Основы астрономии. Полезные задачи по астрономии

БИЛЕТЫ ПО АСТРОНОМИИ 11 КЛАСС

БИЛЕТ № 1

Видимые движения светил, как следствие их собственного движения в пространстве, вращения Земли и ее обращения вокруг Солнца.

Земля совершает сложные движения: вращается вокруг своей оси (Т=24 ч.), движется вокруг Солнца (Т=1 год), вращается вместе с Галактикой (Т= 200 тыс. лет). Отсюда видно, что все наблюдения, совершаемые с Земли, отличаются кажущимися траекториями. Планеты перемещаются по небосводу то с востока на запад (прямое движение), то с запада на восток (попятное движение). Моменты смены направления называются стояниями. Если нанести этот путь на карту, получится петля. Размеры петли тем меньше, чем больше расстояние между планетой и Землей. Планеты делятся на нижние и верхние (нижние – внутри земной орбиты: Меркурий, Венера; верхние: Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон). Все эти планеты обращаются так же, как и Земля вокруг Солнца, но, благодаря движению Земли, можно наблюдать петлеобразное движение планет. Взаимные расположения планет относительно Солнца и Земли называются конфигурациями планет.

Конфигурации планет , разл. геометрич. расположения планет по отношению к Солнцу и Земле. Нек-рые положения планет, видимые с Земли и измеряемые относительно Солнца, носят спец. названия. На илл. V - внутренняя планета, I- внеш-няя планета, Е - Земля, S - Солнце. Когда внутр. пла­нета лежит на одной прямой с Солнцем, она находится в соединении. К.п. EV 1 S и ESV 2 называются нижним и верхним соединением соответственно. Внеш. плане­та I находится в верхнем соединении, когда она лежит на одной прямой с Солнцем ( ESI 4)и в противостоя­нии, когда она лежит в направлении, противоположном Солнцу (I 3 ES).Угол между направлениями на планету и на Солнце с вершиной на Земле, напр. I 5 ES, называется элонгацией. Для внутр. планеты макс, элонгация имеет место, когда угол EV 8 Sравен 90°; для внеш. планеты воз­можна элонгация в пределах от 0° ESI 4) до 180° (I 3 ES).Когда элонгация равна 90°, говорят, что планета нахо­дится в квадратуре (I 6 ES, I 7 ES).

Период, в течение которого планета совершает оборот вокруг Солнца по орбите, называется сидерическим (звездным) периодом обращения – T, период времени между двумя одинаковыми конфигурациями - синодическим периодом - S.

Планеты движутся вокруг Солнца в одном направлении и совершают полный оборот вокруг Солнца за промежуток времени=сидерическому периоду

для внутренних планет

для внешних планет

S – сидерический период (относительно звёзд), Т – синодический период (между фазами), Т Å = 1 год.

Кометы и метеоритные тела движутся по эллиптическим, параболическим и гиперболическим траекториям.

Вычисление расстояния до галактики на основе закона Хаббла.

H = 50 км\сек*Мпк – Постоянная Хаббла

БИЛЕТ № 2

Принципы определения географических координат по астрономическим наблюдениям.

Существует 2 географические координаты: географическая широта и географическая долгота. Астрономия как практическая наука позволяет находить эти координаты. Высота полюса мира над горизонтом равна географической широте места наблюдения. Приближенно географическую широту можно определить, измерив высоту Полярной звезды, т.к. она отстоит от северного полюса мира примерно на 1 0 . Можно определить широту места наблюдения по высоте светила в верхней кульминации (Кульминация – момент прохождения светила через меридиан) по формуле:

j = d ± (90 – h), в зависимости от того, к югу или к северу она кульминирует от зенита. h – высота светила, d – склонение, j – широта.

Географическая долгота – это вторая координата, отсчитывается от нулевого Гринвичского меридиана к востоку. Земля разделена на 24 часовых пояса, разница во времени – 1 час. Разница местных времён равна разнице долгот:

T λ 1 – T λ 2 = λ 1 – λ 2 Т.о., узнав разность времен в двух пунктах, долгота одного из которых известна, можно определить долготу другого пункта.

Местное время – это солнечное время в данном месте Земли. В каждой точке местное время различно, поэтому люди живут по поясному времени, т. е. по времени среднего меридиана данного пояса. Линия изменения даты проходит на востоке (Берингов пролив).

Вычисление температуры звезды на основе данных о ее светимости и размерах.

L – светимость (Lc = 1)

R – радиус (Rc = 1)

T – Температура (Tc = 6000)

БИЛЕТ № 3

Причины смены фаз Луны. Условия наступления и периодичность солнечных и лунных затмений.

Фаза , в астрономии смена фаз происходит из-за периодич. изменения условий освещенности небесных тел по отношению к наблюдателю. Cмена Ф. Лу­ны обусловлена изменением взаимного положения Зем­ли, Луны и Солнца, а также тем, что Луна светит отра­женным от него светом. Когда Луна находится между Солнцем и Землей на прямой, соединяющей их, к Земле обращена неосвещенная часть лунной поверхности, по­этому мы ее не видим. Эта Ф. - новолуние. Через 1- 2 суток Луна отходит от этой прямой, и с Земли виден узкий лунный серп. Во время новолуния та часть Луны, к-рая не освещена прямыми солнечными лучами, все же видна на темном небе. Это явление назвали пепель­ным светом. Через неделю наступает Ф. - первая четверть: освещенная часть Луны составляет полови­ну диска. Затем наступает полнолуние - Луна нахо­дится опять на линии, соединяющей Солнце и Землю, но по др. сторону Земли. Виден освещенный полный диск Луны. Затем начинается убывание видимой части и наступает последняя четверть, т.е. опять можно наблюдать освещенным половину диска. Полный пери­од смены Ф. Луны называется синодическим месяцем.

Затмение , астрономическое явление, при к-ром одно небесное тело полностью или частично закрывает др. или тень одного тела падает на др. Солнечные 3. проис­ходят, когда Земля попадает в тень, отбрасываемую Луной, а лунные - когда Луна попадает в тень Земли. Тень Луны во время солнечного 3. состоит из центральной тени и окружающей ее полутени. При благоприятных ус­ловиях полное лунное 3. может длиться 1 час. 45 мин. Если Луна не полностью входит в тень, то наблюдатель на ночной стороне Земли увидит частное лунное 3. Угловые диаметры Солнца и Луны почти одинаковы, поэтому полное солнечное 3. продолжается всего неск. минут. Когда Луна находится в апогее, ее угловые раз­меры немного меньше, чем Солнца. Солнечное 3. мо­жет произойти, если линия, соединяющая центры Солнца и Луны, пересекает земную поверхность. Диа­метры лунной тени при падении на Землю могут дости­гать неск. сотен километров. Наблюдатель видит, что темный лунный диск не полностью закрыл Солнце, ос­тавив открытым его край в виде яркого кольца. Это т.н. кольцевое солнечное 3. Если же угловые размеры Луны больше, чем Солнца, то наблюдатель в окрестности точки пересечения линии, соединяющей их центры с земной поверхностью, увидит полное солнечное 3. Т.к. Земля вращается вокруг своей оси, Луна - вокруг Зем­ли, а Земля - вокруг Солнца, лунная тень быстро скользит по земной поверхности от точки, где она на нее упала, до др., где ее покинет, и прочерчивает на Земле *полосу полного или кольцевого 3. Частное 3. можно наблюдать, когда Луна загораживает лишь часть Солнца. Время, длительность и картина солнеч­ного или лунного 3. зависят от геометрии системы Зем­ля-Луна-Солнце. Из-за наклона лунной орбиты от­носительно *эклиптики солнечные и лунные 3. проис­ходят не в каждое новолуние или полнолуние. Сравне­ние предсказания 3. с наблюдениями позволяет уточ­нить теорию движения Луны. Поскольку геометрия си­стемы почти точно повторяется каждые 18 лет 10 суток, 3. происходят с этим периодом, называемым саросом. Регистрации 3. с древних времен позволяют проверить воздействие приливов на лунную орбиту.

Определение координат звезд по звездной карте.

БИЛЕТ № 4

Особенности суточного движения Солнца на различных географических широтах в различное время года.

Рассмотрим годичное перемещение Солнца по небесной сфере. Полный оборот вокруг Солнца Земля совершает за год, за одни сутки Солнце смещается по эклиптике с запада на восток примерно на 1°, а за 3 месяца - на 90°. Однако на данном этапе важно, что с перемещение Солнца по эклиптике сопровождается изменением его склонения в пределах от δ = -e (зимнее солнцестояние) до δ = +e (летнее солнцестояние), где e – угол наклона земной оси. Поэтому в течении года меняется и расположение суточной параллели Солнца. Рассмотрим средние широты северного полушария.

Во время прохождения Солнцем точки весеннего равноденствия (α = 0 ч), в конце марта склонение Солнца равно 0°, поэтому в этот день Солнце находится практически на небесном экваторе, восходит на востоке, поднимается в верхней кульминации на высоту h = 90° - φ и заходит на западе. Поскольку небесный экватор делит небесную сферу пополам, то Солнце половину суток находится над горизонтом, половину - под ним, т.е. день равен ночи, что и отражено в названии "равноденствие". В момент равноденствия касательная к эклиптике в месте нахождения Солнца наклонена к экватору на максимальный угол, равный e, поэтому и скорость увеличения склонения Солнца в это время также максимальна.

После весеннего равноденствия склонение Солнца быстро увеличивается, поэтому с каждым днем все большая часть суточной параллели Солнца оказывается над горизонтом. Солнце восходит все раньше, поднимается в верхней кульминации все выше и заходит все позже. Точки восхода и захода каждый день смещаются к северу, а день удлиняется.

Однако угол наклона касательной к эклиптике в месте нахождения Солнца с каждым днем уменьшается, а вместе с ним уменьшается и скорость увеличения склонения. Наконец, в конце июня Солнце достигает самой северной точки эклиптики (α = 6 ч, δ = +e). К этому моменту оно поднимается в верхней кульминации на высоту h = 90° - φ + e, восходит примерно на северо-востоке, заходит на северо-западе, и продолжительность дня достигает максимального значения. Вместе с тем ежедневное увеличение высоты Солнца в верхней кульминации прекращается, и полуденное Солнце как бы "останавливается" в своем движении на север. Отсюда и название "летнее солнцестояние".

После этого склонение Солнца начинает уменьшаться - сначала очень медленно, а затем все быстрее. Восходит оно с каждым дне позже, заходит раньше, точки восхода и захода перемещаются обратно, к югу.

К концу сентября Солнце достигает второй точки пересечения эклиптики с экватором (α = 12 ч), и снова наступает равноденствие, теперь уже осеннее. Снова скорость изменения склонения Солнца достигает максимума, и оно быстро смещается к югу. Ночь становится длиннее дня, и с каждым днем высота Солнце в верхней кульминации уменьшается.

К концу декабря Солнце достигает самой южной точки эклиптики (α = 18 ч) и его движение на юг прекращается, оно снова "останавливается". Это зимнее солнцестояние. Солнце восходит почти на юго-востоке, заходит на юго-западе, а в полдень поднимается на юге на высоту h = 90° - φ - e.

А после все начинается сначала - склонение Солнца увеличивается, высота в верхней кульминации растет, день удлиняется, точки восхода и захода смещаются к северу.

Из-за рассеивания света земной атмосферой небо продолжает оставаться светлым и некоторое время после захода Солнца. Этот период называется сумерками. По глубине погружения Солнца под горизонт различаются сумерки гражданские (-8°-12°) и астрономические (h>-18°), по окончании которых яркость ночного неба остается примерно постоянной.

Летом, при d = +e, высота Солнца в нижней кульминации равна h = φ + e - 90°. Поэтому севернее широты ~ 48°.5 в летнее солнцестояние Солнце в нижней кульминации погружается под горизонт меньше, чем на 18°, и летние ночи становятся светлыми из-за астрономических сумерек. Аналогично при φ > 54°.5 в летнее солнцестояние высота Солнца h > -12° - всю ночь длятся навигационные сумерки (в эту зону попадает Москва, где не темнеет по три месяца в году - с начала мая до начала августа). Еще севернее, при φ > 58°.5, летом уже не прекращаются гражданские сумерки (здесь расположен Петербург с его знаменитыми "белыми ночами").

Наконец, на широте φ = 90° - e суточная параллель Солнца во время солнцестояний коснется горизонта. Эта широта - северный полярный круг. Еще севернее Солнце на некоторое время летом не заходит за горизонт - наступает полярный день, а зимой - не восходит - полярная ночь.

А теперь рассмотрим более южные широты. Как уже говорилось, южнее широты φ = 90° - e - 18° ночи всегда темные. При дальнейшем движении на юг Солнце в любое время года поднимается все выше и выше, а различие между частями его суточной параллели, находящимися над и под горизонтом, уменьшается. Соответственно, и продолжительность дня и ночи даже во время солнцестояний различаются все меньше и меньше. Наконец, на широте j = e суточная параллель Солнца для летнего солнцестояния пройдет через зенит. Эта широта называется северным тропиком, в момент летнего солнцестояния в одной из точек на этой широте Солнце бывает точно в зените. Наконец, на экваторе суточные параллели Солнца всегда делятся горизонтом на две равные части, то есть день там всегда равен ночи, а Солнце бывает в зените во время равноденствий.

К югу от экватора все будет аналогично вышеописанному, только большую часть года (а южнее южного тропика - всегда) верхняя кульминация Солнца будет происходить к северу от зенита.

Наведение на заданный объект и фокусирование телескопа.

БИЛЕТ № 5

1. Принцип работы и назначение телескопа.

Телескоп , астрономический прибор для наблюде­ния небесных светил. Хорошо сконструированный телескоп способен собирать электромагнитное излучение в различных диапазо­нах спектра. В астрономии оптический телескоп предназначен для увеличения изображения и сбора света от слабых ис­точников, особенно невидимых невооруженным глазом, т.к. по сравнению с ним способен собирать больше света и обеспечивать высокое угловое разрешение, поэтому в увеличенном изображении можно видеть больше дета­лей. В телескопе-рефракторе в качестве объектива ис­пользуется большая линза, собирающая и фокусирую­щая свет, а изображение рассматривается с помощью окуляра, состоящего из одной или нескольких линз. Основной проблемой при конструировании телескопов-рефракторов является хроматическая аберрация (цветная кайма вокруг изображения, создаваемого про­стой линзой вследствие того, что свет различных длин волн фокусируется на разных расстояниях.). Её можно устранить, используя комбинацию выпуклой и вогну­той линз, однако линзы больше некоторого предельного размера (около 1 метра в диаметре) изготовить невозможно. Поэтому в настоящее время предпочтение отдаются телескопам-рефлекторам, в которых в качестве объектива используется зеркало. Первый телескоп-рефлектор изобрел Ньютон по своей схеме, называемой сис­темой Ньютона. Сейчас существует несколько методов наблюдения изображения: системы Ньютона, Кассегрена (положение фокуса удобно для регистрации и анализа света с помощью других приборов, таких, как фотометр или спектрометр), куде (схема очень удобна, когда для анализа света требуется громоздкое оборудование), Максутова (т.н. менисковая), Шмидта (приме­няется, когда необходимо сделать масштабные обзоры неба).

