Was ist l in der Astronomie? Lokale, weltweite, Standard- und Sommerzeit. Röntgendoppelsterne

Fragen.

1. Die scheinbare Bewegung der Leuchten als Folge ihrer eigenen Bewegung im Raum, der Rotation der Erde und ihrer Drehung um die Sonne.
2. Grundsätze zur Bestimmung geographischer Koordinaten aus astronomischen Beobachtungen (S. 4 S. 16).
3. Gründe für den Wechsel der Mondphasen, Bedingungen für das Auftreten und Häufigkeit von Sonnen- und Mondfinsternissen (S. 6 Absätze 1,2).
4. Merkmale der täglichen Bewegung der Sonne auf verschiedenen Breitengraden zu verschiedenen Jahreszeiten (S. 4, S. 2, S. 5).
5. Funktionsprinzip und Zweck des Teleskops (S. 2).
6. Methoden zur Bestimmung von Abständen zu Körpern des Sonnensystems und deren Größen (Abschn. 12).
7. Möglichkeiten der Spektralanalyse und außeratmosphärischer Beobachtungen zur Erforschung der Natur von Himmelskörpern (S. 14, „Physik“ S. 62).
8. Die wichtigsten Richtungen und Aufgaben der Weltraumforschung und -erkundung.
9. Keplers Gesetz, seine Entdeckung, Bedeutung, Grenzen der Anwendbarkeit (S. 11).
10. Hauptmerkmale der Erdplaneten, Riesenplaneten (S. 18, 19).
11. Besonderheiten des Mondes und der Planetensatelliten (S. 17-19).
12. Kometen und Asteroiden. Grundgedanken zur Entstehung des Sonnensystems (S. 20, 21).
13. Die Sonne ist wie ein typischer Stern. Hauptmerkmale (S. 22).
14. Die wichtigsten Erscheinungsformen der Sonnenaktivität. Ihr Zusammenhang mit geografischen Phänomenen (S. 22 Absatz 4).
15. Methoden zur Bestimmung von Entfernungen zu Sternen. Entfernungseinheiten und Verbindungen zwischen ihnen (S. 23).
16. Grundlegende physikalische Eigenschaften von Sternen und ihre Beziehungen (S. 23, Absatz 3).
17. Die physikalische Bedeutung des Stefan-Boltzmann-Gesetzes und seine Anwendung zur Bestimmung der physikalischen Eigenschaften von Sternen (S. 24, Absatz 2).
18. Veränderliche und instationäre Sterne. Ihre Bedeutung für die Erforschung der Natur der Sterne (S. 25).
19. Doppelsterne und ihre Rolle bei der Bestimmung der physikalischen Eigenschaften von Sternen.
20. Die Entwicklung der Sterne, ihre Stadien und Endstadien (S. 26).
21. Zusammensetzung, Struktur und Größe unserer Galaxie (S. 27 Absatz 1).
22. Sternhaufen, physikalischer Zustand des interstellaren Mediums (S. 27 S. 2, S. 28).
23. Die wichtigsten Galaxientypen und ihre Besonderheiten (S. 29).
24. Grundlagen moderner Vorstellungen über die Struktur und Entwicklung des Universums (S. 30).

Praktische Aufgaben.

1. Sternenkartenaufgabe.
2. Bestimmung der geografischen Breite.
3. Bestimmung der Deklination eines Sterns anhand der Breite und Höhe.
4. Berechnung der Größe der Leuchte anhand der Parallaxe.
5. Sichtverhältnisse des Mondes (Venus, Mars) gemäß dem astronomischen Schulkalender.
6. Berechnung der Umlaufzeit von Planeten basierend auf dem 3. Keplerschen Gesetz.

Antworten.

Ticket Nummer 1. Die Erde macht komplexe Bewegungen: rotiert um ihre Achse (T=24 Stunden), bewegt sich um die Sonne (T=1 Jahr), rotiert mit der Galaxie (T=200.000 Jahre). Daraus ist ersichtlich, dass sich alle von der Erde aus gemachten Beobachtungen in ihren scheinbaren Flugbahnen unterscheiden. Planeten werden in innere und äußere unterteilt (innere: Merkur, Venus; äußere: Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und Pluto). Alle diese Planeten drehen sich auf die gleiche Weise wie die Erde um die Sonne, aber dank der Bewegung der Erde kann man die schleifenartige Bewegung der Planeten beobachten (Kalender S. 36). Aufgrund der komplexen Bewegung der Erde und der Planeten entstehen verschiedene Planetenkonfigurationen.

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

Ticket Nummer 2. Es gibt zwei geografische Koordinaten: geografische Breite und geografische Länge. Die Astronomie als praktische Wissenschaft ermöglicht es, diese Koordinaten zu finden (Zahl „Höhe des Himmelskörpers am oberen Höhepunkt“). Die Höhe des Himmelspols über dem Horizont entspricht der Breite des Beobachtungsortes. Sie können den Breitengrad des Beobachtungsortes anhand der Höhe des Sterns am oberen Kulminationspunkt bestimmen ( Höhepunkt- der Moment des Durchgangs der Leuchte durch den Meridian) nach der Formel:

h = 90° - j + d,

Dabei ist h die Höhe des Sterns, d die Deklination und j der Breitengrad.

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

l m - l Gr = t m - t Gr

Ortszeit- Dies ist die Sonnenzeit an einem bestimmten Ort auf der Erde. An jedem Punkt ist die Ortszeit unterschiedlich, daher leben die Menschen nach der Standardzeit, also nach der Zeit des Mittelmeridians einer bestimmten Zone. Die Datumsgrenze liegt im Osten (Beringstraße).

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

Die scheinbare Bewegung des Mondes geht mit einer kontinuierlichen Veränderung seines Aussehens einher – einem Phasenwechsel. Dies geschieht, weil der Mond relativ zur Sonne und zur Erde, die ihn beleuchten, unterschiedliche Positionen einnimmt.

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

Die von der Sonne beleuchtete Erde und der Mond werfen Schattenkegel und Halbschattenkegel. Wenn der Mond ganz oder teilweise in den Schatten der Erde fällt, kommt es zu einer totalen oder teilweisen Mondfinsternis. Von der Erde aus ist es überall dort gleichzeitig sichtbar, wo der Mond über dem Horizont steht. Die Phase der totalen Mondfinsternis dauert bis zu 1 Stunde und 40 Minuten, bis der Mond aus dem Erdschatten hervortritt. Die in der Erdatmosphäre gebrochenen Sonnenstrahlen fallen in den Kegel des Erdschattens. In diesem Fall absorbiert die Atmosphäre stark blaue und angrenzende Strahlen und lässt hauptsächlich rote in den Kegel durch. Aus diesem Grund verfärbt sich der Mond während einer großen Finsternisphase rötlich und verschwindet nicht vollständig. Mondfinsternisse gibt es bis zu dreimal im Jahr und natürlich nur bei Vollmond.

Eine totale Sonnenfinsternis ist nur dort sichtbar, wo ein Fleck des Mondschattens auf die Erde fällt; der Durchmesser des Flecks überschreitet 250 km nicht. Während sich der Mond durch seine Umlaufbahn bewegt, bewegt sich sein Schatten von West nach Ost über die Erde und zeichnet ein immer schmaleres Band der totalen Sonnenfinsternis nach. Wenn der Halbschatten des Mondes auf die Erde fällt, wird eine partielle Sonnenfinsternis beobachtet.

Aufgrund einer geringfügigen Änderung der Abstände der Erde vom Mond und der Sonne ist der scheinbare Winkeldurchmesser manchmal etwas größer, manchmal etwas kleiner als der Sonnendurchmesser, manchmal gleich diesem. Im ersten Fall dauert eine totale Sonnenfinsternis bis zu 7 Minuten und 40 Sekunden, im zweiten Fall bedeckt der Mond die Sonne nicht vollständig und im dritten Fall nur für einen Moment.

Im Jahr kann es zu 2 bis 5 Sonnenfinsternissen kommen, im letzteren Fall handelt es sich sicherlich um partielle Sonnenfinsternisse.

Ticketnummer 4. Im Laufe des Jahres bewegt sich die Sonne entlang der Ekliptik. Die Ekliptik durchquert 12 Tierkreiskonstellationen. Tagsüber bewegt sich die Sonne wie ein gewöhnlicher Stern parallel zum Himmelsäquator
(-23°27¢ £ d £ +23°27¢). Diese Deklinationsänderung wird durch die Neigung der Erdachse zur Orbitalebene verursacht.

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

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

Ticketnummer 5. Es gibt zwei Arten von Teleskopen: Spiegelteleskope und Brechungsteleskope (Bilder).

Neben optischen Teleskopen gibt es Radioteleskope, Geräte zur Aufzeichnung der Weltraumstrahlung. Das Radioteleskop ist eine Parabolantenne mit einem Durchmesser von etwa 100 m. Als Stützpunkt für die Antenne werden natürliche Formationen wie Krater oder Berghänge genutzt. Radioemission ermöglicht die Erforschung von Planeten und Sternensystemen.

Ticketnummer 6. Horizontale Parallaxe ist der Winkel, in dem der Radius der Erde vom Planeten aus sichtbar ist, senkrecht zur Sichtlinie.

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

Zur Bestimmung der Entfernung zu Himmelskörpern werden heute Radarverfahren eingesetzt: Sie senden ein Funksignal zum Planeten, das Signal wird reflektiert und von der Empfangsantenne aufgezeichnet. Unter Kenntnis der Signallaufzeit wird die Entfernung bestimmt.

Ticketnummer 7. Die Spektralanalyse ist ein wesentliches Werkzeug zur Erforschung des Universums. Die Spektralanalyse ist eine Methode, mit der die chemische Zusammensetzung von Himmelskörpern, ihre Temperatur, Größe, Struktur, Entfernung zu ihnen und die Geschwindigkeit ihrer Bewegung bestimmt werden. Die Spektralanalyse wird mit Spektrographen und Spektroskopen durchgeführt. Mithilfe der Spektralanalyse wurde die chemische Zusammensetzung von Sternen, Kometen, Galaxien und Körpern des Sonnensystems bestimmt, da im Spektrum jede Linie oder Liniengruppe für ein Element charakteristisch ist. Anhand der Intensität des Spektrums lässt sich die Temperatur von Sternen und anderen Körpern bestimmen.

Anhand ihres Spektrums werden Sterne der einen oder anderen Spektralklasse zugeordnet. Aus dem Spektraldiagramm können Sie die scheinbare Helligkeit des Sterns bestimmen und dann die folgenden Formeln verwenden:

M = m + 5 + 5log p

log L = 0,4(5 - M)

Finden Sie die absolute Helligkeit, Leuchtkraft und damit die Größe des Sterns.

Verwendung der Doppler-Formel

Die Schaffung moderner Raumstationen, wiederverwendbarer Schiffe sowie der Start von Raumfahrzeugen zu den Planeten (Vega, Mars, Luna, Voyager, Hermes) ermöglichten die Installation von Teleskopen auf ihnen, durch die diese Leuchten aus der Nähe ohne Atmosphäre beobachtet werden können Interferenz.

Ticketnummer 8. Der Beginn des Weltraumzeitalters wurde durch die Arbeiten des russischen Wissenschaftlers K. E. Tsiolkovsky gelegt. Er schlug vor, Düsentriebwerke zur Erforschung des Weltraums einzusetzen. Er schlug zunächst die Idee vor, mehrstufige Raketen zum Start von Raumfahrzeugen einzusetzen. Russland war ein Vorreiter dieser Idee. Der erste künstliche Erdsatellit wurde am 4. Oktober 1957 gestartet, der erste Vorbeiflug am Mond mit Fotos - 1959, der erste bemannte Raumflug - 12. April 1961. Der erste amerikanische Flug zum Mond - 1964, Start von Raumschiffen und ins All Stationen.

1. Wissenschaftliche Ziele:

• menschliche Präsenz im Weltraum;
• Weltraumforschung;
• Entwicklung von Raumfahrttechnologien;

1. Militärische Zwecke (Schutz vor nuklearen Angriffen);
2. Telekommunikation (Satellitenkommunikation über Kommunikationssatelliten);
3. Wettervorhersagen, Vorhersage von Naturkatastrophen (Meteo-Satelliten);
4. Produktionsziele:

• Suche nach Mineralien;
• Umweltüberwachung.

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

Erstes Gesetz. Jeder Planet dreht sich in einer Ellipse, wobei die Sonne einen der Brennpunkte bildet.

Zweites Gesetz. (Bereichsrecht). Der Radiusvektor des Planeten beschreibt gleiche Flächen in gleichen Zeiträumen. Aus diesem Gesetz folgt, dass die Geschwindigkeit eines Planeten, wenn er sich auf seiner Umlaufbahn bewegt, umso größer ist, je näher er an der Sonne ist.

Drittes Gesetz. Die Quadrate der Sternperioden der Planeten werden mit den Kuben der großen Halbachsen ihrer Umlaufbahnen in Beziehung gesetzt.

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

Ticketnummer 10. Planen:

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

Ticketnummer 11 . Planen:

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

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

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

Satelliten der Planeten:

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

Ticketnummer 12. Planen:

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

• Komet Halley (T = 76 Jahre; 1910 - 1986 - 2062);
• Komet Enck;
• Komet Hyakutaki;

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

Die Untersuchung von Kometen, Asteroiden und Meteoritenschauern zeigte, dass sie alle die gleiche physikalische Natur und die gleiche chemische Zusammensetzung haben. Die Bestimmung des Alters des Sonnensystems lässt darauf schließen, dass die Sonne und die Planeten ungefähr gleich alt sind (ungefähr 5,5 Milliarden Jahre). Nach der Entstehungstheorie des Sonnensystems des Akademikers O. Yu. Schmidt entstanden die Erde und die Planeten aus einer Gas-Staub-Wolke, die aufgrund des Gesetzes der universellen Gravitation von der Sonne eingefangen und in der Sonne gedreht wurde gleiche Richtung wie die Sonne. Nach und nach bildeten sich in dieser Wolke Verdichtungen, aus denen Planeten entstanden. Ein Beweis dafür, dass aus solchen Konzentrationen Planeten entstanden sind, ist der Fall von Meteoriten auf der Erde und anderen Planeten. So wurde 1975 der Sturz des Kometen Wachmann-Strassmann auf Jupiter beobachtet.

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

Die Masse der Sonne ist 333.000 Mal größer als die Masse der Erde, die Leistung der Gesamtstrahlung der Sonne beträgt 4 * 10 23 kW, die effektive Temperatur beträgt 6000 K.

Wie alle Sterne ist die Sonne ein heißer Gasball. Es besteht hauptsächlich aus Wasserstoff mit einer Beimischung von 10 % (bezogen auf die Anzahl der Atome) Helium, 1-2 % der Sonnenmasse entfallen auf andere schwerere Elemente.

Auf der Sonne ist die Materie stark ionisiert, das heißt, die Atome haben ihre äußeren Elektronen verloren und werden zusammen mit ihnen zu freien Teilchen ionisierten Gases – Plasma.

Die durchschnittliche Dichte der Sonnenmaterie beträgt 1400 kg/m3. Allerdings handelt es sich hierbei um einen Durchschnittswert, und die Dichte in den äußeren Schichten ist unverhältnismäßig geringer und in der Mitte 100-mal höher.

Unter dem Einfluss der auf das Zentrum der Sonne gerichteten Gravitationskräfte entsteht in ihren Tiefen ein enormer Druck, der im Zentrum 2 * 10 8 Pa bei einer Temperatur von etwa 15 Millionen K erreicht.

Unter solchen Bedingungen haben die Kerne von Wasserstoffatomen sehr hohe Geschwindigkeiten und können trotz der Wirkung der elektrostatischen Abstoßungskraft miteinander kollidieren. Bei einigen Kollisionen kommt es zu Kernreaktionen, bei denen aus Wasserstoff Helium entsteht und dabei große Mengen Wärme freigesetzt werden.

Die Oberfläche der Sonne (Photosphäre) hat eine körnige Struktur, das heißt, sie besteht aus „Körnern“ mit einer durchschnittlichen Größe von etwa 1000 km. Granulation ist eine Folge der Bewegung von Gasen in einer Zone entlang der Photosphäre. In bestimmten Bereichen der Photosphäre vergrößern sich zeitweise die dunklen Lücken zwischen den Flecken und es bilden sich große dunkle Flecken. Galileo beobachtete Sonnenflecken durch ein Teleskop und bemerkte, dass sie sich über die sichtbare Sonnenscheibe bewegten. Auf dieser Grundlage kam er zu dem Schluss, dass sich die Sonne in einem Zeitraum von 25 Tagen um ihre Achse dreht. am Äquator und 30 Tage. in der Nähe der Pole.

Flecken sind instabile Formationen, die meist in Gruppen auftreten. Um die Flecken herum sind manchmal kaum wahrnehmbare Lichtformationen sichtbar, die Fackeln genannt werden. Das Hauptmerkmal von Spots und Taschenlampen ist das Vorhandensein magnetischer Felder mit einer Induktion von 0,4 bis 0,5 Tesla.

Ticketnummer 14. Manifestation der Sonnenaktivität auf der Erde:

1. Sonnenflecken sind eine aktive Quelle elektromagnetischer Strahlung und verursachen sogenannte „Magnetstürme“. Diese „magnetischen Stürme“ beeinträchtigen die Fernseh- und Radiokommunikation und verursachen starke Polarlichter.
2. Die Sonne sendet folgende Strahlungsarten aus: Ultraviolett, Röntgenstrahlung, Infrarot und kosmische Strahlung (Elektronen, Protonen, Neutronen und schwere Teilchen, Hadronen). Diese Strahlung wird von der Erdatmosphäre fast vollständig blockiert. Aus diesem Grund sollte die Erdatmosphäre normal gehalten werden. Periodisch auftretende Ozonlöcher ermöglichen es der Strahlung der Sonne, die Erdoberfläche zu erreichen und das organische Leben auf der Erde zu beeinträchtigen.
3. Sonnenaktivität findet alle 11 Jahre statt. Die letzte maximale Sonnenaktivität gab es im Jahr 1991. Das erwartete Maximum liegt im Jahr 2002. Maximale Sonnenaktivität bedeutet die größte Anzahl an Sonnenflecken, Strahlung und Protuberanzen. Es ist seit langem bekannt, dass Veränderungen der Sonnenaktivität der Sonne durch folgende Faktoren beeinflusst werden:

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

Das Maximum davon tritt in den Jahren der aktiven Sonne auf. Wie der Wissenschaftler Chizhevsky feststellte, beeinflusst die aktive Sonne das Wohlbefinden eines Menschen. Seitdem werden regelmäßig Prognosen zum menschlichen Wohlergehen erstellt.

Ticketnummer 15. Der Erdradius erweist sich als zu klein, um als Grundlage für die Messung der parallaktischen Verschiebung von Sternen und der Entfernung zu ihnen zu dienen. Daher verwenden sie die jährliche Parallaxe anstelle der horizontalen.

Die jährliche Parallaxe eines Sterns ist der Winkel, unter dem die große Halbachse der Erdumlaufbahn vom Stern aus gesehen werden könnte, wenn sie senkrecht zur Sichtlinie steht.

a ist die große Halbachse der Erdumlaufbahn,

p - jährliche Parallaxe.

Außerdem wird die Distanzeinheit Parsec verwendet. Parsec ist die Entfernung, aus der die große Halbachse der Erdumlaufbahn, senkrecht zur Sichtlinie, in einem Winkel von 1² sichtbar ist.

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

Durch die Messung der jährlichen Parallaxe können Sie zuverlässig die Entfernung zu Sternen bestimmen, die nicht weiter als 100 Parsec oder 300 Lichtjahre entfernt sind. Jahre.

