v središču pa 100-krat večja.

Pod vplivom sil gravitacijskega privlačenja, usmerjenih proti središču Sonca, se v njegovih globinah ustvari ogromen tlak, ki v središču doseže 2 * 10 8 Pa, pri temperaturi okoli 15 milijonov K.

V takih pogojih imajo jedra vodikovih atomov zelo velike hitrosti in lahko kljub delovanju elektrostatične odbojne sile med seboj trčijo. Nekateri trki se končajo z jedrskimi reakcijami, pri katerih iz vodika nastane helij in se sprosti velika količina toplote.

Površina sonca (fotosfera) ima zrnato strukturo, torej je sestavljena iz "zrn", v povprečju velikih približno 1000 km. Granulacija je posledica gibanja plinov v območju, ki se nahaja vzdolž fotosfere. Včasih se na določenih območjih fotosfere temne vrzeli med pikami povečajo in nastanejo velike temne lise. Ko je s teleskopom opazoval sončne pege, je Galileo opazil, da se premikajo po vidnem Sončevem disku. Na podlagi tega je zaključil, da se Sonce vrti okoli svoje osi, in sicer v obdobju 25 dni. na ekvatorju in 30 dni. blizu polov.

Pege so nestalne tvorbe, najpogosteje se pojavljajo v skupinah. Okoli lis so včasih vidne skoraj neopazne svetlobne tvorbe, ki jih imenujemo bakle. Glavna značilnost lis in bakel je prisotnost magnetnih polj z indukcijo, ki doseže 0,4-0,5 T.

Vstopnica številka 14. Manifestacija sončne aktivnosti na Zemlji:

1. Sončne pege so aktivni vir elektromagnetnega sevanja, ki povzroča tako imenovane »magnetne nevihte«. Te "magnetne nevihte" vplivajo na televizijske in radijske komunikacije in povzročajo močne aurore.
2. Sonce oddaja naslednje vrste sevanja: ultravijolično, rentgensko, infrardeče in kozmične žarke (elektroni, protoni, nevtroni in hadroni težki delci). Ta sevanja skoraj v celoti zamuja zemeljska atmosfera. Zato je treba zemeljsko atmosfero ohranjati v normalnem stanju. Občasno se pojavljajo ozonske luknje prepuščajo sončno sevanje, ki doseže zemeljsko površino in negativno vpliva na organsko življenje na Zemlji.
3. Sončna aktivnost se pojavi vsakih 11 let. Zadnja največja sončna aktivnost je bila leta 1991. Pričakovani maksimum je 2002. Največja sončna aktivnost pomeni največje število sončnih peg, sevanja in izbočenj. Že dolgo je ugotovljeno, da sprememba sončne aktivnosti Sonca vpliva na naslednje dejavnike:

• epidemiološke razmere na Zemlji;
• število različnih vrst naravnih nesreč (tajfuni, potresi, poplave itd.);
• o številu cestnih in železniških nesreč.

Največ vsega tega pade na leta aktivnega Sonca. Kot je ugotovil znanstvenik Chizhevsky, aktivno Sonce vpliva na počutje osebe. Od takrat so bile sestavljene periodične napovedi dobrega počutja osebe.

Vstopnica številka 15. Izkazalo se je, da je polmer Zemlje premajhen, da bi služil kot osnova za merjenje paralaktičnega premika zvezd in razdalje do njih. Zato se namesto horizontalne uporablja enoletna paralaksa.

Letna paralaksa zvezde je kot, pod katerim bi lahko iz zvezde videli veliko polos zemeljske orbite, če je pravokotna na zorno črto.

a - velika polos zemeljske orbite,

p - letna paralaksa.

Uporablja se tudi enota parsec. Parsec - razdalja, s katere je velika polos zemeljske orbite, pravokotna na vidno črto, vidna pod kotom 1².

1 parsec = 3,26 svetlobnih let = 206265 AU e. = 3 * 10 11 km.

Z merjenjem letne paralakse je mogoče zanesljivo določiti razdaljo do zvezd, ki niso več kot 100 parsekov ali 300 ly. let.

Vstopnica številka 16. Zvezde so razvrščene glede na naslednje parametre: velikost, barva, svetilnost, spektralni tip.

Po velikosti so zvezde razdeljene na pritlikave zvezde, srednje zvezde, normalne zvezde, zvezde velikanke in zvezde supergigante. Pritlikave zvezde so satelit zvezde Sirius; srednje - Sonce, Capella (Auriga); normalno (t \u003d 10 tisoč K) - imajo dimenzije med Soncem in Capella; zvezde velikanke - Antares, Arcturus; supergiganti - Betelgeuse, Aldebaran.

Po barvi so zvezde razdeljene na rdeče (Antares, Betelgeuse - 3000 K), rumene (Sonce, Capella - 6000 K), bele (Sirius, Deneb, Vega - 10000 K), modre (Spica - 30000 K).

Glede na svetilnost so zvezde razvrščene na naslednji način. Če vzamemo sij Sonca kot 1, potem imajo bele in modre zvezde svetilnost 100 in 10 tisoč krat večjo od svetilnosti Sonca, rdeče pritlikavke pa 10-krat manjšo od svetilnosti Sonca.

Glede na spekter so zvezde razdeljene v spektralne razrede (glej tabelo).

Ravnotežni pogoji: kot je znano, so zvezde edini naravni objekti, znotraj katerih potekajo nenadzorovane reakcije termonuklearne fuzije, ki jih spremlja sproščanje velike količine energije in določa temperaturo zvezd. Večina zvezd je v mirujočem stanju, torej ne eksplodirajo. Nekatere zvezde eksplodirajo (tako imenovane nove in supernove). Zakaj so zvezde na splošno v ravnovesju? Sila jedrskih eksplozij v mirujočih zvezdah je uravnotežena s silo gravitacije, zato te zvezde ohranjajo ravnovesje.

Vstopnica številka 17. Stefan-Boltzmannov zakon določa razmerje med sevanjem in temperaturo zvezd.

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

e je energija sevanja na enoto površine zvezde

L je svetilnost zvezde, R je polmer zvezde.

Z uporabo Stefan-Boltzmannove formule in Wienovega zakona se določi valovna dolžina, ki upošteva največje sevanje:

l max T = b b - Wienova konstanta

Lahko izhajamo iz nasprotnega, to je z uporabo svetilnosti in temperature za določitev velikosti zvezd.

Vstopnica številka 18. Načrt:

1. cefeida
2. nove zvezde
3. supernove

Vstopnica številka 19. Načrt:

1. Vizualno dvojno, večkratno
2. Spektralne binarne datoteke
3. mrk spremenljivih zvezd

Vstopnica številka 20. Obstajajo različne vrste zvezd: enojne, dvojne in večkratne, stacionarne in spremenljive, velikanke in pritlikave zvezde, nove in supernove. Ali obstajajo vzorci v tej raznolikosti zvezd, v njihovem navideznem kaosu? Takšni vzorci kljub različnim svetilnostim, temperaturam in velikostim zvezd obstajajo.