Наряду с оптическими телескопами имеются телескопы, собирающие электромагнитное излучение в других диапазонах. Например, широко распространены различные типы радиотелескопов (с параболическим зеркалом: неподвижные и полноповоротные; типа РАТАН-600; синфазные; радиоинтерферометры). Имеются также телескопы для регистрации рентгеновского и гамма-излучения. Поскольку последнее поглоща­ется земной атмосферой, рентгеновские телескопы обычно уста­навливаются на спутниках или воздушных зондах. Гамма-ас­трономия использует телескопы, располагаемые на спутниках.

Вычисление периода обращения планеты на основе третьего закона Кеплера.

Т з = 1год

а з = 1 астрономическая единица

1 парсек = 3,26 светового года = 206265 а. е. = 3 * 10 11 км.

БИЛЕТ № 6

Способы определения расстояний до тел Солнечной системы и их размеров.

Сперва определяется расстояние до какой-нибудь доступной точки. Это расстояние называется базисом. Угол, под которым из недоступного места виден базис, называют параллаксом . Горизонтальным параллаксом называют угол, под которым с планеты виден радиус Земли, перпендикулярный лучу зрения.

p² – параллакс, r² – угловой радиус, R – радиус Земли, r – радиус светила.

Радиолокационный метод. Он заключается в том, что на небесное тело посылают мощный кратковременный им­пульс, а затем принимают отраженный сигнал. Скорость распространения радиоволн равна скорости света в вакууме: известна. Поэтому если точно измерить время, которое потребовалось сигналу, чтобы дойти до небесного тела и возвратиться обратно, то легко вычислить искомое расстояние.

Радиолокационные наблюдения позволяют с большой точностью определять расстояния до небесных тел Солнечной системы. Этим методом уточнены расстояния до Луны, Венеры, Меркурия, Марса, Юпитера.

Лазерная локация Луны. Вскоре после изобретения мощных источников светового излучения - оптических квантовых генераторов (лазеров) - стали проводиться опыты по лазерной локации Луны. Метод лазерной локации анало­гичен радиолокации, однако точность измерения значи­тельно выше. Оптическая локация дает возможность опреде­лить расстояние между выбранными точками лунной и зем­ной поверхности с точностью до сантиметров.

Для определения размеров Земли определяют расстояние между двумя пунктами, расположенными на одном меридиане, затем длину дуги l , соответствующей 1° -n .

Для определения размеров тел Солнечной системы можно измерить угол, под которым они видны земному наблюдателю – угловой радиус светила r и расстояние до светила D.

Учитывая p 0 – горизонтальный параллакс светила и, что углы p 0 и r малы,

Определение светимости звезды на основе данных о ее размерах и температуре.

L – светимость (Lc = 1)

R – радиус (Rc = 1)

T – Температура (Tc = 6000)

БИЛЕТ № 7

1. Возможности спектрального анализа и внеатмосферных наблюдений для изучения природы небесных тел.

Разложение электромагнитного излучения по длинам волн с целью их изучения называется спектроскопией. Анализ спектров – основной метод изучения астрономических объектов, применяемый в астрофизике. Изучение спектров дает информацию о температуре, скорости, давлении, химическом составе и о других важнейших свойствах астрономических объектов. По спектру поглощения (точнее, по наличию определенных линий в спектре) можно судить о химическом составе атмосферы звезды. По интенсивности спектра можно определить температуру звёзд и других тел:

l max T = b, b – постоянная Вина. Многое о звезде можно узнать при помощи эффекта Допплера. В 1842 году он установил, что длина волны λ, принятая наблюдателем, связана с длиной волны источника излучения соотношением: ,где V– проекция скорости источника на луч зрения. Открытый им закон получил название закона Доплера: . Смещение линий в спектре звезды относительно спектра сравнения в красную сторону говорит о том, что звезда удаляется от нас, смещение в фиолетовую сторону спектра – что звезда приближается к нам. Если линии в спектре периодически изменяются, то звезда имеет спутник и они обращаются вокруг общего центра масс. Эффект Доплера также дает возможность оценить скорость вращения звезд. Даже когда излучающий газ не имеет относительного движения, спектральные линии, излучаемые отдельными атомами, будут смещаться относительно лабораторного значения из-за беспорядочного теплового движения. Для общей массы газа это будет выражаться в уширении спектральных линий. При этом квадрат доплеровской ширины спектральной линии пропорционален температуре. Таким образом, по ширине спектральной линии можно судить о температуре излучающего газа. В 1896 году нидерландским физиком Зееманом был открыт эффект расщепления линий спектра в сильном магнитном поле. С помощью этого эффекта теперь стало возможно «измерять» космические магнитные поля. Похожий эффект (он называется эффектом Штарка) наблюдается в электрическом поле. Он проявляется, когда в звезде кратковременно возникает сильное электрическое поле.

Земная атмосфера задерживает часть идущего из космоса излучения. Видимый свет, проходя через нее, тоже искажается: движение воздуха размывает изображение небесных тел, и звезды мерцают, хотя на самом деле их яркость неизменна. Поэтому с середины XX века астрономы начали вести наблюдения из космоса. Вне атмосферные телескопы собирают и анализируют рентгеновское, ультрафиолетовое, инфракрасное и гамма излучения. Первые три можно изучать лишь вне атмосферы, последнее же частично достигает поверхности Земли, но смешивается с ИК самой планеты. Поэтому предпочтительней выносить инфракрасные телескопы в космос. Рентгеновское излучение выявляет во Вселенной области, где особенно бурно выделяется энергия (например черные дыры), а также невидимые в других лучах объекты, например пульсары. Инфракрасные телескопы позволяют исследовать тепловые источники, скрытые для оптики, в большом диапазоне температур. Гамма-астрономия позволяет обнаружить источники электрон-позитронной аннигиляции, т.е. источники больших энергий.

2. Определение по звездной карте склонение Солнца на данный день и вычисление его высоты в полдень.

h – высота светила

БИЛЕТ № 8

Важнейшие направления и задачи исследования и освоения космического пространства.

Основные проблемы современной астрономии:

Нет решения многих частных проблем космогонии:

· Как сформировалась Луна, как образовались кольца вокруг планет-гигантов, почему Венера вращается очень медленно и в обратном направлении;

В звездной астрономии:

· Нет детальной модели Солнца, способной точно объяснить все его наблюдаемые свойства (в частности, поток нейтрино из ядра).

· Нет детальной физической тео­рии некоторых проявлений звёздной активности. Например, не до конца ясны причины взрыва сверхновых звёзд; не совсем понятно, почему из окрестностей некоторых звёзд вы­брасываются узкие струи газа. Однако особенно загадочны короткие вспыш­ки гамма-излучения, регулярно проис­ходящие в различных направлениях на небе. Не ясно даже, связаны ли они со звёздами или с иными объектами, и на каком расстоянии от нас нахо­дятся эти объекты.

В галактической и внегалактической астрономии:

· Не решена проблема скрытой массы, состоящая в том, что гравита­ционное поле галактик и скоплений галактик в несколько раз сильнее, чем это может обеспечить наблюда­емое вещество. Вероятно, большая часть вещества Вселенной до сих пор скрыта от астрономов;

· Нет единой теории формирова­ния галактик;

· Не решены основные проблемы космологии: нет законченной физи­ческой теории рождения Вселенной и не ясна её судьба в будущем.

Вот некоторые вопросы, на которые астрономы надеются получить ответы в 21 веке:

· Существуют ли у ближайших звёзд планеты земного типа и есть ли у них биосферы (есть ли на них жизнь)?

· Какие процессы способствуют началу формирования звёзд?

· Как образуются и распространя­ются по Галактике биологически важ­ные химические элементы, такие, как углерод, кислород?

· Являются ли чёрные дыры источником энергии активных га­лактик и квазаров?

· Где и когда сформировались га­лактики?

· Будет ли Вселенная расширять­ся вечно, или её расширение сменит­ся коллапсом?

БИЛЕТ № 9

Законы Кеплера, их открытие, значение и границы применимости.

Три закона движения планет относительно Солнца были выведены эмпирически немецким астрономом Иоганном Кеплером в начале XVII века. Это стало возможным благодаря многолетним наблюдениям датского астронома Тихо Браге.

Первый закон Кеплера. Каждая планета движется по эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце (e = c / a , где с – расстояние от центра эллипса до его фокуса, а - большая полуось, е – эксцентриситет эллипса. Чем больше е, тем больше эллипс отличается от окружности. Если с = 0 (фокусы совпадают с центром), то е = 0 и эллипс превращается в окружность радиусом а ).

Второй закон Кеплера (закон равных площадей). Радиус- вектор планеты за равные промежутки времени описывает равновеликие площади. Другая формулировка этого закона: секториальная скорость планеты постоянна.

Третий закон Кеплера. Квадраты периодов обращений планет вокруг Солнца пропорциональны кубам больших полуосей их эллиптических орбит.

Современная формулировка первого закона дополнена так: в невозмущенном движении орбита движущегося тела есть кривая второго порядка – эллипс, парабола или гипербола.

В отличие от двух первых, третий закон Кеплера применим только к эллиптическим орбитам.

Скорость движения планеты в перигелии: , где V c = круговая скорость при R = a.

Скорость в афелии:.

Кеплер открыл свои законы эмпирическим путем. Ньютон вывел законы Кеплера из закона всемирного тяготения. Для определения масс небесных тел важное значение имеет обобщение Ньютоном третьего закона Кеплера на любые системы обращающихся тел. В обобщенном виде этот закон обычно формулируется так: квадраты периодов T 1 и T 2 обращения двух тел вокруг Солнца, помноженные на сумму масс каждого тела (соответственно M 1 и M 2) и Солнца (М с), относятся как кубы больших полуосей a 1 и a 2 их орбит:. При этом взаимодействие между телами M 1 и M 2 не учитывается. Если пренебречь массами этих тел в сравнении с массой Солнца, то получится формулировка третьего закона, данная самим Кеплером: .Третий закон Кеплера можно также выразить как зависимость между периодом T обращения по орбите тела с массой M и большой полуосью орбиты a:. Третий закон Кеплера можно использовать, чтобы определить массу двойных звезд.

Нанесение на звездную карту объекта (планета, комета и т.п.) по заданным координатам.

БИЛЕТ № 10

Планеты земной группы: Меркурий, Марс, Венера, Земля, Плутон. Имеют небольшие размеры и массы, средняя плотность этих планет в несколько раз больше плотности воды. Они медленно вращаются вокруг своих осей. У них мало спутников. Планеты земной группы имеют твердые поверхности. Сходство планет земной группы не исключает и значительного различия. Например, Венера в отличие от других планет вращается в направлении, обратном её движению вокруг Солнца, причем в 243 раза медленнее Земли. Плутон самая маленькая из планет (диаметр Плутона = 2260 км, спутник - Харон в 2 раза меньше, приблизительно так же как и система Земля - Луна, представляют собой «двойную планету»), но по физическим характеристикам он близок к этой группе.

Меркурий. Масса: 3*10 23 кг(0.055 земной) R орбиты: 0.387 а.е. D планеты: 4870 км Свойства атмосферы: Атмосфера практически отсутствует, гелий и водород Солнца, натрий, выделяемый перегретой поверхностью планеты. Поверхность: изрыта кратерами, Существует впадина 1300 км в диаметре, именуемая «Бассейн Калорис» Особенности: Сутки длятся два года.

Венера. Масса: 4.78*10 24 кг R орбиты: 0.723 а.е. D планеты: 12100 км Состав атмосферы: В основном углекислый газ с примесями азота и кислорода, облака конденсата серной и плавиковой кислоты. Поверхность: Каменистая пустыня, относительно гладкая, впрочем есть и кратеры Особенности: Давление у поверхности в 90 раз > земного, обратное вращение по орбите, сильный парниковый эффект (Т=475 0 С).

Земля . R орбиты: 1 а.е. (150 000000 км) R планеты: 6400 км Состав атмосферы: Азот на 78%, кислород на 21% и углекислый газ. Поверхность: Самая разнообразная. Особенности: Много воды, условия, необходимые для зарождения и существования жизни. Есть 1 спутник – Луна.

Марс. Масса: 6.4*1023 кг R орбиты: 1,52 а.е. (228 млн км) D планеты: 6670 км Состав атмосферы: Углекислый газ с примесями. Поверхность: Кратеры, долина «Маринера», гора Олимп – самая высокая в системе Особенности: Много воды в полярных шапках, предположительно раньше климат был пригоден для органической жизни на углеродной основе, причем эволюция климата Марса обратима. Есть 2 спутника – Фобос и Деймос. Фобос медленно падает на Марс.

Плутон/Харон.

Масса: 1.3*10 23 кг/ 1.8*10 11 кг

R орбиты: 29.65-49.28 а.е.

D планеты: 2324/1212 км

Состав атмосферы: Тонкий слой метана

Особенности: Двойная планета, возможно планетеземаль, орбита не лежит в плоскости других орбит. Плутон и Харон всегда обращены друг к другу одной стороной

Планеты-гиганты: Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун.

Они имеют большие размеры и массы (масса Юпитера > массы Земли в 318 раз, по объёму - в 1320 раз). Планеты-гиганты очень быстро вращаются вокруг своих осей. Результат этого - большое сжатие. Планеты расположены далеко от Солнца. Отличаются большим числом спутников (у Юпитера –16, у Сатурна - 17, у Урана - 16, у Нептуна - 8). Особенность планеты-гигантов – кольца, состоящие из частиц и глыб. Эти планеты не имеют твердых поверхностей, плотность у них мала, состоят в основном из водорода и гелия. Газообразный водород атмосферы переходит в жидкую, а затем в твердую фазу. При этом быстрое вращение и то, что водород становится проводником электричества, обуславливает значительные магнитные поля этих планет, которые улавливают летящие от Солнца заряженные частицы и образуют радиационные пояса.

Юпитер Масса: 1.9*10 27 кг R орбиты: 5,2 ае D планеты: 143 760 км по экватору Состав: Водород с примесями гелия. Спутники: На Европе много воды, Ганимед со льдом, Ио с серным вулканом. Особенности: Большое Красное пятно, почти звезда, 10% излучения – собственное, оттягивает у нас Луну (по 2 метра в год).	Сатурн. Масса: 5,68* 10 26 R орбиты: 9,5 а.е. D планеты: 120 420 км Состав: Водород и гелий. Спутники: Титан больше Меркурия, имеет атмосферу. Особенности: Красивые кольца, низкая плотность, много спутников, полюса магнитного поля практически совпадают с осью вращения.
Уран Масса:8,5*1025кг R орбиты:19.2 а.е. D планеты: 51 300 км Состав: Метан, аммиак. Спутники: Миранда имеет очень сложный рельеф. Особенности: Ось вращения направлена к Солнцу, не излучает собственной энергии, самый большой угол отклонения магнитной оси от оси вращения.	Нептун. Масса: 1*10 26 кг R орбиты:30 а.е. D планеты: 49500 км Состав: Метан, аммиак водородная атмосфера.. Спутники: Тритон имеет азотную атмосферу, воду. Особенности: Излучает в 2.7 раза больше поглощаемой энергии.

Установка модели небесной сферы для данной широты и ее ориентация по сторонам горизонта.

БИЛЕТ № 11

Отличительные особенности Луны и спутников планет.