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

Aufgrund ihrer Größe werden Sterne in Zwergsterne, mittlere Sterne, normale Sterne, Riesensterne und Überriesensterne eingeteilt. Zwergsterne – ein Satellit des Sterns Sirius; Mitte - Sonne, Capella (Auriga); normal (t = 10.000 K) – haben Abmessungen zwischen der Sonne und Capella; Riesensterne - Antares, Arcturus; Überriesen - Beteigeuze, Aldebaran.

Nach Farben werden Sterne in Rot (Antares, Betelgeuse – 3000 K), Gelb (Sonne, Capella – 6000 K), Weiß (Sirius, Deneb, Vega – 10000 K) und Blau (Spica – 30000 K) unterteilt.

Sterne werden nach ihrer Leuchtkraft wie folgt klassifiziert. Wenn wir die Leuchtkraft der Sonne als 1 annehmen, dann haben weiße und blaue Sterne eine Leuchtkraft, die 100- bzw. 10.000-mal höher ist als die Leuchtkraft der Sonne, und Rote Zwerge haben eine 10-mal geringere Leuchtkraft als die Sonne.

Anhand ihres Spektrums werden Sterne in Spektralklassen eingeteilt (siehe Tabelle).

Gleichgewichtsbedingungen: Sterne sind bekanntlich die einzigen Objekte der Natur, in denen unkontrollierte thermonukleare Fusionsreaktionen ablaufen, die mit der Freisetzung großer Energiemengen einhergehen und die Temperatur der Sterne bestimmen. Die meisten Sterne befinden sich in einem stationären Zustand, das heißt, sie explodieren nicht. Manche Sterne explodieren (sogenannte Novae und Supernovae). Warum sind Sterne im Allgemeinen im Gleichgewicht? Die Kraft nuklearer Explosionen in stationären Sternen wird durch die Schwerkraft ausgeglichen, weshalb diese Sterne das Gleichgewicht halten.

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

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

e – Strahlungsenergie pro Flächeneinheit des Sterns

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

Mithilfe der Stefan-Boltzmann-Formel und dem Wiener Gesetz wird die Wellenlänge bestimmt, bei der die maximale Strahlung auftritt:

l max T = b b - Wien-Konstante

Man kann auch umgekehrt vorgehen, also die Größe von Sternen anhand von Leuchtkraft und Temperatur bestimmen.

Ticketnummer 18. Planen:

1. Cepheiden
2. Neue Sterne
3. Supernovae

Ticketnummer 19. Planen:

1. Optisch verdoppelt, vervielfacht
2. Spektrale Doppelgänger
3. Veränderliche Sterne verdunkeln

Ticketnummer 20. Es gibt verschiedene Arten von Sternen: Einzel-, Doppel- und Mehrfachsterne, stationäre und veränderliche Sterne, Riesen- und Zwergsterne, Novae und Supernovae. Gibt es irgendwelche Muster in dieser Vielfalt an Sternen, in ihrem scheinbaren Chaos? Solche Muster existieren trotz unterschiedlicher Leuchtstärken, Temperaturen und Größen der Sterne.

1. Es wurde festgestellt, dass die Leuchtkraft von Sternen mit zunehmender Masse zunimmt, und diese Abhängigkeit wird durch die Formel L = m 3,9 bestimmt, außerdem gilt für viele Sterne das Gesetz L » R 5,2.
2. Abhängigkeit von L von t° und Farbe (Farb-Leuchtkraft-Diagramm).

Je massereicher der Stern ist, desto schneller verbrennt der Hauptbrennstoff – Wasserstoff – und verwandelt sich in Helium ( ). Riesige blaue und weiße Riesen brennen innerhalb von 10 7 Jahren aus. Gelbe Sterne wie Capella und die Sonne brennen in 10 10 Jahren aus (t Sonne = 5 * 10 9 Jahre). Weiße und blaue Sterne brennen aus und verwandeln sich in rote Riesen. In ihnen findet die Synthese von 2C + He ® C 2 He statt. Wenn Helium ausbrennt, zieht sich der Stern zusammen und verwandelt sich in einen Weißen Zwerg. Der Weiße Zwerg verwandelt sich schließlich in einen sehr dichten Stern, der nur noch aus Neutronen besteht. Die Verkleinerung eines Sterns führt zu seiner sehr schnellen Rotation. Dieser Stern scheint zu pulsieren und Radiowellen auszusenden. Sie werden Pulsare genannt – das Endstadium von Riesensternen. Einige Sterne mit einer Masse, die viel größer als die Masse der Sonne ist, werden so stark komprimiert, dass sie sich in sogenannte „Schwarze Löcher“ verwandeln, die aufgrund der Schwerkraft keine sichtbare Strahlung aussenden.

Ticketnummer 21. Unser Sternensystem - Galaxie ist eine der elliptischen Galaxien. Die Milchstraße, die wir sehen, ist nur ein Teil unserer Galaxie. Mit modernen Teleskopen können Sie Sterne bis zur Helligkeit 21 sehen. Die Anzahl dieser Sterne beträgt 2 * 10 9, aber das ist nur ein kleiner Teil der Bevölkerung unserer Galaxie. Der Durchmesser der Galaxie beträgt etwa 100.000 Lichtjahre. Wenn Sie die Galaxie beobachten, können Sie eine „Spaltung“ bemerken, die durch interstellaren Staub verursacht wird, der die Sterne der Galaxie von uns abdeckt.

Bevölkerung der Galaxis.

Im galaktischen Kern gibt es viele Rote Riesen und kurzperiodische Cepheiden. Die weiter vom Zentrum entfernten Zweige enthalten viele Überriesen und klassische Cepheiden. Die Spiralarme enthalten heiße Überriesen und klassische Cepheiden. Unsere Galaxie dreht sich um das Zentrum der Galaxie, das sich im Sternbild Herkules befindet. Das Sonnensystem vollzieht alle 200 Millionen Jahre eine Revolution um das galaktische Zentrum. Anhand der Rotation des Sonnensystems kann man die ungefähre Masse der Galaxie bestimmen – 2 * 10 11 m der Erde. Sterne gelten als stationär, in Wirklichkeit bewegen sich Sterne jedoch. Da wir jedoch deutlich von ihnen entfernt sind, lässt sich diese Bewegung nur über Jahrtausende hinweg beobachten.

Ticketnummer 22. In unserer Galaxie gibt es neben einzelnen Sternen auch Sterne, die zu Sternhaufen zusammengefasst sind. Es gibt zwei Arten von Sternhaufen:

1. Offene Sternhaufen, wie der Sternhaufen der Plejaden in den Sternbildern Stier und Hyaden. Mit bloßem Auge kann man in den Plejaden sechs Sterne erkennen, aber wenn man durch ein Teleskop schaut, kann man verstreute Sterne erkennen. Die Größe offener Cluster beträgt mehrere Parsec. Offene Sternhaufen bestehen aus Hunderten von Hauptreihensternen und Überriesen.
2. Kugelsternhaufen haben eine Größe von bis zu 100 Parsec. Diese Cluster zeichnen sich durch kurzperiodische Cepheiden und eine besondere Größe (von -5 bis +5 Einheiten) aus.

Der russische Astronom V. Ya. Struve entdeckte, dass es interstellare Lichtabsorption gibt. Es ist die interstellare Lichtabsorption, die die Helligkeit von Sternen dämpft. Das interstellare Medium ist mit kosmischem Staub gefüllt, der sogenannte Nebel bildet, beispielsweise die Dunkelnebel der Großen Magellanschen Wolken und des Pferdekopfes. Im Sternbild Orion gibt es einen Gas- und Staubnebel, der im reflektierten Licht naher Sterne leuchtet. Im Sternbild Wassermann befindet sich ein Großer Planetarischer Nebel, der durch den Ausstoß von Gas nahegelegener Sterne entsteht. Vorontsov-Velyaminov bewies, dass die Emission von Gasen von Riesensternen für die Bildung neuer Sterne ausreicht. Gasnebel bilden in der Galaxie eine 200 Parsec dicke Schicht. Sie bestehen aus H, He, OH, CO, CO 2, NH 3. Neutraler Wasserstoff emittiert eine Wellenlänge von 0,21 m. Die Verteilung dieser Radioemission bestimmt die Verteilung von Wasserstoff in der Galaxie. Darüber hinaus gibt es in der Galaxie Quellen für Bremsstrahlung (Röntgenstrahlung) und Radioemissionen (Quasare).

Ticketnummer 23. William Herschel brachte im 17. Jahrhundert viele Nebel auf die Sternenkarte. Später stellte sich heraus, dass es sich um Riesengalaxien handelt, die sich außerhalb unserer Galaxie befinden. Mithilfe von Cepheiden bewies der amerikanische Astronom Hubble, dass sich die uns am nächsten gelegene Galaxie, M-31, in einer Entfernung von 2 Millionen Lichtjahren befindet. Etwa tausend solcher Galaxien wurden im Sternbild Veronika entdeckt, Millionen Lichtjahre von uns entfernt. Hubble hat bewiesen, dass es in den Spektren von Galaxien eine Rotverschiebung gibt. Diese Verschiebung ist umso größer, je weiter die Galaxie von uns entfernt ist. Mit anderen Worten: Je weiter die Galaxie entfernt ist, desto schneller entfernt sie sich von uns.

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

Das auf Einsteins Theorie basierende Modell eines expandierenden Universums wurde vom russischen Wissenschaftler Friedman bestätigt.

Galaxien werden in unregelmäßige, elliptische und spiralförmige Galaxien eingeteilt. Elliptische Galaxien befinden sich im Sternbild Stier, eine Spiralgalaxie gehört uns, der Andromedanebel, eine unregelmäßige Galaxie, befindet sich in den Magellanschen Wolken. Neben sichtbaren Galaxien gibt es in Sternsystemen sogenannte Radiogalaxien, also starke Radioemissionsquellen. Anstelle dieser Radiogalaxien wurden kleine leuchtende Objekte gefunden, deren Rotverschiebung so hoch ist, dass sie offensichtlich Milliarden Lichtjahre von uns entfernt sind. Sie wurden Quasare genannt, weil ihre Strahlung manchmal stärker ist als die einer ganzen Galaxie. Es ist möglich, dass Quasare die Kerne sehr leistungsstarker Sternensysteme sind.

Ticketnummer 24. Der neueste Sternenkatalog enthält mehr als 30.000 Galaxien, die heller als die 15. Helligkeit sind, und Hunderte Millionen Galaxien können mit einem leistungsstarken Teleskop fotografiert werden. All dies bildet zusammen mit unserer Galaxie die sogenannte Metagalaxie. Hinsichtlich ihrer Größe und Anzahl der Objekte ist die Metagalaxie unendlich; sie hat weder Anfang noch Ende. Nach modernen Konzepten kommt es in jeder Galaxie zum Aussterben von Sternen und ganzen Galaxien sowie zur Entstehung neuer Sterne und Galaxien. Die Wissenschaft, die unser Universum als Ganzes untersucht, heißt Kosmologie. Nach der Theorie von Hubble und Friedman dehnt sich unser Universum unter Berücksichtigung der allgemeinen Theorie Einsteins vor etwa 15 Milliarden Jahren aus, die nächsten Galaxien waren uns näher als heute. Irgendwo im Weltraum entstehen neue Sternsysteme und unter Berücksichtigung der Formel E = mc 2, da wir sagen können, dass Massen und Energien gleichwertig sind, stellt ihre gegenseitige Umwandlung ineinander die Grundlage der materiellen Welt dar.

TICKETS FÜR ASTRONOMIE 11. KLASSE

TICKET Nr. 1

Die sichtbaren Bewegungen der Leuchten als Folge ihrer eigenen Bewegung im Raum, der Rotation der Erde und ihres Umlaufs um die Sonne.

Die Erde macht komplexe Bewegungen: rotiert um ihre Achse (T=24 Stunden), bewegt sich um die Sonne (T=1 Jahr), rotiert mit der Galaxie (T=200.000 Jahre). Daraus ist ersichtlich, dass sich alle von der Erde aus gemachten Beobachtungen in ihren scheinbaren Flugbahnen unterscheiden. Die Planeten bewegen sich über den Himmel, entweder von Osten nach Westen (direkte Bewegung) oder von Westen nach Osten (rückläufige Bewegung). Momente der Richtungsänderung werden Stopps genannt. Wenn Sie diesen Weg auf einer Karte einzeichnen, erhalten Sie eine Schleife. Je größer der Abstand zwischen Planet und Erde ist, desto kleiner ist die Schleife. Die Planeten werden in untere und obere unterteilt (unten – innerhalb der Erdumlaufbahn: Merkur, Venus; oben: Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und Pluto). Alle diese Planeten kreisen auf die gleiche Weise wie die Erde um die Sonne, allerdings ist aufgrund der Bewegung der Erde eine schleifenartige Bewegung der Planeten zu beobachten. Die relativen Positionen der Planeten relativ zur Sonne und zur Erde werden Planetenkonfigurationen genannt.

Planetenkonfigurationen, zersetzen. geometrisch die Position der Planeten im Verhältnis zur Sonne und Erde. Bestimmte Positionen der Planeten, die von der Erde aus sichtbar sind und relativ zur Sonne gemessen werden, sind etwas Besonderes. Titel. Auf Abb. V - innerer Planet, ich- äußerer Planet, E - Erde, S - Sonne. Wenn intern Der Planet liegt in einer geraden Linie mit der Sonne, er ist in Verbindung. K.p. EV 1 S und ESV 2 werden genannt Anschluss unten und oben jeweils. Ext. Planet I befindet sich in einer höheren Konjunktion, wenn er in einer geraden Linie mit der Sonne liegt ( ESI 4) und in Konfrontation, wenn er in entgegengesetzter Richtung zur Sonne liegt (I 3 ES). Der Winkel zwischen den Richtungen zum Planeten und zur Sonne mit dem Scheitelpunkt auf der Erde, z.B. I 5 ES, genannt Dehnung. Für intern Planeten max, Elongation tritt auf, wenn der Winkel EV 8 S 90° beträgt; für externe Planeten können sich im Bereich von 0° ESI 4) bis 180° (I 3 ES) ausdehnen. Wenn die Elongation 90° beträgt, spricht man von einem Planeten Quadratur(I 6 ES, I 7 ES).

Der Zeitraum, in dem der Planet die Sonne umkreist, wird als siderische (stellare) Umlaufperiode – T bezeichnet, die Zeitspanne zwischen zwei identischen Konfigurationen wird als synodische Periode – S bezeichnet.

Die Planeten bewegen sich in einer Richtung um die Sonne und vollziehen in einer Zeitspanne = Sternperiode einen vollständigen Umlauf um die Sonne

für innere Planeten

für äußere Planeten

S – siderische Periode (relativ zu Sternen), T – synodische Periode (zwischen den Phasen), Т = 1 Jahr.

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

Berechnung der Entfernung zu einer Galaxie basierend auf dem Hubble-Gesetz.

H = 50 km/s*Mpc – Hubble-Konstante

TICKET Nr. 2

Prinzipien zur Bestimmung geografischer Koordinaten aus astronomischen Beobachtungen.

Es gibt zwei geografische Koordinaten: geografische Breite und geografische Länge. Die Astronomie als praktische Wissenschaft ermöglicht es, diese Koordinaten zu finden. Die Höhe des Himmelspols über dem Horizont entspricht der geografischen Breite des Beobachtungsortes. Die ungefähre geografische Breite kann durch Messung der Höhe des Nordsterns bestimmt werden, weil es ist ungefähr 1 0 vom nördlichen Himmelspol entfernt. Sie können den Breitengrad des Beobachtungsortes anhand der Höhe des Sterns am oberen Kulminationspunkt bestimmen ( Höhepunkt– der Moment des Durchgangs der Leuchte durch den Meridian) nach der Formel:

j = d ± (90 – h), je nachdem, ob er südlich oder nördlich des Zenits seinen Höhepunkt erreicht. h – Höhe des Sterns, d – Deklination, j – Breitengrad.

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

T λ 1 – T λ 2 = λ 1 – λ 2 Nachdem Sie also die Zeitdifferenz an zwei Punkten ermittelt haben, von denen der Längengrad eines Punktes bekannt ist, können Sie den Längengrad des anderen Punktes bestimmen.

Ortszeit- Dies ist die Sonnenzeit an einem bestimmten Ort auf der Erde. An jedem Punkt ist die Ortszeit unterschiedlich, daher leben die Menschen nach der Standardzeit, also nach der Zeit des Mittelmeridians einer bestimmten Zone. Die Datumsgrenze liegt im Osten (Beringstraße).

Berechnung der Temperatur eines Sterns anhand von Daten über seine Leuchtkraft und Größe.

L – Leuchtkraft (Lc = 1)

R – Radius (Rc = 1)

T – Temperatur (Tc = 6000)

TICKET Nr. 3

Gründe für wechselnde Mondphasen. Bedingungen für das Auftreten und die Häufigkeit von Sonnen- und Mondfinsternissen.

Phase In der Astronomie treten Phasenänderungen aufgrund periodischer Phasen auf Veränderungen der Beleuchtungsbedingungen von Himmelskörpern im Verhältnis zum Beobachter. Die Änderung der Mondphase wird durch eine Änderung der relativen Positionen von Erde, Mond und Sonne sowie durch die Tatsache verursacht, dass der Mond mit von ihm reflektiertem Licht scheint. Wenn sich der Mond zwischen Sonne und Erde auf einer geraden Linie befindet, die sie verbindet, ist der unbeleuchtete Teil der Mondoberfläche der Erde zugewandt, sodass wir ihn nicht sehen können. Dies f. - Neumond. Nach 1-2 Tagen entfernt sich der Mond von dieser geraden Linie und von der Erde aus ist eine schmale Mondsichel sichtbar. Bei Neumond ist der Teil des Mondes, der nicht vom direkten Sonnenlicht beleuchtet wird, noch am dunklen Himmel sichtbar. Dieses Phänomen wurde genannt asches Licht. Eine Woche später kommt F. - Erstes Viertel: Der beleuchtete Teil des Mondes macht die Hälfte der Scheibe aus. Dann kommt Vollmond- Der Mond befindet sich wieder auf der Verbindungslinie zwischen Sonne und Erde, allerdings auf der anderen Seite der Erde. Die beleuchtete Vollmondscheibe ist sichtbar. Dann beginnt der sichtbare Teil abzunehmen und letztes Quartal, diese. Auch hier kann man die Hälfte der beleuchteten Scheibe beobachten. Der gesamte Zeitraum des Mondzyklus wird als synodischer Monat bezeichnet.

Finsternis, ein astronomisches Phänomen, bei dem ein Himmelskörper einen anderen ganz oder teilweise bedeckt oder der Schatten eines Körpers auf einen anderen fällt. Solar 3. treten auf, wenn die Erde in den vom Mond geworfenen Schatten fällt, und Mond - wenn der Mond in den Schatten fällt Schatten der Erde. Der Schatten des Mondes während der Sonnensonne 3 besteht aus einem zentralen Schatten und einem ihn umgebenden Halbschatten. Unter günstigen Bedingungen kann ein vollständiger Mond 3. 1 Stunde dauern. 45 Min. Wenn der Mond nicht vollständig in den Schatten eintritt, sieht ein Beobachter auf der Nachtseite der Erde einen teilweisen Mondschatten wenige. Protokoll. Wenn der Mond seinen Höhepunkt erreicht, sind seine Winkelabmessungen etwas kleiner als die der Sonne. Solar 3. kann auftreten, wenn die Linie, die die Mittelpunkte von Sonne und Mond verbindet, die Erdoberfläche kreuzt. Die Durchmesser des Mondschattens können mehrere erreichen, wenn er auf die Erde fällt. Hunderte Kilometer. Der Beobachter sieht, dass die dunkle Mondscheibe die Sonne nicht vollständig bedeckte und ihren Rand in Form eines hellen Rings offen ließ. Dies ist das sogenannte ringförmiges Solar 3. Wenn die Winkelabmessungen des Mondes größer sind als die der Sonne, dann sieht der Beobachter in der Nähe des Schnittpunkts der Linie, die ihre Mittelpunkte mit der Erdoberfläche verbindet, ein vollständiges Solar 3. Weil Die Erde dreht sich um ihre Achse, der Mond um die Erde und die Erde um die Sonne. Der Mondschatten gleitet schnell über die Erdoberfläche von dem Punkt, an dem er auf sie fiel, bis zu dem Punkt, an dem er sie verlässt, und zeichnet einen Streifen vollständige oder kreisförmige Form auf der Erde. 3. Teilweise 3. kann beobachtet werden, wenn der Mond nur einen Teil der Sonne verdeckt. Der Zeitpunkt, die Dauer und das Muster von Sonnen- oder Mondphasen hängen von der Geometrie des Systems Erde-Mond-Sonne ab. Aufgrund der Neigung der Mondbahn relativ zur Ekliptik treten Sonnen- und Mondereignisse nicht bei jedem Neu- oder Vollmond auf. Der Vergleich von Vorhersage 3. mit Beobachtungen ermöglicht es uns, die Theorie der Mondbewegung zu klären. Da sich die Geometrie des Systems fast genau alle 18 Jahre 10 Tage wiederholt, treten in diesem Zeitraum 3. sogenannte Saros auf. Registrierungen 3. werden seit der Antike verwendet, um die Auswirkungen von Gezeiten auf die Mondumlaufbahn zu testen.