1. Ugotovljeno je bilo, da se svetilnost zvezd povečuje z naraščanjem mase, ta odvisnost pa je določena s formulo L = m 3,9, poleg tega za mnoge zvezde velja pravilnost L » R 5,2.
2. Odvisnost L od t° in barve (diagram barvno-svetilnost).

Bolj masivna je zvezda, hitreje izgori glavno gorivo, vodik, in se spremeni v helij ( ). Ogromni modri in beli velikani izgorejo v 10 7 letih. Rumene zvezde, kot sta Capella in Sonce, izgorejo v 10 10 letih (t Sun = 5 * 10 9 let). Bele in modre zvezde, ki izgorevajo, se spremenijo v rdeče velikane. Sintetizirajo 2C + He ® C 2 He. Ko helij izgoreva, se zvezda skrči in spremeni v belo pritlikavko. Beli škrat se sčasoma spremeni v zelo gosto zvezdo, ki je sestavljena samo iz nevtronov. Zmanjšanje velikosti zvezde vodi v njeno zelo hitro vrtenje. Zdi se, da ta zvezda utripa in izžareva radijske valove. Imenujejo se pulsarji - končna faza zvezd velikank. Nekatere zvezde z veliko večjo maso od mase Sonca se tako skrčijo, da se v njih spremenijo tako imenovane »črne luknje«, ki zaradi gravitacije ne oddajajo vidnega sevanja.

Vstopnica številka 21. Naš zvezdni sistem - Galaksija je ena izmed eliptičnih galaksij. Rimska cesta, ki jo vidimo, je le del naše galaksije. Zvezde do magnitude 21 je mogoče videti s sodobnimi teleskopi. Število teh zvezd je 2 * 10 9, vendar je to le majhen del prebivalstva naše Galaksije. Premer galaksije je približno 100 tisoč svetlobnih let. Ob opazovanju Galaksije lahko opazimo "razcepitev", ki jo povzroča medzvezdni prah, ki od nas prekriva zvezde Galaksije.

prebivalstvo galaksije.

V jedru galaksije je veliko rdečih velikanov in kratkodobnih cefeidov. V vejah dlje od središča je veliko supergigantov in klasičnih cefeidov. Spiralni kraki vsebujejo vroče supergigante in klasične cefeide. Naša galaksija se vrti okoli središča galaksije, ki se nahaja v ozvezdju Herkul. Sončni sistem naredi popolno revolucijo okoli središča Galaksije v 200 milijonih let. Z vrtenjem sončnega sistema lahko določimo približno maso Galaksije - 2 * 10 11 m Zemlje. Zvezde veljajo za mirujoče, v resnici pa se zvezde premikajo. Ker pa smo daleč od njih, je to gibanje mogoče opazovati le tisoče let.

Vstopnica številka 22. V naši galaksiji poleg posameznih zvezd obstajajo zvezde, ki se združujejo v kopice. Obstajata 2 vrsti zvezdnih kopic:

1. Odprte zvezdne kopice, kot je zvezdna kopica Plejade v ozvezdjih Bik in Hijade. S preprostim očesom v Plejadah lahko vidite 6 zvezd, če pa pogledate skozi teleskop, lahko vidite razpršenost zvezd. Odprti grozdi so veliki nekaj parsekov. Odprte zvezdne kopice so sestavljene iz na stotine zvezd glavnega zaporedja in supergigantov.
2. Kroglaste zvezdne kopice so velike do 100 parsekov. Za te grozde so značilni kratkoperiodični cefeidi in posebna velikost (od -5 do +5 enot).

Ruski astronom V. Ya. Struve je odkril, da obstaja medzvezdna absorpcija svetlobe. Medzvezdna absorpcija svetlobe je tista, ki oslabi svetlost zvezd. Medzvezdni medij je napolnjen s kozmičnim prahom, ki tvori tako imenovane meglice, na primer temne meglice Velikih Magellanovih oblakov, Konjska glava. V ozvezdju Orion je meglica plina in prahu, ki sveti z odbito svetlobo bližnjih zvezd. V ozvezdju Vodnar je Velika planetarna meglica, ki je nastala kot posledica emisije plina iz bližnjih zvezd. Vorontsov-Velyaminov je dokazal, da za nastanek novih zvezd zadostuje emisija plinov, ki jih izvajajo zvezde velikanke. Plinaste meglice tvorijo plast v Galaksiji z debelino 200 parsekov. Sestavljeni so iz H, He, OH, CO, CO 2 , NH 3 . Nevtralni vodik oddaja valovno dolžino 0,21 m. Porazdelitev te radijske emisije določa porazdelitev vodika v Galaksiji. Poleg tega v Galaksiji obstajajo viri zavornega (rentgenskega) radijskega oddajanja (kvazarji).

Vstopnica številka 23. William Herschel je v 17. stoletju na zvezdni zemljevid postavil veliko meglic. Kasneje se je izkazalo, da so to velikanske galaksije, ki so zunaj naše Galaksije. Ameriški astronom Hubble je s pomočjo Cefeidov dokazal, da se nam najbližja galaksija M-31 nahaja na razdalji 2 milijona svetlobnih let. V ozvezdju Veronika, ki je od nas oddaljeno na milijone svetlobnih let, je bilo odkritih približno tisoč takšnih galaksij. Hubble je dokazal, da obstaja rdeči premik v spektrih galaksij. Ta premik je večji, čim dlje je galaksija od nas. Z drugimi besedami, dlje kot je galaksija, večja je njena hitrost odmika od nas.

V odstranitev = D * H H - Hubblova konstanta, D - odmik v spektru.

Model širitve vesolja, ki temelji na Einsteinovi teoriji, je potrdil ruski znanstvenik Friedman.

Galaksije so nepravilne, eliptične in spiralne. Eliptične galaksije - v ozvezdju Bik, spiralna galaksija - naša, meglica Andromeda, nepravilna galaksija - v Magellanovih oblakih. Zvezdni sistemi poleg vidnih galaksij vsebujejo tako imenovane radijske galaksije, torej močne vire radijskega oddajanja. Namesto teh radijskih galaksij so našli majhne svetleče predmete, katerih rdeči premik je tako velik, da so očitno od nas oddaljene milijarde svetlobnih let. Imenujejo se kvazarji, ker je njihovo sevanje včasih močnejše od sevanja celotne galaksije. Možno je, da so kvazarji jedra zelo močnih zvezdnih sistemov.

Vstopnica številka 24. Najnovejši katalog zvezd vsebuje več kot 30.000 galaksij, svetlejših od 15 magnitude, na stotine milijonov galaksij pa je mogoče fotografirati z zmogljivim teleskopom. Vse to skupaj z našo galaksijo tvori tako imenovano metagalaksijo. Glede na velikost in število predmetov je metagalaksija neskončna; nima ne začetka ne konca. Po sodobnih konceptih v vsaki galaksiji prihaja do izumrtja zvezd in celotnih galaksij, pa tudi do nastanka novih zvezd in galaksij. Znanost, ki preučuje naše vesolje kot celoto, se imenuje kozmologija. Po teoriji Hubbla in Friedmana se naše vesolje, glede na splošno Einsteinovo teorijo, tako vesolje širi pred približno 15 milijardami let, najbližje galaksije so nam bile bližje kot zdaj. V nekem prostoru v prostoru nastanejo novi zvezdni sistemi in glede na formulo E = mc 2, ker lahko rečemo, da so mase in energije enakovredne, je njihova medsebojna preobrazba ena v drugo osnova materialnega sveta.