Луна – единственный естественный спутник Земли. Поверхность Луны сильно неоднородна. Основные крупномасштабные образования – моря, горы, кратеры и яркие лучи, возможно, – выбросы вещества. Моря, темные, гладкие равнины, представляют собой депрессии, заполнен­ные застывшей лавой. Диаметры самых больших из них превышают 1000 км. Др. три типа образований с боль­шой вероятностью являются следствием бомбардиров­ки лунной поверхности на ранних стадиях существова­ния Солнечной системы. Бомбардировка длилась неск. сотен миллионов лет, а обломки оседали на поверхнос­ти Луны и планет. Обломки астероидов поперечником от сотен километров до мельчайших пылевых частиц сформировали гл. детали Луны и поверхностный слой скальных пород. За периодом бомбарди­ровки последовало заполнение морей базальтовой ла­вой, порожденной радиоактивным разогревом лунных недр. Приборами космич. аппаратов серии «Апол­лон» была зарегистрирована сейсмическая активность Луны, т. н. лунотрясение. Образцы лунного грунта, до­ставленные на Землю астронавтами, показали, что воз­раст Л. 4,3 млрд. лет, вероятно, такой же, как и Земли, состоит из тех же хим. элементов, что и Земля, с таким же примерно соотношением. На Л. нет и, вероятно, ни­когда не было атм-ры, и нет оснований утверждать, что когда-либо там существовала жизнь. Согласно послед­ним теориям, Л. образовалась в рез-те столкновения планетезимали размерами с Марс и молодой Земли. Темп-pa лунной поверхности достигает 100°С лунным днем и падает до -200°С лунной ночью. На Л. не суще­ствует эрозии, за иск. медленного разрушения скал из-за попеременного теплового расширения и сжатия и случайных внезапных локальных катастроф вследствие метеоритных ударов.

Масса Л. точно измерена путем изучения орбит ее ис­кусств, спутников и относится к массе Земли как 1/81,3; ее диаметр 3476 км составляет 1/3,6 диаметра Земли. Л. имеет форму эллипсоида, хотя три взаимно перпенди­кулярных диаметра различаются не больше, чем на ки­лометр. Период вращения Л. равен периоду обращения вокруг Земли, так что, если не считать эффектов либра­ции, она всегда повернута к ней одной стороной. Ср. плотность 3330 кг/м 3 , значение очень близкое к плотно­сти основных пород, лежащих под земной корой, а сила гра­витации на поверхности Луны составляет 1 / 6 земной. Луна – ближайшее к Земле небесное тело. Если бы Земля и Луна были точечными массами или жесткими сферами, плотность которых меняется только с расстоянием от цент­ра, и не было бы др. небесных тел, то орбита Луны вокруг Земли была бы неизменяющимся эллипсом. Однако Солнце и в значительно меньшей степени планеты оказывают гравитац. воздействие на Л., вызывая возмущение ее ор­битальных элементов, поэтому большая полуось, эксцентри­ситет и наклонение непрерывно подвергаются цикличес­ким возмущениям, осциллируя относительно средних значе­ний.

Спутники естественные , естественное тело, обращающееся вокруг планеты. В Солнеч­ной системе известно более 70 спутников самых разных раз­меров и все время открываются новые. Семь крупнейших спутников – это Луна, четыре галилеевых спутника Юпитера, Титан и Тритон. Все они имеют диаметры, превышающие 2500 км, и явля­ются маленькими «мирами» со сложной геол. историей; у нек-рых есть атмосфера. Все остальные спутники имеют разме­ры, сравнимые с астероидами, т.е. от 10 до 1500 км. Они могут состоять из скальных пород или льда, фор­ма варьируется от почти сферической до неправильной, по­верхность - либо древняя с многочисленными кратерами, либо подвергшаяся изменениям, связанным с активностью в недрах. Размеры орбит лежат в диапазоне от менее двух до нескольких сотен радиусов планеты, период обращения - от нескольких часов до более года. Считают, что некоторые спутники были захвачены гравитационным притяжением пла­неты. Они имеют неправильные орбиты и иногда обра­щаются в направлении, противоположном орбитальному дви­жению планеты вокруг Солнца (т.н. обратное движе­ние). Орбиты С.е. могут быть сильно наклонены к пло­скости орбиты планеты или очень вытянуты. Протя­женные системы С.е. с регулярными орбитами вокруг четырех планет-гигантов, вероятно, возникли из газо­пылевого облака, окружавшего родительскую планету, подобно образованию планет в протосолнечной туман­ности. С.е. размерами меньше неск. сотен километров имеют неправильную форму и, вероятно, образовались при разрушительных столкновениях более крупных тел. Во внеш. областях Солнечной системы они часто обращаются вблизи колец. Элементы орбит внеш. С.е., особен­но эксцентриситеты, подвержены сильным возмущени­ям, вызванных Солнцем. Неск. пар и даже троек С.е. имеют периоды обращения, связанные простым соот­ношением. Напр., спутник Юпитера Европа имеет пе­риод, почти равный половине периода Ганимеда. Та­кое явление называется резонансом.

Определение условий видимости планеты Меркурий по данным «Школьного астрономического календаря».

БИЛЕТ № 12

Кометы и астероиды. Основы современных представлений о происхождении Солнечной системы.

Комета , небесное тело Солнечной системы, со­стоящее из частиц льда и пыли, движущиеся по сильно вытянутым орбитам, на значит, расстоянии от Солнца выглядят слабо светящимися пятнышками овальной формы. По мере приближения к Солнцу вокруг этого ядра образуются кома (Почти сферическая газопылевая оболоч­ка, окружающая голову кометы при ее приближении к Солнцу. Эта «атмосфера», непрерывно сдуваемая сол­нечным ветром, восполняется газом и пылью, улетучи­вающимися из ядра. Диаметр К. достигает 100 тыс. км. Скорость убегания газа и пыли составляет несколько кило­метров в секунду относительно ядра, и они рассеиваются в межпланетном пространстве частично через хвост ко­меты.) и хвост (Поток газа и пыли, образующийся под действием светового давления и взаимодействия с солчным ветром из рассеивающейся в межпланетном прост­ранстве атмосферы кометы. У большинства комет X. появ­ляется, когда они приближаются к Солнцу на расстоя­ние меньше 2 а.е. X. всегда направлен от Солнца. Газо­вый X. образован ионизованными молекулами, выбро­шенными из ядра, под воздействием солнечного излу­чения имеет голубоватую окраску, отчетливые грани­цы, типичная ширина 1 млн. км, длина - десятки мил­лионов километров. Структура X. может заметно ме­няться в течение неск. часов. Скорость отдельных молекул колеблется от 10 до 100 км/сек. Пылевой X. более расплывчатый и искривленный, причем его кривизна зависит от массы пылевых частиц. Пыль непрерывно выделяется из ядра и увлекается потоком газа.). Центр, часть К. назы­вается ядром и представляет собой ледянистое тело - остатки огромных скоплений ледяных планетезималей, образовавшихся во время формирования Солнеч­ной системы. Теперь они сосредоточены на перифе­рии - в облаке Оорта-Эпика. Средняя масса ядра К. 1-100 млрд. кг, диаметр 200-1200 м, плотность 200 кг/м 3 ("/5 плотности воды). В ядрах имеются пусто­ты. Это непрочные образования, состоящие на одну треть из льдов и на две трети из пылевого в-ва. Лед главным образом водяной, но имеются примеси других соединений. При каждом возвращении к Солнцу лед тает, молекулы газа покидают ядро и увлекает за собой частицы пыли и льда, при этом вокруг ядра образуется сферич. обо­лочка - кома, длинный плазменный хвост, направлен­ный от Солнца, и пылевой хвост. Кол-во теряемого в-ва зависит от кол-ва пыли, покрывающей ядро, и расстоя­ния от Солнца в перигелии. Данные, полученные в рез-те наблюдений космического аппарата «Джотто» за ко­метой Галлея с близкого расстояния, подтвердили мн. теории строения К.

К. обычно называют в честь их открывателей с указа­нием года, когда они наблюдались в последний раз. Подразделяются на короткопериодич. и долгоперио-дич. Короткопериодич. К. обращаются вокруг Солнца с периодом в неск. лет, в ср. ок. 8 лет; кратчайший пе­риод - немного более 3 лет - имеет К. Энке. Эти К. были захвачены гравитац. полем Юпитера и стали вра­щаться на относительно малых орбитах. Типичная из них имеет расстояние в перигелии 1,5 а.е. и полностью разрушается после 5 тыс. оборотов, порождая метеор­ный поток. Астрономы наблюдали распад К. Веста в 1976 г. и К. *Биэла. Напротив, периоды обращения долгопериодич. К. могут достигать 10 тыс., а то и 1 млн. лет, и их афелии могут находиться на "/з рассто­яния до ближайших звезд. В наст, время известно око­ло 140 короткопериодич. и 800 долгопериодич. К., и каждый год открывается около 30 новых К. Наши зна­ния о этих объектах неполны, т.к. их обнаруживают лишь тогда, когда они приближаются к Солнцу на рас­стояние примерно 2,5 а.е. Предполагается, что вокруг Солнца обращается ок. триллиона К.

Астероид (asteroid), малая планета, к-рая имеет близ­кую к круговой орбиту, лежащую вблизи плоскости эклиптики между орбитами Марса и Юпитера. Вновь открытым А. присваивается порядковый номер после определения их орбиты, достаточно точной, чтобы А. «не потерялся». В 1796 г. франц. астроном Жозеф Же-ром Лаланд предложил приступить к поискам «отсутствующей» планеты между Марсом и Юпитером, пред­сказываемой правилом Боде. В новогоднюю ночь 1801 г. итал. астроном Джузеппе Пиацци во время на­блюдений для составления звездного каталога открыл Цереру. Нем. ученый Карл Гаусс вычислил ее орбиту. К наст, времени известно около 3500 астероидов. Радиусы Цереры, Паллады и Весты - 512, 304 и 290 км соответственно, ос­тальных - меньше. По оценкам в гл. поясе находится ок. 100 млн. А., их суммарная масса, по-видимому, составляет около 1/2200 массы, первоначально присутствовавшей в этой области. Возникновение совр. А., возможно, связано с разрушением планеты (традиционная называемой Фаэтоном, совр. название - планета Ольберса) в рез-те столкновения с др. телом. Поверхности наблюдаемых А. состоят из металлов и скальных пород. В зависимости от состава астероиды делятся на типы (C, S, M, U). Состав типа U не опознан.

А. группируются также по элементам орбит, образуя т.н. семейства Хираямы. Большинство А. имеет период обращения ок. 8 час. Все А. радиусом меньше 120 км имеют неправильную форму, орбиты подвержены гравитац. воздействию Юпитера. В рез-те в распределении А. по большим полуосям орбит существуют пробелы, называемые люками Кирквуда. А., попавшие в эти люки, имели бы периоды, кратные орбитальному периоду Юпитера. Орбиты астероидов в этих люках крайне неустойчивы. Внутр. и внеш. края пояса А. лежат в областях, где это соотношение равно 1: 4 и 1: 2. А.

Когда протозвезда сжимается, она об­разует диск из вещества, окружающий звезду. Часть вещества этого диска па­дает обратно на звезду, повинуясь силе тяготения. Газ и пыль, что остаются в диске, постепенно охлаждаются. Когда температура опускается достаточно ни­зко, вещество диска начинает собирать­ся в небольшие сгустки – очаги конденсации. Так возникают планетезимали. В процессе формирования Солнеч­ной системы часть планетезималей раз­рушилась в результате столкновений, а другие объединились, чтобы образо­вать планеты. В наружной части Со­лнечной системы образовались боль­шие планетные ядра, которые способ­ны были удержать на себе некоторое количество газа в виде первичного об­лака. Более тяжелые частицы удерживались притяжением Солнца и под воздействием приливных сил долго не могли сформироваться в планеты. Так было положено начало обра­зованию «газовых гигантов» - Юпи­тера, Сатурна, Урана и Нептуна. У них, по всей вероятности, возникли со­бственные мини-диски из газа и пыли, из которых в конце концов образова­лись луны и кольца. Наконец, во внутренней Солнечной системе из твердого вещества формируются Меркурий, Венера, Земля и Марс.

Определение условий видимости планеты Венера по данным «Школьного астрономического календаря».

БИЛЕТ № 13

Солнце, как типичная звезда. Его основные характеристики.

Солнце , центральное тело Солнечной системы, пред­ставляет собой раскаленный плазменный шар. Звезда, вокруг которой обращается Земля. Обычная звезда главной по­следовательности спектрального класса G2, самосве­тящаяся газовая масса, состоящая на 71% из водорода и на 26% из гелия. Абсолютная звездная величина +4,83, эффективная температура поверхности 5770 К. В цен­тре Солнца она 15*10 6 К, что обеспечивает давление, спо­собное противостоять силе гравитации, которая на по­верхности Солнца (фотосфере) в 27 раз больше, чем на Земле. Такая высокая температура возникает за счет термо­ядерных реакций превращения водорода в гелий (протон-протонная реакция) (вы­ход энергии с поверхности фотосферы 3,8*10 26 Вт). Солнце - сферически симметричное тело, находящееся в равновесии. В зависимости от изменения физических условий Солнце можно разделить на несколько концентрических слоев, постепенно переходящих друг в друга. Почти вся энергия Солнца генерируется в центральной области - ядре, где протекает реакция термоядерного синтеза. Ядро за­нимает менее 1/1000 его объема, плотность - 160 г/см 3 (плотность фотосферы в 10 млн. раз меньше плотности воды). Из-за огромной массы Солнца и непрозрачности его вещества излучение идет из ядра к фотосфере очень медлен­но - около 10 млн. лет. За это время уменьшается частота рентгеновского излучения, и оно становится видимым светом. Однако нейтрино, образующиеся в ядерных реакциях, свободно покидают Солнце и в принципе обеспе­чивают непосредственное получение информации о яд­ре. Расхождение между наблюдаемым и предсказанным теорией потоком нейтрино породило серьезные споры о внутреннем строении Солнца. На протяжении последних 15% радиуса находится конвективная зона. Конвективные движения также играют роль в переносе магнитных полей, генерируемых токами в его вра­щающихся внутренних слоях, что проявляется в виде сол­нечной активности, причем наиболее сильные поля на­блюдаются в солнечных пятнах. За пределами фото­сферы находится солнечная атмосфера, в которой температура до­стигает минимального значения 4200 К, а затем снова увеличи­вается вследствие диссипации ударных волн, порожда­емых подфотосферной конвекцией, в хромосфере, где резко возрастает до значения 2*10 6 К, характерного для короны. Высокая температура последней ведет к непрерывному истечению плазменного вещества в межпланет­ное пространство в виде солнечного ветра. В отдельных об­ластях может быстро и сильно возрастать напряжен­ность магнитного поля. Этот процесс сопровождается целым комплексом явлений солнечной активности. К ним от­носятся солнечные вспышки (в хромосфере), протубе­ранцы (в солнечной короне) и корональные дыры (осо­бые области короны).

Масса Солнца 1,99*10 30 кг, средний радиус, определяемый приблизительно сферической фотосферой, - 700 000 км. Это эквивалентно 330 000 массам и 110 радиусам Земли соответственно; в Солнце может уместиться 1,3 млн. таких тел, как Земля. Вра­щение Солнца вызывает движение его поверхностных обра­зований, таких, как солнечные пятна, в фотосфере и расположенных над ней слоях. Средний период вращения 25,4 дня, причем на экваторе он составляет 25 суток, а на полю­сах - 41 день. Вращением обусловлено сжатие сол­нечного диска, составляющее 0,005%.