Bestimmung der Koordinaten von Sternen mithilfe einer Sternenkarte.

TICKET Nr. 4

Merkmale der täglichen Bewegung der Sonne in verschiedenen geografischen Breiten zu verschiedenen Jahreszeiten.

Betrachten wir die jährliche Bewegung der Sonne durch die Himmelssphäre. Die Erde macht in einem Jahr einen vollständigen Umlauf um die Sonne; an einem Tag bewegt sich die Sonne entlang der Ekliptik von West nach Ost um etwa 1° und in 3 Monaten um 90°. In diesem Stadium ist es jedoch wichtig, dass die Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik mit einer Änderung ihrer Deklination einhergeht, die von δ = -e (Wintersonnenwende) bis δ = +e (Sommersonnenwende) reicht, wobei e der Winkel ist der Neigung der Erdachse. Daher ändert sich auch die Lage des Tagesparalleles der Sonne im Laufe des Jahres. Betrachten wir die mittleren Breiten der nördlichen Hemisphäre.

Während des Durchgangs der Sonne durch die Frühlings-Tagundnachtgleiche (α = 0 h) Ende März beträgt die Deklination der Sonne 0°, sodass die Sonne an diesem Tag praktisch am Himmelsäquator steht, im Osten aufgeht und aufgeht am oberen Höhepunkt bis zu einer Höhe von h = 90° - φ und geht im Westen unter. Da der Himmelsäquator die Himmelskugel in zwei Hälften teilt, steht die Sonne die Hälfte des Tages über dem Horizont und die Hälfte des Tages darunter, d. h. Tag ist gleich Nacht, was sich im Namen „Tagundnachtgleiche“ widerspiegelt. Zum Zeitpunkt der Tagundnachtgleiche ist die Tangente an die Ekliptik am Standort der Sonne in einem maximalen Winkel von e zum Äquator geneigt, daher ist die Zunahme der Deklination der Sonne zu diesem Zeitpunkt ebenfalls maximal.

Nach der Frühlings-Tagundnachtgleiche nimmt die Deklination der Sonne rapide zu, sodass von Tag zu Tag mehr und mehr der Tagesparallele der Sonne über dem Horizont erscheint. Die Sonne geht früher auf, steigt auf ihrem Höhepunkt immer höher und geht später unter. Die Sonnenauf- und -untergangspunkte verschieben sich jeden Tag nach Norden und der Tag wird länger.

Allerdings nimmt der Neigungswinkel der Tangente an die Ekliptik am Sonnenstandstag mit jedem Tag ab und damit auch die Deklinationsgeschwindigkeit. Schließlich erreicht die Sonne Ende Juni den nördlichsten Punkt der Ekliptik (α = 6 Stunden, δ = +e). Zu diesem Zeitpunkt steigt er an seinem oberen Höhepunkt auf eine Höhe von h = 90° - φ + e, geht etwa im Nordosten auf, geht im Nordwesten unter und die Tageslänge erreicht ihren Maximalwert. Gleichzeitig stoppt der tägliche Anstieg der Sonnenhöhe am oberen Höhepunkt und die Mittagssonne „stoppt“ sozusagen in ihrer Bewegung nach Norden. Daher der Name „Sommersonnenwende“.

Danach beginnt die Deklination der Sonne abzunehmen – zunächst sehr langsam, dann immer schneller. Jeden Tag geht er später auf, geht früher unter, die Sonnenauf- und -untergangspunkte verschieben sich wieder nach Süden.

Ende September erreicht die Sonne den zweiten Schnittpunkt der Ekliptik mit dem Äquator (α = 12 Stunden) und die Tagundnachtgleiche findet erneut statt, diesmal im Herbst. Auch hier erreicht die Änderungsrate der Deklination der Sonne ihr Maximum und sie bewegt sich schnell nach Süden. Die Nacht wird länger als der Tag und jeden Tag nimmt die Höhe der Sonne an ihrem oberen Höhepunkt ab.

Ende Dezember erreicht die Sonne den südlichsten Punkt der Ekliptik (α = 18 Stunden) und ihre Bewegung nach Süden stoppt, sie „stoppt“ erneut. Dies ist die Wintersonnenwende. Die Sonne geht fast im Südosten auf, geht im Südwesten unter und geht mittags im Süden auf eine Höhe von h = 90° - φ - e auf.

Und dann beginnt alles von vorne – die Deklination der Sonne nimmt zu, die Höhe am oberen Höhepunkt nimmt zu, der Tag wird länger, die Zeitpunkte von Sonnenauf- und -untergang verschieben sich nach Norden.

Aufgrund der Lichtstreuung durch die Erdatmosphäre bleibt der Himmel auch nach Sonnenuntergang noch einige Zeit hell. Diese Zeit wird Dämmerung genannt. Die bürgerliche Dämmerung unterscheidet sich je nach Eintauchtiefe der Sonne unter den Horizont (-8°). -12°) und astronomisch (h>-18°), danach bleibt die Helligkeit des Nachthimmels annähernd konstant.

Im Sommer beträgt bei d = +e die Höhe der Sonne am unteren Höhepunkt h = φ + e - 90°. Daher sinkt die Sonne nördlich des Breitengrads ~ 48°,5 zur Sommersonnenwende an ihrem unteren Höhepunkt um weniger als 18° unter den Horizont, und die Sommernächte werden aufgrund der astronomischen Dämmerung hell. Ebenso ist bei φ > 54°,5 zur Sommersonnenwende die Höhe der Sonne h > -12° – die Navigationsdämmerung dauert die ganze Nacht (Moskau fällt in diese Zone, wo es drei Monate im Jahr nicht dunkel wird – von Anfang Mai bis Anfang August). Noch weiter nördlich, bei φ > 58°,5, hört die bürgerliche Dämmerung im Sommer nicht mehr auf (hier liegt St. Petersburg mit seinen berühmten „weißen Nächten“).

Auf dem Breitengrad φ = 90° - e schließlich berührt der Tagesparallel der Sonne während der Sonnenwenden den Horizont. Dieser Breitengrad ist der Polarkreis. Noch weiter nördlich geht die Sonne im Sommer für einige Zeit nicht unter den Horizont – der Polartag beginnt, und im Winter geht sie nicht auf – die Polarnacht.

Schauen wir uns nun die südlicheren Breiten an. Wie bereits erwähnt, sind südlich des Breitengrads φ = 90° - e - 18° die Nächte immer dunkel. Mit der weiteren Bewegung nach Süden steigt die Sonne zu jeder Jahreszeit immer höher und der Unterschied zwischen den über und unter dem Horizont liegenden Teilen ihres Tageskreises nimmt ab. Dementsprechend unterscheiden sich die Längen von Tag und Nacht auch während der Sonnenwende immer weniger. Schließlich verläuft auf der Breite j = e der Tagesparallel der Sonne zur Sommersonnenwende durch den Zenit. Dieser Breitengrad wird nördlicher Wendekreis genannt; zum Zeitpunkt der Sommersonnenwende steht die Sonne an einem Punkt auf diesem Breitengrad genau im Zenit. Am Äquator schließlich werden die täglichen Parallelen der Sonne durch den Horizont immer in zwei gleiche Teile geteilt, das heißt, dort ist Tag immer gleich Nacht und die Sonne steht während der Tagundnachtgleiche im Zenit.

Südlich des Äquators wird alles ähnlich wie oben beschrieben sein, nur dass der obere Höhepunkt der Sonne den größten Teil des Jahres (und immer südlich des südlichen Wendekreises) nördlich des Zenits liegt.

Auf ein bestimmtes Objekt richten und das Teleskop fokussieren .

TICKET Nr. 5

1. Funktionsprinzip und Zweck des Teleskops.

Fernrohr, ein astronomisches Instrument zur Beobachtung von Himmelskörpern. Ein gut konstruiertes Teleskop ist in der Lage, elektromagnetische Strahlung in verschiedenen Spektralbereichen zu sammeln. In der Astronomie wird ein optisches Teleskop verwendet, um Bilder zu vergrößern und Licht von schwachen Quellen zu sammeln, insbesondere solchen, die für das bloße Auge unsichtbar sind Im Vergleich dazu ist es in der Lage, mehr Licht zu sammeln und eine hohe Winkelauflösung zu bieten, sodass in einem vergrößerten Bild mehr Details zu erkennen sind. Ein Brechungsteleskop verwendet eine große Linse als Objektiv, um Licht zu sammeln und zu fokussieren, und das Bild wird mit einem Okular betrachtet, das aus einer oder mehreren Linsen besteht. Ein Hauptproblem bei der Konstruktion brechender Teleskope ist die chromatische Aberration (der Farbsaum um das Bild, der durch eine einfache Linse entsteht, wenn Licht unterschiedlicher Wellenlänge in unterschiedlichen Entfernungen fokussiert wird). Dies kann durch die Verwendung einer Kombination aus konvexen und konkaven Linsen vermieden werden, es können jedoch keine Linsen hergestellt werden, die eine bestimmte Größenbeschränkung überschreiten (etwa 1 Meter Durchmesser). Daher werden derzeit Spiegelteleskope bevorzugt, die einen Spiegel als Linse verwenden. Das erste Spiegelteleskop wurde von Newton nach seinem Entwurf erfunden, genannt Newtons System. Mittlerweile gibt es mehrere Methoden zum Beobachten von Bildern: das Newton-System, Cassegrain (die Fokusposition ist praktisch, um Licht mit anderen Instrumenten wie einem Photometer oder Spektrometer aufzuzeichnen und zu analysieren), Kude (die Schaltung ist sehr praktisch, wenn sperrige Ausrüstung erforderlich ist). Lichtanalyse), Maksutov (der sogenannte Meniskus), Schmidt (wird verwendet, wenn großflächige Vermessungen des Himmels erforderlich sind).

Neben optischen Teleskopen gibt es Teleskope, die elektromagnetische Strahlung in anderen Bereichen sammeln. Beispielsweise sind verschiedene Arten von Radioteleskopen weit verbreitet (mit Parabolspiegel: fest und vollständig rotierend; Typ RATAN-600; in Phase; Radiointerferometer). Es gibt auch Teleskope zur Aufzeichnung von Röntgen- und Gammastrahlung. Da letzteres von der Erdatmosphäre absorbiert wird, werden Röntgenteleskope meist auf Satelliten oder Flugsonden montiert. Die Gammastrahlenastronomie nutzt Teleskope auf Satelliten.

Berechnung der Umlaufzeit des Planeten basierend auf dem dritten Keplerschen Gesetz.

T s = 1 Jahr

a s = 1 astronomische Einheit

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

TICKET Nr. 6

Methoden zur Bestimmung von Entfernungen zu Körpern des Sonnensystems und deren Größen.

Zunächst wird die Entfernung zu einem erreichbaren Punkt bestimmt. Dieser Abstand wird Basis genannt. Der Winkel, in dem die Basis von einer unzugänglichen Stelle aus sichtbar ist, wird aufgerufen Parallaxe. Die horizontale Parallaxe ist der Winkel, in dem der Radius der Erde vom Planeten aus sichtbar ist, senkrecht zur Sichtlinie.

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

Radarmethode. Es besteht darin, einen starken kurzfristigen Impuls an einen Himmelskörper zu senden und dann das reflektierte Signal zu empfangen. Die Ausbreitungsgeschwindigkeit von Radiowellen ist gleich der Lichtgeschwindigkeit im Vakuum: bekannt. Wenn Sie also die Zeit genau messen, die das Signal benötigt, um den Himmelskörper zu erreichen und zurückzukehren, ist es einfach, die erforderliche Entfernung zu berechnen.

Radarbeobachtungen ermöglichen es, die Entfernungen zu den Himmelskörpern des Sonnensystems mit großer Genauigkeit zu bestimmen. Diese Methode wurde verwendet, um die Entfernungen zum Mond, zur Venus, zum Merkur, zum Mars und zum Jupiter zu klären.

Laserentfernung des Mondes. Bald nach der Erfindung leistungsstarker Lichtstrahlungsquellen – optischer Quantengeneratoren (Laser) – begannen Experimente zur Laserentfernungsmessung des Mondes. Die Laserentfernungsmethode ähnelt der Radarmethode, die Messgenauigkeit ist jedoch viel höher. Die optische Ortung ermöglicht es, den Abstand zwischen ausgewählten Punkten auf der Mond- und Erdoberfläche zentimetergenau zu bestimmen.

Um die Größe der Erde zu bestimmen, bestimmen Sie den Abstand zwischen zwei Punkten, die sich auf demselben Meridian befinden, und dann die Länge des Bogens l , entsprechend 1° - N .

Um die Größe der Körper des Sonnensystems zu bestimmen, kann man den Winkel messen, in dem sie für einen Beobachter auf der Erde sichtbar sind – den Winkelradius des Sterns r und die Entfernung zum Stern D.

Unter Berücksichtigung von p 0 – der horizontalen Parallaxe der Leuchte und der Tatsache, dass die Winkel p 0 und r klein sind,

Bestimmung der Leuchtkraft eines Sterns anhand von Daten zu seiner Größe und Temperatur.

L – Leuchtkraft (Lc = 1)

R – Radius (Rc = 1)

T – Temperatur (Tc = 6000)

TICKET Nr. 7

1. Möglichkeiten der Spektralanalyse und außeratmosphärischer Beobachtungen zur Untersuchung der Natur von Himmelskörpern.

Die Zerlegung elektromagnetischer Strahlung in Wellenlängen zum Zweck ihrer Untersuchung nennt man Spektroskopie. Die Spektralanalyse ist die wichtigste Methode zur Untersuchung astronomischer Objekte in der Astrophysik. Die Untersuchung von Spektren liefert Informationen über Temperatur, Geschwindigkeit, Druck, chemische Zusammensetzung und andere wichtige Eigenschaften astronomischer Objekte. Aus dem Absorptionsspektrum (genauer gesagt aus dem Vorhandensein bestimmter Linien im Spektrum) kann man die chemische Zusammensetzung der Sternatmosphäre beurteilen. Anhand der Intensität des Spektrums lässt sich die Temperatur von Sternen und anderen Körpern bestimmen:

l max T = b, b – Wien-Konstante. Mithilfe des Doppler-Effekts können Sie viel über einen Stern erfahren. Im Jahr 1842 stellte er fest, dass die vom Beobachter akzeptierte Wellenlänge λ mit der Wellenlänge der Strahlungsquelle durch die Beziehung zusammenhängt: ,wobei V die Projektion der Quellgeschwindigkeit auf die Sichtlinie ist. Das von ihm entdeckte Gesetz wurde Doppler-Gesetz genannt: . Eine Verschiebung der Linien im Spektrum eines Sterns relativ zum Vergleichsspektrum zur roten Seite zeigt an, dass sich der Stern von uns entfernt, eine Verschiebung zur violetten Seite des Spektrums zeigt an, dass sich der Stern uns nähert. Wenn sich die Linien im Spektrum periodisch ändern, hat der Stern einen Satelliten und sie drehen sich um einen gemeinsamen Massenschwerpunkt. Der Doppler-Effekt ermöglicht auch die Abschätzung der Rotationsgeschwindigkeit von Sternen. Selbst wenn das emittierende Gas keine relative Bewegung aufweist, weichen die von einzelnen Atomen emittierten Spektrallinien aufgrund zufälliger thermischer Bewegung vom Laborwert ab. Für die gesamte Gasmasse äußert sich dies in einer Verbreiterung der Spektrallinien. In diesem Fall ist das Quadrat der Doppler-Breite der Spektrallinie proportional zur Temperatur. Somit kann die Temperatur des emittierenden Gases anhand der Breite der Spektrallinie beurteilt werden. Im Jahr 1896 entdeckte der niederländische Physiker Zeeman den Effekt der Aufspaltung von Spektrallinien in einem starken Magnetfeld. Mithilfe dieses Effekts ist es nun möglich, kosmische Magnetfelder zu „messen“. Ein ähnlicher Effekt (Stark-Effekt genannt) wird in einem elektrischen Feld beobachtet. Es manifestiert sich, wenn in einem Stern kurzzeitig ein starkes elektrisches Feld entsteht.

Die Erdatmosphäre blockiert einen Teil der Strahlung aus dem Weltraum. Auch das hindurchtretende sichtbare Licht wird verzerrt: Die Luftbewegung verwischt das Bild der Himmelskörper und die Sterne flackern, obwohl ihre Helligkeit tatsächlich unverändert bleibt. Deshalb begannen Astronomen ab Mitte des 20. Jahrhunderts mit Beobachtungen aus dem Weltraum. Außerhalb der Atmosphäre sammeln und analysieren Teleskope Röntgen-, Ultraviolett-, Infrarot- und Gammastrahlen. Die ersten drei können nur außerhalb der Atmosphäre untersucht werden, während letzteres teilweise die Erdoberfläche erreicht, sich aber mit dem IR des Planeten selbst vermischt. Daher ist es vorzuziehen, Infrarot-Teleskope ins All zu bringen. Röntgenstrahlung macht Bereiche im Universum sichtbar, in denen Energie besonders schnell freigesetzt wird (z. B. Schwarze Löcher), sowie Objekte, die in anderen Strahlen unsichtbar sind, z. B. Pulsare. Infrarot-Teleskope ermöglichen die Untersuchung von Wärmequellen, die der Optik verborgen bleiben, über einen weiten Temperaturbereich. Die Gammastrahlenastronomie ermöglicht es, Quellen der Elektron-Positron-Vernichtung aufzuspüren, d. h. Quellen großer Energie.

2. Bestimmung der Deklination der Sonne für einen bestimmten Tag anhand einer Sternenkarte und Berechnung ihrer Höhe am Mittag.

h – Höhe der Leuchte

TICKET Nr. 8

Die wichtigsten Richtungen und Aufgaben der Weltraumforschung und -erkundung.

Die Hauptprobleme der modernen Astronomie:

Für viele spezielle Probleme der Kosmogonie gibt es keine Lösung:

· Wie der Mond entstand, wie die Ringe um die Riesenplaneten entstanden, warum sich die Venus sehr langsam und in die entgegengesetzte Richtung dreht;

In der Sternastronomie:

· Es gibt kein detailliertes Modell der Sonne, das alle beobachteten Eigenschaften (insbesondere den Neutrinofluss aus dem Kern) genau erklären kann.