Jaslice

Astronomija in letalstvo

Odgovori na test iz astronomije. 1) Astronomija preučuje gibanje nebesnih teles, njihovo naravo, izvor. 2) Vesolje je del materialnega sveta, ki je na voljo za raziskovanje z astronomskimi sredstvi, ki ustreza doseženi stopnji razvoja ...

Odgovori na test iz astronomije.

1) Študije astronomijegibanje nebesnih teles, njihova narava, izvor.

2) Vesolje - del materialnega sveta, ki je na voljo za raziskovanje z astronomskimi sredstvi, ki ustreza doseženi stopnji razvoja znanosti. Je tudi celoten obstoječi materialni svet, brezmejen v času in prostoru in neskončno raznolik v oblikah, ki jih snov dobiva v procesu svojega razvoja.

Vesolje - vse kar obstaja.

Vesolje - vse, kar vidimo s pomočjo instrumentov.

3) Prej imenovana ozvezdjaravni del nebesne krogle, na katerem so postavljene zvezde.

Zdaj se imenujejo ozvezdjastožec (ne okrogel), ki vključuje vse, kar je v njem.

4) Trenutno je celotno nebo pogojno razdeljeno na 88 odsekov s strogo določenimi mejami - ozvezdji.

5) ozvezdja: Veliki in Mali medved, Kasiopeja, Lira, Labod, Pegaz, Andromeda, Orion, Bik, Voznik, Dvojček, Mali in Veliki pes, Bolotlas, Devica, Lev.

6) Nebesna krogla je namišljena krogla poljubno velikega polmera, v središču katere je opazovalčevo oko.

7) Kako so narejene zvezdne karte?:

• krogla je razrezana na tanke trakove in nato prikazana na ravnini.
• poiščite kot, ki je odložen od spomladanskega enakonočja, in ga povežite s središčem vesolja.

9) Opaziti dnevno vrtenje nebesne krogle(pojavlja se od vzhoda proti zahodu) - navidezni pojav, ki odraža dejansko vrtenje globusa okoli svoje osi (od zahoda proti vzhodu).

11) Svetovna os - os vrtenja nebesne krogle.

12) Če skozi Severno zvezdo (ozvezdje Mali medved) potegnemo črto, vzporedno z osjo Zemlje, bo toseverni pol zemlje.

13) pravo poldne- trenutek zgornje kulminacije središča sonca. Zgornja kulminacija je najvišja višina, ki je dosežena v trenutku, ko svetilo preide skozi nebesni poldnevnik.

14) pravi sončni dan- časovni interval med dvema zaporednima vrhuncema istega imena središča sonca.

15) Trajanje pravega sončnega dne ne ostane enako skozi vse leto (zaradi neenakomernega gibanja Sonca po ekliptiki in njegovega nagnjenja k nebesnemu ekvatorju). Zato v vsakdanjem življenju ni res, ampaksrednji sončni dan, katerega trajanje je konstantno.

16) Univerzalni čas je srednji čas na ničelnem ali Greenwiškem poldnevniku.

17) Svetovni čas je čas njenega osrednjega poldnevnika. Vsak časovni pas se razteza za 15° ali 1 uro po dolžini (skupaj 24 pasov).

18) Standardni izračun časa:

T n \u003d T 0 +n; kjer je T n - standardni čas; T 0 - univerzalni čas.

Tn-Tλ =n-λ; kjer je T λ - lokalni čas; λ je geografska dolžina.

19) Na ozemlju Ruske federacije je od 19. januarja 1992 vzpostavljen naslednji postopek za izračun časa: standardnemu času se doda 1 ura; vsako leto se zadnje nedeljo v marcu ob 2. uri zjutraj uri premaknejo za 1 uro naprej, zadnjo nedeljo v septembru (ob 3. uri zjutraj) pa se kazalci premaknejo za 1 uro nazaj. Tako je poletni čas 2 uri pred standardnim časom. Poletni čas ne moti običajnega življenjskega ritma, vendar vam omogoča znatno prihranek električne energije, porabljene za razsvetljavo.

20) Moskovski čas- lokalni čas v glavnem mestu Rusije, ki se nahaja v drugem časovnem pasu. Priporočljiv je kot običajen čas za Rusko federacijo.

21) Tropsko leto - časovni interval med dvema zaporednima prehodoma Sonca skozi pomladno enakonočje, ki je 365 dni 5 ur 48 minut 46 sekund.

22) sončni koledar- prikaz dolgih časovnih obdobij, povezanih s spremembo letnih časov. Sestavljanje koledarja je težko, ker je dolžina tropskega leta nesorazmerna z dolžino dneva.

23) v julijanskem koledarju(stari slog, ki ga je leta 46 pred našim štetjem uvedel Julij Cezar) povprečna dolžina leta je bila 365,25 dni: tri leta so vsebovala po 365 dni, prestopno leto pa 366. Ta koledar je daljši od tropskega - na vsakih 400 let razlika doseže 3 dni.

Nakopičeno neskladje je bilo odpravljeno, ko je leta 1582 papež Gregor Trinajsti uvedel nov slog (gregorijanski koledar). Zaradi reforme je 5. oktober 1582 postal 15. oktober. Leta, kot so 1700, 1800, 1900, 2000, so veljala za preprosta in ne prestopna leta. Z izjemo let te vrste se vsa druga, katerih števila so deljiva s 4, štejejo za prestopna leta. Enodnevna napaka se kopiči v gregorijanskem koledarju (v katerem je dolžina leta 365,2425 dni) v 3300 letih.

25) Zvezde - svetleče plinske (plazemske) kroglice, podobne soncu. Nastanejo iz plinsko-prašnega okolja (vodik in helij) kot posledica gravitacijske kondenzacije.

26) Razlika med zvezdo in planetomje, da planet (»tava«) sveti z odbito sončno svetlobo, zvezda pa to svetlobo oddaja (samosevajoče zvezdno telo).

27) V starodavni astronomijiSvet je bil razdeljen na dva dela: zemeljski in nebeški. Mislili so, da obstaja "nebeški svod", na katerega so bile pritrjene zvezde, Zemlja pa je bila sprejeta za negibno središče vesolja.

Zamisel o osrednjem položaju Zemlje v vesolju so pozneje znanstveniki starodavne Grčije postavili kot osnovo.geocentrični sistemi sveta. Aristotel (384-322 pr.n.št.; grški filozof) je opazil, da če se Zemlja premika, bi to gibanje lahko zaznali s spremembo položaja zvezd na nebu. Klavdij Ptolemej (2. stoletje pr.n.št.; aleksandrijski astronom) je razvil geocentrični sistem sveta, po katerem se Luna, Merkur, Venera, Sonce, Mars, Jupiter, Saturn in »sfera nepremičnih zvezd« gibljejo okoli nepremične Zemlje. .

