Spodaj je seznam uporabnih besed za astronomijo. Te izraze so ustvarili znanstveniki, da bi razložili, kaj se dogaja v vesolju.

Te besede je koristno poznati, brez razumevanja njihovih definicij je nemogoče preučevati Vesolje in se razlagati o temah astronomije. Upam, da vam bodo osnovni astronomski izrazi ostali v spominu.

Absolutna vrednost - Kako svetla bi bila zvezda, če bi bila od Zemlje oddaljena 32,6 svetlobnih let.

Absolutna ničla - Najnižja možna temperatura, -273,16 stopinj Celzija

Pospešek - sprememba hitrosti (hitrosti ali smeri).

Skyglow - naravni sijaj nočnega neba je posledica reakcij, ki se pojavljajo v zgornjih plasteh Zemljine atmosfere.

Albedo - Albedo predmeta označuje, koliko svetlobe odbija. Idealen reflektor, kot je ogledalo, bo imel albedo 100. Luna ima albedo 7, Zemlja ima albedo 36.

Angstrom - Enota, ki se uporablja za merjenje valovne dolžine svetlobe in drugih elektromagnetnih sevanj.

Obročast - ima obliko obroča ali tvori obroč.

Apoaster - Ko se dve zvezdi vrtita ena okoli druge, kako daleč sta lahko narazen (največja razdalja med telesi).

Afelij - Med orbitalnim gibanjem predmeta okoli Sonca, ko pride do najbolj oddaljenega položaja od Sonca.

Apogej - Položaj predmeta v Zemljini orbiti, ko je najbolj oddaljen od Zemlje.

Aerolit je kamniti meteorit.

Asteroid - trdno telo ali majhen planet, ki se vrti okoli Sonca.

Astrologija - Prepričanje, da položaj zvezd in planetov vpliva na dogodke človeških usod. To nima znanstvene utemeljitve.

Astronomska enota - Razdalja od Zemlje do Sonca Običajno se piše kot AU.

Astrofizika - Uporaba fizike in kemije pri študiju astronomije.

Atmosfera - plinasti prostor, ki obdaja planet ali drug vesoljski objekt.

Atom - Najmanjši delec katerega koli elementa.

Aurora (Severni sij) - Čudovite luči nad polarnimi območji, ki nastanejo zaradi napetosti sončnih delcev pri interakciji z zemeljskim magnetnim poljem.

Os - namišljena črta, na kateri se predmet vrti.

Sevanje ozadja - Šibko mikrovalovno sevanje, ki izhaja iz vesolja v vseh smereh. Verjame se, da je ostanek Velikega poka.

Barycenter - Težišče Zemlje in Lune.

Binarne zvezde - Zvezdni duo, ki je pravzaprav sestavljen iz dveh zvezd, ki krožita druga okoli druge.

Črna luknja - Prostor okoli zelo majhnega in zelo masivnega predmeta, v katerem je gravitacijsko polje tako močno, da iz njega ne more uiti niti svetloba.

Bolid - Briljanten meteor, ki lahko eksplodira med spustom skozi zemeljsko atmosfero.

Bolometer - detektor, občutljiv na sevanje.

Nebesna krogla - namišljena krogla, ki obdaja Zemljo. Izraz se uporablja za pomoč astronomom, da razložijo, kje so predmeti na nebu.

Cefeide so spremenljive zvezde, ki jih znanstveniki uporabljajo za ugotavljanje, kako daleč je neka galaksija ali kako daleč je kopica zvezd od nas.

Charge-Coupled Device (CCD) – občutljiva slikovna naprava, ki nadomešča fotografijo v večini vej astronomije.

Kromosfera - Del sončne atmosfere, viden med popolnim sončnim mrkom.

Cirkumpolarna zvezda - Zvezda, ki nikoli ne zaide, jo je mogoče videti skozi vse leto.

Jate - skupina zvezd ali skupina galaksij, ki jih povezujejo sile gravitacije.

Barvni indeks – Merilo barve zvezde, ki pove znanstvenikom, kako vroča je površina zvezde.

Koma - meglica, ki obdaja jedro kometa.

Komet - majhne, ​​zamrznjene mase prahu in plina, ki krožijo okoli Sonca.