Определение условий видимости планеты Марс по данным «Школьного астрономического календаря».

БИЛЕТ № 14

Важнейшие проявления солнечной активности, их связь с геофизическими явлениями.

Солнечная активность является следствием конвекции средних слоев звезды. Причина этого явления заключается в том, что кол-во энергии, поступающей от ядра гораздо больше отводимого теплопроводностью. Конвекция вызывает сильные магнитные поля, генерируемые токами в конвектирующих слоях. Основными проявлениями солнечной активности, воздействующими на землю, являются солнечные пятна, солнечный ветер, протуберанцы.

Солнечные пятна , образования в фотосфе­ре Солнца, наблюдались с древних времен, и в настоящее, время их считают областями фотосферы с темп-рой на 2000 К ниже, чем в окружающих, из-за наличия сильно­го магнитного поля (ок. 2000 Гс). С.п. состоят из относитель­но темной центр, части (тени) и более светлой волокни­стой полутени. Поток газа из тени в полутень называ­ется эффектом Эвершеда (V=2км/с). Число С.п. и их появление меняются в течение 11-летнего цикла солнечной ак­тивности, или цикла солнечных пятен, который описывается законом Шперера и графически иллюст­рируется бабочковидной диаграммой Маундера (перемещение пятен по широте). Цю­рихское относительное число солнечных пятен указывает общую площадь поверхности, покрытую С.п. На основной 11-летний цикл накладываются долгопериодичные вариации. Напр., С.п. меняют магн. полярность в течение 22-летнего цик­ла солнечной активности. Но наиб, поразительный пример долгопериодичных вариаций - это минимум. Маундера (1645-1715), когда С.п. отсутствовали. Хо­тя общепризнанно, что вариации числа С.п. определяют­ся диффузией магнитного поля из вращающихся солнечных недр, процесс еще не понят до конца. Сильное магнитное поле солнечных пятен воздействует на поле Земли вызывая помехи радиосвязи и полярное сияние. существует неск. неопровержимых короткопериодичных эффектов, утверждение о существо­вании долгопериодич. связи между климатом и числом С.п., особенно 11-летним циклом, весьма спорно, что обусловлено трудностями соблюдения условий, к-рые необходимы при проведении точного статистического анализа данных.

Солнечный ветер Истечение высокотемпературной плазмы (электроны, протоны, нейтроны и адроны) солнечной короны, излучение интенсивных волн радиоспектра, рентгеновских лучей в окружающее пространство. Образует т.н. гелиосферу, простирающуюся на 100 а.е. от Солнца. Солнечный ветер так интенсивен, что способен повреждать внешние слои комет, вызывая появление «хвоста». С.В. ионизирует верхние слои атмосферы, благодаря чему образуется озоновый слой, вызывает полярные сияния и повышение радиоактивного фона и помехи радиосвязи в местах разрушения озонового слоя.

Последний максимум солнечной активности был в 2001 году. Максимум солнечной активности означает наибольшее количество пятен, излучения и протуберанцев. Давно установлено, что изменение солнечной активности Солнце влияет на следующие факторы:

* эпидемиологическую обстановку на Земле;

* количество разного рода стихийных бедствий (тайфуны, землетрясения, наводнения и т. д.);

* на количество автомобильных и железнодорожных аварий.

Максимум всего этого приходится на годы активного Солнца. Как установил учёный Чижевский, активное Солнце влияет на самочувствие человека. С тех пор составляются периодические прогнозы самочувствия человека.

2.Определение условий видимости планеты Юпитер по данным «Школьного астрономического календаря».

БИЛЕТ № 15

Способы определения расстояний до звезд, единицы расстояния и связь между ними.

Для измерения расстояния до тел Солнечной системы применяется метод параллакса. Радиус земли оказывается слишком малым, чтобы служить базисом для измерения параллактического смещения звёзд и расстояния до них. Поэтому пользуются годичным параллаксом вместо горизонтального.

Годичным параллаксом звезды называют угол (p), под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты, если она перпендикулярна лучу зрения.

a – большая полуось земной орбиты,

p – годичный параллакс.

Также используется единица расстояния парсек. Парсек – расстояние, с которого большая полуось земной орбиты, перпендикулярная лучу зрения видна под углом 1².

1 парсек = 3,26 светового года = 206265 а. е. = 3 * 10 11 км.

Измерением годичного параллакса можно надёжно установить расстояние до звёзд, находящихся не далее 100 парсек или 300 св. лет.

Если известны абсолютная и видимая звездные величины, то расстояние до звезды можно определить по формуле lg(r)=0.2*(m-M)+1

Определение условий видимости Луны по данным «Школьного астрономического календаря».

БИЛЕТ № 16

Основные физические характеристики звезд, взаимосвязь этих характеристик. Условия равновесия звезд.

Основные физические характеристики звезд: светимость, абсолютная и видимая звездные величины, масса, температура, размер, спектр.

Светимость – энергия, излучаемая звездой или другим небесным телом за единицу времени. Обычно дается в единицах светимости Солнца, выражается формулой lg (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), где L и M – светимость и абсолютная звездная величина источника, Lc и Mc – соответствующие величины для Солнца (Mc = +4,83). Также определяется по формуле L=4πR 2 σT 4 . Известны звезды, светимость которых во много раз превосходит светимость Солнца. Светимость Альдебарана в 160, а Ригеля в 80 000 раз больше, чем Солнца. Но подавляющее большинство звезд имеют светимости сравнимые с солнечной или меньше ее.

Звездная величина – мера яркости звезды. З.в. не дает истинного представления о мощности излу­чения звезды. Близкая к Земле слабая звезда может вы­глядеть ярче, чем далекая яркая звезда, т.к. поток излу­чения, принимаемый от нее, уменьшается обратно про­порционально квадрату расстояния. Видимая З.в. - блеск звезды, к-рый видит наблюдатель, глядя на небо. Абсолютная З.в. - мера истинной яркости, пред­ставляет собой уровень блеска звезды, к-рый она имела бы, находясь на расстоянии 10 пк. Гиппарх изобрел си­стему видимых З.в. во 2 в. до н.э. Звездам были приписа­ны числа в зависимости от их видимой яркости; ярчай­шие звезды были 1-й величины, а самые слабые - 6-й. В сер. 19 в. эта система была модифицирована. Современная шкала З.в. была установлена путем определения З.в. представительной выборки звезд вблизи сев. полюса мира (сев. полярный ряд). По ним определялись З.в. всех др. звезд. Это логарифмическая шкала, на к-рой звезды 1-й величины в 100 раз ярче звезд 6-й величины. По мере роста точности измерений пришлось вводить десятые доли. Самые яркие звезды ярче 1-й величины, а нек-рые даже имеют отрицательные звездные величины.

Масса звездная – параметр, непосредст­венно определяемый только для компонентов двойных звезд с известными орбитами и расстояниями (M 1 +M 2 = R 3 /T 2). Т.о. установлены массы лишь нескольких десятков звезд, но для гораздо больше­го числа массу можно определить из зависимости масса – светимость. Массы больше 40 солнечных и менее 0,1 солнечных очень редки. Массы большинства звезд меньше солнечной. Температура в центре таких звезд не может дости­гать уровня, при котором начинаются реакции ядерного синтеза, и источником их энергии является только сжа­тие Кельвина – Гельмгольца. Такие объекты называют­ся коричневыми карликами.

Масса-светимость соотношение , найденное в 1924 г. Эддингтоном соотношение между светимостью L и звездной массой М. Соотно­шение имеет вид L/Lс = (М/Мс) а, где Lс и Мс - светимость и масса Солнца соответствен­но, значение а обычно лежит в диапазоне 3-5. Соотно­шение следует из того факта, что наблюдаемые св-ва нормальных звезд определяются главным образом их массой. Это соотношение для звезд-карликов хорошо согласуется с наблюдениями. Считается, что она справедлива также для сверхгиган­тов и гигантов, хотя их масса плохо поддается прямым измерениям. Соотношение не применимо к белым карликам, т.к. завышает их светимость.

Температура звездная – температура некоторой области звезды. Относится к числу важнейших физических характеристик любого объекта. Однако из-за того, что температура различных областей звезды отличается, а также из-за того, что температура – термодинамическая величина, которая зависит от потока электромагнитного излучения и присутствия различных атомов, ионов и ядер в некоторой области звездной атмосферы, все эти различия объединяют в эффективную температуру, тесно связанную с излучением звезды в фотосфере. Эффективная температура , параметр, характеризующий полное кол-во энергии, из­лучаемой звездой с единицы площади ее поверхности. Это однозначный метод описания звездной температуры. Э.т. определяется через температуру абсолютно черного те­ла, которое бы, согласно закону Стефана-Больцмана, излучало такую же мощность на единицу площади по­верхности, как и звезда. Хотя спектр звезды в деталях значительно отличается от спектра абсолютно черного тела, тем не менее эффективная температура характеризует энергию газа во внешних слоях звездной фотосферы и позволяет, используя закон смещения Вина (λ max =0,29/Т), определить, на какую длину волны приходится максимум звездного излучения, а следовательно и цвет звезды.

По размерам звезды делятся на карлики, субкарлики, нормальные звезды, гиганты, субгиганты и сверхгиганты.

Спектр звезд зависит от ее температуры, давления плотности газа ее фотосферы, силы магнитного поля и хим. состава.

Спектральные классы , классифика­ция звезд по их спектрам (в первую очередь по относит, интенсивностям спектральных линий), впервые введен­ная итал. астрономом Секки. Ввел буквенные обозна­чения, к-рые были модифицированы по мере расширения знаний о внутр. строении звезд. Цвет звезды зависит от темп-ры ее поверхности, поэтому в совр. спектральной классификации Дрэпера (гарвардс­кой) С.к. расположены в порядке убывания темп-ры:

Герцшпрунга – Ресселла диаграмма , график, позволяющий определить две основные характеристики звезд, выражает связь между абсолютной звездной величиной и температурой. Названа в честь датского астронома Герцшпрунга и американского астронома Ресселла, опубликовавших первую диаграмму в 1914 г. Самые горячие звезды лежат в левой диаграммы, а звезды самой высокой светимости – вверху. От верхнего левого угла к нижнему правому проходит главная последовательность, отражающая эволю­цию звезд, и заканчивающуюся звездами-карликами. Большинство звезд принадлежит этой последователь­ности. Солнце относится также к этой последователь­ности. Выше этой последователь­ности располагаются в указанном порядке субгиганты, сверхгиганты и гиганты, ниже – субкарлики и белые карлики. Эти группы звезд называются классами светимости.

Условия равновесия: как известно, звёзды являются единственными объектами природы, внутри которых происходят неуправляемые термоядерные реакции синтеза, которые сопровождаются выделением большого количества энергии и определяют температуру звёзд. Большинство звёзд находятся в стационарном состоянии, т. е. не взрываются. Некоторые звёзды взрываются (так называемые новые и сверхновые звёзды). Почему же в основном звёзды находятся в равновесии? Сила ядерных взрывов у стационарных звёзд уравновешивается силой тяготения, вот почему эти звёзды сохраняют равновесие.

Вычисление линейных размеров светила по известным угловым размерам и расстоянию.

БИЛЕТ № 17

1. Физический смысл закона Стефана-Больцмана и его применение для определения физических характеристик звезд.

Стефана-Больцмана закон , соотно­шение между полной мощностью излучения абсолютно черного тела и его темп-рой. Полная мощность еди­ничной площади излучения в Вт на 1 м 2 дается форму­лой Р = σ Т 4 , где σ = 5,67*10 -8 Вт/м 2 К 4 - постоянная Стефана-Больцмана, Т - абсолютная температура абсолютного черного тела. Хотя астроном, объекты редко излучают, как абсолютно черное тело, их спектр излучения часто является удач­ной моделью спектра реального объекта. Зависимость от температуры в 4-й степени является очень сильной.

e – энергия излучения единицы поверхности звезды

L – светимость звезды, R – радиус звезды.

С помощью формулы Стефана-Больцмана и закона Вина определяют длину волны, на которую приходится максимум излучения:

l max T = b, b – постоянная Вина

Можно исходить из обратного, т. е. с помощью светимости и температуры определять размеры звёзд

2. Определение географической широты места наблюдения по заданной высоте светила в кульминации и его склонению.

H = 90 0 - +

h – высота светила

БИЛЕТ № 18

Переменные и нестационарные звезды. Их значение для изучения природы звезд.

Блеск переменных звезд меняется со временем. Сейчас известно ок. 3*10 4 . П.З. подразделяются на физические, блеск которых меняется вследствие процессов протекающих в них или около них, и оптические П.З., где это изменение обусловлено вращением или орбитальным движением.

Наиболее важные типы физ. П.З.:

Пульсирующие – цефеиды, звезды типа Мира Кита, полуправильные и неправильные красные гиганты;

Эруптивные (взрывные) – звезды с оболочками, молодые неправильные переменные, в т.ч. звезды типа Т Тельца (очень молодые неправильные звезды, связанные с диффузными туманностями), сверхгиганты типа Хаббла – Сейнеджа (Горячие сверхгиганты высокой светимости, ярчайшие объекты в галактиках. Они неустойчивы и, вероятно, являются источниками излучения вблизи предела светимости Эддингтона, при превышении которого происходит «сдувание» оболочек звезд. Потенциальные сверхновые.), вспыхивающие красные карлики;

Катаклизмические ­– новые, сверхновые, симбиотические;

Рентгеновские двойные звезды

Указанные П.з. включают 98% известных физических п.з. К оптическим относятся затменно-двойные и вращающиеся такие, как пульсары и магнитные переменные. Солнце относится к вращающимся, т.к. его звездная величина слабо меняется, когда солнечные пятна появляются на диске.

Среди пульсирующих звёзд очень интересны цефеиды, названные так по имени одной из первых открытых переменных этого типа - 6 Цефея. Цефеиды - это звёзды высокой светимости и умеренной температуры (жёлтые сверхгиганты). В ходе эволюции они приобрели особую структуру: на определённой глубине возник слой, который аккумулирует энергию, приходящую из недр, а потом вновь отдаёт её. Звезда периодически сжимается, разогреваясь, и расширяется, охлаждаясь. Поэтому и энергия излучения то поглощается звёздным газом, ионизуя его, то опять выделяется, когда при охлаждении газа ионы захватывают электроны, излучая при этом световые кванты. В результате блеск цефеиды меняется, как правило, в несколько раз с периодом в несколько суток. Цефеиды играют особую роль в астрономии. В 1908 г. американский астроном Генриетта Ливитт, исследовавшая цефеиды в одной из ближайших галактик - Малом Магеллановом Облаке, обратила внимание на то, что эти звёзды оказывались тем ярче, чем продолжительнее был период изменения их блеска. Размеры Малого Магелланова Облака небольшие по сравнению с расстоянием до него, а это означает, что разница в видимой яркости отражает отличие в светимости. Благодаря найденной Ливитт зависимости период - светимость легко рассчитать расстояние до каждой цефеиды, измерив её средний блеск и период переменности. А так как сверхгиганты хорошо заметны, цефеиды можно использовать для определения расстояний даже до сравнительно далёких галактик, в которых они наблюдаются.Есть и вторая причина особой роли цефеид. В 60-е гг. советский астроном Юрий Николаевич Ефремов установил, что чем продолжительнее период цефеиды, тем моложе эта звезда. По зависимости период - возраст нетрудно определить возраст каждой цефеиды. Отбирая звёзды с максимальными периодами и изучая звёздные группировки, в которые они входят, астрономы исследуют самые молодые структуры Галактики. Цефеиды больше других пульсирующих звёзд заслуживают названия периодических переменных. Каждый следующий цикл изменений блеска обычно весьма точно повторяет предыдущий. Однако встречаются и исключения, самое известное из них - Полярная звезда. Уже давно обнаружено, что она относится к цефеидам, хотя и меняет блеск в довольно незначительных пределах. Но в последние десятилетия эти колебания стали затухать, а к середине 90-х гг. Полярная звезда практически перестала пульсировать.