Po naukih Nikolaja Kopernika (1473-1543; poljski astronom) središče sveta ni Zemlja, ampak Sonce. Samo Luna se giblje okoli Zemlje. Zemlja se vrti okoli Sonca in se vrti okoli svoje osi. Kopernik je na zelo veliko razdaljo od Sonca postavil "sfero nepremičnih zvezd". Ta sistem je bil imenovanheliocentrična.Giordano Bruno (1548-1600; italijanski filozof), ki je razvijal Kopernikov nauk, je trdil, da v vesolju ni in ne more biti središča, da je Sonce le središče Osončja. Domneval je, da so zvezde enaka sonca kot naše, planeti pa se gibljejo okoli neštetih zvezd, od katerih mnoge imajo inteligentno življenje. Leta 1609 je Galileo Galilei (1564-1642) prvič usmeril teleskop v nebo in naredil odkritja, ki jasno potrjujejo Kopernikov nauk: na Luni je videl gore, odkril štiri Jupitrove satelite, odkril faze Venere, odkril lise na Luni. Sonce, ugotovilo, da se različna nebesna telesa vrtijo po osi. Končno je odkril, da je Rimska cesta veliko šibkih zvezd, ki niso vidne s prostim očesom. Posledično je vesolje veliko večje, kot se je prej mislilo, in naivno je domnevati, da naredi popolno revolucijo okoli majhne Zemlje v enem dnevu. V Avstriji je Johannes Kepler (1571-1630) razvil Kopernikov nauk in odkril zakone gibanja planetov. V Angliji je Isaac Newton (1643-1727) objavil svoj slavni zakon o univerzalni gravitaciji. V Rusiji je Kopernikov nauk pogumno podprl M.V. Lomonosov (1711-1765), ki je odkril atmosfero na Veneri, je zagovarjal idejo o množici naseljenih svetov.

28) Nikolaj Kopernik(1473 - 1543) živel na Poljskem. Predlagal je svoj sistem sveta, po katerem središče sveta ni Zemlja, ampak Sonce. Samo Luna se vrti okoli Zemlje, Zemlja pa je tretji planet od Sonca in se vrti okoli njega in njegove osi. Sistem, ki ga je predlagal, se imenuje heliocentrični. Toda Kopernik ni dal le pravilne sheme za strukturo sončnega sistema, temveč je določil tudi relativne razdalje (v enotah razdalje Zemlje od Sonca) planetov od Sonca in izračunal obdobje njihovega vrtenja okoli njega. .

Galileo Galilei (1564 - 1642) Italijan. Jasno potrdil Kopernikov nauk. Ko je odkril gore na Luni, je ugotovil, da je lunina površina v marsičem podobna Zemlji. Odkril je tudi 4 Jupitrove lune; odkrili, da Venera, tako kot Luna, spreminja svoje faze (zato je sferično telo, ki sije z odbito sončno svetlobo); ugotovil, da se Sonce vrti okoli svoje osi, in na njem našel tudi lise. Končno je odkril, da je Rimska cesta veliko šibkih zvezd, ki niso vidne s prostim očesom. Ta odkritja so mu omogočila, da je potrdil Kopernikove nauke in trdil, da je vesolje veliko večje, kot se je prej mislilo.

Mihail Vasiljevič Lomonosov(1711 - 1765) - podpiral Kopernikov nauk, odkril atmosfero na Veneri, zagovarjal idejo o množici naseljenih svetov.

Johannes Kepler - Avstrijec (1571 - 1630) je odkril 3 osnovne zakone gibanja planetov:

• Orbita vsakega planeta je elipsa s Soncem v enem od njegovih žarišč.
• Polmer - vektor planeta v enakih časovnih intervalih opisuje enaka območja.
• Kvadrati sideričnih obdobij dveh planetov so povezani kot kocke velikih pol osi njunih orbit.

29) Določanje razdalje do teles in njihovih dimenzij.

Za določitev razdalje do teles se uporabljametoda paralakse: da bi ugotovili razdaljo do katerega koli telesa, morate izmeriti razdaljo do katere koli dostopne točke (imenovana je osnova in znotraj sončnega sistema se zanjo vzame ekvatorialni polmer Zemlje), kot, pod katerim od zvezda na obzorju bi bila osnova vidna, se imenuje vodoravna ekvatorialna paralaksa, če jo najdemo, potem je razdalja:

D = R / sinp

R - osnova, str

radarska metodasestoji iz dejstva, da se svetilki pošlje kratkotrajni impulz, sprejme se odbit signal in se izmeri čas. (1a.u.=149.597.868 km).

Metoda laserske lokacijepodobno kot radar, vendar veliko bolj natančno.

Določanje velikosti teles sončnega sistemaizvedemo z merjenjem kota, pod katerim so vidni z Zemlje in razdalje do svetilk, tako dobimo linearni polmer:

R = D * sin p

R - osnova, str - vodoravna paralaksa svetilke

30) Keplerjevi zakoni:

1) Orbita vsakega planeta je elipsa, v enem od žarišč katere je Sonce.

2) Polmer - vektor planeta v enakih časovnih obdobjih opisuje enaka območja.

3) Kvadrati sideričnih obdobij dveh planetov so povezani kot kocke velikih pol osi njunih orbit.

31) Zemlja:

• Dimenzije: Rav. = 6371 km.
• Povprečna gostota = 5,5*1000 kg/cu.m.
• Oblika: elipsa, ekvatorialni polmer > polarni polmer.
• Kot nagiba: 66 stopinj 34 minut.
• Značilnosti gibanja: naklon zemeljske osi do ravnine orbite. Ohranjanje smeri osi v prostoru.
• Orbita: eliptična okoli Sonca, blizu kroga.

32 ) Sončni in lunini mrki:

Ko Luna med svojim gibanjem okoli Zemlje popolnoma ali delno zakrije Sonce,sončni mrki.

Popoln mrk je možen, ker sta navidezna premera Lune in Sonca skoraj enaka. Delni mrki se pojavijo, ko lunin disk ne zakrije popolnoma Sončevega diska, pa tudi na območjih lunine polsenke.

Ko Luna pri gibanju okoli Zemlje pade v stožec Zemljine sence,popolni lunin mrk. Če je le del lune potopljen v senco,delni lunin mrk.

Mrki se ponavljajo v določenih intervalih, imenovanih saros (razloženo z vzorci v gibanju lune), traja približno 18 let 11 dni. Med vsakim sarosom je 42 sončnih in 28 lunarnih. Vendar pa popolne sončne mrke na določeni točki zemeljske površine opazimo največ enkrat na 200-300 let.