Konjunkcija - Pojav, pri katerem se planet približa drugemu planetu ali zvezdi in se premika med drugim predmetom in telesom Zemlje.

Ozvezdja - Skupina zvezd, ki so jim dali imena starodavni astronomi.

Korona - Zunanji del Sončeve atmosfere.

Coronagraph - Vrsta teleskopa, zasnovana za ogled Corona Sonca.

Kozmični žarki - Delci visoke hitrosti, ki dosežejo Zemljo iz vesolja.

Kozmologija - Študija vesolja.

Dan - Čas, potreben, da se Zemlja vrti okoli svoje osi.

Gostota - kompaktnost snovi.

Neposredno gibanje – Predmeti, ki se gibljejo okoli Sonca v isti smeri kot Zemlja – gibljejo se v neposrednem gibanju, za razliko od predmetov, ki se gibljejo v nasprotni smeri – gibljejo se retrogradno.

Dnevno gibanje - navidezno gibanje neba od vzhoda proti zahodu, ki ga povzroča gibanje Zemlje od zahoda proti vzhodu.

Pepelna svetloba - Rahel sijaj Lune nad temno stranjo Zemlje. Svetloba nastane zaradi odboja od Zemlje.

Mrk - Ko vidimo predmet na nebu, ki ga blokira senca drugega predmeta ali senca Zemlje.

Ekliptika je pot sonca, lune in planetov, ki ji vsi sledijo na nebu.

Ekosfera - Območje okoli zvezde, kjer temperatura omogoča življenje.

Elektron - negativni delec, ki se vrti okoli atoma.

Element - snov, ki je ni mogoče nadalje razgraditi. Znanih je 92 elementov.

Enakonočja sta 21. marca in 22. septembra. Dvakrat na leto, ko sta dan in noč časovno enaka, po vsem svetu.

Druga ubežna hitrost - Hitrost, ki je potrebna, da predmet pobegne iz oprijema gravitacije drugega predmeta.

Eksosfera - zunanji del Zemljine atmosfere.

Izbruhi - učinek sončnih izbruhov. Čudoviti izbruhi v zunanjem delu sončnega ozračja.

Galaksija - Skupina zvezd, plina in prahu, ki jih skupaj drži gravitacija.

Gama - izredno kratkovalovno energijsko elektromagnetno sevanje.

Geocentrično - preprosto pomeni, da je Zemlja v središču. Včasih so ljudje verjeli, da je vesolje geocentrično; Zemlja je bila zanje središče vesolja.

Geofizika - Raziskovanje Zemlje z uporabo fizike.

HI regija - Oblak nevtralnega vodika.

NI regija - Oblak ioniziranega vodika (območje emisijske meglice vroče plazme).

Hertzsprung-Russell diagram – diagram, ki pomaga znanstvenikom razumeti različne vrste zvezd.

Hubblova konstanta - razmerje med razdaljo od predmeta in hitrostjo, s katero se ta odmika od nas. Poleg tega se predmet premika hitreje, dlje je od nas.

Planeti, ki imajo orbito manjšo od zemeljske - Merkur in Venera, ki ležita bližje Soncu kot Zemlja, se imenujeta nižja planeta.

Ionosfera - območje Zemljine atmosfere.

Kelvin - Merjenje temperature se pogosto uporablja v astronomiji. 0 stopinj Kelvina je enako -273 stopinj Celzija in -459,4 stopinje Fahrenheita.

Keplerjevi zakoni – 1. Planeti se gibljejo po eliptičnih tirnicah s Soncem v enem od žarišč. 2. Namišljena črta, ki povezuje središče planeta s središčem Sonca. 3. Čas, potreben, da planet kroži okoli Sonca.

Kirkwood Gaps - Regije v asteroidnem pasu, kjer asteroidov skoraj ni. To je posledica dejstva, da velikan Jupiter spreminja orbite katerega koli predmeta, ki vstopi na ta območja.

Svetlobno leto je razdalja, ki jo snop svetlobe prevozi v enem letu. To je približno 6.000.000.000.000 (9.660.000.000.000 km) milj.