· Für einige Erscheinungsformen stellarer Aktivität gibt es keine detaillierte physikalische Theorie. Beispielsweise sind die Ursachen von Supernova-Explosionen nicht ganz klar; Es ist nicht ganz klar, warum aus der Umgebung einiger Sterne schmale Gasstrahlen ausgestoßen werden. Besonders rätselhaft sind jedoch die kurzen Gammastrahlenausbrüche, die regelmäßig in verschiedenen Himmelsrichtungen auftreten. Es ist nicht einmal klar, ob sie mit Sternen oder mit anderen Objekten verbunden sind und wie weit diese Objekte von uns entfernt sind.

In der galaktischen und extragalaktischen Astronomie:

· Das Problem der verborgenen Masse ist nicht gelöst, das darin besteht, dass das Gravitationsfeld von Galaxien und Galaxienhaufen um ein Vielfaches stärker ist als das, was die beobachtete Materie liefern kann. Es ist wahrscheinlich, dass der größte Teil der Materie im Universum den Astronomen noch verborgen bleibt;

· Es gibt keine einheitliche Theorie der Galaxienentstehung;

· Die Hauptprobleme der Kosmologie sind nicht gelöst: Es gibt keine vollständige physikalische Theorie über die Entstehung des Universums und sein Schicksal in der Zukunft ist unklar.

Hier sind einige Fragen, die Astronomen im 21. Jahrhundert beantworten wollen:

· Haben die nächsten Sterne terrestrische Planeten und Biosphären (gibt es Leben auf ihnen)?

· Welche Prozesse tragen zum Beginn der Sternentstehung bei?

· Wie werden biologisch wichtige chemische Elemente wie Kohlenstoff und Sauerstoff gebildet und in der Galaxie verteilt?

· Sind Schwarze Löcher die Energiequelle für aktive Galaxien und Quasare?

· Wo und wann entstanden Galaxien?

· Wird sich das Universum für immer ausdehnen, oder wird seine Expansion einem Zusammenbruch Platz machen?

TICKET Nr. 9

Keplers Gesetze, ihre Entdeckung, Bedeutung und Grenzen ihrer Anwendbarkeit.

Die drei Gesetze der Planetenbewegung relativ zur Sonne wurden zu Beginn des 17. Jahrhunderts vom deutschen Astronomen Johannes Kepler empirisch abgeleitet. Möglich wurde dies durch langjährige Beobachtungen des dänischen Astronomen Tycho Brahe.

Erste Keplers Gesetz. Jeder Planet bewegt sich entlang einer Ellipse, in deren Mittelpunkt die Sonne steht ( e = C / A, Wo Mit– Abstand vom Mittelpunkt der Ellipse zu ihrem Brennpunkt, A- große Halbachse, e – Exzentrizität Ellipse. Je größer e, desto stärker weicht die Ellipse vom Kreis ab. Wenn Mit= 0 (Brennpunkte fallen mit dem Mittelpunkt zusammen), dann ist e = 0 und die Ellipse wird zu einem Kreis mit Radius A).

Zweite Keplersches Gesetz (Gesetz der Flächengleichheit). Der Radiusvektor des Planeten beschreibt gleiche Flächen über gleiche Zeiträume. Eine andere Formulierung dieses Gesetzes: Die Sektorgeschwindigkeit des Planeten ist konstant.

Dritte Keplers Gesetz. Die Quadrate der Umlaufperioden der Planeten um die Sonne sind proportional zu den Kuben der großen Halbachsen ihrer elliptischen Umlaufbahnen.

Die moderne Formulierung des ersten Hauptsatzes wurde wie folgt ergänzt: Bei ungestörter Bewegung ist die Umlaufbahn eines sich bewegenden Körpers eine Kurve zweiter Ordnung – eine Ellipse, Parabel oder Hyperbel.

Im Gegensatz zu den ersten beiden gilt das dritte Keplersche Gesetz nur für elliptische Bahnen.

Die Geschwindigkeit des Planeten am Perihel: , wobei V c = Kreisgeschwindigkeit bei R = a.

Geschwindigkeit im Aphel:.

Kepler entdeckte seine Gesetze empirisch. Newton leitete die Keplerschen Gesetze aus dem Gesetz der universellen Gravitation ab. Um die Massen von Himmelskörpern zu bestimmen, ist Newtons Verallgemeinerung des dritten Keplerschen Gesetzes auf alle Systeme umkreisender Körper wichtig. In verallgemeinerter Form wird dieses Gesetz üblicherweise wie folgt formuliert: die Quadrate der Umlaufperioden T 1 und T 2 zweier Körper um die Sonne, multipliziert mit der Summe der Massen jedes Körpers (M 1 bzw. M 2). ) und die Sonne (M s) stehen in Beziehung zu den Kuben der großen Halbachsen a 1 und a 2 ihrer Umlaufbahnen: . In diesem Fall wird die Wechselwirkung zwischen den Körpern M 1 und M 2 nicht berücksichtigt. Wenn wir die Massen dieser Körper im Vergleich zur Masse der Sonne vernachlässigen, erhalten wir die von Kepler selbst gegebene Formulierung des dritten Gesetzes: Keplers drittes Gesetz kann auch als Abhängigkeit zwischen der Umlaufzeit T eines Körpers und seiner Masse ausgedrückt werden M und die große Halbachse der Umlaufbahn a: . Mit dem dritten Keplerschen Gesetz lässt sich die Masse von Doppelsternen bestimmen.

Zeichnen eines Objekts (Planet, Komet usw.) auf einer Sternenkarte an bestimmten Koordinaten.

TICKET Nr. 10

Terrestrische Planeten: Merkur, Mars, Venus, Erde, Pluto. Sie haben geringe Größen und Massen; die durchschnittliche Dichte dieser Planeten ist um ein Vielfaches größer als die Dichte von Wasser. Sie drehen sich langsam um ihre Achsen. Sie haben wenige Gefährten. Erdplaneten haben felsige Oberflächen. Die Ähnlichkeit der terrestrischen Planeten schließt erhebliche Unterschiede nicht aus. Beispielsweise dreht sich die Venus im Gegensatz zu anderen Planeten entgegengesetzt zu ihrer Bewegung um die Sonne und ist 243-mal langsamer als die Erde. Pluto ist der kleinste der Planeten (Plutos Durchmesser = 2260 km, der Satellit Charon ist 2-mal kleiner, ungefähr gleich dem Erde-Mond-System, sie sind ein „Doppelplanet“), aber in Bezug auf die physikalischen Eigenschaften ist er nah dran zu dieser Gruppe.

Quecksilber. Gewicht: 3*10 23 kg (0,055 Erde) R-Umlaufbahn: 0,387 AE Planet D: 4870 km Eigenschaften der Atmosphäre: Es gibt praktisch keine Atmosphäre, Helium und Wasserstoff von der Sonne, Natrium wird von der überhitzten Oberfläche des Planeten freigesetzt. Oberfläche: Von Kratern übersät. Es gibt eine Senke mit einem Durchmesser von 1300 km, die als Caloris-Becken bezeichnet wird. Merkmale: Ein Tag dauert zwei Jahre.

Venus. Gewicht: 4,78 * 10 24 kg R-Umlaufbahn: 0,723 AE Planet D: 12100 km Zusammensetzung der Atmosphäre: Hauptsächlich Kohlendioxid mit Beimischungen von Stickstoff und Sauerstoff, Kondensatwolken aus Schwefel- und Flusssäure. Oberfläche: Felsige Wüste, relativ glatt, aber es gibt einige Krater Merkmale: Der Druck an der Oberfläche ist 90-mal höher als auf der Erde, umgekehrte Rotation im Orbit, starker Treibhauseffekt (T=475 0 C).

Erde . R-Umlaufbahn: 1 AE (150.000.000 km) R-Planet: 6400 km Zusammensetzung der Atmosphäre: 78 % Stickstoff, 21 % Sauerstoff und Kohlendioxid. Oberfläche: Am vielfältigsten. Merkmale: Viel Wasser, notwendige Bedingungen für die Entstehung und Existenz von Leben. Es gibt 1 Satelliten – den Mond.

Mars. Gewicht: 6,4*1023 kg R-Umlaufbahn: 1,52 AE (228 Millionen km) Planet D: 6670 km Atmosphärische Zusammensetzung: Kohlendioxid mit Verunreinigungen. Oberfläche: Krater, Valles Marineris, Olymp – der höchste im System Merkmale: Viel Wasser in den Polkappen, vermutlich war das Klima früher für organisches Leben auf Kohlenstoffbasis geeignet, und die Entwicklung des Klimas auf dem Mars ist reversibel. Es gibt 2 Satelliten – Phobos und Deimos. Phobos fällt langsam in Richtung Mars.

Pluto/Charon.

Gewicht: 1,3*10 23 kg/ 1,8*10 11 kg

R-Umlaufbahn: 29,65–49,28 AE

Planet D: 2324/1212 km

Zusammensetzung der Atmosphäre: Dünne Methanschicht

Merkmale: Doppelplanet, möglicherweise planetenartig, Umlaufbahn liegt nicht in der Ebene anderer Umlaufbahnen. Pluto und Charon stehen sich immer mit der gleichen Seite gegenüber

Riesenplaneten: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun.

Sie haben große Größen und Massen (Masse des Jupiters > Masse der Erde um das 318-fache, nach Volumen - um das 1320-fache). Riesenplaneten rotieren sehr schnell um ihre Achsen. Das Ergebnis ist eine starke Komprimierung. Die Planeten befinden sich weit von der Sonne entfernt. Sie zeichnen sich durch eine große Anzahl von Satelliten aus (Jupiter hat 16, Saturn hat 17, Uranus hat 16, Neptun hat 8). Die Besonderheit der Riesenplaneten sind Ringe, die aus Partikeln und Blöcken bestehen. Diese Planeten haben keine feste Oberfläche, ihre Dichte ist gering und sie bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. Wasserstoffgas in der Atmosphäre geht in die flüssige und dann in die feste Phase über. Gleichzeitig bestimmen die schnelle Rotation und die Tatsache, dass Wasserstoff zum Stromleiter wird, erhebliche Magnetfelder dieser Planeten, die von der Sonne fliegende geladene Teilchen einfangen und Strahlungsgürtel bilden.

Jupiter Gewicht: 1,9 * 10 27 kg R-Umlaufbahn: 5,2 AE D-Planet: 143.760 km am Äquator Zusammensetzung: Wasserstoff mit Heliumverunreinigungen. Satelliten: Europa hat viel Wasser, Ganymed mit Eis, Io mit einem Schwefelvulkan. Merkmale: Der Große Rote Fleck, fast ein Stern, 10 % der Strahlung sind seine eigenen, zieht den Mond von uns weg (2 Meter pro Jahr).	Saturn. Gewicht: 5,68 * 10 26 R-Umlaufbahn: 9,5 AE Planet D: 120.420 km Zusammensetzung: Wasserstoff und Helium. Monde: Titan ist größer als Merkur und hat eine Atmosphäre. Merkmale: Schöne Ringe, geringe Dichte, viele Satelliten, Magnetfeldpole fallen fast mit der Rotationsachse zusammen.
Uranus Gewicht: 8,5 * 1025 kg R-Umlaufbahn: 19,2 AE Planet D: 51.300 km Zusammensetzung: Methan, Ammoniak. Satelliten: Miranda hat ein sehr komplexes Gelände. Merkmale: Die Rotationsachse ist zur Sonne gerichtet, strahlt keine eigene Energie ab, der größte Abweichungswinkel der magnetischen Achse von der Rotationsachse.	Neptun. Gewicht: 1*10 26 kg R-Umlaufbahn: 30 AE D-Planet: 49500 km Zusammensetzung: Methan, Ammoniak, Wasserstoffatmosphäre. Satelliten: Triton hat eine Stickstoffatmosphäre, Wasser. Eigenschaften: Gibt 2,7-mal mehr absorbierte Energie ab.

Installation eines Modells der Himmelssphäre für einen bestimmten Breitengrad und ihrer Ausrichtung entlang der Seiten des Horizonts.

TICKET Nr. 11

Besonderheiten des Mondes und der Planetensatelliten.

Mond- der einzige natürliche Satellit der Erde. Die Oberfläche des Mondes ist sehr heterogen. Die wichtigsten Großformationen sind Meere, Berge, Krater und helle Strahlen, möglicherweise Auswürfe von Materie. Die Meere, dunkle, glatte Ebenen, sind mit erstarrter Lava gefüllte Senken. Der Durchmesser der größten von ihnen übersteigt 1000 km. DR. Drei Arten von Formationen sind höchstwahrscheinlich das Ergebnis der Bombardierung der Mondoberfläche in den frühen Stadien der Existenz des Sonnensystems. Der Bombenangriff dauerte mehrere Stunden. Hunderte von Millionen Jahren, und die Trümmer setzten sich auf der Oberfläche des Mondes und der Planeten ab. Fragmente von Asteroiden mit einem Durchmesser von Hunderten von Kilometern bis hin zu kleinsten Staubpartikeln bildeten Ch. Details des Mondes und der Oberflächenschicht aus Gestein. Auf die Bombardierungsperiode folgte die Füllung der Meere mit basaltischer Lava, die durch die radioaktive Erwärmung des Mondinneren entstand. Weltraumgeräte Geräte der Apollo-Serie zeichneten die seismische Aktivität des Mondes auf, die sogenannte. l Erdbeben Von Astronauten zur Erde gebrachte Mondbodenproben zeigten, dass L. 4,3 Milliarden Jahre alt ist, wahrscheinlich genauso alt wie die Erde, und aus den gleichen Chemikalien besteht. Elemente wie die Erde, mit ungefähr dem gleichen Verhältnis. Auf L. herrscht keine Atmosphäre und es gab sie wahrscheinlich auch nie, und es gibt keinen Grund zu der Annahme, dass dort jemals Leben existiert hat. Nach neuesten Theorien entstand L. durch die Kollision von Planetesimalen von der Größe des Mars und der jungen Erde. Die Temperatur der Mondoberfläche erreicht am Mondtag 100 °C und sinkt in der Mondnacht auf -200 °C. Für den Anspruch liegt keine Erosion bei L. vor. die langsame Zerstörung von Gesteinen aufgrund abwechselnder thermischer Ausdehnung und Kontraktion und gelegentlich plötzliche lokale Katastrophen aufgrund von Meteoriteneinschlägen.

Die Masse von L. wird durch das Studium der Umlaufbahnen seiner Künste und Satelliten genau gemessen und steht im Verhältnis zur Masse der Erde zu 1/81,3; Sein Durchmesser von 3476 km entspricht 1/3,6 des Erddurchmessers. L. hat die Form eines Ellipsoids, obwohl sich die drei zueinander senkrechten Durchmesser um nicht mehr als einen Kilometer unterscheiden. Die Rotationsperiode des Planeten ist gleich der Umlaufperiode um die Erde, so dass er, abgesehen von den Librationseffekten, immer auf eine Seite gedreht ist. Heiraten. Die Dichte beträgt 3330 kg/m 3, ein Wert, der der Dichte der Hauptgesteine ​​unter der Erdkruste sehr nahe kommt, und die Gravitationskraft auf der Mondoberfläche beträgt 1/6 der Erdkraft. Der Mond ist der der Erde am nächsten gelegene Himmelskörper. Wenn Erde und Mond Punktmassen oder starre Kugeln wären, deren Dichte nur mit der Entfernung vom Zentrum variiert, und es keine anderen Himmelskörper gäbe, dann wäre die Umlaufbahn des Mondes um die Erde eine konstante Ellipse. Allerdings üben die Sonne und in viel geringerem Maße auch die Planeten Gravitationskräfte aus. Einfluss auf den Planeten, der zu Störungen seiner Orbitalelemente führt, so dass die große Halbachse, die Exzentrizität und die Inklination ständig zyklischen Störungen ausgesetzt sind, die um die Durchschnittswerte schwanken.

Natürliche Satelliten, ein natürlicher Körper, der einen Planeten umkreist. Im Sonnensystem sind mehr als 70 Satelliten unterschiedlicher Größe bekannt und es werden ständig neue entdeckt. Die sieben größten Satelliten sind der Mond, die vier galiläischen Satelliten Jupiter, Titan und Triton. Sie alle haben Durchmesser von mehr als 2500 km und sind kleine „Welten“ mit komplexer Geologie. Geschichte; Manche Menschen haben eine Atmosphäre. Alle anderen Satelliten haben eine Größe, die mit Asteroiden vergleichbar ist, d. h. von 10 bis 1500 km. Sie können aus Gestein oder Eis bestehen, die Form variiert von nahezu kugelförmig bis unregelmäßig, die Oberfläche ist entweder uralt mit zahlreichen Kratern oder hat Veränderungen im Zusammenhang mit Aktivitäten im Untergrund erfahren. Die Umlaufgrößen reichen von weniger als zwei bis zu mehreren hundert Planetenradien und die Umlaufdauer reicht von mehreren Stunden bis zu mehr als einem Jahr. Es wird angenommen, dass einige der Satelliten durch die Anziehungskraft des Planeten erfasst wurden. Sie haben unregelmäßige Umlaufbahnen und bewegen sich manchmal in die entgegengesetzte Richtung zur Umlaufbewegung des Planeten um die Sonne (sogenannte retrograde Bewegung). Umlaufbahnen S.e. kann stark zur Ebene der Planetenbahn geneigt oder sehr langgestreckt sein. Erweiterte Systeme S.e. mit regelmäßigen Umlaufbahnen um die vier Riesenplaneten, entstand wahrscheinlich aus einer Gas- und Staubwolke, die den Mutterplaneten umgab, ähnlich der Planetenbildung im protosolaren Nebel. S.e. Größen kleiner als mehrere. Sie sind Hunderte von Kilometern lang, haben eine unregelmäßige Form und sind wahrscheinlich bei zerstörerischen Kollisionen größerer Körper entstanden. In ext. Regionen des Sonnensystems umkreisen sie oft in der Nähe der Ringe. Elemente der Umlaufbahnen ext. SO, insbesondere Exzentrizitäten, unterliegen starken Störungen durch die Sonne. Mehrere Paare und sogar Tripel S.e. haben Revolutionsperioden, die durch eine einfache Beziehung miteinander verbunden sind. Beispielsweise hat Jupiters Satellit Europa eine Periode, die fast der Hälfte der Periode von Ganymed entspricht. Dieses Phänomen nennt man Resonanz.

Bestimmung der Sichtverhältnisse für den Planeten Merkur nach dem „Schulastronomischen Kalender“.

TICKET Nr. 12

Kometen und Asteroiden. Grundlagen moderner Vorstellungen über den Ursprung des Sonnensystems.