33) luna:

• Dimenzije: linearni premer je približno enak 3476 km.
• Starost: približno 4 milijarde let
• Zgradba: skorja - 60 km, plašč -1000 km, jedro -750 km.
• Svetlost: ne-samosvetleče telo, sije z odbito sončno svetlobo.
• Oddaljenost od Zemlje: 384.400 km.
• Značilnosti površine: med luninim dnevom se temperatura na površini spremeni za približno 300K,
• Na površju so tudi morja (30 %), celine (70 %) in obročasti kraterji (premer 1 - 200 km.)
• Mehanske lastnosti tal: prevladujejo kamnine, podobne kopenskim bazaltom, ognjevzdržne kovine, pa tudi Si, Fe, Cu, Mg, Al.
• Sprememba površja sčasoma: doba aktivnega vulkanizma se je že zdavnaj končala, intenzivnost bombardiranja meteoritov se je zmanjšala, čeprav se lunotresi še vedno pojavljajo. Toda na splošno se v zadnjih 2-3 milijarde let površina skoraj ni spremenila.
• Značilnosti gibanja: Luna se vrti okoli Zemlje in njene osi, zaradi česar je vedno z eno poloblo obrnjena proti Zemlji.
• Primerjava z velikostjo Zemlje: 4-krat manjša od zemeljskega polmera in 81-krat manjša od mase.
• Dvojni planet: skupno središče mase sistema Zemlja-Luna, ki se nahaja znotraj Zemlje, se giblje po eliptični orbiti okoli Sonca. Zato se ta sistem pogosto imenuje "dvojni planet".
• Gravitacija na Luni: 0,16 g.

34) Zemeljski planeti:

ime	Merkur	Venera	Zemljišče	Mars
Lokacija	0,39 a.u. od sonca	0,72		1,52
Povprečna gostota	5,5*10000 kg/cu.m.
Značilnosti gibanja		V smeri, nasprotni smeri njenega gibanja okoli Sonca in približno 243-krat počasnejša od Zemlje	Gibanje okoli Sonca in njegove osi, nagnjenost zemeljske osi proti ravnini orbite. Ohranjanje smeri osi v prostoru.	Gibanje okoli Sonca in njegove osi v eni smeri
sateliti	ne	št	1 - Luna	2 - Fobos, Deimos
Kot nagiba	89 gr.	86,6	66,5	65,5
Primerjava premera z zemljo	Približno 0,3 D Zemlje	Približno 0,9 D Zemlje		Približno 0,5 D Zemlje
Prisotnost a) atmosfere b) vode c) življenja	a) Sledi b) ne	a) zelo gosto	a) debel b) v obliki površinske vode, ledenikov, podtalnice	a) redka b) predvidoma v obliki ledenikov
Temperature		500 K
Značilnosti površine	Površje je podobno luni, veliko kraterjev, morja in razširjene gorske police	Najbolj gladka površina vseh zemeljskih planetov. Tudi prisotnost kraterjev, pa tudi velike gorske police	Prisotnost celin in oceanov	Prisotnost kraterjev, morij, celin, pa tudi gorskih sotesk in kanjonov, velikih gorskih stožcev

35) Velikanski planeti:

ime	Jupiter	Saturn	Uran	Neptun
Lokacija	5.20 a.u. od sonca	9.54	19.19	30.07
Povprečna gostota	1,3*1000 kg/cu.m. m.
Značilnosti gibanja		Zelo hitro vrtenje okoli Sonca in njegove osi v isto smer	Zelo hitro vrtenje okoli Sonca in njegove osi v različnih smereh	Zelo hitro vrtenje okoli Sonca in njegove osi v isto smer
sateliti	16: Io, Evropa, Ganimed, Kalisto...	17 Taphia, Mimas, Titan	16 Miranda…	8 Triton…
Kot nagiba	87 stopinj	63,5
Primerjava premera z zemljo	Približno 10,9 D Zemlja	Približno 9,1 D Zemlja	Približno 3,9 D Zemlje	Približno 3,8 D Zemlje
Prisotnost sevalnih pasov	Razteza se na 2,5 milijona km. (magnetno polje planeta zajame nabite delce, ki letijo s Sonca, ki tvorijo pasove visokoenergetskih delcev okoli planeta)	Obstoj	Obstoj	Obstoj
Prisotnost prstanov in njihove značilnosti	Nezvezni obroči debeline do 1 km, segajo čez plast oblakov planeta za 60.000 km, sestavljeni so iz delcev in kep.	prisotnost prstanov	prisotnost prstanov	prisotnost prstanov

36) majhna nebesna telesa

	asteroidi	meteoriti	kometi	Meteora
Bistvo	manjši planet	Razbiti asteroidi		Fenomen bliskavice majhnega kozmičnega (meteoritnega) telesa
Struktura	Fe, Ni, Mg , pa tudi bolj zapletene organske snovi na osnovi ogljika	Fe, Ni, Mg	Glava, jedro (mešanica zamrznjenih plinov: amoniak, metan, dušik ...), rep (redka snov, prah, kovinski delci)	Po zgradbi je podoben kometom
Značilnosti gibanja	Gibajo se okoli Sonca v isti smeri kot veliki planeti, imajo velike ekscentričnosti	Zaradi privlačnosti planetov asteroidi spremenijo svojo orbito, trčijo, razpadejo in na koncu padejo na površje planeta.	Orbite so zelo podolgovate elipse, ki se tesno približajo in se nato odmaknejo za stotine tisoč AU.	Gibanje po orbitah starih, strnjenih kometov
Naslovi	(skupaj več kot 5500), vendar z uveljavljenimi orbitami: Lomonosov, Estonija, Jugoslavija, Cincinnati ... (imajo tudi številke)	(padel na Zemljo): Tunguska, Sikhote-Alin ...	Halley, Encke ...	NE
Dimenzije	Nekaj ​​deset kilometrov. Majhna teža	Do 200 000 t.	Do 0,0001 zemeljske mase	Velikost graha
Izvor	Jedra nekdanjih kratkoperiodičnih planetov	Razbiti asteroidi		Delci zlomljenih kometov
Vpliv na Zemljo	Pri stiskanju so možne meteorne plohe, pa tudi nevarnost trka z velikimi asteroidi.	Padajo v obliki meteornih roj, s padcem največjega nastanejo udarni val in kraterji	Možen trk Zemlje z glavo kometa (morda - meteorita Tunguska)	Vstop in uničenje v ozračju
Načini študija	S pomočjo opazovalnic in vesoljskih plovil brez posadke	Z zbiranjem meteoritnih snovi	S pomočjo observatorijev, pa tudi s pomočjo posebej izstreljenih vesoljskih plovil	Vizualni, fotografski, radarski

37) Značilnosti strukture sončnega sistema.

Planeti zemeljske skupine se nahajajo okoli Sonca v naslednjem vrstnem redu:

Merkur, Venera, Zemlja, Mars.

Jupiter, Saturn, Uran, Neptun.

Najdlje od vseh je Pluton, ki bi ga po velikosti raje morali pripisati planetom zemeljske skupine (manjši od Zemlje), a ker je na precejšnji oddaljenosti, ga ne moremo pripisati nobeni od zgornjih skupin.

Poleg tega so v osončju prisotni kometi (ki se vrtijo okoli Sonca po zelo podolgovati eliptični orbiti) in posamezni asteroidi.

38) Sonce je zvezda

• Posebnosti: neprekinjena termonuklearna reakcija
• Dimenzije: linearni premer = 1,39*10^6 km.
• Teža: 2*10 ^30 kg
• Svetlost: 3,8*10^26W. (skupna energija, ki jo seva Sonce na enoto časa, pomnožena z razdaljo od Zemlje do Sonca)

dejavnost - kompleks nestacionarnih formacij v ozračju Sonca (lise, bakle, izbokline, bleščice ...)