Ud - rob katerega koli predmeta v vesolju. Lunino območje, na primer.

Lokalna skupina - Skupina dveh ducatov galaksij. To je skupina, ki ji pripada naša galaksija.

Luna - obdobje med novimi lunami. 29 dni 12 ur 44 minut.

Magnetosfera - Območje okoli predmeta, kjer je mogoče čutiti učinek magnetnega polja predmeta.

Masa - Ni isto kot teža, čeprav masa predmeta pomaga določiti, koliko bo tehtal.

Meteor - padajoča zvezda, to so prašni delci, ki vstopajo v Zemljino atmosfero.

Meteorit - predmet iz vesolja, kot je skala, ki pade na Zemljo in pristane na njeni površini.

Meteoroidi - vsak majhen predmet v vesolju, kot so oblaki prahu ali skale.

Mikrometeorit - Izjemno majhen predmet. So tako majhni, da ko vstopijo v Zemljino atmosfero, ne ustvarijo učinka zvezde.

Mlečna cesta je naša galaksija. (Beseda "Galaksija" v grščini dejansko pomeni Mlečno pot.)

Mali planet - asteroid

Molekula - Skupina atomov, povezanih med seboj.

Več zvezd - Skupina zvezd, ki se vrtijo ena okoli druge.

Nadir - To je točka na nebesni sferi, neposredno pod opazovalcem.

Meglica - oblak plina in prahu.

Nevtrino - zelo majhen delec, ki nima mase ali naboja.

Nevtronska zvezda - ostanki mrtve zvezde. So neverjetno kompaktni in se vrtijo zelo hitro, nekateri se vrtijo 100-krat na sekundo.

Novost – zvezda, ki nenadoma utripne, preden ponovno izgine – blisk, ki je večkrat močnejši od svoje prvotne svetlosti.

Zemeljski sferoid - planet, ki ni popolnoma okrogel, ker je na sredini širši in od zgoraj navzdol krajši.

Mrk - Zakritje enega nebesnega telesa z drugim.

Opozicija - Ko je planet točno nasproti Sonca, tako da je Zemlja med njima.

Orbita - pot enega predmeta okoli drugega.

Ozon - Območje v zgornji atmosferi Zemlje, ki absorbira veliko smrtonosnih sevanj, ki prihajajo iz vesolja.

Paralaksa - premik predmeta, ko ga gledamo z dveh različnih lokacij. Če na primer zaprete eno oko in pogledate svojo sličico ter nato zamenjate oči, boste videli, da se vse v ozadju premika naprej in nazaj. Znanstveniki to uporabljajo za merjenje razdalje do zvezd.

Parsec - 3,26 svetlobnih let

Penumbra - Svetli del sence je na robu sence.

Periastra - Ko sta dve zvezdi, ki se vrtita druga okoli druge, na svoji najbližji točki.

Perigej - Točka v orbiti predmeta okoli Zemlje, ko je najbližje Zemlji.

Perihelij - ko je predmet, ki se vrti okoli sonca, na najbližji točki soncu

Motnje - motnje v orbiti nebesnega predmeta, ki jih povzroča gravitacijski vlek drugega predmeta.

Faze - Očitno spreminjajoča se oblika Lune, Merkurja in Venere zaradi tega, kolikšen del sončne strani je obrnjen proti Zemlji.

Fotosfera - Svetla površina Sonca

Planet - predmet, ki se giblje okoli zvezde.

Planetarna meglica - plinska meglica, ki obdaja zvezdo.

Precesija - Zemlja se obnaša kot vrh. Njeni drogovi, ki se vrtijo v krogih, povzročijo, da so pali sčasoma usmerjeni v različne smeri. Za eno precesijo je potrebnih 25.800 let.

Pravilno gibanje - Gibanje zvezd po nebu, kot ga vidimo z Zemlje. Bližnje zvezde imajo višje lastno gibanje kot bolj oddaljene, kot v našem avtomobilu – bližji predmeti, kot so prometni znaki, se zdi, da se premikajo hitreje kot oddaljene gore in drevesa.

Proton je elementarni delec v središču atoma. Protoni imajo pozitiven naboj.

Kvazar je zelo oddaljen in zelo svetel objekt.