Komet, ein Himmelskörper des Sonnensystems, der aus Eis- und Staubpartikeln besteht und sich auf stark verlängerten Umlaufbahnen bewegt, was bedeutet, dass sie in einiger Entfernung von der Sonne wie schwach leuchtende ovale Flecken aussehen. Wenn er sich der Sonne nähert, bildet sich um diesen Kern eine Koma (eine fast kugelförmige Hülle aus Gas und Staub, die den Kopf eines Kometen umgibt, wenn er sich der Sonne nähert. Diese vom Sonnenwind fortwährend weggeblasene „Atmosphäre“ wird wieder aufgefüllt Gas und Staub entweichen aus dem Kern. Der Durchmesser des Kometen erreicht 100.000 km. Die Austrittsgeschwindigkeit von Gas und Staub beträgt mehrere Kilometer pro Sekunde relativ zum Kern und sie werden im interplanetaren Raum teilweise durch den Schweif des Kometen verstreut. ) und Schweif (Ein Gas- und Staubstrom, der unter dem Einfluss von Lichtdruck und Wechselwirkung mit dem Sonnenwind entsteht und sich im interplanetaren Raum der Kometenatmosphäre auflöst. Bei den meisten Kometen erscheint X., wenn sie sich der Sonne in einer geringeren Entfernung nähern als 2 AE. X. ist immer von der Sonne weg gerichtet. Gas Länge - Dutzende Millionen Kilometer. Die Struktur von X. kann sich über mehrere Zeiträume merklich ändern. Std. Die Geschwindigkeit einzelner Moleküle liegt zwischen 10 und 100 km/s. Staub X. ist diffuser und gekrümmter und seine Krümmung hängt von der Masse der Staubpartikel ab. Staub wird kontinuierlich aus dem Kern freigesetzt und vom Gasstrom abtransportiert. Das Zentrum, ein Teil des Planeten, wird Kern genannt und ist ein eisiger Körper – die Überreste riesiger Ansammlungen eisiger Planetesimale, die während der Entstehung des Sonnensystems entstanden sind. Jetzt konzentrieren sie sich auf die Peripherie – in der Oort-Epic-Wolke. Die durchschnittliche Masse eines K-Kerns beträgt 1–100 Milliarden kg, der Durchmesser 200–1200 m, die Dichte 200 kg/m3 (/5 der Dichte von Wasser). Die Kerne weisen Hohlräume auf. Dabei handelt es sich um fragile Formationen, die zu einem Drittel aus Eis bestehen und zwei Drittel aus Staubmasse. Das Eis besteht hauptsächlich aus Wasser, aber es gibt Beimischungen anderer Verbindungen. Bei jeder Rückkehr zur Sonne schmilzt das Eis, Gasmoleküle verlassen den Kern und tragen Staub- und Eispartikel mit sich, während eine Kugelhülle entsteht Um den Kern herum bildet sich eine Koma, ein langer, von der Sonne weg gerichteter Plasmaschweif und ein Staubschweif. Die Menge der verlorenen Materie hängt von der Staubmenge ab, die den Kern bedeckt, und von der Entfernung von der Sonne am Perihel. Daten aus Beobachtungen der Giotto-Raumsonde für den Halleyschen Kometen aus nächster Nähe bestätigte viele Theorien über die Struktur von K.

K. werden meist nach ihren Entdeckern benannt und geben das Jahr an, in dem sie zuletzt beobachtet wurden. Sie sind in kurze Zeiträume unterteilt. und langfristig Kurze Zeit K. kreisen mit einer Periode von mehreren um die Sonne. Jahre, am Mi. OK. 8 Jahre; Den kürzesten Zeitraum – etwas mehr als 3 Jahre – hat K. Encke. Diese K. wurden durch die Schwerkraft eingefangen. Jupiterfeld und begann auf relativ kleinen Bahnen zu rotieren. Ein typischer hat einen Perihelabstand von 1,5 AE. und wird nach 5.000 Umdrehungen vollständig zerstört, was zu einem Meteoritenschauer führt. Astronomen beobachteten 1976 den Zerfall von K. West und K. *Biela. Im Gegenteil, Zirkulationsperioden sind lange Zeiträume. K. kann 10.000 oder sogar 1 Million Jahre alt werden, und ihr Aphel kann sich in einem Drittel der Entfernung zu den nächsten Sternen befinden. Derzeit sind etwa 140 kurzperiodische und 800 langperiodische K. bekannt, und zwar alle Jahr beginnt etwa 30 neue K. Unser Wissen über diese Objekte ist unvollständig, da sie nur dann entdeckt werden, wenn sie sich der Sonne in einer Entfernung von etwa 2,5 AE nähern. Schätzungen zufolge umkreisen etwa eine Billion K die Sonne.

Asteroid(Asteroid), ein kleiner Planet mit einer nahezu kreisförmigen Umlaufbahn, der nahe der Ekliptikebene zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter liegt. Neu entdeckten A. wird nach Bestimmung ihrer Umlaufbahn eine Seriennummer zugewiesen, die ausreichend genau ist, damit der A. „nicht verloren geht“. 1796 die Franzosen. Der Astronom Joseph Jérôme Lalande schlug vor, mit der Suche nach dem „fehlenden“ Planeten zwischen Mars und Jupiter zu beginnen, der durch Bodes Regel vorhergesagt wurde. Am Silvesterabend 1801, italienisch. Der Astronom Giuseppe Piazzi entdeckte Ceres, als er Beobachtungen machte, um einen Sternkatalog zusammenzustellen. Deutsch Der Wissenschaftler Carl Gauß berechnete seine Umlaufbahn. Bisher sind etwa 3.500 Asteroiden bekannt. Die Radien von Ceres, Pallas und Vesta betragen 512, 304 bzw. 290 km, die anderen sind kleiner. Nach Schätzungen in Kap. Der Gürtel ist ca. 100 Millionen A., ihre Gesamtmasse scheint etwa 1/2200 der ursprünglich in diesem Gebiet vorhandenen Masse zu betragen. Die Entstehung des Modernen A. wird möglicherweise mit der Zerstörung des Planeten (traditionell Phaethon genannt, der moderne Name ist Olbers‘ Planet) infolge einer Kollision mit einem anderen Körper in Verbindung gebracht. Die Oberflächen beobachteter Objekte bestehen aus Metallen und Gesteinen. Abhängig von ihrer Zusammensetzung werden Asteroiden in Typen (C, S, M, U) eingeteilt. Die Zusammensetzung vom Typ U wurde nicht identifiziert.

A. werden ebenfalls nach Orbitalelementen gruppiert und bilden die sogenannten. Hirayama-Familie. Die meisten A. haben eine Umlaufzeit von ca. 8 Uhr Alle Satelliten mit einem Radius von weniger als 120 km haben eine unregelmäßige Form und ihre Umlaufbahnen unterliegen der Schwerkraft. Einfluss von Jupiter. Infolgedessen gibt es Lücken in der Verteilung von A entlang der großen Halbachsen der Umlaufbahnen, sogenannte Kirkwood-Schraffuren. A., der in diese Luken fällt, hätte Perioden, die ein Vielfaches der Umlaufzeit von Jupiter betragen. Die Umlaufbahnen der Asteroiden in diesen Luken sind äußerst instabil. Int. und ext. die Kanten des A.-Gürtels liegen in Bereichen, in denen dieses Verhältnis 1:4 und 1:2 beträgt. A.

Wenn ein Protostern kollabiert, bildet er eine Materialscheibe, die den Stern umgibt. Ein Teil der Materie fällt aus dieser Scheibe zurück auf den Stern und gehorcht der Schwerkraft. Das in der Scheibe verbleibende Gas und der Staub kühlen allmählich ab. Wenn die Temperatur tief genug sinkt, beginnt sich die Substanz der Scheibe in kleinen Klumpen – Kondenswassertaschen – anzusammeln. So entstehen Planetesimale. Bei der Entstehung des Sonnensystems wurden einige Planetesimale durch Kollisionen zerstört, andere schlossen sich zu Planeten zusammen. Im äußeren Teil des Sonnensystems bildeten sich große Planetenkerne, die eine bestimmte Menge Gas in Form einer Primärwolke zurückhalten konnten. Schwerere Teilchen wurden durch die Anziehungskraft der Sonne festgehalten und konnten sich unter dem Einfluss der Gezeitenkräfte lange Zeit nicht zu Planeten formen. Dies markierte den Beginn der Entstehung der „Gasriesen“ – Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Sie entwickelten wahrscheinlich ihre eigenen Minischeiben aus Gas und Staub, aus denen sie schließlich Monde und Ringe bildeten. Im inneren Sonnensystem bilden sich schließlich Merkur, Venus, Erde und Mars aus fester Materie.

Bestimmung der Sichtverhältnisse für den Planeten Venus nach dem „Schulastronomischen Kalender“.

TICKET Nr. 13

Die Sonne ist wie ein typischer Stern. Seine Hauptmerkmale.

Sonne, der Zentralkörper des Sonnensystems, ist eine heiße Plasmakugel. Der Stern, um den sich die Erde dreht. Ein gewöhnlicher Hauptreihenstern der Spektralklasse G2, eine selbstleuchtende Gasmasse bestehend aus 71 % Wasserstoff und 26 % Helium. Die absolute Helligkeit beträgt +4,83, die effektive Oberflächentemperatur beträgt 5770 K. Im Zentrum der Sonne beträgt sie 15 * 10 6 K, was für einen Druck sorgt, der der Schwerkraft widerstehen kann, die auf die Sonnenoberfläche (Photosphäre) wirkt ) ist 27-mal größer als auf der Erde. Eine so hohe Temperatur entsteht durch thermonukleare Reaktionen bei der Umwandlung von Wasserstoff in Helium (Proton-Proton-Reaktion) (die Energieabgabe von der Oberfläche der Photosphäre beträgt 3,8 * 10 26 W). Die Sonne ist ein kugelsymmetrischer Körper im Gleichgewicht. Abhängig von Veränderungen der physikalischen Bedingungen kann die Sonne in mehrere konzentrische Schichten unterteilt werden, die sich allmählich ineinander verwandeln. Fast die gesamte Sonnenenergie wird in der Zentralregion erzeugt - Kern, wo die thermonukleare Fusionsreaktion stattfindet. Der Kern nimmt weniger als 1/1000 seines Volumens ein, die Dichte beträgt 160 g/cm 3 (die Dichte der Photosphäre ist 10 Millionen Mal geringer als die Dichte von Wasser). Aufgrund der enormen Masse der Sonne und der Undurchsichtigkeit ihrer Materie wandert die Strahlung sehr langsam vom Kern zur Photosphäre – etwa 10 Millionen Jahre. Während dieser Zeit nimmt die Frequenz der Röntgenstrahlung ab und es wird sichtbares Licht. Allerdings verlassen Neutrinos, die bei Kernreaktionen entstehen, die Sonne frei und liefern im Prinzip direkte Informationen über den Kern. Die Diskrepanz zwischen dem beobachteten und dem theoretisch vorhergesagten Neutrinofluss hat zu einer ernsthaften Debatte über die innere Struktur der Sonne geführt. Auf den letzten 15 % des Radius gibt es eine Konvektionszone. Konvektive Bewegungen spielen auch beim Transport von Magnetfeldern, die durch Ströme in seinen rotierenden Innenschichten erzeugt werden, eine Rolle, was sich darin äußert Sonnenaktivität, und die stärksten Felder werden in Sonnenflecken beobachtet. Außerhalb der Photosphäre befindet sich die Sonnenatmosphäre, in der die Temperatur einen Mindestwert von 4200 K erreicht und dann aufgrund der Ableitung von Stoßwellen, die durch subphotosphärische Konvektion in der Chromosphäre erzeugt werden, wieder ansteigt, wo sie stark auf einen Wert von 2 * ansteigt 10 6 K, charakteristisch für die Korona. Die hohe Temperatur des letzteren führt zu einem kontinuierlichen Abfluss von Plasmamaterie in Form von Sonnenwind in den interplanetaren Raum. In bestimmten Bereichen kann die magnetische Feldstärke schnell und stark ansteigen. Dieser Prozess wird von einem ganzen Komplex solarer Aktivitätsphänomene begleitet. Dazu gehören Sonneneruptionen (in der Chromosphäre), Protuberanzen (in der Sonnenkorona) und koronale Löcher (spezielle Regionen der Korona).

Die Masse der Sonne beträgt 1,99 * 10 30 kg, der durchschnittliche Radius, bestimmt durch die annähernd kugelförmige Photosphäre, beträgt 700.000 km. Dies entspricht 330.000 Erdmassen bzw. 110 Erdradien; Die Sonne kann 1,3 Millionen Körper wie die Erde aufnehmen. Die Rotation der Sonne bewirkt die Bewegung ihrer Oberflächenformationen, wie zum Beispiel Sonnenflecken, in der Photosphäre und den darüber liegenden Schichten. Die durchschnittliche Rotationsperiode beträgt 25,4 Tage, davon 25 Tage am Äquator und 41 Tage an den Polen. Die Rotation ist für die Kompression der Sonnenscheibe verantwortlich und beträgt 0,005 %.

Bestimmung der Sichtverhältnisse für den Planeten Mars nach dem „Schulastronomischen Kalender“.

TICKET Nr. 14

Die wichtigsten Erscheinungsformen der Sonnenaktivität, ihr Zusammenhang mit geophysikalischen Phänomenen.

Die Sonnenaktivität ist eine Folge der Konvektion in den mittleren Schichten des Sterns. Der Grund für dieses Phänomen liegt darin, dass die Energiemenge, die aus dem Kern kommt, viel größer ist als die, die durch Wärmeleitfähigkeit abgeführt wird. Konvektion verursacht starke Magnetfelder, die durch Ströme in den Konvektionsschichten erzeugt werden. Die wichtigsten Erscheinungsformen der Sonnenaktivität auf der Erde sind Sonnenflecken, Sonnenwind und Protuberanzen.

Sonnenflecken, Formationen in der Photosphäre der Sonne, werden seit der Antike beobachtet und gelten heute als Regionen der Photosphäre mit einer Temperatur, die 2000 K niedriger ist als in den umliegenden, aufgrund des Vorhandenseins eines starken Magnetfelds (ca. 2000 Gauss). S.p. bestehen aus einem relativ dunklen Zentrum, einem Teil (Schatten) und einem helleren faserigen Halbschatten. Der Gasfluss vom Schatten zum Halbschatten wird Evershed-Effekt genannt (V=2 km/s). Anzahl der S.p. und ihr Aussehen variiert im Laufe von 11 Jahren Sonnenaktivitätszyklus oder Sonnenfleckenzyklus, Dies wird durch das Sperersche Gesetz beschrieben und durch Maunders Schmetterlingsdiagramm (Bewegung von Flecken entlang der Breite) grafisch veranschaulicht. Relative Sonnenfleckenzahl in Zürich gibt die von S.p. bedeckte Gesamtfläche an. Dem 11-Jahres-Hauptzyklus werden langfristige Schwankungen überlagert. Zum Beispiel, S.p. Mag. ändern. Polarität während des 22-jährigen Zyklus der Sonnenaktivität. Das auffälligste Beispiel für langfristige Schwankungen ist jedoch das Minimum. Maunder (1645–1715), als S.p. fehlten. Obwohl allgemein anerkannt ist, dass Schwankungen in der Anzahl der S.p. Der Prozess wird durch die Diffusion des Magnetfelds aus dem rotierenden Sonneninneren bestimmt und ist noch nicht vollständig verstanden. Das starke Magnetfeld von Sonnenflecken beeinflusst das Erdfeld und verursacht Funkstörungen und Polarlichter. Es gibt einige unwiderlegbare kurzfristige Wirkungen, eine Aussage über die Existenz langfristiger Wirkungen. Der Zusammenhang zwischen dem Klima und der Artenzahl, insbesondere im 11-Jahres-Zyklus, ist sehr umstritten, da es schwierig ist, die für eine genaue statistische Datenanalyse erforderlichen Bedingungen zu erfüllen.

sonniger Wind Der Ausfluss von Hochtemperaturplasma (Elektronen, Protonen, Neutronen und Hadronen) aus der Sonnenkorona, die Emission intensiver Wellen des Radiospektrums, Röntgenstrahlen in den umgebenden Raum. Bildet das sogenannte Heliosphäre erstreckt sich bis 100 AE. von der Sonne. Der Sonnenwind ist so stark, dass er die äußeren Schichten von Kometen beschädigen kann, wodurch ein „Schweif“ entsteht. S.V. ionisiert die oberen Schichten der Atmosphäre, wodurch sich die Ozonschicht bildet, verursacht Polarlichter und eine Zunahme des radioaktiven Hintergrunds und Funkstörungen an Orten, an denen die Ozonschicht zerstört wird.

Die letzte maximale Sonnenaktivität gab es im Jahr 2001. Maximale Sonnenaktivität bedeutet die größte Anzahl an Sonnenflecken, Strahlung und Protuberanzen. Es ist seit langem bekannt, dass Veränderungen der Sonnenaktivität der Sonne durch folgende Faktoren beeinflusst werden:

* epidemiologische Situation auf der Erde;

* Anzahl verschiedener Arten von Naturkatastrophen (Taifune, Erdbeben, Überschwemmungen usw.);

* zur Anzahl der Auto- und Eisenbahnunfälle.

Das Maximum davon tritt in den Jahren der aktiven Sonne auf. Wie der Wissenschaftler Chizhevsky feststellte, beeinflusst die aktive Sonne das Wohlbefinden eines Menschen. Seitdem werden regelmäßig Prognosen zum menschlichen Wohlergehen erstellt.

2. Bestimmung der Sichtverhältnisse für den Planeten Jupiter nach dem „Schulastronomischen Kalender“.

TICKET Nr. 15

Methoden zur Bestimmung von Entfernungen zu Sternen, Entfernungseinheiten und der Beziehung zwischen ihnen.

Die Parallaxenmethode wird verwendet, um die Entfernung zu Körpern des Sonnensystems zu messen. Der Erdradius erweist sich als zu klein, um als Grundlage für die Messung der parallaktischen Verschiebung von Sternen und der Entfernung zu ihnen zu dienen. Daher verwenden sie die jährliche Parallaxe anstelle der horizontalen.

Die jährliche Parallaxe eines Sterns ist der Winkel (p), unter dem die große Halbachse der Erdumlaufbahn vom Stern aus gesehen werden könnte, wenn sie senkrecht zur Sichtlinie steht.

a ist die große Halbachse der Erdumlaufbahn,

p – jährliche Parallaxe.

Außerdem wird die Distanzeinheit Parsec verwendet. Parsec ist die Entfernung, aus der die große Halbachse der Erdumlaufbahn, senkrecht zur Sichtlinie, in einem Winkel von 1² sichtbar ist.

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

Durch die Messung der jährlichen Parallaxe können Sie zuverlässig die Entfernung zu Sternen bestimmen, die nicht weiter als 100 Parsec oder 300 Lichtjahre entfernt sind. Jahre.

Wenn die absolute und scheinbare Helligkeit bekannt ist, kann die Entfernung zum Stern mit der Formel log(r)=0,2*(m-M)+1 bestimmt werden

Bestimmung der Sichtverhältnisse des Mondes nach dem „Schulastronomischen Kalender“.

TICKET Nr. 16

Grundlegende physikalische Eigenschaften von Sternen, die Beziehung zwischen diesen Eigenschaften. Bedingungen für das Gleichgewicht der Sterne.

Grundlegende physikalische Eigenschaften von Sternen: Leuchtkraft, absolute und scheinbare Helligkeit, Masse, Temperatur, Größe, Spektrum.

Helligkeit– Energie, die ein Stern oder ein anderer Himmelskörper pro Zeiteinheit abgibt. Wird normalerweise in Einheiten der Sonnenleuchtkraft angegeben, ausgedrückt durch die Formel log (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), wobei L und M die Leuchtkraft und die absolute Größe der Quelle sind, Lc und Mc die entsprechenden Werte für die Sonne (Mc = +4 ,83). Wird auch durch die Formel L=4πR 2 σT 4 bestimmt. Es sind Sterne bekannt, deren Leuchtkraft um ein Vielfaches größer ist als die Leuchtkraft der Sonne. Die Leuchtkraft von Aldebaran beträgt 160 und Rigel ist 80.000-mal größer als die Sonne. Aber die überwiegende Mehrheit der Sterne hat eine Leuchtkraft, die mit der der Sonne vergleichbar oder geringer ist.

Größe – ein Maß für die Helligkeit eines Sterns. Z.v. gibt keine wirkliche Vorstellung von der Strahlungsleistung des Sterns. Ein schwacher Stern in der Nähe der Erde kann heller erscheinen als ein entfernter heller Stern, weil Der von ihm empfangene Strahlungsfluss nimmt umgekehrt proportional zum Quadrat der Entfernung ab. Sichtbare W.V. - der Glanz eines Sterns, den ein Beobachter sieht, wenn er in den Himmel blickt. Absolutes Z.v. - ein Maß für die wahre Helligkeit, stellt den Grad der Brillanz eines Sterns dar, den er hätte, wenn er sich in einer Entfernung von 10 Prozent befände. Hipparchos erfand das System der sichtbaren Sterne. im 2. Jahrhundert Chr. Sternen wurden anhand ihrer scheinbaren Helligkeit Nummern zugewiesen; Die hellsten Sterne hatten die 1. Größe und die schwächsten die 6. Größe. Alle R. 19. Jahrhundert Dieses System wurde geändert. Moderne Skala von Z.v. wurde durch Bestimmung von Z.v. ermittelt. repräsentative Auswahl an Sternen im Norden. Pole der Welt (Nordpolarreihe). Auf dieser Grundlage wurden Z.v. ermittelt. alle anderen Sterne. Dies ist eine logarithmische Skala, bei der Sterne der 1. Größe 100-mal heller sind als Sterne der 6. Größe. Mit zunehmender Messgenauigkeit mussten Zehntel eingeführt werden. Die hellsten Sterne sind heller als die erste Größe und einige haben sogar negative Helligkeiten.