• Ciklusi aktivnosti: približno 11 let
• Kemična sestava snovi: približno 70 kemičnih elementov, najpogostejša sta vodik (70 mas. %) in helij (več kot 30 mas. %)
• Fizikalno stanje snovi: osnovno stanje - plazma
• Viri energije: termonuklearne reakcije, pri katerih se zaradi pretvorbe vodika v helij sprosti ogromna količina energije
• Struktura:
• Pege: nestanovitne, spremenljive podrobnosti fotosfere, ki obstajajo od nekaj dni do več mesecev. V premeru dosežejo več deset tisoč kilometrov, sestavljeni so iz jedra in polsen, predstavljajo stožčasti lijak z globino približno 300 - 400 km.
• Prominence: Ogromne svetle projekcije ali loki, ki se zdi, da počivajo na kromosferi in se prebijajo v sončno korono.
• Izbruhi: eksplozivni procesi, ki sproščajo energijo iz magnetnega polja sončnih peg; traja od 5 min. do nekaj ur in pokrivajo do nekaj deset kvadratnih kilometrov, skupaj z ultravijoličnim, rentgenskim in radijskim sevanjem
• Struktura in sestava ozračja:

1) Fotosfera: spodnja plast je debela 300 - 400 km, z gostoto približno 10^-4 kg / m3, temperatura je blizu 6000K

2) Kromosfera: sega do višine 10 - 14 km., Ko narašča, se temperatura dvigne s 5*10^3K na 5*10^4K

• Korona: sega več sončnih polmerov od roba Sonca, temperatura je približno 6000 K, zelo visoka stopnja ionizacije.

39) Koncept velikosti.

Magnituda označuje svetlost zvezde, t.j. osvetlitev, ki jo ustvarja na Zemlji.

Absolutne magnitude so velikosti, ki bi jih imele zvezde, če bi bile na enaki razdalji.

Navidezna magnituda je velikost, opažena brez upoštevanja razlik v razdalji.

40) Dopplerjev učinek, rdeči premik.

Črte v spektru vira, ki se približuje opazovalcu, se premaknejo na vijolični konec spektra, črte v spektru umikajočega se vira pa se premaknejo na rdečo.

41) Zvezde.

• Barva in temperatura:

rumena - 6000K,

rdeča - 3000 - 4000K,

bela - 10 ^4 - 2 * 10 ^4,

modrikasto bela 3*10^4 – 5*10^5

v infrardečem spektru - manj kot 2000K

• Kemična sestava: najpogostejša sta vodik in helij.
• Povprečna gostota: za velikane je izjemno nizka - 10 ^ -3 kg / kubični meter, za palčke - izjemno visoka: do 10 ^ 11 kg / kubični meter.
• Dimenzije: velikani so desetkrat večji od polmera Sonca, po velikosti blizu Sonca ali manjši od njega - palčki.
• Razdalja do zvezd: uporablja se metoda paralakse, pri čemer se za osnovo uporablja povprečni polmer zemeljske orbite. Injekcija Pi , pod katerim bi bil iz zvezde viden polmer zemeljske orbite, ki se nahaja pod 90-letno paralakso.

r = a / sin pi , а je povprečni polmer Zemljine orbite

• Razdalja do zvezde enaka 1 sekundi = 1 parsec (206265 AU)

dvojne zvezdice Zvezde, ki jih gravitacija veže okoli skupnega masnega središča.

Nove in supernove- zvezde z močnim povečanjem svetlosti, supernove - eksplodirajoče zvezde, z najmočnejšimi eksplozijami, snov se razprši s hitrostjo do 7000 km / s, ostanki školjk so dolgo vidni v obliki meglic

Pulsarji - hitro vrteče se super goste zvezde s polmerom do 10 km in masami, ki so blizu masi Sonca.

42) Črna luknja.

V procesu neomejenega stiskanja (med nastajanjem zvezde) se zvezda lahko spremeni v črno luknjo, t.j. območje, ki zaradi močnega gravitacijskega polja ne oddaja sevanja zunaj zvezde.

43) Galaksije.

• vrste:

Eliptične - elipse različnih velikosti in stopenj stiskanja, najpreprostejše strukture, porazdelitev zvezd v njih se enakomerno zmanjšuje od središča, prahu in plina skoraj ni.

Spirale so najštevilčnejše galaksije.

Napačno - ne razkrivajte vzorcev v njihovi strukturi.

Interakcija - tesno razmaknjena, včasih kot da prodirata drug v drugega ali povezana z mostovi svetleče snovi.

• Imena: Andromedina meglica, veliki in mali Magellanovi oblaki…
• Dimenzije so določene s formulo:

D=rd/206265

kjer je D (parsec) - linearni premer, r (parsec) je razdalja do galaksije, d (ločne sekunde) je kotni premer.

• Mase so opredeljene na naslednji način:

M = Rv ^2/G (iz zakona gravitacije)

kjer je M masa galaktičnega jedra, v – linearna hitrost vrtenja

Masa celotne galaksije je za en ali dva reda velikosti večja od mase njenega jedra.

• Starost: približno 1,5*10^ 10 let
• Sestava: zvezde, zvezdne kopice, dvojne in večkratne zvezde, meglice, medzvezdni plin in prah.
• Število zvezd, ki sestavljajo: pri nas, na primer, približno bilijon (10 ^ 12).
• Zgradba: večina zvezd in razpršene snovi ima lečasto prostornino, v središču galaksije je jedro.
• Gibanje galaksij in njihovih komponent: vrtenje galaksije in zvezd okoli osrednjega območja, z oddaljenostjo od središča pa kotno (zmanjša) in linearno (naraste na MAX nato pa se začne zmanjševati) hitrost.

45) Metagalaksije.

Struktura velikega obsega: vesolje ima celično strukturo, v celicah so galaksije, njihova snov pa je porazdeljena skoraj enakomerno.

Širitev metagalaksije: kaže se na ravni kopic in superjat galaksij in predstavlja medsebojno odstranjevanje vseh galaksij, poleg tega ni središča, iz katerega bi se galaksije razpršile.

46) Teorija velikega poka.

Verjame se, da bi lahko razširitev metagalaksije povzročila kolosalna eksplozija snovi z ogromno temperaturo in gostoto, ta teorija se imenujeteorija velikega poka.

47) Izvor zvezd in kem. elementov.

Zvezde nastanejo med evolucijo galaksij, kot posledica zgostitve oblakov razpršene snovi, ki so nastale znotraj galaksij. Zvezde so sestavljene predvsem iz 30 kem. elementov, med katerimi sta glavna vodik in helij.

48) Evolucija zvezd in kem. elementov.

• Stopnja stiskanja je preoblikovanje oblakov razpršene snovi v sferično telo s povečanjem tlaka in temperature.
• Stacionarna stopnja je postopno izgorevanje vodika (večino življenja), preoblikovanje helija v težje elemente, vse več segrevanja in preoblikovanje v stacionarnega supergiganta.
• Zadnja stopnja v življenju zvezd je odvisna od njihove mase: če je zvezda velikosti našega Sonca, vendar z maso 1-2 krat večjo, potem zgornje plasti sčasoma zapustijo jedro in pustijo "bele pritlikavke", ki zbledijo. čez čas. Če ima zvezda dvakratno maso Sonca, bo eksplodirala kot supernova.