Звезды с оболочками , звезды, непрерывно или с неправильными интервалами сбрасывающие коль­цо газа с экватора или сферическую оболочку. 3. с о. - гиган­ты или звезды-карлики спектрального класса В, быстровращающиеся и близкие к пределу разрушения. Сброс оболочки обычно сопровождается падением или увеличением блеска.

Симбиотические звезды , звезды, спе­ктры которых содержат эмиссионные линии и сочетают ха­рактерные особенности красного гиганта и горячего объекта - белого карлика или аккреционного диска вокруг такой звезды.

Звезды типа RR Лиры представля­ют другую важную группу пульсирую­щих звезд. Это старые звезды пример­но такой же массы, как Солнце. Мно­гие из них находятся в шаровых звезд­ных скоплениях. Как правило, они ме­няют свой блеск на одну звездную ве­личину приблизительно за сутки. Их свойства, как и свойства цефеид, ис­пользуют для вычисления астрономи­ческих расстояний.

R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совершенно непредска­зуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным гла­зом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной ве­личины, а затем постепенно растет, воз­вращаясь к прежнему уровню. По-ви­димому, причина тут в том, что эта звез­да-сверхгигант сбрасывает с себя об­лака углерода, который конденсирует­ся в крупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых чер­ных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рассеется в пространстве. Звезды этого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное значе­ние в областях, где образуются звезды.

Вспыхивающие звезды . Магнитные явления на Солнце явля­ются причиной солнечных пятен и со­лнечных вспышек, но они не могут су­щественно повлиять на яркость Солн­ца. Для некоторых звезд – красных кар­ликов – это не так: на них подобные вспышки достигают громадных масшта­бов, и в результате световое излучение может возрастать на целую звездную величину, а то и больше. Ближайшая к Солнцу звезда, Проксима Кентавра, является одной из таких вспыхиваю­щих звезд. Эти световые выбросы не­льзя предсказать заранее, а продолжа­ются они всего несколько минут.

Вычисление склонения светила по данным о его высоте в кульминации на определенной географической широте.

H = 90 0 - +

h – высота светила

БИЛЕТ № 19

Двойные звезды и их роль в определении физических характеристик звезд.

Двойная звезда, пара звезд, связанная в одну систему силами тяготения и обращающаяся во­круг общего центра тяжести. Звезды, составляющие двойную звезду, называются ее компонентами. Двойные звезды весьма распро­странены и подразделяются на несколько типов.

Каждый компонент визуально-двойной звезды отчетливо виден в телескоп. Расстояние между ними и взаимная ориен­тация медленно меняются со временем.

Элементы затменно-двойной попеременно загораживают друг дру­га, поэтому блеск системы временно ослабевает, период между двумя изменениями блеска равен половине орбитального периода. Угло­вое расстояние между компонентами очень мало, и мы не можем наблюдать их по отдельности.

Спектрально-двойные звезды обнаруживают по изменениям их спектров. При взаимном обращении звезды периодически движутся то по на­правлению к Земле, то от Земли. По эффекту Допплера в спектре можно определять изменения движения.

Поляризационные двойные характеризуются периодическими изменениями поляризации света. В таких системах звезды при своем орбитальном движении освещают газ и пыль в пространстве между ними, угол падения света на это вещество периодически меняется, при этом рассеян­ный свет поляризуется. Точные измерения этих эффек­тов позволяют вычислить орбиты, отношения звездных масс, размеры, скорости и расстояние между компонен­тами . Например, если звезда одновременно затменная и спектрально-двойная, то можно определить массу каж­дой звезды и наклон орбиты . По характеру изменения блеска в моменты затмений можно определять относительные размеры звезд и изучать строение их атмосфер . Двойные звезды, служа­щие источником излучения в рентгеновском диапазоне, называются рентгеновскими двойными. В ряде случа­ев наблюдается третий компонент, обращающийся во­круг центра масс двойной системы. Иногда один из компонентов двойной системы (или оба), в свою очередь, может оказаться двойными звездами. Тесные компо­ненты двойной звезды в тройной системе могут иметь период несколько суток, тогда как третий элемент может обращаться во­круг общего центра масс тесной пары с периодом в сот­ни и даже тысячи лет.

Измерение скоростей звезд двойной системы и применение закона всемир­ного тяготения представляют собой важный метод определения масс звезд. Изучение двойных звезд – это един­ственный прямой способ вычисления звездных масс.

В системе близко расположенных двой­ных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготе­ние достаточно сильно, наступает кри­тический момент, когда вещество на­чинает утекать с одной звезды и па­дать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность ко­торой представляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фи­гуры, каждая вокруг своей звезды, на­зываются полостями Роша. Если одна из звезд вырастает настолько, что за­полняет свою полость Роша, то вещес­тво с нее устремляется на другую звез­ду в той точке, где полости соприкаса­ются. Часто звездный материал не опус­кается прямо на звезду, а сначала за­кручивается, образуя так назы­ваемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились, что заполнили свои полости Роша, то воз­никает контактная двойная звезда. Ма­териал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды разбухают, превращаясь в ги­ганты, а многие звезды являются двой­ными, то взаимодействующие двойные системы – явление нередкое.

Вычисление высоты светила в кульминации по известному склонению для заданной географической широты.

H = 90 0 - +

h – высота светила

БИЛЕТ № 20

Эволюция звезд, ее этапы и конечные стадии.

Звезды образуются в межзвездных газопылевых облаках и туманностях. Основная сила, «формирующая» звезды – гравитация. При определенных условиях очень разреженная атмосфера (межзвездный газ) начинает сжиматься под действием сил гравитации. Облако газа уплотняется в центре, где удерживается выделяемое при сжатии тепло – возникает протозвезда, излучающая в инфракрасном диапазоне. Протозвезда разогревается под действием падающего на нее вещества, и начинаются реакции ядерного синтеза с выделением энергии. В таком состоянии это уже переменная звезда типа Т Тельца. Остатки облака рассеиваются. Далее гравитационные силы стягивают атомы водорода к центру, где они сливаются, образуя гелий и выделяя энергию. Растущее давление в центре препятствует дальнейшему сжатию. Это – стабильная фаза эволюции. Эта звезда является звездой Главной последовательности. Светимость звезды растет по мере уплотнения и разогрева ее ядра. Время, в течение которого звезда принадлежит Главной последовательности, зависит от ее массы. У Солнца это приблизительно 10 миллиардов лет, однако звезды гораздо более массивные, чем Солнце существуют в стационарном режиме лишь несколько миллионов лет. После того как звезда израсходует водород, содержащийся в центральной ее части, внутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинает перегорать не в центре, а в оболочке, которая увеличивается в размере, раз­бухает. В результате размер самой звез­ды резко возрастает, а температура ее поверхности падает. Именно этот про­цесс и порождает красных гигантов и сверхгигантов. Конечные стадии эволюции звезды также определяются массой звезды. Если эта масса не превосходит сол­нечную более чем в 1,4 раза, звезда ста­билизируется, становясь белым карли­ком. Катастрофического сжатия не про­исходит благодаря основному свойст­ву электронов. Существует такая сте­пень сжатия, при которой они начина­ют отталкиваться, хотя никакого источ­ника тепловой энергии уже нет. Это происходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты не­вероятно сильно, образуя чрезвычайно плотную материю. Белый карлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле. Белый карлик постепенно остывает, в конечном итоге превращаясь в темный шар радиоактивного пепла. По оценкам астрономов, не менее десятой части всех звезд Галактики – белые карлики.

Если масса сжимающейся звезды пре­восходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии белого карлика, на этом не остановит­ся. Гравитационные силы в этом слу­чае столь велики, что электроны вдав­ливаются внутрь атомных ядер. В ре­зультате протоны превращаются в ней­троны, способные при­легать друг к другу без всяких проме­жутков. Плотность нейтронных звезд превосходит даже плотность белых кар­ликов; но если масса материала не пре­восходит 3 солнечных масс, нейтроны, как и электроны, способны сами пред­отвратить дальнейшее сжатие. Типич­ная нейтронная звезда имеет в попе­речнике всего лишь от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр ее вещест­ва весит около миллиарда тонн. Помимо громадной плотности, нейтронные звезды облада­ют еще двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и сильное магнит­ное поле.

Если масса звезды превышает 3 массы Солнца, то конечной стадией ее жизненного цикла является, вероятно, черная дыра. Если масса звезды, а, следовательно, и сила тяготе­ния так велики, то звезда подвергается катастрофиче­скому гравитационному сжатию, которому не могут противостоять никакие стабилизирующие си­лы. Плотность вещества в ходе этого процесса стремится к бесконечности, а радиус объек­та - к нулю. Согласно теории относительности Эйн­штейна, в центре черной дыры возникает сингулярность прост­ранства-времени. Гравитационное поле на поверхности сжимающейся звезды растет, поэтому излучению и час­тицам становится все труднее ее покинуть. В конце концов, такая звезда оказывается под горизонтом собы­тий, который можно наглядно представить как односто­роннюю мембрану, пропускающую вещество и излучение только внутрь и не выпускающую ничего наружу. Коллапсирующая звезда превращается в черную дыру, и ее можно обнаружить только по резкому изменению свойств прост­ранства и времени около нее. Радиус горизонта собы­тий называется радиусом Шварцшильда.

Звезды с массой меньше 1,4 солнечной в конце жизненного цикла медленно сбрасывают верхнюю оболочку, которую называют планетарной туманностью. Более массивные звезды, которые превращаются в нейтронную звезду или черную дыру, сначала взрываются как сверхновые, их блеск за короткое время увеличивается на 20 величин и более, высвобождается энергии больше, чем излучает Солнце за 10 миллиардов лет, а остатки взорвавшейся звезды разлетаются со скоростью 20 000 км в секунду.

Наблюдение и зарисовка положений солнечных пятен с помощью телескопа (на экране).

БИЛЕТ № 21

Состав, структура и размеры нашей Галактики.

Галактика , звездная система, к которой принад­лежит Солнце. Галактика содержит по меньшей мере 100 млрд. звезд. Три главные составляющие: центральное утолщение, диск и галактическое гало.

Центральное утолщение состоит из старых звезд населения II типа (красные гиганты), расположенных очень плотно, а в его цен­тре (ядре) находиться мощный источник излучения. Предполагалось что в ядре находится черная дыра, инициирующая наблюдаемые мощные энергети­ческие процессы сопровождаемые излучением в радиоспектре. (Газовое кольцо вращается вокруг черной дыры; горячий газ, срываясь с его внутреннего края, падает на черную дыру, при этом выделяется энергия, которую мы и наблюдаем.) Но недавно в ядре была зарегистрирована вспышка видимого излучения и гипотеза о черной дыре отпала. Параметры центрального утолщения: 20 000 световых лет в поперечнике и 3000 световых лет в толщину.

Диск Галактики, содержащий молодые звезды населения I ти­па (молодые голубые сверхгиганты), межзвездную материю, рассеянные звездные скоп­ления и 4 спиральные рукава, имеет диаметр 100 000 световых лет и толщину всего 3000 световых лет. Галактика вращается, внутренние её части проходят по своим орбитам намного быстрее, чем внешние. Солнце совершает полный оборот вокруг ядра за 200 млн лет. В спиральных рукавах идет непрерывный процесс звездообразования.

Галактическое гало концентрично с диском и центральным утолщением и состоит из звезд, преимущественно являющихся членами шаровых скоплений и принадлежащих к населению II типа. Однако большая часть вещества в гало невидима и не может быть заключена в обычных звездах, это не газ и не пыль. Таким образом в гало содержится темное невидимое вещество. Расчеты скорости вращения Большого и Малого Магеллановых Облаков, являющихся спутниками Млечного Пути, показывают, что масса, заключенная в гало, в 10 раз превышает массу, которую мы наблюдаем в диске и утолщении.

Солнце расположено на расстоянии 2/3 от центра дис­ка в Орионовом рукаве. Его локализация в плоскости диска (галактического экватора) позволяет видеть с Земли звезды диска в виде узкой полосы Млечного Пути, охватывающей всю не­бесную сферу и наклоненной под углом 63° к небесно­му экватору. Центр Галактики лежит в Стрельце, но он ненаблюдаем в види­мом свете из-за темных туманностей из газа и пыли, поглощающих свет звезд.

Вычисление радиуса звезды по данным о ее светимости и температуре.

L – светимость (Lc = 1)

R – радиус (Rc = 1)

T – Температура (Tc = 6000)

БИЛЕТ № 22

Звездные скопления. Физическое состояние межзвездной среды.

Звездные скопления – это группы звёзд, расположенных относительно близко друг к другу и связанных общим движением в пространстве. По-видимому, почти все звезды рожда­ются группами, а не по отдельности. Поэтому звездные скопления - вещь весьма распространенная. Астрономы любят изучать звездные скопления, потому что все звез­ды, входящие в скопление, образова­лись примерно в одно и то же время и приблизительно на одинаковом рассто­янии от нас. Любые заметные разли­чия в блеске между такими звездами являются истинными различиями. Осо­бенно полезно изучение звездных скоп­лений с точки зрения зависимости их свойств от массы - ведь возраст этих звезд и их расстояние от Земли при­мерно одинаковы, так что отличаются они друг от друга только своей массой. Есть два типа звездных скоплений: откры­тые и шаровые. В открытом скоп­лении каждая звезда видна отдельно, они распределены на некотором участ­ке неба более или менее равномерно. А шаровые скопления, наоборот, пред­ставляют собой как бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в ее центре отдельные звезды неразличимы.

Открытые скопления содержат от 10 до 1000 звезд, среди них гораздо больше молодых, чем старых, а самые старые едва ли насчитывают более 100 миллионов лет. Дело в том, что в более старых скопле­ниях звезды постепенно отдаляются друг от друга, пока не смешаются с ос­новным множеством звезд. Хотя тяготение до не­которой степени удерживает открытые скопления вместе, они все же доволь­но непрочны, и тяготение другого объ­екта может их разорвать.

Облака, в которых образуются звез­ды, сконцентрированы в диске нашей Галактики, и именно там обнаружива­ют открытые звездные скопления.

В противоположность открытым, ша­ровые скопления представляют собой сферы, плотно заполненные звездами (от 100 тыс до 1 млн). Размер типичного ша­рового скопления - от 20 до 400 све­товых лет в поперечнике.

В плотно набитых центрах этих скоп­лений звезды находятся в такой бли­зости одна к другой, что взаимное тя­готение связывает их друг с другом, об­разуя компактные двойные звезды. Иногда происходит даже полное слия­ние звезд; при тесном сближении на­ружные слои звезды могут разрушить­ся, выставляя на прямое обозрение цен­тральное ядро. В шаровых скоплениях двойные звезды встречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще.

Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скопле­ний, которые распределены по всему гало, заклю­чающему в себе Галактику. Все эти скопления очень стары, и возникли они более или менее в то же время, что и сама Галактика. Похоже на то, что скоп­ления образовались, когда части обла­ка, из которого была создана Галакти­ка, разделились на более мелкие фраг­менты. Шаровые скопления не расхо­дятся, потому что звезды в них сидят очень тесно, и их мощные взаимные силы тяготения связывают скопление в плотное единое целое.

Вещество (газ и пыль), находящееся в пространст­ве между звездами, называется межзвез­дной средой. Большая его часть скон­центрирована в спиральных рукавах Млечного Пути и составляет 10% его массы. В некоторых облас­тях вещество относительно холодное (100 К) и обнаружива­ется по инфракрасному излучению. Такие облака со­держат нейтральный водород, молекуляр­ный водород и другие радикалы, наличие которых можно обнаружить с помощью радиотелескопов. В областях вблизи звезд высокой светимости температура газа может достигать 1000-10000 К, и водород ионизован.

Межзвездная среда очень сильно разрежена (около 1 атома на см 3). Однако в плотных облаках концентрация вещества может быть в 1000 раз выше средней. Но и в плотном облаке на кубический санти­метр приходится всего несколько со­тен атомов. Причина, по которой нам все же удается наблюдать межзвездное вещество, состоит в том, что мы ви­дим его в большой толще пространства. Размеры частиц составляют 0,1 мкм, они содержат углерод и кремний, поступают в межзвездную среду из атмосферы холодных звезд в результате взрывов сверхновых. Образующаяся смесь формирует новые звезды. Межзвездная среда имеет слабое магнитное поле и пронизано потоками космических лучей.

Наша Солнечная система находится в той области Галактики, где плотность межзвездного вещества необычайно низ­ка. Эта область называется Местным «пу­зырем»; она простирается во все стороны примерно на 300 световых лет.

Вычисление угловых размеров Солнца для наблюдателя, находящегося на другой планете.

БИЛЕТ № 23

Основные типы галактик и их отличительные особенности.

Галактики , системы звезд, пыли и газа пол­ной массой от 1 млн. до 10 трлн. масс Солнца. Истинная природа галактик была окончательно объяснена только в 1920-х гг. по­сле острых дискуссий. До этого времени при наблюдениях в телескоп они выглядели как диффузные пятна света, напоминающие туманности, но только с помощью 2,5-метрового телескопа-рефлектора обсерватории Маунт-Вилсон, впервые использованного в 1920-х гг., уда­лось получить изображения отд. звезд в туманности Андромеды и доказать, что это галактика. Этот же телескоп применялся Хабблом для измерения периодов цефеид в туманности Андромеды. Эти переменные звезды изучены достаточно хорошо, чтобы можно было точно определить расстояния до них. Расстояние до туманно­сти Андромеды составляет ок. 700 кпк, т.е. она лежит далеко за пределами нашей Га­лактики.

Имеется несколько типов галактик, основные - спиральные и эллиптичес­кие. Предпринимались попытки классифицировать их с помощью буквенных и цифровых схем, таких, как клас­сификация Хаббла, однако некоторые галактики не укладывают­ся в эти схемы, в этом случае их называют в честь астро­номов, которые впервые выделили их (например галактики Сейферта и Маркаряна), или дают буквенные обозначения клас­сификационных схем (например Галактики N-типа и cD-типа). Галактики, не имеющие отчетливой формы, классифицируются как неправильные. Происхождение и эволюция галактик еще до конца не поняты. Лучше всего изучены спиральные галактики. К ним относятся объекты, имеющие яркое ядро, из которого исходят спиральные рукава из газа, пыли и звезд. Большинство спиральных галактик имеют 2 рукава, исходящих из противоположных сторон ядра. Как правило звезды в них молодые. Это нормальные спирали. Ещё есть пересечённые спирали, у которых есть центральная перемычка из звёзд, соединяющая внутренние концы двух рукавов. Наша Г. так­же относится к спиральным. Массы почти всех спиральных Г. лежат в диапазоне от 1 до 300 млрд. масс Солнца. Около трёх четвертей всех галактик во Вселенной являются эллиптическими . Они имеют эллиптическую фор­му, лишенную различимой спиральной структуры. Их форма может изменяться от почти сферической до сигарообразной. По размеру они очень разнообразны – от карликовых массой несколько млн солнечных до гигантских массой 10 трлн солнечных. Самые большие из известных - Галактики cD-типа . Они имеют большое ядро или, возможно, несколько ядер, быстро движущихся относи­тельно друг друга. Часто это довольно сильные радиоисточники. Галактики Маркаряна были выделены советским астрономом Вениамином Маркаряном в 1967 г. Они являются сильными источ­никами излучения в ультрафиолетовом диапазоне. Галактики N-типа имеют похожее на звезду слабо светящееся ядро. Они также сильные радиоисточники и предположительно, эволюционируют в квазары. На фото сейфертовские галактики выглядят как нормаль­ные спирали, но с очень ярким ядром и спектрами с ши­рокими и яркими эмиссионными линиями, указываю­щими на присутствие в их ядрах большого кол-ва быстровращающегося горячего газа. Этот тип Галактик открыт американским астрономом Карлом Сейфертом в 1943 г. Галактики, наблюдаемые оптически и в то же время являющие­ся сильными радиоисточниками, называются радиогалактиками. К ним относятся сейфертовские Галактики, Г. сD- и N-типа и некоторые квазары. Механизм генерации энергии радиогалактик еще не понят.

Определение условий видимости планеты Сатурн по данным «Школьного астрономического календаря».

БИЛЕТ № 24

Основы современных представлений о строении и эволюции Вселенной.

В 20 в. было до­стигнуто понимание Вселенной как единого целого. Первый важный шаг был сделан в 1920-х гг., когда уче­ные пришли к выводу, что наша Галактика – Млеч­ный Путь – одна из миллионов галактик, а Солнце – одна из миллионов звезд Млечного Пути. Последующее изучение га­лактик показало, что они удаляются от Млечного Пу­ти, причем чем дальше они находятся, тем больше эта скорость (измеренная по красному смещению в ее спек­тре). Т.о., мы живем в расширяющейся Вселенной. Разбегание галактик отражено в законе Хаббла, согласно которому красное смещение галактики пропорци­онально расстоянию до нее.Кроме того, в самом крупном масштабе, т.е. на уровне сверхскоплений галактик, Вселенная имеет ячеистую структуру. Современная космология (учение об эволюции Вселенной) базируется на двух постулатах: Вселенная однородна и изотропна.

Существует несколько моделей Вселенной.

В модели Эйнштейна - де Ситтера расширение Вселенной продолжается бесконечно долго, в статической модели Вселенная не расширяется и не эволюционирует, в пульсирующей Вселенной циклы расширения и сжатия повторяются. Однако статическая модель наименее вероятна, не в её пользу говорит не только закон Хаббла, но и обнаруженное в 1965 году фоновое реликтовое излучение (т.е. излучение первичного расширяющегося раскаленной четырехмерной сферы).

В основе некоторых космологических моделей лежит теория «горячей Вселенной», изложенная ниже.

В соответствии с решениями Фридмана уравнений Эйнштейна 10–13 миллиардов лет назад, в начальный момент времени, радиус Вселенной был равен нулю. В нулевом объеме была сосредоточена вся энергия Вселенной, вся ее масса. Плотность энергии бесконечна, бесконечна и плотность вещества. Подобное состояние называется сингулярным.

В 1946 году Георгий Гамов и его коллеги разработали физическую теорию начального этапа расширения Вселенной, объясняющую наличие в ней химических элементов синтезом при очень высоких температуре и давлении. Поэтому начало расширения по теории Гамова назвали «Большым Взрывом». Соавторами Гамова были Р. Альфер и Г. Бете, поэтому иногда эту теорию называют «α, β, γ-теория».

Вселенная расширяется из состояния с бесконечной плотностью. В сингулярном состоянии обычные законы физики неприменимы. По-видимому, все фундаментальные взаимодействия при столь высоких энергиях неотличимы друг от друга. А с какого радиуса Вселенной имеет смысл говорить о применимости законов физики? Ответ – с планковской длины:

Начиная с момента времени t p = R p /c = 5*10 -44 с (c – скорость света, h – постоянная Планка). Скорее всего, именно через t P гравитационное взаимодействие отделилось от остальных. По теоретическим расчетам, в течение первых 10 -36 с, когда температура Вселенной была больше 10 28 К, энергия в единице объема оставалась постоянной, а Вселенная расширялась со скоростью, значительно превышающей скорость света. Этот факт не противоречит теории относительности, так как с такой скоростью расширялось не вещество, но само пространство. Эта стадия эволюции называется инфляционной . Из современных теорий квантовой физики следует, что в это время сильное ядерное взаимодействие отделилось от электромагнитного и слабого. Выделившаяся в результате энергия и явилась причиной катастрофического расширения Вселенной, которая за крошечный промежуток времени в 10 – 33 с увеличилась от размеров атома до размеров Солнечной системы. В это же время появились привычные нам элементарные частицы и чуть меньшее количество античастиц. Вещество и излучение все еще находилось в термодинамическом равновесии. Эта эпоха называется радиационной стадией эволюции. При температуре 5∙10 12 К закончилась стадия рекомбинации : почти все протоны и нейтроны аннигилировали, превратившись в фотоны; остались только те, для которых не хватило античастиц. Первоначальный избыток частиц по сравнению с античастицами составляет одну миллиардную от их числа. Именно из этого «избыточного» вещества и состоит в основном вещество наблюдаемой Вселенной. Спустя несколько секунд после Большого Взрыва началась стадия первичного нуклеосинтеза , когда образовывались ядра дейтерия и гелия, продолжавшаяся около трех минут; затем началось спокойное расширение и остывание Вселенной.

Примерно через миллион лет после взрыва равновесие между веществом и излучением нарушилось, из свободных протонов и электронов начали образовываться атомы, а излучение стало проходить через вещество, как через прозрачную среду. Именно это излучение назвали реликтовым, его температура была около 3000 К. В настоящее время регистрируется фон с температурой 2,7 К. Реликтовое фоновое излучение открыли в 1965 году. Оно оказалось в высокой степени изотропным и своим существованием подтверждает модель горячей расширяющейся Вселенной. После первичного нуклеосинтеза вещество начало эволюционировать самостоятельно, из-за вариаций плотности вещества, образовавшихся в соответствии с принципом неопределенности Гейзенберга во время инфляционной стадии, появились протогалактики. Там, где плотность была чуть больше средней, образовались очаги притяжения, области с пониженной плотностью делались все разреженнее, так как вещество уходило из них в более плотные области. Именно так практически однородная среда разделилась на отдельные протогалактики и их скопления, а спустя сотни миллионов лет появились первые звезды.

Космологические модели приводят к выводу, что судьба Вселенной зависит только от средней плотности заполняющего ее вещества. Если она ниже некоторой критической плотности, расширение Вселенной будет продолжаться вечно. Этот вариант называется «открытая Вселенная». Похожий сценарий развития ждет и плоскую Вселенную, когда плотность равна критической. Через гугол лет прогорит все вещество в звездах, и галактики погрузятся во тьму. Останутся только планеты, белые и коричневые карлики, а столкновения между ними будут крайне редки.

Однако даже в этом случае метагалактика не вечна. Если верна теория великого объединения взаимодействий, через 10 40 лет распадутся составляющие бывшие звезды протоны и нейтроны. Спустя приблизительно 10 100 лет испарятся гигантские черные дыры. В нашем мире останутся лишь электроны, нейтрино и фотоны, удаленные друг от друга на огромные расстояния. В известном смысле это будет конец времени.

Если же плотность Вселенной окажется слишком велика, то наш мир замкнут, а расширение рано или поздно сменится катастрофическим сжатием. Вселенная закончит свою жизнь в гравитационном коллапсе в известном смысле это еще хуже.

Вычисление расстояния до звезды по известному параллаксу.

Небесный свод, горящий славой,
Таинственно глядит из глубины,
И мы плывем, пылающею бездной
Со всех сторон окружены.
Ф. Тютчев

Урок1/1

Тема : Предмет астрономии.

Цель : Дать представление об астрономии - как наука, связи с другими науками; познакомится с историей, развитием астрономии; инструментами для наблюдений, особенности наблюдений. Дать представление о строении и масштабах Вселенной. Рассмотреть решение задач на нахождение разрешающей способности, увеличения и светосила телескопа. Профессия астронома, значение для народного хозяйства. Обсерватории. Задачи :
1. Обучающая : ввести понятия астрономии, как науке и основных разделах астрономии, объектах познания астрономии: космических объектах, процессах и явлениях; методах астрономических исследований и их особенностях; обсерватории, телескопа и его различных видов. Истории астрономии и связи с другими науками. Роли и особенности наблюдений. Практическом применении астрономических знаний и средств космонавтики.
2. Воспитывающая : историческая роль астрономии в формировании представления человека об окружающем мире и развитии других наук, формирование научного мировоззрения учащихся в ходе знакомства с некоторыми философскими и общенаучными идеями и понятиями (материальности, единства и познаваемости мира, пространственно-временными масштабами и свойствами Вселенной, универсальностью действия физических законов во Вселенной). Патриотическое воспитание при ознакомлении с ролью российской науки и техники в развитии астрономии и космонавтики. Политехническое образование и трудовое воспитание при изложении сведений о практическом применении астрономии и космонавтики.
3. Развивающая : развития познавательных интересов к предмету. Показать, что мысль человеческая всегда стремится к познанию неизвестного. Формирование умений анализировать информацию, составлять классификационные схемы. Знать: 1-й уровень (стандарт) - понятие астрономии, основных ее разделах и этапах развития, месте астрономии среди других наук и практическом применении астрономических знаний; иметь первоначальное понятие о методах и инструментах астрономических исследований; масштабах Вселенной, космических объектах, явлениях и процессах, свойства телескопа и его виды, значение астрономии для народного хозяйства и практических нужд человечества. 2-й уровень - понятие астрономии, системы, роль и особенности наблюдений, свойства телескопа и его виды, связь с другими предметами, преимущества фотографических наблюдений, значение астрономии для народного хозяйства и практических нужд человечества. Уметь: 1-й уровень (стандарт) - пользоваться учебником и справочным материалом, строить схемы простейших телескопов разных видов, наводить телескоп на заданный объект, искать в Интернет информацию по выбранной астрономической теме. 2-й уровень - пользоваться учебником и справочным материалом, строить схемы простейших телескопов разных видов, вычислять разрешающую способность, светосилу и увеличение телескопов, проводить наблюдения с помощью телескопа заданного объекта, искать в Интернет информацию по выбранной астрономической теме.

Оборудование : Ф. Ю. Зигель “Астрономия в ее развитии”, Теодолит, Телескоп, плакаты “телескопы”, “Радиоастрономия”, д/ф. “Что изучает астрономия”, «Крупнейшие астрономические Обсерватории», к/ф «Астрономия и мировоззрение», "астрофизические методы наблюдений". Глобус Земли, диапозитивы: фотографии Солнца, Луны и планет, галактик. CD- "Red Shift 5.1" или фотографии и иллюстрации астрономических объектов из мультимедийного диска «Мультимедиа библиотека по астрономии». Показать Календарь Наблюдателя на сентябрь (взять с сайта Астронет), пример астрономического журнала (электронного, например Небосвод). можно показать отрывок из фильма Астрономия (ч.1, фр. 2 Самая древняя наука).