Sternmasse - ein Parameter, der nur für Komponenten von Doppelsternen mit bekannten Umlaufbahnen und Entfernungen direkt bestimmt wird (M 1 + M 2 = R 3 / T 2). Das. Die Massen von nur wenigen Dutzend Sternen sind bekannt, aber für eine viel größere Zahl kann die Masse aus der Masse-Leuchtkraft-Beziehung bestimmt werden. Massen von mehr als 40 Sonnen und weniger als 0,1 Sonnen sind sehr selten. Die meisten Sterne haben eine geringere Masse als die Sonne. Die Temperatur im Zentrum solcher Sterne kann nicht das Niveau erreichen, bei dem Kernfusionsreaktionen beginnen, und die einzige Energiequelle ist die Kelvin-Helmholtz-Kompression. Solche Objekte werden aufgerufen Braune Zwerge.

Beziehung zwischen Masse und Leuchtkraft, 1924 von Eddington gefunden, die Beziehung zwischen der Leuchtkraft L und der Sternmasse M. Die Beziehung hat die Form L/Lc = (M/Mc) a, wobei Lc und Mc die Leuchtkraft bzw. die Masse der Sonne sind, der Wert A liegt normalerweise im Bereich von 3-5. Der Zusammenhang ergibt sich aus der Tatsache, dass die beobachteten Eigenschaften normaler Sterne hauptsächlich durch ihre Masse bestimmt werden. Diese Beziehung für Zwergsterne stimmt gut mit Beobachtungen überein. Es wird angenommen, dass dies auch für Überriesen und Riesen gilt, obwohl ihre Masse schwer direkt zu messen ist. Die Beziehung gilt nicht für Weiße Zwerge, weil erhöht ihre Leuchtkraft.

Die Temperatur ist hervorragend– die Temperatur einer bestimmten Region des Sterns. Es ist eine der wichtigsten physikalischen Eigenschaften eines jeden Objekts. Da jedoch die Temperatur verschiedener Regionen eines Sterns unterschiedlich ist und auch weil die Temperatur eine thermodynamische Größe ist, die vom Fluss elektromagnetischer Strahlung und der Anwesenheit verschiedener Atome, Ionen und Kerne in einer Region der Sternatmosphäre abhängt, sind all diese Unterschiede sind zu einer effektiven Temperatur verbunden, die eng mit der Strahlung des Sterns in der Photosphäre zusammenhängt. Effektive Temperatur, ein Parameter, der die Gesamtenergiemenge charakterisiert, die ein Stern pro Flächeneinheit seiner Oberfläche abgibt. Dies ist eine eindeutige Methode zur Beschreibung der Sterntemperatur. Das. wird durch die Temperatur eines absolut schwarzen Körpers bestimmt, der nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz die gleiche Leistung pro Flächeneinheit abstrahlen würde wie der Stern. Obwohl sich das Spektrum eines Sterns im Detail deutlich vom Spektrum eines absolut schwarzen Körpers unterscheidet, charakterisiert die effektive Temperatur dennoch die Energie des Gases in den äußeren Schichten der Sternphotosphäre und ermöglicht unter Verwendung des Wienschen Verschiebungsgesetzes (λ max = 0,29). /T), um zu bestimmen, bei welcher Wellenlänge die Sternstrahlung maximal ist und damit die Farbe des Sterns.

Von Größen Sterne werden in Zwerge, Unterzwerge, normale Sterne, Riesen, Unterriesen und Überriesen unterteilt.

Reichweite Sterne hängen von ihrer Temperatur, ihrem Druck, der Gasdichte ihrer Photosphäre, ihrer magnetischen Feldstärke und ihrer chemischen Zusammensetzung ab. Komposition.

Spektralklassen, Klassifizierung von Sternen nach ihren Spektren (hauptsächlich nach der Intensität der Spektrallinien), erstmals von Italienern eingeführt. Astronom Secchi. Einführung von Buchstabenbezeichnungen, die mit zunehmendem Wissen über interne Prozesse modifiziert wurden. Struktur der Sterne. Die Farbe eines Sterns hängt von der Temperatur seiner Oberfläche ab, also in der Neuzeit. Draper-Spektralklassifizierung (Harvard) S.k. nach absteigender Temperatur geordnet:

Hertzsprung-Russell-Diagramm, ein Diagramm, mit dem Sie zwei grundlegende Eigenschaften von Sternen bestimmen können, drückt die Beziehung zwischen absoluter Helligkeit und Temperatur aus. Benannt nach dem dänischen Astronomen Hertzsprung und dem amerikanischen Astronomen Russell, die 1914 das erste Diagramm veröffentlichten. Die heißesten Sterne liegen links im Diagramm und die Sterne mit der höchsten Leuchtkraft befinden sich oben. Von der oberen linken Ecke nach unten rechts geht es Hauptfolge, spiegelt die Entwicklung der Sterne wider und endet mit Zwergsternen. Die meisten Sterne gehören zu dieser Reihe. Auch die Sonne gehört zu dieser Reihe. Oberhalb dieser Reihenfolge befinden sich Unterriesen, Überriesen und Riesen in der angegebenen Reihenfolge, darunter Unterzwerge und Weiße Zwerge. Diese Gruppen von Sternen werden genannt Leuchtkraftklassen.

Gleichgewichtsbedingungen: Sterne sind bekanntlich die einzigen Objekte der Natur, in denen unkontrollierte thermonukleare Fusionsreaktionen ablaufen, die mit der Freisetzung großer Energiemengen einhergehen und die Temperatur der Sterne bestimmen. Die meisten Sterne befinden sich in einem stationären Zustand, das heißt, sie explodieren nicht. Manche Sterne explodieren (sogenannte Novae und Supernovae). Warum sind Sterne im Allgemeinen im Gleichgewicht? Die Kraft nuklearer Explosionen in stationären Sternen wird durch die Schwerkraft ausgeglichen, weshalb diese Sterne das Gleichgewicht halten.

Berechnung der linearen Abmessungen einer Leuchte aus bekannten Winkelabmessungen und Entfernungen.

TICKET Nr. 17

1. Die physikalische Bedeutung des Stefan-Boltzmann-Gesetzes und seine Anwendung zur Bestimmung der physikalischen Eigenschaften von Sternen.

Stefan-Boltzmann-Gesetz, das Verhältnis zwischen der gesamten Strahlungsleistung eines schwarzen Körpers und seiner Temperatur. Die Gesamtleistung einer Einheitsstrahlungsfläche in W pro 1 m2 ergibt sich aus der Formel Р = σ Т 4, Wo σ = 5,67*10 -8 W/m 2 K 4 – Stefan-Boltzmann-Konstante, T – absolute Temperatur eines absoluten schwarzen Körpers. Obwohl Astronomen selten Objekte wie einen schwarzen Körper aussenden, ist ihr Emissionsspektrum oft ein gutes Modell des Spektrums des realen Objekts. Die Temperaturabhängigkeit in der 4. Potenz ist sehr stark.

e – Strahlungsenergie pro Flächeneinheit des Sterns

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

Mithilfe der Stefan-Boltzmann-Formel und dem Wiener Gesetz wird die Wellenlänge bestimmt, bei der die maximale Strahlung auftritt:

l max T = b, b – Wien-Konstante

Man kann auch umgekehrt vorgehen, also die Größe von Sternen anhand von Leuchtkraft und Temperatur bestimmen

2. Bestimmung der geografischen Breite des Beobachtungsortes anhand der gegebenen Höhe des Sterns bei seinem Kulminationspunkt und seiner Deklination.

H = 90 0 - +

h – Höhe der Leuchte

TICKET Nr. 18

Veränderliche und instationäre Sterne. Ihre Bedeutung für die Erforschung der Natur der Sterne.

Die Helligkeit veränderlicher Sterne ändert sich im Laufe der Zeit. Jetzt weiß man ca. 3*10 4 . P.Z. werden in physikalische P.Z. unterteilt, deren Helligkeit sich aufgrund von in ihnen oder in ihrer Nähe ablaufenden Prozessen ändert, und optische P.Z., bei denen diese Änderung auf Rotation oder Orbitalbewegung zurückzuführen ist.

Die wichtigsten Arten von körperlichen P.Z.:

Pulsierend – Cepheiden, Sterne vom Typ Mira Ceti, halbregelmäßige und unregelmäßige Rote Riesen;

Eruptiv(explosiv) – Sterne mit Hüllen, junge unregelmäßige Veränderliche, inkl. T Tauri-Sterne (sehr junge unregelmäßige Sterne, die mit diffusen Nebeln verbunden sind), Hubble-Sanage-Überriesen (heiße Überriesen mit hoher Leuchtkraft, die hellsten Objekte in Galaxien. Sie sind instabil und wahrscheinlich Strahlungsquellen nahe der Eddington-Leuchtkraftgrenze, oberhalb derer sie „blasen“. weg" die Hüllen von Sternen. Potenzielle Supernovae.), aufflammende Rote Zwerge;

Katastrophal – Novae, Supernovae, Symbiose;

Röntgendoppelsterne

Die angegebene P.Z. umfassen 98 % der bekannten physischen Schäden. Zu den optischen gehören verdunkelnde Doppelsterne und rotierende Systeme wie Pulsare und magnetische Variablen. Die Sonne wird als rotierend klassifiziert, weil Seine Größe ändert sich kaum, wenn Sonnenflecken auf der Scheibe erscheinen.

Unter den pulsierenden Sternen sind die Cepheiden sehr interessant, benannt nach einer der ersten entdeckten Variablen dieser Art – 6 Cephei. Cepheiden sind Sterne mit hoher Leuchtkraft und mäßiger Temperatur (gelbe Überriesen). Im Laufe der Evolution haben sie eine besondere Struktur erhalten: In einer bestimmten Tiefe entstand eine Schicht, die aus der Tiefe kommende Energie sammelt und dann wieder abgibt. Der Stern zieht sich periodisch zusammen, wenn er sich erwärmt, und dehnt sich aus, wenn er abkühlt. Daher wird die Strahlungsenergie entweder vom Sterngas absorbiert und ionisiert oder wieder freigesetzt, wenn die Ionen beim Abkühlen des Gases Elektronen einfangen und Lichtquanten aussenden. Dadurch ändert sich die Helligkeit der Cepheiden in der Regel mehrmals im Zeitraum von mehreren Tagen. Cepheiden spielen in der Astronomie eine besondere Rolle. Im Jahr 1908 bemerkte die amerikanische Astronomin Henrietta Leavitt, die Cepheiden in einer der nahegelegenen Galaxien, der Kleinen Magellanschen Wolke, untersuchte, dass diese Sterne umso heller waren, je länger die Zeitspanne der Änderung ihrer Helligkeit war. Die Größe der Kleinen Magellanschen Wolke ist im Vergleich zu ihrer Entfernung klein, was bedeutet, dass Unterschiede in der scheinbaren Helligkeit Unterschiede in der Leuchtkraft widerspiegeln. Dank der von Leavitt gefundenen Perioden-Leuchtkraft-Beziehung ist es einfach, die Entfernung zu jedem Cepheiden zu berechnen, indem man seine durchschnittliche Helligkeit und Variabilitätsperiode misst. Und da Überriesen deutlich sichtbar sind, können Cepheiden auch zur Entfernungsbestimmung zu relativ weit entfernten Galaxien verwendet werden, in denen sie beobachtet werden. Es gibt noch einen zweiten Grund für die besondere Rolle der Cepheiden. In den 60er Jahren Der sowjetische Astronom Juri Nikolajewitsch Efremow fand heraus, dass dieser Stern umso jünger ist, je länger die Cepheid-Periode ist. Mithilfe der Perioden-Alter-Beziehung ist es nicht schwierig, das Alter jedes einzelnen Cepheiden zu bestimmen. Durch die Auswahl von Sternen mit maximalen Perioden und die Untersuchung der Sterngruppen, zu denen sie gehören, erforschen Astronomen die jüngsten Strukturen in der Galaxie. Cepheiden verdienen mehr als andere pulsierende Sterne die Bezeichnung periodische Veränderliche. Jeder nachfolgende Zyklus von Helligkeitsänderungen wiederholt normalerweise sehr genau den vorherigen. Es gibt jedoch Ausnahmen, die bekannteste davon ist der Nordstern. Es ist seit langem bekannt, dass es zu den Cepheiden gehört, obwohl es seine Helligkeit in eher unbedeutenden Grenzen ändert. Aber in den letzten Jahrzehnten begannen diese Schwankungen abzuklingen, und zwar Mitte der 90er Jahre. Der Nordstern hat praktisch aufgehört zu pulsieren.

Sterne mit Muscheln, Sterne, die kontinuierlich oder in unregelmäßigen Abständen einen Gasring vom Äquator oder einer Kugelhülle ausstoßen. 3. mit o. - Riesen- oder Zwergsterne der Spektralklasse B, die schnell rotieren und nahe der Zerstörungsgrenze sind. Das Abwerfen der Schale geht meist mit einer Abnahme oder Zunahme der Helligkeit einher.

Symbiotische Sterne, Sterne, deren Spektren Emissionslinien enthalten und die charakteristischen Merkmale eines Roten Riesen und eines heißen Objekts vereinen – eines Weißen Zwergs oder einer Akkretionsscheibe um einen solchen Stern.

RR-Lyrae-Sterne stellen eine weitere wichtige Gruppe pulsierender Sterne dar. Dabei handelt es sich um alte Sterne mit etwa der gleichen Masse wie die Sonne. Viele von ihnen kommen in Kugelsternhaufen vor. In der Regel ändern sie ihre Helligkeit in etwa einem Tag um eine Größenordnung. Ihre Eigenschaften werden ebenso wie die Eigenschaften der Cepheiden zur Berechnung astronomischer Entfernungen genutzt.

R Northern Crown und Stars wie sie verhalten sich auf völlig unvorhersehbare Weise. Dieser Stern ist normalerweise mit bloßem Auge zu erkennen. Alle paar Jahre sinkt seine Helligkeit auf etwa die achte Größenordnung, nimmt dann allmählich zu und erreicht wieder das vorherige Niveau. Der Grund dafür liegt offenbar darin, dass dieser Überriesen Wolken aus Kohlenstoff ausstößt, die zu Körnern kondensieren und so etwas wie Ruß bilden. Wenn eine dieser dicken schwarzen Wolken zwischen uns und einem Stern vorbeizieht, blockiert sie das Licht des Sterns, bis sich die Wolke im Weltraum auflöst. Sterne dieser Art produzieren dicken Staub, der in Regionen, in denen Sterne entstehen, wichtig ist.

Leuchtsterne. Magnetische Phänomene auf der Sonne verursachen Sonnenflecken und Sonneneruptionen, können die Helligkeit der Sonne jedoch nicht wesentlich beeinflussen. Bei einigen Sternen – Roten Zwergen – ist dies nicht der Fall: Auf ihnen erreichen solche Flares enorme Ausmaße, und dadurch kann die Lichtstrahlung um eine ganze Sterngröße oder sogar mehr zunehmen. Der sonnennächste Stern, Proxima Centauri, ist ein solcher Flare-Stern. Diese Lichtausbrüche sind nicht im Voraus vorhersehbar und dauern nur wenige Minuten.

Berechnung der Deklination eines Sterns anhand von Daten über seine Höhe bei seinem Kulminationspunkt auf einer bestimmten geografischen Breite.

H = 90 0 - +

h – Höhe der Leuchte

TICKET Nr. 19

Doppelsterne und ihre Rolle bei der Bestimmung der physikalischen Eigenschaften von Sternen.

Ein Doppelstern ist ein Paar Sterne, die durch Gravitationskräfte zu einem System verbunden sind und sich um einen gemeinsamen Schwerpunkt drehen. Die Sterne, aus denen ein Doppelstern besteht, werden seine Komponenten genannt. Doppelsterne kommen sehr häufig vor und werden in verschiedene Typen unterteilt.

Jede Komponente des visuellen Doppelsterns ist durch ein Teleskop deutlich sichtbar. Der Abstand zwischen ihnen und ihre gegenseitige Ausrichtung verändern sich im Laufe der Zeit langsam.

Die Elemente des Finsternis-Binärsystems blockieren sich abwechselnd, sodass die Helligkeit des Systems vorübergehend schwächer wird, wobei der Zeitraum zwischen zwei Helligkeitsänderungen der Hälfte der Umlaufzeit entspricht. Der Winkelabstand zwischen den Komponenten ist sehr klein und wir können sie nicht einzeln betrachten.

Spektrale Doppelsterne werden durch Veränderungen in ihren Spektren erkannt. Bei der gegenseitigen Rotation bewegen sich die Sterne periodisch entweder auf die Erde zu oder von der Erde weg. Bewegungsänderungen können durch den Doppler-Effekt im Spektrum bestimmt werden.

Polarisationsbinärdateien zeichnen sich durch periodische Änderungen der Polarisation des Lichts aus. In solchen Systemen beleuchten Sterne während ihrer Umlaufbahn Gas und Staub im Raum zwischen ihnen, der Einfallswinkel des Lichts auf diese Substanz ändert sich periodisch und das gestreute Licht ist polarisiert. Genaue Messungen dieser Effekte ermöglichen eine Berechnung Umlaufbahnen, Sternmassenverhältnisse, Größen, Geschwindigkeiten und Abstände zwischen Komponenten. Wenn beispielsweise ein Stern sowohl eine Sonnenfinsternis als auch ein spektroskopischer Doppelstern ist, können wir dies bestimmen die Masse jedes Sterns und die Neigung der Umlaufbahn. Anhand der Art der Helligkeitsänderung in den Momenten der Finsternisse kann man bestimmen relative Größen von Sternen und studieren die Struktur ihrer Atmosphären. Doppelsterne, die Röntgenstrahlung erzeugen, werden Röntgendoppelsterne genannt. In einigen Fällen wird eine dritte Komponente beobachtet, die den Massenschwerpunkt des Doppelsternsystems umkreist. Manchmal kann sich herausstellen, dass eine der Komponenten eines Doppelsternsystems (oder beide) wiederum Doppelsterne sind. Die nahen Komponenten eines Doppelsterns in einem Dreifachsystem können eine Periode von mehreren Tagen haben, während das dritte Element den gemeinsamen Massenschwerpunkt des nahen Paares mit einer Periode von Hunderten oder sogar Tausenden von Jahren umkreisen kann.

Die Messung der Geschwindigkeiten von Sternen in einem Doppelsternsystem und die Anwendung des Gesetzes der universellen Gravitation ist eine wichtige Methode zur Bestimmung der Massen von Sternen. Die Untersuchung von Doppelsternen ist die einzige direkte Möglichkeit, Sternmassen zu berechnen.