49) Energija zvezd.

Energija zvezd, tako kot energija Sonca, je sestavljena iz termonuklearnih reakcij, ki se nenehno odvijajo znotraj zvezde.

50) Starost galaksij in zvezd.

Starost galaksij je ocenjena na približno 1,5 * 10^10 let, medtem ko je starost najstarejših zvezd ocenjena na približno 10^10 let.

51) Izvor planetov.

Osnovna ideja o nastanku planetov je naslednja: planeti in njihovi sateliti so nastali iz hladnih trdnih teles, ki so bila del meglice, ki je nekoč obkrožala Sonce.

53) Merske enote astronomskih veličin in njihov pomen.

1 a.u. = 149.600.000 km.

Parsec 1 kos \u003d 206 265 a.u.

54) Ozvezdja se spreminjajozaradi vrtenja zemlje okoli svoje osi okoli sonca. Zato opazovalec z Zemlje spremeni zorni kot ozvezdij.

Pa tudi druga dela, ki bi vas lahko zanimala
16203.		Kazensko-izvršno pravo. Vadnica	2,41 MB
	Perminov O. G. Učbenik kazenskega prava za študente visokošolskih zavodov, ki študirajo pravo Moskva 1999 Bylina LBC 67,99 P82 Perminov O.G. Kazensko pravo: izobraževalna programska oprema
16204.		Osnove dela v urejevalniku besedil MS Word	56,5 KB
	Poročilo o laboratorijskem delu št.5 Tema: Osnove dela v urejevalniku besedil MS Word Namen dela: Seznaniti se z osnovami dela v urejevalniku besedil WORD. Naučite se urejati dokument, se naučite kopirati in premikati besedilo, uporabljati sloge oblik ...
16205.		Ključna vprašanja	135 KB
	Ključna vprašanja. 1. Kakšna je globina nasičenosti tranzistorskega stikala in katere lastnosti ter kako to vpliva. Način nasičenosti se pojavi, ko sta oba pn stičišča tranzistorja pristranska naprej. V tem primeru padec napetosti na stičiščih praviloma ne presega ...
16206.		Vprašanja o komponentah IP	36,5 KB
	Vprašanja o komponentah IS. 1. Kakšna je fizična struktura IC upora.Ali obstajajo kakšne omejitve glede njihovih lastnosti?Najenostavnejši IC upor je polprevodniški sloj, izoliran od drugih elementov IC. Obstaja več načinov za izolacijo najpogostejših in
16207.		Odgovori na stabilizator napetosti	35 KB
	Vprašanja o napetostnih stabilizatorjih. 38. Kaj določa amplitudo nihanja izhodne napetosti v kompenzacijskih stabilizatorjih z impulzno regulacijo pri konstantni vhodni napetosti in obremenitvenem toku Najpogostejši močnostni del kompenzacije
16208.		Odgovori ojačevalnika moči	39 KB
	Vprašanja o močnostnih ojačevalnikih. 24. Kako se v PA delovna točka tranzistorjev premakne v razred A AB B 1 Slika 2 V načinu razreda A je izbira delovne točke mirovanja izvedena tako, da je vhodni signal v celoti postavljen na linearni odsek izhodne I–V karakteristike tranzistorja.
16209.		Odgovori o DC ojačevalniku	54,5 KB
	Vprašanja o enosmernih ojačevalnikih 1. Kakšen je največji dosegljiv napetostni dobiček diferencialnega ojačevalnika.
16210.		Vektorji in matrike	68,81 KB
	POROČILO o laboratorijskih vajah št. 2 pri disciplini Programiranje na temo Vektorji in matrike 24. možnost
16211.		Linearno iskanje	72,96 KB
	POROČILO o laboratorijskem delu št. 3 pri disciplini Programiranje na temo Linearno iskanje Možnost 24 1 Postavitev problema V nizu Zn poiščite najdaljšo verigo zaporednih parno različnih elementov. ...

1. Teoretična ločljivost teleskopa:

Kje λ - povprečna dolžina svetlobnega vala (5,5 10 -7 m), D je premer objektiva teleskopa ali , kjer D je premer objektiva teleskopa v milimetrih.

2. Povečava teleskopa:

Kje F je goriščna razdalja leče, f je goriščna razdalja okularja.

3. Višina svetilk na vrhuncu:

višina svetilk na zgornjem vrhuncu, ki kulminira južno od zenita ( d < j):

, kje j- zemljepisna širina opazovalnega mesta, d- deklinacija zvezde;

višina svetilk na zgornjem vrhuncu, ki kulminira severno od zenita ( d > j):

, kje j- zemljepisna širina opazovalnega mesta, d- deklinacija zvezde;

višina svetilk na spodnjem vrhuncu:

, kje j- zemljepisna širina opazovalnega mesta, d- deklinacija svetilke.

4. Astronomska refrakcija:

Približna formula za izračun lomnega kota, izraženega v ločnih sekundah (pri temperaturi +10°C in atmosferskem tlaku 760 mmHg):

, kje z je zenitna razdalja zvezde (za z<70°).

zvezdni čas:

Kje a- pravi vzpon svetilke, t je njegov urni kot;

srednji sončni čas (lokalni srednji čas):

T m = T  + h, kje T- pravi sončni čas, h je enačba časa;

svetovni čas:

Kjer je l zemljepisna dolžina točke z lokalnim srednjim časom T m , izraženo v urah, T 0 - univerzalni čas v tem trenutku;

standardni čas:

Kje T 0 - univerzalni čas; n– številka časovnega pasu (za Greenwich n=0, za Moskvo n=2, za Krasnojarsk n=6);

porodniški čas:

oz

6. Formule, ki se nanašajo na siderično (zvezdno) obdobje planetarne revolucije T s sinodičnim obdobjem njenega kroženja S:

za zgornje planete:

za nižje planete:

, kje TÅ je zvezdano obdobje vrtenja Zemlje okoli Sonca.

7. Keplerjev tretji zakon:

, kje T 1 in T 2- obdobja vrtenja planetov, a 1 in a 2 sta glavni polosi njihove orbite.

8. Zakon gravitacije:

Kje m 1 in m2 so mase privabljenih materialnih točk, r- razdalja med njima, G je gravitacijska konstanta.

9. Keplerjev tretji posplošen zakon:

, kje m 1 in m2 sta masi dveh medsebojno privlačnih teles, r je razdalja med njihovimi središči, T je obdobje vrtenja teh teles okoli skupnega središča mase, G je gravitacijska konstanta;

za sistem Sonce in dva planeta:

, kje T 1 in T 2- siderična (zvezdna) obdobja planetarne revolucije, M je masa sonca, m 1 in m2 so mase planetov, a 1 in a 2 - glavne polose orbit planetov;

za sisteme Sonce in planet, planet in satelit:

, kje M je masa Sonca; m 1 je masa planeta; m 2 je masa satelita planeta; T 1 in a 1- obdobje vrtenja planeta okoli Sonca in velike polosi njegove orbite; T 2 in a 2 je orbitalna doba satelita okoli planeta in velika polos njegove orbite;

pri M >> m 1 in m 1 >> m 2 ,

10. Linearna hitrost telesa v parabolični orbiti (parabolična hitrost):

, kje G M je masa osrednjega telesa, r je vektor polmera izbrane točke parabolične orbite.