Межпредметная связь : Прямолинейное распространение, отражение, преломление света. Построение изображений, даваемых тонкой линзой. Фотоаппарат (физика, VII кл). Электромагнитные волны и скорость их распространения. Радиоволны. Химическое действие света (физика, X кл).

Ход урока :

Вводная беседа (2 мин)

1. Учебник Е. П. Левитан; общая тетрадь - 48 листов; экзамены по желанию.
2. Астрономия - новая дисциплина в курсе школы, хотя вкратце с некоторыми вопросами вы знакомы.
3. Как работать с учебником.

• проработать (а не прочитать) параграф
• вникнуть в сущность, разобраться с каждым явлениями и процессами
• проработать все вопросы и задания после параграфа, кратко в тетрадях
• контролировать свои знания по перечню вопросов в конце темы
• дополнительно материал посмотреть в Интернете

Лекция (новый материал) (30 мин) Начало - демонстрация видео клипа с CD (или моей презентации).

Астрономия [греч. Астрон (astron) - звезда, номос (nomos) -закон] - наука о Вселенной, завершающая естественно-математический цикл школьных дисциплин. Астрономия изучает движение небесных тел (раздел “небесная механика”), их природу (раздел “астрофизика”), происхождение и развитие (раздел “космогония”) [Астрономия - наука о строении, происхождении и развитии небесных тел и их систем =, то есть наука о природе]. Астрономия - единственная наука, которая получила свою музу-покровительницу - Уранию.
Системы (космические): - все тела во Вселенной образуют системы различной сложности.

- Солнце и движущиеся вокруг (планеты, кометы, спутники планет, астероиды), Солнце - самосветящиеся тело, остальные тела, как и Земля светят отраженным светом. Возраст СС ~ 5 млрд. лет. /Таких звездных систем с планетами и другими телами во Вселенной огромное количество/ Видимые на небе звезды , в том числе Млечный путь - это ничтожная доля звезд, входящих в состав Галактики (или называют нашу галактику Млечный Путь)- системы звезд, их скоплений и межзвездной среды. /Таких галактик множество, свет от ближайших идет к нам миллионы лет. Возраст Галактик 10-15 млрд. лет/ Галактики объединяются в своего рода скопления (системы) Все тела находятся в непрерывном движении, изменении, развитии. Планеты, звезды, галактики имеют свою историю, нередко исчисляемую млрд. лет. На схеме отражена системность и расстояния: 1 астрономическая единица = 149, 6 млн.км (среднее расстояние от Земли до Солнца). 1пк (парсек) = 206265 а.е. = 3, 26 св. лет 1 световой год (св. год) - это расстояние, которое луч света со скоростью почти 300 000 км/с пролетает за 1 год. 1 световой год равен 9,46 миллионам миллионов километров!

История астрономии (можно фрагмент фильма Астрономия (ч.1, фр. 2 Самая древняя наука))
Астрономия - одна из самых увлекательных и древнейших наук о природе - исследуется не только настоящее, но и далекое прошлое окружающего нас макромира, а также вырисовать научную картину будущего Вселенной.
Потребность в астрономических знаниях диктовалась жизненной необходимостью:

Этапы развития астрономии
I-й Античный мир (до н. э). Философия →астрономия → элементы математики (геометрия).
Древний Египет, Древняя Ассирия, Древние Майя, Древний Китай, Шумеры, Вавилония, Древняя Греция. Ученые, внесшие значительный вклад в развитие астрономии: ФАЛЕС Милетский (625-547, Др.Греция), ЕВДОКС Книдский (408- 355, Др. Греция), АРИСТОТЕЛЬ (384-322, Македония, Др. Греция), АРИСТАРХ Самосский (310-230, Александрия, Египет), ЭРАТОСФЕН (276-194, Египет), ГИППАРХ Родосский (190-125г, Др.Греция).
II-ой Дотелескопический период. (наша эра до 1610г). Упадок науки и астрономии. Развал Римской империи, набеги варваров, зарождение христианства. Бурное развитие арабской науки. Возрождение науки в Европе. Современная гелиоцентрическая система строения мира. Ученые, внесшие значительный вклад в развитие астрономии в данный период: Клавдий ПТОЛЕМЕЙ (Клавдиус Птоломеус )(87-165, Др. Рим), БИРУНИ, Абу Рейхан Мухаммед ибн Ахмед аль - Бируни (973-1048, совр. Узбекистан), Мирза Мухаммед ибн Шахрух ибн Тимур (Тарагай ) УЛУГБЕК (1394 -1449, совр. Узбекистан), Николай КОПЕРНИК (1473-1543,Польша), Тихо(Тиге) БРАГЕ (1546- 1601, Дания).
III-ий Телескопический до появления спектроскопии (1610-1814гг). Изобретение телескопа и наблюдения с его помощью. Законы движения планет. Открытие планеты Уран. Первые теории образования Солнечной системы. Ученые, внесшие значительный вклад в развитие астрономии в данный период: Галилео ГАЛИЛЕЙ (1564-1642, Италия), Иоганн КЕПЛЕР (1571-1630, Германия), Ян ГАВЕЛИЙ (ГАВЕЛИУС ) (1611-1687, Польша), Ганс Христиан ГЮЙГЕНС (1629-1695, Нидерланды), Джованни Доминико (Жан Доменик) КАССИНИ> (1625-1712, Италия-Франция), Исаак НЬЮТОН (1643-1727, Англия), Эдмунд ГАЛЛЕЙ ( ХАЛЛИ , 1656-1742, Англия), Вильям (Уильям) Вильгельм Фридрих ГЕРШЕЛЬ (1738-1822, Англия), Пьер Симон ЛАПЛАС (1749-1827, Франция).
IV-ый Спектроскопия . До фотографии. (1814-1900гг). Спектроскопические наблюдения. Первые определения расстояния до звезд. Открытие планеты Нептун. Ученые, внесшие значительный вклад в развитие астрономии в данный период: Йозеф фон ФРАУНГОФЕР (1787-1826, Германия), Василий Яковлевич (Фридрих Вильгельм Георг) СТРУВЕ (1793-1864, Германия-Россия), Джордж Бидделл ЭРИ (ЭЙРИ , 1801-1892, Англия), Фридрих Вильгельм БЕССЕЛЬ (1784-1846, Германия), Иоганн Готфрид ГАЛЛЕ (1812-1910, Германия), Уильям ХЕГГИНС (Хаггинс , 1824-1910, Англия), Анжело СЕККИ (1818-1878, Италия), Федор Александрович БРЕДИХИН (1831-1904, Россия), Эдуард Чарльз ПИКЕРИНГ (1846-1919, США).
V-ый Современный период (1900-наст.время). Развитие применения в астрономии фотографии и спектроскопических наблюдений. Решение вопроса об источнике энергии звезд. Открытие галактик. Появление и развитие радиоастрономии. Космические исследования. Подробнее смотрите .

Связь c другими предметами.
ПСС т 20 Ф. Энгельс - “Сперва астрономия, которая уже из-за времен года абсолютно необходима для пастушеских и земледельческих работ. Астрономия может развиваться только при помощи математики. Следовательно приходилось заниматься и математикой. Далее, на известной ступени развития земледелия в известных странах (поднятие воды для орошения в Египте), а в особенности вместе с возникновением городов, крупных построек и развитием ремесла развивалось и механика. Вскоре она становится необходимой для судоходства и военного дела. Она так же передается в помощь математике и таким образом способствует ее развитию”.
Астрономия сыграла столь ведущую роль в истории науки, что многие ученые считают - “астрономию наиболее существенным фактором развития от ее возникновения - вплоть до Лапласа, Лагранжа и Гаусса” - они черпали из нее задания и создавали методы решения этих задач. Астрономия, математика и физика никогда не теряли взаимосвязи, что нашло отражение в деятельности многих ученых.

		Взаимодействие астрономии и физики продолжает оказывать влияние на развитие других наук, технологии, энергетики и различных отраслей народного хозяйства. Пример - создание и развитие космонавтики. Разрабатываются способы удержания плазмы в ограниченном объеме, концепция "бесстолкновительной" плазмы, МГД-генераторы, квантовые усилители излучения (мазеры) и т. д.
	1 - гелиобиология 2 - ксенобиология 3 - космическая биология и медицина 4 - математическая география 5 - космохимия А - сферическая астрономия Б - астрометрия В - небесная механика Г - астрофизика Д - космология Е - космогония Ж - космофизика	Астрономию и химию связывают вопросы исследования происхождения и распространенности химических элементов и их изотопов в космосе, химическая эволюция Вселенной. Возникшая на стыке астрономии, физики и химии наука космохимия тесно связана с астрофизикой, космогонией и космологией, изучает химический состав и дифференцированное внутреннее строение космических тел, влияние космических явлений и процессов на протекание химических реакций, законы распространенности и распределения химических элементов во Вселенной, сочетание и миграцию атомов при образовании вещества в космосе, эволюцию изотопного состава элементов. Большой интерес для химиков представляют исследования химических процессов, которые из-за их масштабов или сложности трудно или совсем невоспроизводимых в земных лабораториях (вещество в недрах планет, синтез сложных химических соединений в темных туманностях и т. д.). Астрономию, географию и геофизику связывает изучение Земли как одной из планет Солнечной системы, ее основных физических характеристик (фигуры, вращения, размеров, массы и т. д.) и влияния космических факторов на географию Земли: строение и состав земных недр и поверхности, рельеф и климат, периодические, сезонные и долговременные, местные и глобальные изменения в атмосфере, гидросфере и литосфере Земли - магнитные бури, приливы, смена времен года, дрейф магнитных полей, потепления и ледниковые периоды и т. д., возникающие в результате воздействия космических явлений и процессов (солнечной активности, вращения Луны вокруг Земли, вращения Земли вокруг Солнца и др.); а также не потерявшие своего значения астрономические методы ориентации в пространстве и определения координат местности. Одной из новых наук стало космическое землеведение - совокупность инструментальных исследований Земли из космоса в целях научной и практической деятельности. Связь астрономии и биологии определяется их эволюционным характером. Астрономия изучает эволюцию космических объектов и их систем на всех уровнях организации неживой материи аналогично тому, как биология изучает эволюцию живой материи. Астрономию и биологию связывают проблемы возникновения и существования жизни и разума на Земле и во Вселенной, проблемы земной и космической экологии и воздействия космических процессов и явлений на биосферу Земли. Связь астрономии с историей и обществоведением , изучающим развитие материального мира на качественно более высоким уровне организации материи, обусловлена влиянием астрономических знаний на мировоззрение людей и развитие науки, техники, сельского хозяйства, экономики и культуры; вопрос о влиянии космических процессов на социальное развитие человечества остается открытым. Красота звездного неба будила мысли о величии мироздания и вдохновлял писателей и поэтов . Астрономические наблюдения несут в себе мощный эмоциональный заряд, демонстрируют могущество человеческого разума и его способности познавать мир, воспитывают чувство прекрасного, способствуют развитию научного мышления. Связь астрономии с "наукой наук" - философией - определяется тем, что астрономия как наука имеет не только специальный, но и общечеловеческий, гуманитарный аспект, вносит наибольший вклад в выяснение места человека и человечества во Вселенной, в изучение отношения "человек - Вселенная". В каждом космическом явлении и процессе видны проявления основных, фундаментальных законов природы. На основе астрономических исследований формируются принципы познания материи и Вселенной, важнейшие философские обобщения. Астрономия оказала влияние на развитие всех философских учений. Невозможно сформировать физическую картину мира в обход современных представлений о Вселенной - она неминуемо утратит свое мировоззренческое значение.

Современная астрономия - фундаментальная физико-математическая наука, развитие которой непосредственно связано с НТП. Для исследования и объяснения процессов используется весь современный арсенал разнообразных, вновь возникших разделов математики и физики. Существует и .

Основные разделы астрономии:

Классическая астрономия	объединяет ряд разделов астрономии, основы которых были разработаны до начала ХХ века:
	Астрометрия:	Сферическая астрономия	изучает положение, видимое и собственное движение космических тел и решает задачи, связанные с определением положений светил на небесной сфере, составлением звездных каталогов и карт, теоретическим основам счета времени.
		Фундаментальная астрометрия	ведет работу по определению фундаментальных астрономических постоянных и теоретическому обоснованию составления фундаментальных астрономических каталогов.
		Практическая астрономия	занимается определением времени и географических координат, обеспечивает Службу Времени, вычисление и составление календарей, географических и топографических карт; астрономические методы ориентации широко применяются в мореплавании, авиации и космонавтике.
	Небесная механика	исследует движение космических тел под действием сил тяготения (в пространстве и времени). Опираясь на данные астрометрии, законы классической механики и математические методы исследования, небесная механика определяет траектории и характеристики движения космических тел и их систем, служит теоретической основой космонавтики.
Современная астрономия	Астрофизика	изучает основные физические характеристики и свойства космических объектов (движение, строение, состав и т.д.), космических процессов и космических явлений, подразделяясь на многочисленные разделы: теоретическая астрофизика; практическая астрофизика; физика планет и их спутников (планетология и планетографии); физика Солнца; физика звезд; внегалактическая астрофизика и т. д.
	Космогония	изучает происхождение и развитие космических объектов и их систем (в частности Солнечной системы).
	Космология	исследует происхождение, основные физические характеристики, свойства и эволюцию Вселенной. Теоретической основой ее являются современные физические теории и данные астрофизики и внегалактической астрономии.

Наблюдения в астрономии.
Наблюдения - основной источник информации о небесных телах, процессах, явлениях, происходящих во Вселенной, так как их потрогать и провести опыты с небесными телами невозможно (возможность проведения экспериментов вне Земли возникла только благодаря космонавтике). Они имеют и особенности в том, что для изучения какого либо явления необходимы:

• длительные промежутки времени и одновременное наблюдение родственных объектов (пример-эволюция звезд)
• необходимость указания положения небесных тел в пространстве (координаты), так как все светила кажутся далекими от нас (в древности возникло понятие небесной сферы, которая как единое целое вращается вокруг Земли)

Пример: Древний Египет, наблюдая за звездой Сотис (Сириус) определили начало разлива Нила, установили продолжительность года в 4240г до н.э. в 365 дней. Для точности наблюдений, нужны были приборы .
1). Известно, что Фалес Милетский (624-547, Др. Греция) в 595г до н.э. впервые использовал гномон (вертикальный стержень, приписывается, что создал его ученик Анаксимандр) - позволил не только быть солнечными часами, но и определять моменты равноденствия, солнцестояния, продолжительности года, широту наблюдения и т.д.
2). Уже Гиппарх (180-125г, Др. Греция) использовал астролябию, что позволило ему измерить параллакс Луны, в 129г до н.э., установить продолжительность года в 365,25сут, определить процессию и составить в 130г до н.э. звездный каталог на 1008 звезд и т.д.
Существовали астрономический посох, астролабон (первая разновидность теодолита), квадрант и т.д. Наблюдения проводятся в специализированных учреждениях - , возникших еще на первом этапе развития астрономии до НЭ. Но настоящее астрономическое исследование началось с изобретением телескопа в 1609г.