In einem System eng beieinander liegender Doppelsterne neigen die gegenseitigen Gravitationskräfte dazu, jeden von ihnen zu dehnen und ihm die Form einer Birne zu verleihen. Wenn die Schwerkraft stark genug ist, kommt es zu einem kritischen Moment, in dem Materie von einem Stern wegfließt und auf einen anderen fällt. Um diese beiden Sterne herum gibt es einen bestimmten Bereich in Form einer dreidimensionalen Acht, deren Oberfläche die kritische Grenze darstellt. Diese beiden birnenförmigen Figuren, die jeweils einen anderen Stern umgeben, werden Roche-Lappen genannt. Wenn einer der Sterne so groß wird, dass er seinen Roche-Lappen ausfüllt, strömt Materie von ihm zum anderen Stern an der Stelle, an der sich die Hohlräume berühren. Sternmaterial fällt oft nicht direkt auf den Stern, sondern wirbelt zunächst umher und bildet so eine sogenannte Akkretionsscheibe. Wenn sich beide Sterne so stark ausgedehnt haben, dass sie ihre Roche-Lappen ausgefüllt haben, entsteht ein Kontakt-Doppelstern. Das Material beider Sterne vermischt sich und verschmilzt zu einer Kugel um die beiden Sternkerne. Da alle Sterne irgendwann zu Riesen anschwellen und viele Sterne Doppelsterne sind, sind interagierende Doppelsternsysteme keine Seltenheit.

Berechnung der Höhe des Himmelskörpers an seinem Höhepunkt basierend auf einer bekannten Deklination für eine bestimmte geografische Breite.

H = 90 0 - +

h – Höhe der Leuchte

TICKET Nr. 20

Die Entwicklung der Sterne, ihre Stadien und Endstadien.

Sterne entstehen in interstellaren Gas- und Staubwolken und Nebeln. Die Hauptkraft, die Sterne „bildet“, ist die Schwerkraft. Unter bestimmten Bedingungen beginnt sich eine sehr verdünnte Atmosphäre (interstellares Gas) unter dem Einfluss der Gravitationskräfte zu komprimieren. Die Gaswolke wird im Zentrum verdichtet, wo die bei der Verdichtung freigesetzte Wärme zurückgehalten wird – es entsteht ein Protostern, der im Infrarotbereich emittiert. Der Protostern erwärmt sich unter dem Einfluss der auf ihn fallenden Materie und Kernfusionsreaktionen beginnen mit der Freisetzung von Energie. In diesem Zustand handelt es sich bereits um einen veränderlichen Stern vom Typ T Tauri. Die Überreste der Wolke lösen sich auf. Dann ziehen Gravitationskräfte die Wasserstoffatome in Richtung Zentrum, wo sie verschmelzen, Helium bilden und Energie freisetzen. Der wachsende Druck in der Mitte verhindert eine weitere Kompression. Dies ist eine stabile Phase der Evolution. Dieser Stern ist ein Hauptreihenstern. Die Leuchtkraft eines Sterns nimmt zu, wenn sein Kern dichter und wärmer wird. Die Verweildauer eines Sterns in der Hauptreihe hängt von seiner Masse ab. Für die Sonne sind es etwa 10 Milliarden Jahre, aber Sterne, die viel massereicher als die Sonne sind, existieren nur wenige Millionen Jahre lang in einem stationären Zustand. Nachdem der Stern den in seinem zentralen Teil enthaltenen Wasserstoff verbraucht hat, kommt es im Inneren des Sterns zu großen Veränderungen. Wasserstoff beginnt nicht in der Mitte auszubrennen, sondern in der Hülle, die an Größe zunimmt und anschwillt. Dadurch nimmt die Größe des Sterns selbst stark zu und seine Oberflächentemperatur sinkt. Durch diesen Prozess entstehen Rote Riesen und Überriesen. Die Endstadien der Sternentwicklung werden auch durch die Masse des Sterns bestimmt. Wenn diese Masse die Sonnenmasse nicht um mehr als das 1,4-fache übersteigt, stabilisiert sich der Stern und wird zu einem Weißen Zwerg. Aufgrund der grundlegenden Eigenschaft von Elektronen kommt es nicht zu einer katastrophalen Kompression. Es gibt einen Grad an Kompression, bei dem sie beginnen, sich abzustoßen, obwohl keine Wärmeenergiequelle mehr vorhanden ist. Dies geschieht nur, wenn Elektronen und Atomkerne unglaublich stark komprimiert werden und extrem dichte Materie entsteht. Ein Weißer Zwerg mit der Masse der Sonne hat ungefähr das gleiche Volumen wie die Erde. Der Weiße Zwerg kühlt allmählich ab und verwandelt sich schließlich in eine dunkle Kugel aus radioaktiver Asche. Laut Astronomen sind mindestens ein Zehntel aller Sterne in der Galaxie Weiße Zwerge.

Wenn die Masse eines kollabierenden Sterns die Masse der Sonne um mehr als das 1,4-fache übersteigt, wird ein solcher Stern, der das Stadium des Weißen Zwergs erreicht hat, dort nicht aufhören. Dabei sind die Gravitationskräfte so stark, dass die Elektronen in die Atomkerne gedrückt werden. Dadurch werden aus Protonen Neutronen, die lückenlos aneinander haften können. Die Dichte von Neutronensternen übertrifft sogar die von Weißen Zwergen; Wenn die Masse des Materials jedoch 3 Sonnenmassen nicht überschreitet, können Neutronen wie Elektronen selbst eine weitere Kompression verhindern. Ein typischer Neutronenstern hat nur einen Durchmesser von 10 bis 15 km und ein Kubikzentimeter seiner Materie wiegt etwa eine Milliarde Tonnen. Neben ihrer enormen Dichte verfügen Neutronensterne über zwei weitere besondere Eigenschaften, die sie trotz ihrer geringen Größe nachweisbar machen: schnelle Rotation und ein starkes Magnetfeld.

Wenn die Masse eines Sterns 3 Sonnenmassen übersteigt, ist das letzte Stadium seines Lebenszyklus wahrscheinlich ein Schwarzes Loch. Wenn die Masse des Sterns und damit die Gravitationskraft so groß ist, unterliegt der Stern einer katastrophalen Gravitationskompression, der keine stabilisierenden Kräfte widerstehen können. Während dieses Prozesses tendiert die Dichte der Materie gegen Unendlich und der Radius des Objekts gegen Null. Nach Einsteins Relativitätstheorie entsteht im Zentrum eines Schwarzen Lochs eine Raum-Zeit-Singularität. Das Gravitationsfeld auf der Oberfläche eines kollabierenden Sterns nimmt zu, wodurch es für Strahlung und Partikel zunehmend schwieriger wird, zu entweichen. Am Ende landet ein solcher Stern unter dem Ereignishorizont, der sich visuell als Einwegmembran darstellen lässt, die Materie und Strahlung nur nach innen und nichts nach außen lässt. Ein kollabierender Stern verwandelt sich in ein Schwarzes Loch und kann nur durch eine starke Änderung der Eigenschaften von Raum und Zeit um ihn herum entdeckt werden. Der Radius des Ereignishorizonts wird Schwarzschildradius genannt.

Sterne mit einer Masse von weniger als 1,4 Sonnenmassen werfen am Ende ihres Lebenszyklus langsam ihre obere Hülle ab, die als planetarischer Nebel bezeichnet wird. Massereichere Sterne, die sich in einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch verwandeln, explodieren zunächst als Supernovae, ihre Helligkeit nimmt in kurzer Zeit um 20 Magnituden oder mehr zu, wodurch mehr Energie freigesetzt wird, als die Sonne in 10 Milliarden Jahren abgibt, und die Überreste des explodierenden Sterns fliegen umher Mit einer Geschwindigkeit von 20.000 km pro Sekunde weg.

Beobachten und Skizzieren der Positionen von Sonnenflecken mit einem Teleskop (auf dem Bildschirm).

TICKET Nr. 21

Zusammensetzung, Struktur und Größe unserer Galaxie.

Galaxis, das Sternensystem, zu dem die Sonne gehört. Die Galaxie enthält mindestens 100 Milliarden Sterne. Drei Hauptkomponenten: die zentrale Verdickung, die Scheibe und der galaktische Halo.

Der zentrale Bulge besteht aus alten Populationssternen vom Typ II (Rote Riesen), die sehr dicht angeordnet sind, und in seinem Zentrum (Kern) befindet sich eine starke Strahlungsquelle. Es wurde angenommen, dass sich im Kern ein Schwarzes Loch befindet, das die beobachteten starken Energieprozesse auslöst, begleitet von Strahlung im Radiospektrum. (Der Gasring dreht sich um das Schwarze Loch; heißes Gas, das an seinem inneren Rand austritt, fällt auf das Schwarze Loch und setzt die von uns beobachtete Energie frei.) Doch kürzlich wurde im Kern ein Blitz sichtbarer Strahlung entdeckt, und die Hypothese des Schwarzen Lochs wurde bestätigt nicht mehr erforderlich. Die Parameter der zentralen Verdickung betragen 20.000 Lichtjahre Durchmesser und 3.000 Lichtjahre Dicke.

Die Scheibe der Galaxie, die junge Populationssterne vom Typ I (junge blaue Überriesen), interstellare Materie, offene Sternhaufen und 4 Spiralarme enthält, hat einen Durchmesser von 100.000 Lichtjahren und ist nur 3.000 Lichtjahre dick. Die Galaxie rotiert, ihre inneren Teile bewegen sich auf ihren Umlaufbahnen viel schneller als die äußeren Teile. Die Sonne vollzieht alle 200 Millionen Jahre eine Umdrehung um ihren Kern. Die Spiralarme unterliegen einem kontinuierlichen Prozess der Sternentstehung.

Der galaktische Halo ist konzentrisch zur Scheibe und zum zentralen Bulge und besteht aus Sternen, die überwiegend Mitglieder von Kugelsternhaufen sind und zum Populationstyp II gehören. Der größte Teil der Materie im Halo ist jedoch unsichtbar und kann nicht in gewöhnlichen Sternen enthalten sein; es handelt sich weder um Gas noch um Staub. Somit enthält der Halo dunkle unsichtbare Substanz. Berechnungen der Rotationsraten der Großen und Kleinen Magellanschen Wolke, die Satelliten der Milchstraße sind, zeigen, dass die im Halo enthaltene Masse zehnmal größer ist als die Masse, die wir in der Scheibe und im Bulge beobachten.

Die Sonne befindet sich in einem Abstand von 2/3 vom Zentrum der Scheibe im Orionarm. Durch seine Lage in der Scheibenebene (galaktischer Äquator) sind die Sterne der Scheibe von der Erde aus in Form eines schmalen Streifens sichtbar Milchstraße, Sie bedeckt die gesamte Himmelssphäre und ist in einem Winkel von 63° zum Himmelsäquator geneigt. Das galaktische Zentrum liegt im Schützen, ist aber im sichtbaren Licht aufgrund dunkler Gas- und Staubnebel, die Sternenlicht absorbieren, nicht sichtbar.

Berechnen des Radius eines Sterns aus Daten zu seiner Leuchtkraft und Temperatur.

L – Leuchtkraft (Lc = 1)

R – Radius (Rc = 1)

T – Temperatur (Tc = 6000)

TICKET Nr. 22

Sternhaufen. Physischer Zustand des interstellaren Mediums.

Sternhaufen sind Ansammlungen von Sternen, die relativ nahe beieinander liegen und durch eine gemeinsame Bewegung im Raum verbunden sind. Anscheinend werden fast alle Sterne in Gruppen und nicht einzeln geboren. Daher sind Sternhaufen eine sehr häufige Erscheinung. Astronomen lieben es, Sternhaufen zu studieren, weil alle Sterne in einem Haufen etwa zur gleichen Zeit und in etwa der gleichen Entfernung von uns entstanden sind. Alle wahrnehmbaren Helligkeitsunterschiede zwischen solchen Sternen sind echte Unterschiede. Besonders sinnvoll ist es, Sternhaufen unter dem Gesichtspunkt der Abhängigkeit ihrer Eigenschaften von der Masse zu untersuchen – schließlich sind das Alter dieser Sterne und ihre Entfernung von der Erde ungefähr gleich, sie unterscheiden sich also nur in ihrer Größe Masse. Es gibt zwei Arten von Sternhaufen: offene und kugelförmige. In einem offenen Sternhaufen ist jeder Stern einzeln sichtbar; sie sind mehr oder weniger gleichmäßig über einen Teil des Himmels verteilt. Kugelsternhaufen hingegen ähneln einer Kugel, die so dicht mit Sternen gefüllt ist, dass in ihrem Zentrum einzelne Sterne nicht zu unterscheiden sind.

Offene Sternhaufen enthalten zwischen 10 und 1.000 Sterne, viel mehr junge als alte, wobei die ältesten kaum älter als 100 Millionen Jahre sind. Tatsache ist, dass sich die Sterne in älteren Sternhaufen allmählich voneinander entfernen, bis sie sich mit der Hauptsterngruppe vermischen. Obwohl die Schwerkraft offene Cluster bis zu einem gewissen Grad zusammenhält, sind sie immer noch recht zerbrechlich und können durch die Schwerkraft eines anderen Objekts auseinandergerissen werden.

Die Wolken, in denen Sterne entstehen, konzentrieren sich in der Scheibe unserer Galaxie, und dort finden sich offene Sternhaufen.

Im Gegensatz zu offenen Sternhaufen sind Kugelsternhaufen Kugeln, die dicht mit Sternen gefüllt sind (von 100.000 bis 1 Million). Die Größe eines typischen Kugelsternhaufens beträgt zwischen 20 und 400 Lichtjahre.

In den dicht gepackten Zentren dieser Sternhaufen liegen die Sterne so nah beieinander, dass die gegenseitige Schwerkraft sie zusammenhält und kompakte Doppelsterne bildet. Manchmal kommt es sogar zu einer vollständigen Sternenverschmelzung; Bei näherer Annäherung können die äußeren Schichten des Sterns kollabieren, wodurch der zentrale Kern dem direkten Blick ausgesetzt wird. Doppelsterne kommen in Kugelsternhaufen 100-mal häufiger vor als anderswo.

Wir kennen rund um unsere Galaxie etwa 200 Kugelsternhaufen, die über den gesamten Halo, der die Galaxie umschließt, verteilt sind. Alle diese Sternhaufen sind sehr alt und entstanden mehr oder weniger zur gleichen Zeit wie die Galaxie selbst. Es scheint, dass sich die Cluster gebildet haben, als Teile der Wolke, aus der die Galaxie entstand, in kleinere Fragmente zerfielen. Kugelsternhaufen zerstreuen sich nicht, weil die Sterne in ihnen sehr eng beieinander liegen und ihre starken gegenseitigen Gravitationskräfte den Sternhaufen zu einem dichten Ganzen verbinden.

Die im Raum zwischen den Sternen vorkommende Materie (Gas und Staub) wird als interstellares Medium bezeichnet. Der größte Teil davon ist in den Spiralarmen der Milchstraße konzentriert und macht 10 % ihrer Masse aus. In einigen Bereichen ist das Material relativ kalt (100 K) und durch Infrarotstrahlung erkennbar. Solche Wolken enthalten neutralen Wasserstoff, molekularen Wasserstoff und andere Radikale, deren Anwesenheit mit Radioteleskopen nachgewiesen werden kann. In Gebieten in der Nähe von Sternen mit hoher Leuchtkraft können die Gastemperaturen 1000–10000 K erreichen und Wasserstoff wird ionisiert.

Das interstellare Medium ist sehr verdünnt (etwa 1 Atom pro cm 3). In dichten Wolken kann die Konzentration des Stoffes jedoch 1000-mal höher sein als im Durchschnitt. Aber selbst in einer dichten Wolke gibt es nur wenige hundert Atome pro Kubikzentimeter. Der Grund dafür, dass wir interstellare Materie immer noch beobachten können, liegt darin, dass wir sie in einer großen Raumdicke sehen. Die Partikelgröße beträgt 0,1 Mikrometer, sie enthalten Kohlenstoff und Silizium und gelangen durch Supernova-Explosionen aus der Atmosphäre kalter Sterne in das interstellare Medium. Die resultierende Mischung bildet neue Sterne. Das interstellare Medium hat ein schwaches Magnetfeld und wird von Strömen kosmischer Strahlung durchdrungen.

Unser Sonnensystem liegt in einer Region der Galaxie, in der die Dichte interstellarer Materie ungewöhnlich gering ist. Dieser Bereich wird als lokale Blase bezeichnet. es erstreckt sich in alle Richtungen über etwa 300 Lichtjahre.

Berechnung der Winkelabmessungen der Sonne für einen Beobachter, der sich auf einem anderen Planeten befindet.

TICKET Nr. 23

Die wichtigsten Galaxientypen und ihre Besonderheiten.

Galaxien, Systeme aus Sternen, Staub und Gas mit einer Gesamtmasse von 1 Million bis 10 Billionen. Masse der Sonne. Die wahre Natur von Galaxien wurde erst in den 1920er Jahren endgültig geklärt. nach hitzigen Diskussionen. Bis zu diesem Zeitpunkt sahen sie bei der Beobachtung durch ein Teleskop wie diffuse Lichtpunkte aus, die an Nebel erinnerten, aber nur mit Hilfe des 2,5-Meter-Spiegelteleskops am Mount Wilson Observatory, das erstmals in den 1920er Jahren eingesetzt wurde, war es möglich, sie zu erhalten Bilder der Trennung. Sterne im Andromedanebel und beweisen, dass es sich um eine Galaxie handelt. Dasselbe Teleskop wurde von Hubble verwendet, um die Perioden der Cepheiden im Andromeda-Nebel zu messen. Diese veränderlichen Sterne wurden gut genug untersucht, dass die Entfernungen zu ihnen genau bestimmt werden können. Die Entfernung zum Andromedanebel beträgt ca. 700 kpc, d.h. es liegt weit außerhalb unserer Galaxis.

Es gibt verschiedene Arten von Galaxien, die wichtigsten sind spiralförmige und elliptische Galaxien. Es wurden Versuche unternommen, sie mithilfe alphabetischer und numerischer Schemata zu klassifizieren, beispielsweise der Hubble-Klassifikation. Einige Galaxien passen jedoch nicht in diese Schemata. In diesem Fall werden sie nach den Astronomen benannt, die sie zuerst identifiziert haben (z. B. Seyfert und Markarian). Galaxien) oder gegebene alphabetische Bezeichnungen von Klassifizierungsschemata (z. B. N-Typ- und CD-Typ-Galaxien). Galaxien, die keine eindeutige Form haben, werden als unregelmäßig klassifiziert. Der Ursprung und die Entwicklung von Galaxien sind noch nicht vollständig geklärt. Spiralgalaxien sind die am besten untersuchten. Dazu gehören Objekte, die einen hellen Kern haben, aus dem Spiralarme aus Gas, Staub und Sternen hervorgehen. Die meisten Spiralgalaxien haben zwei Arme, die von gegenüberliegenden Seiten des Kerns ausgehen. In der Regel sind die Sterne darin jung. Das sind normale Spiralen. Es gibt auch gekreuzte Spiralen, bei denen eine zentrale Brücke aus Sternen die inneren Enden der beiden Arme verbindet. Unser G. gehört ebenfalls zum Spiraltyp. Die Massen fast aller Spiralgase liegen im Bereich von 1 bis 300 Milliarden Sonnenmassen. Etwa drei Viertel aller Galaxien im Universum sind es elliptisch. Sie haben eine elliptische Form ohne erkennbare Spiralstruktur. Ihre Form kann von nahezu kugelförmig bis zigarrenförmig variieren. Ihre Größe ist sehr unterschiedlich – von Zwergen mit einer Masse von mehreren Millionen Sonnenmassen bis hin zu Riesen mit einer Masse von 10 Billionen Sonnenmassen. Der größte bekannte - CD-Galaxien. Sie haben einen großen Kern oder vielleicht mehrere Kerne, die sich schnell relativ zueinander bewegen. Dabei handelt es sich oft um recht starke Radioquellen. Markarian-Galaxien wurden 1967 vom sowjetischen Astronomen Veniamin Markarian identifiziert. Sie sind starke Strahlungsquellen im ultravioletten Bereich. Galaxien N-Typ haben einen sternförmigen, schwach leuchtenden Kern. Sie sind auch starke Radioquellen und man geht davon aus, dass sie sich zu Quasaren entwickeln. Auf dem Foto sehen Seyfert-Galaxien wie normale Spiralgalaxien aus, haben aber einen sehr hellen Kern und Spektren mit breiten und hellen Emissionslinien, was auf das Vorhandensein großer Mengen schnell rotierenden heißen Gases in ihren Kernen hinweist. Diese Art von Galaxien wurde 1943 vom amerikanischen Astronomen Carl Seyfert entdeckt. Galaxien, die optisch beobachtet werden und gleichzeitig starke Radioquellen sind, werden Radiogalaxien genannt. Dazu gehören Seyfert-Galaxien, cD- und N-Galaxien sowie einige Quasare. Der Energieerzeugungsmechanismus von Radiogalaxien ist noch nicht verstanden.