11. Linearna hitrost telesa v eliptični orbiti na izbrani točki:

, kje G je gravitacijska konstanta, M je masa osrednjega telesa, r je vektor polmera izbrane točke eliptične orbite, a je velika polos eliptične orbite.

12. Linearna hitrost telesa v krožni orbiti (krožna hitrost):

, kje G je gravitacijska konstanta, M je masa osrednjega telesa, R je polmer orbite, v p je parabolična hitrost.

13. Ekscentričnost eliptične orbite, ki označuje stopnjo odstopanja elipse od kroga:

, kje c je razdalja od žarišča do središča orbite, a je velika polos orbite, b je manjša polos orbite.

14. Razmerje razdalj periapse in apoapse z veliko polosjo in ekscentričnostjo eliptične orbite:

Kje r P - razdalje od žarišča, v katerem se nahaja osrednje nebesno telo, do periapse, r A - razdalje od žarišča, v katerem se nahaja osrednje nebesno telo, do apcentra, a je velika polos orbite, e je ekscentričnost orbite.

15. Razdalja do svetilke (znotraj sončnega sistema):

, kje R ρ 0 - vodoravna paralaksa zvezde, izražena v ločnih sekundah,

ali , kje D 1 in D 2 - razdalje do svetil, ρ 1 in ρ 2 – njihove vodoravne paralakse.

16. Polmer svetilke:

Kje ρ - kot, pod katerim je polmer diska svetilke viden z Zemlje (kotni polmer), RÅ je ekvatorialni polmer Zemlje, ρ 0 - vodoravna paralaksa zvezde m - navidezna magnituda, R je razdalja do zvezde v parsekih.

20. Stefan-Boltzmannov zakon:

ε=σT 4, kje ε je energija, ki jo na enoto časa seva enota površine, T je temperatura (v kelvinih) in σ je Stefan-Boltzmannova konstanta.

21. Zakon o vinu:

Kje λ max - valovna dolžina, ki predstavlja največje sevanje črnega telesa (v centimetrih), T je absolutna temperatura v kelvinih.

22. Hubblov zakon:

, kje v je radialna hitrost umikajoče se galaksije, c je svetlobna hitrost, Δ λ je Dopplerjev premik črt v spektru, λ je valovna dolžina vira sevanja, z- rdeči premik, r je razdalja do galaksije v megaparsekih, H je Hubblova konstanta enaka 75 km / (s × Mpc).

1. Lokalni čas.

Čas, merjen na določenem geografskem poldnevniku, se imenuje lokalni čas ta meridian. Za vse kraje na istem poldnevniku je urni kot pomladnega enakonočja (ali Sonca ali srednjega sonca) v danem trenutku enak. Zato je na celotnem geografskem poldnevniku lokalni čas (zvezdni ali sončni) v istem trenutku enak.

Če je razlika med geografskimi dolžinami dveh krajev D l, potem bo na bolj vzhodnem mestu urni kot katere koli zvezde na D l večji od urnega kota iste svetilke na bolj zahodni lokaciji. Zato je razlika poljubnih lokalnih časov na dveh poldnevnikih v istem fizičnem trenutku vedno enaka razliki v dolžini teh meridianov, izraženi v urah (v časovnih enotah):

tiste. lokalni srednji čas katere koli točke na Zemlji je vedno enak univerzalnemu času v tistem trenutku plus zemljepisna dolžina te točke, izražena v urah in velja za pozitivno vzhodno od Greenwicha.

V astronomskih koledarjih so trenutki večine pojavov označeni z univerzalnim časom. T 0 . Trenutki teh dogodkov po lokalnem času T t. zlahka določimo s formulo (1.28).

3. standardni čas. V vsakdanjem življenju je uporaba tako lokalnega srednjega sončnega časa kot univerzalnega časa neprijetna. Prvi zato, ker je načeloma toliko sistemov lokalnega štetja časa, kolikor je geografskih meridianov, t.j. nešteto. Zato je za določitev zaporedja dogodkov ali pojavov, opaženih v lokalnem času, nujno, da poleg trenutkov poznamo tudi razliko v dolžini meridianov, na katerih so se ti dogodki ali pojavi zgodili.

Zaporedje dogodkov, označenih po univerzalnem času, je enostavno vzpostaviti, vendar velika razlika med univerzalnim časom in lokalnim časom meridianov, ki so daleč od povprečnega časa po Greenwichu, ustvarja neprijetnosti pri uporabi univerzalnega časa v vsakdanjem življenju.

Leta 1884 je bil predlagan sistem štetja pasov povprečnega časa, katerega bistvo je naslednje. Čas se drži samo 24 major geografski meridiani, ki se nahajajo drug od drugega v zemljepisni dolžini natanko 15 ° (ali 1 h), približno na sredini vsakega časovni pas. Časovni pasovi imenujemo območja zemeljskega površja, na katera je pogojno razdeljena s črtami, ki potekajo od severnega pola proti jugu in so odmaknjene približno 7°.5 od glavnih poldnevnikov. Te črte ali meje časovnih pasov natančno sledijo geografskim poldnevnikom le na odprtih morjih in oceanih ter v nenaseljenih krajih na kopnem. Preostanek svoje dolžine gredo vzdolž državnih, upravnih, gospodarskih ali geografskih meja in se umikajo od ustreznega poldnevnika v eno ali drugo smer. Časovni pasovi so oštevilčeni od 0 do 23. Greenwich je vzet kot glavni poldnevnik ničelne cone. Glavni poldnevnik prvega časovnega pasu se nahaja natančno 15 ° vzhodno od Greenwicha, drugega - 30 °, tretjega - 45 ° itd. do 23 časovnega pasu, katerega glavni poldnevnik ima vzhodno zemljepisno dolžino od Greenwicha 345 ° (ali zahodna zemljepisna dolžina 15°).

Standardni časT str se imenuje lokalni srednji sončni čas, merjen na glavnem poldnevniku določenega časovnega pasu. Spremlja čas na celotnem ozemlju, ki leži v določenem časovnem pasu.

Standardni čas tega območja P je z univerzalnim časom povezan z očitnim razmerjem

T n = T 0 +n h .

(1.29)

Prav tako je povsem očitno, da je razlika med standardnimi časi dveh točk celo število ur, ki je enako razliki v številu njunih časovnih pasov.

4. Poletni čas. Za racionalnejšo distribucijo električne energije, ki se uporablja za razsvetljavo podjetij in stanovanjskih prostorov, ter za najbolj popolno izrabo dnevne svetlobe v poletnih mesecih leta, so v mnogih državah (vključno z našo republiko) urne kazalke ur, ki tečejo v standardnem času. se premaknejo naprej za 1 uro ali pol ure. Tako imenovani poletni čas. Jeseni se ura ponovno nastavi na standardni čas.

DST povezava T l katero koli točko s svojim standardnim časom T str in z univerzalnim časom T 0 je podan z naslednjimi relacijami:

(1.30)