Sijaj – območje na nebu med meteornim dežjem.

Radijske galaksije - Galaksije, ki so izjemno močni oddajniki radijskih emisij.

Rdeči premik - Ko se predmet oddalji od Zemlje, se svetloba tega predmeta raztegne, zaradi česar je videti bolj rdeč.

Zavrtite - ko se nekaj premika v krogu okoli drugega predmeta, kot je Luna okoli Zemlje.

Vrtenje – ko ima vrteči se predmet vsaj eno fiksno ravnino.

Saros (drakonsko obdobje) - časovni interval 223 sinodičnih mesecev (približno 6585,3211 dni), po katerem se Lunini in Sončevi mrki ponovijo na običajen način. Sarosov cikel - obdobje 18 let 11,3 dni, v katerem se mrki ponavljajo.

Satelit - majhen predmet v orbiti. Obstaja veliko elektronskih predmetov, ki se vrtijo okoli Zemlje.

Utripajoče - Utripajoče zvezde. Zahvaljujoč Zemljini atmosferi.

Pogled - Stanje Zemljine atmosfere v določenem trenutku. Če je nebo jasno, astronomi pravijo, da je dober ogled.

Selenografija je študija površine lune.

Seyfertove galaksije so galaksije z majhnimi svetlimi središči. Številne galaksije Seyfert so dobri viri radijskih valov.

Shooting Star - Svetloba v ozračje zaradi padca meteorita na Zemljo.

Siderična doba - Čas, ki ga predmet v vesolju potrebuje, da opravi en popoln obrat glede na zvezde.

Osončje - sistem planetov in drugih predmetov, ki krožijo okoli Sonca.

Sončni veter - Stalen tok delcev iz Sonca v vse smeri.

Solsticij - 22. junija in 22. decembra. Čas v letu, ko je dan najkrajši ali najdaljši, odvisno od tega, kje ste.

Spikule so glavni elementi v Sončevi kromosferi s premerom do 16.000 kilometrov.

Stratosfera - Nivo Zemljine atmosfere je približno 11-64 km nad morsko gladino.

Zvezda je samosvetleč predmet, ki sije skozi energijo, ki nastane pri jedrskih reakcijah v njenem jedru.

Supernova - Super svetla eksplozija zvezde. Supernova lahko proizvede enako količino energije na sekundo kot celotna galaksija.

Sončna ura - starodavni instrument, ki se uporablja za označevanje časa.

Sončne pege so temne lise na površini Sonca.

Zunanji planeti - planeti, ki ležijo dlje od Sonca kot Zemlja.

Sinhroni satelit - Umetni satelit, ki se giblje okoli Zemlje z enako hitrostjo, kot se Zemlja vrti, tako da je vedno na istem delu Zemlje.

Sinodično obdobje revolucije - čas, ki je potreben, da se predmet v vesolju znova pojavi na isti točki glede na dva druga predmeta, kot sta Zemlja in Sonce

Sizigija - Položaj Lune v njeni orbiti, v novi ali polni fazi.

Terminator - Meja med dnevom in nočjo na katerem koli nebesnem objektu.

Termoelement - instrument, ki se uporablja za merjenje zelo majhnih količin toplote.

Upočasnitev časa - Ko se približujete svetlobni hitrosti, se čas upočasni in masa se poveča (obstaja taka teorija).

Trojanski asteroidi - Asteroidi, ki se vrtijo okoli Sonca in sledijo orbiti Jupitra.

Troposfera - spodnji del Zemljine atmosfere.

Senca - temen notranji del sončne sence.

Spremenljive zvezde - zvezde, ki nihajo v svetlosti.

Zenith - Točno nad vašo glavo na nočnem nebu.

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).

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 in opiše 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 siderične 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, temveč 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 delovanjem gravitacijskih privlačnih sil, usmerjenih proti središču Sonca, se v njegovem črevesju 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.

1. Lokalni čas.

Čas, merjen na določenem geografskem poldnevniku, se imenuje lokalni čas ta meridian. Za vse kraje na istem poldnevniku je urni kot spomladanskega 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 potrebno poznati poleg trenutkov 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 očitno relacijo

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 premakne 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)