Bestimmung der Sichtverhältnisse für den Planeten Saturn nach dem „Schulastronomischen Kalender“.

TICKET Nr. 24

Grundlagen moderner Vorstellungen über die Struktur und Entwicklung des Universums.

Im 20. Jahrhundert Es wurde ein Verständnis des Universums als Ganzes erreicht. Der erste wichtige Schritt wurde in den 1920er Jahren getan, als Wissenschaftler zu dem Schluss kamen, dass unsere Galaxie, die Milchstraße, eine von Millionen Galaxien und die Sonne einer von Millionen Sternen in der Milchstraße ist. Nachfolgende Untersuchungen von Galaxien zeigten, dass sie sich von der Milchstraße entfernen, und je weiter sie sich entfernen, desto größer ist diese Geschwindigkeit (gemessen an der Rotverschiebung in ihrem Spektrum). Wir leben also in expandierendes Universum. Der Rückgang von Galaxien spiegelt sich im Hubble-Gesetz wider, nach dem die Rotverschiebung einer Galaxie proportional zur Entfernung zu ihr ist. Darüber hinaus ist im größten Maßstab, d. h. Auf der Ebene der Superhaufen von Galaxien hat das Universum eine zelluläre Struktur. Die moderne Kosmologie (das Studium der Entwicklung des Universums) basiert auf zwei Postulaten: Das Universum ist homogen und isotrop.

Es gibt mehrere Modelle des Universums.

Im Einstein-de-Sitter-Modell setzt sich die Expansion des Universums auf unbestimmte Zeit fort; im statischen Modell dehnt sich das Universum nicht aus und entwickelt sich nicht; in einem pulsierenden Universum wiederholen sich Expansions- und Kontraktionszyklen. Allerdings ist das statische Modell das unwahrscheinlichste; nicht nur das Hubble-Gesetz, sondern auch die 1965 entdeckte kosmische Hintergrundstrahlung im Mikrowellenbereich (also die Strahlung der primär expandierenden heißen vierdimensionalen Kugel) spricht dagegen.

Einige kosmologische Modelle basieren auf der unten beschriebenen Theorie eines „heißen Universums“.

Gemäß Friedmans Lösungen für Einsteins Gleichungen war der Radius des Universums vor 10 bis 13 Milliarden Jahren im Anfangszeitpunkt gleich Null. Die gesamte Energie des Universums, seine gesamte Masse, war im Nullvolumen konzentriert. Die Energiedichte ist unendlich, ebenso wie die Dichte der Materie. Einen solchen Zustand nennt man singulär.

Im Jahr 1946 entwickelten Georgy Gamow und seine Kollegen eine physikalische Theorie des Anfangsstadiums der Expansion des Universums und erklärten das Vorhandensein chemischer Elemente darin durch Synthese bei sehr hohen Temperaturen und Drücken. Daher wurde der Beginn der Expansion nach Gamows Theorie „Urknall“ genannt. Gamows Co-Autoren waren R. Alpher und G. Bethe, daher wird diese Theorie manchmal als „α, β, γ-Theorie“ bezeichnet.

Das Universum dehnt sich aus einem Zustand unendlicher Dichte aus. In einem singulären Zustand gelten die normalen Gesetze der Physik nicht. Offenbar sind alle fundamentalen Wechselwirkungen bei solch hohen Energien nicht voneinander zu unterscheiden. Aus welchem ​​Radius des Universums ist es sinnvoll, über die Anwendbarkeit der Gesetze der Physik zu sprechen? Die Antwort ergibt sich aus der Planck-Länge:

Ausgehend vom Zeitpunkt t p = R p /c = 5*10 -44 s (c ist die Lichtgeschwindigkeit, h ist das Plancksche Wirkungsquantum). Höchstwahrscheinlich trennte sich die Gravitationswechselwirkung durch t P vom Rest. Theoretischen Berechnungen zufolge blieb die Energie pro Volumeneinheit während der ersten 10 -36 s, als die Temperatur des Universums mehr als 10 28 K betrug, konstant und das Universum expandierte mit einer Geschwindigkeit, die deutlich über der Lichtgeschwindigkeit lag. Diese Tatsache widerspricht nicht der Relativitätstheorie, da sich nicht die Materie mit einer solchen Geschwindigkeit ausdehnte, sondern der Raum selbst. Diese Evolutionsstufe wird aufgerufen inflationär. Aus modernen Theorien der Quantenphysik geht hervor, dass sich zu diesem Zeitpunkt die starke Kernwechselwirkung von der elektromagnetischen und schwachen trennte. Die dadurch freigesetzte Energie war die Ursache für die katastrophale Expansion des Universums, das in einem winzigen Zeitraum von 10 – 33 Sekunden von der Größe eines Atoms auf die Größe des Sonnensystems anwuchs. Gleichzeitig erschienen die bekannten Elementarteilchen und eine etwas kleinere Anzahl von Antiteilchen. Materie und Strahlung befanden sich noch im thermodynamischen Gleichgewicht. Diese Ära heißt Strahlung Stufe der Evolution. Bei einer Temperatur von 5∙10 12 K endete die Etappe Rekombination: Fast alle Protonen und Neutronen werden vernichtet und in Photonen umgewandelt; Es blieben nur diejenigen übrig, für die es nicht genügend Antiteilchen gab. Der anfängliche Überschuss an Teilchen im Vergleich zu Antiteilchen beträgt ein Milliardstel ihrer Anzahl. Aus dieser „überschüssigen“ Materie besteht die Substanz des beobachtbaren Universums hauptsächlich. Wenige Sekunden nach dem Urknall begann die Bühne primäre Nukleosynthese, als sich Deuterium- und Heliumkerne bildeten, die etwa drei Minuten dauerten; dann begann die stille Expansion und Abkühlung des Universums.

Etwa eine Million Jahre nach der Explosion war das Gleichgewicht zwischen Materie und Strahlung gestört, aus freien Protonen und Elektronen begannen sich Atome zu bilden, und Strahlung begann, die Materie wie durch ein transparentes Medium zu durchdringen. Diese Strahlung wurde Reliktstrahlung genannt; ihre Temperatur betrug etwa 3000 K. Derzeit wird ein Hintergrund mit einer Temperatur von 2,7 K aufgezeichnet. Relikthintergrundstrahlung wurde 1965 entdeckt. Es erwies sich als stark isotrop und seine Existenz bestätigt das Modell eines heiß expandierenden Universums. Nach primäre Nukleosynthese Materie begann sich von selbst zu entwickeln, aufgrund von Schwankungen in der Dichte der Materie, die gemäß der Heisenbergschen Unschärferelation während der Inflationsphase gebildet wurde, entstanden Protogalaxien. Wo die Dichte etwas über dem Durchschnitt lag, bildeten sich Anziehungszentren; Gebiete mit geringer Dichte wurden immer seltener, da Materie von dort in dichtere Gebiete wanderte. So wurde das nahezu homogene Medium in einzelne Protogalaxien und deren Cluster aufgeteilt und Hunderte Millionen Jahre später erschienen die ersten Sterne.

Kosmologische Modelle führen zu dem Schluss, dass das Schicksal des Universums nur von der durchschnittlichen Dichte der es füllenden Materie abhängt. Liegt sie unter einer bestimmten kritischen Dichte, wird die Expansion des Universums für immer andauern. Diese Option wird „offenes Universum“ genannt. Ein ähnliches Entwicklungsszenario erwartet das flache Universum, wenn die Dichte gleich der kritischen Dichte ist. In wenigen Jahren wird die gesamte Materie in den Sternen verbrennen und die Galaxien werden in Dunkelheit versinken. Es bleiben nur noch Planeten, Weiße und Braune Zwerge übrig, und Kollisionen zwischen ihnen werden äußerst selten sein.

Doch auch in diesem Fall ist die Metagalaxie nicht ewig. Wenn die Theorie der großen Vereinheitlichung der Wechselwirkungen richtig ist, werden die Protonen und Neutronen, aus denen die ehemaligen Sterne bestehen, in 10 bis 40 Jahren zerfallen. Nach etwa 10.100 Jahren werden die riesigen Schwarzen Löcher verdampfen. In unserer Welt werden nur noch Elektronen, Neutrinos und Photonen übrig bleiben, die durch große Entfernungen voneinander getrennt sind. In gewisser Weise wird dies das Ende der Zeit sein.

Sollte sich herausstellen, dass die Dichte des Universums zu hoch ist, wird unsere Welt geschlossen und die Expansion wird früher oder später durch eine katastrophale Kompression ersetzt. Das Universum wird sein Leben durch einen Gravitationskollaps beenden, in gewissem Sinne ist das sogar noch schlimmer.

Berechnen der Entfernung zu einem Stern anhand einer bekannten Parallaxe.

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

1.2 Einige wichtige Konzepte und Formeln aus der allgemeinen Astronomie

Bevor wir beginnen, verfinsternde veränderliche Sterne zu beschreiben, die Gegenstand dieser Arbeit sind, wollen wir einige grundlegende Konzepte betrachten, die wir in Zukunft benötigen werden.

Die Sterngröße eines Himmelskörpers ist ein in der Astronomie anerkanntes Maß für seine Brillanz. Glanz ist die Intensität des Lichts, das den Beobachter erreicht, oder der am Strahlungsempfänger (Auge, Fotoplatte, Photomultiplier usw.) erzeugten Beleuchtung. Glanz ist umgekehrt proportional zum Quadrat des Abstands zwischen Quelle und Beobachter.

Magnitude m und Magnitude E hängen durch die Formel zusammen:

In dieser Formel ist E i die Helligkeit eines Sterns der m i -ten Größe, E k die Helligkeit eines Sterns der m k -ten Größe. Anhand dieser Formel lässt sich leicht erkennen, dass Sterne der ersten Größe (1 m) heller sind als Sterne der sechsten Größe (6 m), die an der Grenze der Sichtbarkeit des bloßen Auges genau 100-mal sichtbar sind. Dieser Umstand bildete die Grundlage für die Konstruktion der Größenskala.

Wenn wir den Logarithmus der Formel (1) verwenden und log 2,512 = 0,4 berücksichtigen, erhalten wir:

, (1.2)

(1.3)

Die letzte Formel zeigt, dass der Unterschied in der Sterngröße direkt proportional zum Logarithmus des Lichtverhältnisses ist. Das Minuszeichen in dieser Formel gibt an, dass die Helligkeit mit abnehmender (zunehmender) Helligkeit zunimmt (abnimmt). Der Unterschied in der Sterngröße kann nicht nur als ganze Zahl, sondern auch als Bruch ausgedrückt werden. Mit hochpräzisen fotoelektrischen Photometern ist es möglich, den Unterschied der Sternhelligkeiten mit einer Genauigkeit von 0,001 m zu bestimmen. Die Genauigkeit visueller (Augen-)Beurteilungen durch einen erfahrenen Beobachter beträgt etwa 0,05 m.

Es ist zu beachten, dass Sie mit Formel (3) nicht die Sterngrößen, sondern deren Unterschiede berechnen können. Um eine Größenskala zu konstruieren, müssen Sie einen bestimmten Nullpunkt (Bezugspunkt) dieser Skala auswählen. Ungefähr Vega (ein Lyrae), ein Stern der Größe Null, kann als ein solcher Nullpunkt angesehen werden. Es gibt Sterne, deren Helligkeit negativ ist. Beispielsweise ist Sirius (ein Canis Majoris) der hellste Stern am Erdhimmel und hat eine Helligkeit von -1,46 m.

Die mit dem Auge beurteilte Helligkeit eines Sterns wird als visuell bezeichnet. Es entspricht einer Größe, die mit m u bezeichnet wird. oder m Visa. . Die Helligkeit von Sternen, gemessen an ihrem Bilddurchmesser und dem Grad der Schwärzung auf einer Fotoplatte (fotografischer Effekt), wird als fotografisch bezeichnet. Sie entspricht der fotografischen Helligkeit m pg oder m phot. Die Differenz C = m pg - m phot, abhängig von der Farbe des Sterns, wird Farbindex genannt.

Es gibt mehrere konventionell akzeptierte Sterngrößensysteme, von denen die am weitesten verbreiteten die Größensysteme U, B und V sind. Der Buchstabe U bezeichnet ultraviolette Helligkeiten, B steht für Blau (ähnlich fotografisch), V steht für Gelb (nahe). zu visuell). Dementsprechend werden zwei Farbindizes ermittelt: U – B und B – V, die für rein weiße Sterne gleich Null sind.

Theoretische Informationen zur Verdunkelung veränderlicher Sterne

2.1 Geschichte der Entdeckung und Klassifizierung verdunkelnder veränderlicher Sterne

Der erste verdunkelnde veränderliche Stern Algol (geb. Persei) wurde 1669 entdeckt. Italienischer Mathematiker und Astronom Montanari. Es wurde erstmals Ende des 18. Jahrhunderts erforscht. Englischer Amateurastronom John Goodrike. Es stellte sich heraus, dass der mit bloßem Auge sichtbare Einzelstern b Persei tatsächlich ein Mehrfachsystem ist, das sich auch bei Teleskopbeobachtungen nicht trennt. Zwei der im System enthaltenen Sterne umkreisen einen gemeinsamen Massenschwerpunkt in 2 Tagen, 20 Stunden und 49 Minuten. Zu bestimmten Zeitpunkten blockiert einer der im System enthaltenen Sterne den Beobachter für einen anderen, was zu einer vorübergehenden Abschwächung der Gesamthelligkeit des Systems führt.

Die Algol-Lichtkurve, die in Abb. 1

Diese Grafik basiert auf genauen fotoelektrischen Beobachtungen. Es sind zwei Abschwächungen sichtbar: ein tiefes primäres Minimum – die Hauptfinsternis (die hellere Komponente ist hinter der schwächeren verborgen) und eine leichte Abschwächung – das sekundäre Minimum, wenn die hellere Komponente die schwächere verdunkelt.

Diese Phänomene wiederholen sich nach 2,8674 Tagen (oder 2 Tagen 20 Stunden 49 Minuten).

Aus dem Diagramm der Helligkeitsänderungen wird deutlich (Abb. 1), dass bei Algol unmittelbar nach Erreichen des Hauptminimums (niedrigster Helligkeitswert) dessen Anstieg beginnt. Das bedeutet, dass eine partielle Sonnenfinsternis stattfindet. In einigen Fällen kann auch eine totale Sonnenfinsternis beobachtet werden, die dadurch gekennzeichnet ist, dass der Minimalwert der Helligkeit der Variablen im Hauptminimum für einen bestimmten Zeitraum erhalten bleibt. Für den sich verdunkelnden veränderlichen Stern U Cephei beispielsweise, der mit leistungsstarken Ferngläsern und Amateurteleskopen beobachtet werden kann, beträgt die Dauer der Gesamtphase im Hauptminimum etwa 6 Stunden.

Wenn man das Diagramm der Helligkeitsänderungen von Algol sorgfältig untersucht, kann man feststellen, dass die Helligkeit des Sterns zwischen dem Haupt- und dem Nebenminima nicht konstant bleibt, wie es auf den ersten Blick scheinen mag, sondern sich leicht ändert. Dieses Phänomen kann wie folgt erklärt werden. Außerhalb der Sonnenfinsternis erreicht das Licht beider Komponenten des Doppelsternsystems die Erde. Aber beide Komponenten liegen nahe beieinander. Daher streut eine schwächere Komponente (oft größer), die von einer hellen Komponente beleuchtet wird, die auf sie einfallende Strahlung. Es ist offensichtlich, dass die größte Streustrahlung den irdischen Beobachter in dem Moment erreicht, in dem sich die schwache Komponente hinter der hellen befindet, d. h. in der Nähe des Zeitpunkts des sekundären Minimums (theoretisch sollte dies unmittelbar zum Zeitpunkt des sekundären Minimums geschehen, aber die Gesamthelligkeit des Systems nimmt aufgrund der Tatsache, dass eine der Komponenten in den Schatten gestellt wird, stark ab).

Dieser Effekt wird Reemissionseffekt genannt. In der Grafik zeigt sich dies durch einen allmählichen Anstieg der Gesamthelligkeit des Systems, wenn es sich dem sekundären Minimum nähert, und durch eine Abnahme der Helligkeit, die symmetrisch zu ihrem Anstieg relativ zum sekundären Minimum ist.

Im Jahr 1874 Goodrike entdeckte den zweiten verdunkelnden veränderlichen Stern – b Lyrae. Mit einem Zeitraum von 12 Tagen, 21 Stunden und 56 Minuten (12,914 Tagen) ändert sich die Helligkeit relativ langsam. Im Gegensatz zu Algol hat die Lichtkurve eine glattere Form. (Abb.2) Dies wird durch die Nähe der Komponenten zueinander erklärt.

Die im System auftretenden Gezeitenkräfte führen dazu, dass sich beide Sterne entlang einer Linie ausdehnen, die ihre Zentren verbindet. Die Komponenten sind nicht mehr kugelförmig, sondern ellipsoidförmig. Während der Orbitalbewegung ändern die elliptisch geformten Teilscheiben sanft ihre Fläche, was zu einer kontinuierlichen Änderung der Helligkeit des Systems auch außerhalb einer Sonnenfinsternis führt.

Im Jahr 1903 Die Verfinsterungsvariable W von Ursa Major wurde mit einer Umlaufzeit von etwa 8 Stunden (0,3336834 Tagen) entdeckt. Während dieser Zeit werden zwei Minima gleicher oder nahezu gleicher Tiefe beobachtet (Abb. 3). Das Studium der Lichtkurve des Sterns zeigt, dass die Komponenten fast gleich groß sind und sich ihre Oberflächen fast berühren.

Neben Sternen wie Algol, b Lyrae und W Ursa Major gibt es seltenere Objekte, die ebenfalls als verfinsternde Veränderliche Sterne klassifiziert werden. Dies sind ellipsoide Sterne, die sich um eine Achse drehen. Das Ändern des Festplattenbereichs führt zu kleinen Helligkeitsänderungen.

Wasserstoff, während Sterne mit einer Temperatur von etwa 6.000 K Linien aus ionisiertem Kalzium aufweisen, die sich an der Grenze des sichtbaren und ultravioletten Teils des Spektrums befinden. Beachten Sie, dass das Spektrum unserer Sonne diesen Typ I aufweist. Die Abfolge der Spektren von Sternen, die sich aus einer kontinuierlichen Änderung der Temperatur ihrer Oberflächenschichten ergibt, wird mit den folgenden Buchstaben bezeichnet: O, B, A, F, G, K, M, vom heißesten bis zum...

Es werden keine Linien beobachtet (aufgrund der Schwäche des Spektrums des Satelliten), aber die Spektrallinien des Hauptsterns werden auf die gleiche Weise wie im ersten Fall schwanken. Die Änderungsperioden in den Spektren spektroskopischer Doppelsterne, die offensichtlich auch die Perioden ihres Umlaufs sind, sind sehr unterschiedlich. Der kürzeste bekannte Zeitraum beträgt 2,4H (g Ursa Minor) und der längste beträgt mehrere zehn Jahre. Für...