Телескоп - увеличивает угол зрения, под которым видны небесные тела (разрешающая способность ), и собирает во много раз больше света, чем глаз наблюдателя (проникающая сила ). Поэтому в телескоп можно рассмотреть невидимые невооруженным глазом поверхности ближайших к Земле небесных тел и увидеть множество слабых звезд. Все зависит от диаметра его объектива. Виды телескопов: и радио (Показ телескопа, плакат "Телескопы", схемы). Телескопы: из истории
= оптические

1. Оптические телескопы ()

	Рефрактор (refracto-преломляю)- используется преломление света в линзе (преломляющий). “Зрительная труба” сделана в Голландии [Х. Липперсгей]. По приблизительному описанию ее изготовил в 1609г Галилео Галилей и впервые направил в ноябре 1609г на небо, а в январе 1610г открыл 4 спутника Юпитера. Самый большой в мире рефрактор изготовлен Альваном Кларк (оптиком из США) 102см (40 дюймов) и установлен в 1897г в Йерской обсерватории (близь Чикаго). Им же был изготовлен 30 дюймовый и установлен в 1885г в Пулковской обсерватории (разрушен в годы ВОВ).
	Рефлектор (reflecto-отражаю)- используется вогнутое зеркало, фокусирующее лучи. В 1667г первый зеркальный телескоп изобрел И. Ньютон (1643-1727, Англия) диаметр зеркала 2,5см при 41 х увеличении. В те времена зеркала делались из сплавов металла, быстро тускнели. Самый Большой в мире телескоп им. У. Кека установлен в 1996 году диаметр зеркало 10м (первый из двух, но зеркало не монолитное, а состоит из 36 зеркал шестиугольной формы) в обсерватории Маун-Кеа (Калифорния, США). В 1995г введен первый из четырех телескопов (диаметр зеркала 8м) (обсерватория ESO, Чили). До этого самый крупный был в СССР, диаметр зеркала 6м, установлен в Ставропольском крае (гора Пастухова, h=2070м) в Специальной астрофизической обсерватории АН СССР (монолитное зеркало 42т, 600т телескоп, можно видеть звезды 24 м).
	Зеркально - линзовый. Б.В. ШМИДТ (1879-1935, Эстония) построил в 1930г (камера Шмидта) с диаметром объектива 44 см. Большой светосилы, свободный от комы и большим полем зрения, поставив перед сферическим зеркалом корректирующую стеклянную пластину. В 1941 году Д.Д. Максутов (СССР) сделал менисковый, выгоден короткой трубой. Применяется любителями - астрономами. В 1995г для оптического интерферометра введен в строй первый телескоп с 8м зеркалом (из 4 -х) с базой 100м (пустыне АТАКАМА, Чили; ESO). В 1996г первый телескоп диаметром 10м (из двух с базой 85м) им. У. Кека введен в обсерватории Маун - Кеа (Калифорния, Гавайские острова, США) любительские телескопы

• непосредственные наблюдения
• фотографировать (астрограф)
• фотоэлектрические - датчик, колебание энергии, излучений
• спектральные - дают сведения о температуре, химическом составе, магнитных полях, движений небесных тел.

Фотографические наблюдения (перед визуальными) имеет преимущества:

1. Документальность - способность фиксировать происходящее явление и процессы и долгое время сохранять полученную информацию.
2. Моментальность - способность регистрировать кратковременные события.
3. Панорамность - способность запечатлеть одновременно несколько объектов.
4. Интегральность - способность накапливать свет от слабых источников.
5. Детальность - способность рассматривать детали объекта на изображении.

В астрономии расстояние между небесными телами измеряют углом → угловое расстояние: градусы - 5 о,2, минуты - 13",4, секунды - 21",2 обычным глазом мы видим рядом 2 звезды (разрешающая способность ), если угловое расстояние 1-2". Угол, под которым мы видим диаметр Солнца и Луны ~ 0,5 о = 30".

• В телескоп мы предельно видим: (разрешающая способность ) α= 14 " /D или α= 206265·λ/D [где λ - длина световой волны, а D - диаметр объектива телескопа] .
• Количество света, собранного объективом - называется светосилой . Светосила Е =~S (или D 2) объектива. Е=(D/d хр ) 2 , где d хр - диаметр зрачка человека в обычных условиях 5мм (максимум в темноте 8мм).
• Увеличение телескопа =Фокусное расстояние объектива/Фокусное расстояние окуляра. W=F/f=β/α .

При сильном увеличении >500 х видно колебания воздуха, поэтому телескоп необходимо располагать как можно выше в горах и где небо часто безоблачно, а еще лучше за пределами атмосферы (в космосе).
Задача (самостоятельно-3 мин): Для 6м телескопа- рефлектора в Специальной астрофизической обсерватории (на северном Кавказе) определить разрешающую способность, светосилу и увеличение, если используется окуляр с фокусным расстоянием 5см (F=24м). [Оценка по скорости и правильности решения ] Решение: α= 14 " /600 ≈ 0,023" [при α= 1" спичечная коробка видна на расстоянии 10км]. Е=(D/d хр) 2 =(6000/5) 2 = 120 2 =14400 [во столько раз собирает больше света, чем глаз наблюдателя] W=F/f=2400/5=480 2. Радиотелескопы - преимущества: в любую погоду и время суток можно вести наблюдение объектов, недоступные для оптических. Представляют собой чашу (подобие локатора. плакат "Радиотелескопы"). Радиоастрономия получило развитие после войны. Наибольшие сейчас радиотелескопы это неподвижные РАТАН- 600, Россия (вступил в строй в 1967г в 40 км от оптического телескопа, состоит из 895 отдельных зеркал размером 2,1х7,4м и имеет замкнутое кольцо диаметром 588м), Аресибо (Пуэрто -Рико, 305м-забетонированная чаша потухшего вулкана, введен в 1963г). Из подвижных имеют два радиотелескопа 100м чашу.

Небесные тела дают излучение: свет, инфракрасное, ультрафиолетовое, радиоволны, рентгеновское, гамма - излучения. Так как атмосферы мешает прониканию лучей к земле c λ< λ света (ультрафиолетовые, рентгеновские, γ - излучения), то последнее время на орбиту Земли выводятся телескопы и целые орбитальные обсерватории : (т.е развиваются внеатмосферные наблюдения).

l. Закрепление материала .
Вопросы:

1. Какие сведения астрономические вы изучали в курсах других предметов? (природоведение, физики, истории и т.д.)
2. В чем специфика астрономии по сравнению с другими науками о природе?
3. Какие типы небесных тел вам известны?
4. Планеты. Сколько, как называются, порядок расположения, самая большая и т.д.
5. Какое значение в народном хозяйстве имеет сегодня астрономия?

начения в народном хозяйстве:
- Ориентирование по звездам для определения сторон горизонта
- Навигация (мореходство, авиация, космонавтика) - искусство прокладывать путь по звездам
- Исследование Вселенной с целью понять прошлое и спрогнозировать будущее
- Космонавтика:
- Исследование Земли с целью сохранения ее уникальной природы
- Получение материалов, которые невозможно получение в земных условиях
- Прогноз погоды и предсказание стихийных бедствий
- Спасение терпящих бедствие судов
- Исследования других планет для прогнозирования развития Земли
Итог:

1. Что нового узнали. Что такое астрономия, назначение телескопа и его виды. Особенности астрономии и т.д.
2. Надо показать пользование CD- "Red Shift 5.1", Календарь Наблюдателя, пример астрономического журнала (электронного, например Небосвод). В Интернете показать , Астротоп , портал:Астрономия в Википедии , - используя которые можно получить информации по интересующему вопросу или найти её.
3. Оценки.

Домашнее задание: Введение, §1; вопросы и задания для самоконтроля (стр11), №6 и 7 составить схемы, желательно бы на уроке; стр29-30 (п.1-6) - главные мысли.
При подробном изучении материала об астрономических инструментах можно предложить ученикам вопросы и задачи:
1. Определите основные характеристики телескопа Г. Галилея.
2. В чем преимущества и недостатки оптической системы рефрактора Галилея по сравнению с оптической схемой рефрактора Кеплера?
3. Определите основные характеристики БТА. Во сколько раз БТА мощнее МШР?
4. В чем преимущества телескопов, установленных на борту космических аппаратов?
5. Какими условиями должно удовлетворять место для строительства астрономической обсерватории?

Урок оформили члены кружка “Интернет технологии” 2002г: Прытков Денис (10кл) и Дисенова Анна (9кл) . Изменен 01.09.2007г

«Планетарий» 410,05 мб		Ресурс позволяет установить на компьютер учителя или учащегося полную версию инновационного учебно-методического комплекса "Планетарий". "Планетарий" - подборка тематических статей - предназначены для использования учителями и учащимися на уроках физики, астрономии или естествознания в 10-11 классах. При установке комплекса рекомендуется использовать только английские буквы в именах папок.
Демонстрационные материалы 13,08 мб		Ресурс представляет собой демонстрационные материалы инновационного учебно-методического комплекса "Планетарий".
Планетарий 2,67 мб		Данный ресурс представляет собой интерактивную модель "Планетарий", которая позволяет изучать звездное небо посредством работы с данной моделью. Для полноценного использования ресурса необходимо установить Java Plug-in
Урок	Тема урока	Разработки уроков в коллекции ЦОР	Статистическая графика из ЦОР
Урок 1	Предмет астрономии	Тема 1. Предмет астрономии. Созвездия. Ориентирование по звездному небу 784,5 кб 127,8 кб 450,7 кб Шкала электромагнитных волн с приемниками излучения 149,2 кб

1. Потребность счета времени (календарь). (Древний Египет - замечена взаимосвязь с астрономическими явлениями)
2. Находить дорогу по звездам, особенно мореплавателям (первые парусные суда появились за 3 тыс. лет до н. э)
3. Любознательность - разобраться в происходящих явлениях и поставить их себе на службу.
4. Забота о своей судьбе, народившая астрологию.

Цель данного курса лекций заключается в знакомстве слушателей с базовыми понятиями астрономии, её основными достижениями и современными проблемами.
Речь пойдёт о важнейших понятиях астрономии и особенностях работы астрономов, об их приборах и объектах изучения: о том, что можно увидеть в телескоп - планетах, звёздах, галактиках; и том, чего не видно - тёмном веществе и тёмной энергии.

Слушатели узнают, что такое небесные координаты, звёздные величины и спектры, и как из наблюдений можно узнать время, расстояние, химический состав и физические свойства небесных объектов. Плавно перейдём к вопросам строения и эволюции звёзд - как устроены звёзды, почему они не взрываются (а иногда и взрываются!), почему не сжимаются в точку (а порою сжимаются!), за счёт чего они излучают свет, как рождаются, как умирают и как «живут после смерти». Речь пойдет также и о межзвёздных молекулах, о звёздных скоплениях, о строении нашей Галактики и о Вселенной в целом. В общем, о прошлом и будущем нашего мира.

Курс состоит из двух блоков: методы и объекты.

• Первый блок - описание астрономии как профессии: история, инструменты, системы измерения координат и времени, связь астрономии с физикой и космонавтикой, принципы действия важнейших приборов.
• Второй блок - обсуждение физической природы, строения и эволюции планет, звёзд, галактик и Вселенной в целом.

Ориентирован на формирование представления об астрономии как науке.

Формат

Форма обучения заочная (дистанционная). Еженедельные занятия содержат тематические видеолекции и тестовые задания с автоматизированной проверкой результатов. Важным элементом изучения дисциплины является написание творческих работ в формате реферата-рассуждения по заданным темам, которое должно содержать полные развёрнутые ответы, подкреплённые примерами из лекций и/или личного опыта, знаний или наблюдений.

Требования

Курс рассчитан на широкую аудиторию неспециалистов и требует знания основ физики и математики в объёме школьной программы.

Курс может быть использован для учебного процесса в вузах по программам подготовки бакалавров, магистров и специалистов в качестве дополнительного образования.

Программа курса

Раздел 1. Астрономия в мире и в России. Где работают астрономы и чем занимаются. Типы астрономических объектов: галактики, звёзды, планеты, астероиды, кометы.

Раздел 2. Принцип работы телескопов. Рефракторы и рефлекторы. Активная и адаптивная оптика. Приёмники излучения. Астроклимат. Методы измерения расстояний до космических тел. Параллакс. Единицы расстояния в астрономии. Излучение небесных тел. Звёздные величины. Спектры излучения и поглощения. Принцип работы спектрографа. Эффект Доплера и его использование в астрономии. Основные системы координат и измерение времени. Движение небесных тел. Законы Кеплера. Характерные массы космических тел и методы их измерения. Планеты: сравнительные характеристики. Физические условия на поверхности, наблюдательные характеристики атмосфер. Температура поверхности планет; парниковый эффект. Кольца и спутники планет. Планеты-спутники. Приливные эффекты. Астероиды, кометы, метеорное вещество. Астероидно-кометная опасность. Методы и результаты поиска планетных систем у других звёзд

Раздел 3. Основные характеристики звёзд: светимость, масса, температура, радиус. Внутреннее строение звёзд и ядерные источники их энергии. Основные этапы эволюции звёзд. Солнце. Проявления солнечной активности и её влияние на Землю. Поздние стадии эволюции звёзд. Белые карлики, нейтронные звёзды, черные дыры. Галактики. Крупномасштабная структура Вселенной. Элементы космологии.

Результаты обучения

В результате изучения данного курса слушатели должны:

• получить представление об астрономии как науке, об особенностях работы астрономов и главных направлениях их исследований;
• познакомиться с базовыми понятиями астрономии, её основными достижениями и современными проблемами;
• познакомиться с принципами работы важнейших астрономических приборов;
• получить представление об основных астрономических явлениях и процессах;
• научиться анализировать происходящие в космосе события на основе физических законов;
• познакомиться с основными фактами из истории астрономии.

Из моря информации, в котором мы тонем, кроме саморазрушенья есть еще один выход. Эксперты с достаточно широким кругозором могут создавать обновляемые конспекты или сводки, в которых кратко суммируются основные факты из той или иной области. Представляем попытку Сергея Попова сделать такой свод важнейшей информации по астрофизике.

С. Попов. Фото И. Яровой

Вопреки расхожему мнению, школьное преподавание астрономии не было на высоте и в СССР. Официально предмет стоял в программе, но в реальности астрономия преподавалась далеко не во всех школах. Часто, даже если уроки проводились, учителя использовали их для дополнительных занятий по своим профильным предметам (в основном физике). И уж совсем в единичных случаях преподавание было достаточно качественным, чтобы успеть сформировать у школьников адекватную картину мира. Кроме того, астрофизика является одной из самых бурно развивающихся наук на протяжении последних десятилетий, т.е. знания по астрофизике, которые взрослые получили в школе 30-40 лет назад, существенно устарели. Добавим, что теперь астрономии в школах почти совсем нет. В итоге в массе своей люди имеют довольно смутное представление о том, как устроен мир в масштабе, большем, чем орбиты планет Солнечной системы.

Спиральная галактика NGC 4414

Скопление галактик в созвездии волосы вероники

Планета у звезды Фомальгаут

В такой ситуации, мне кажется, было бы разумно сделать «Очень краткий курс астрономии». То есть выделить ключевые факты, формирующие основы современной астрономической картины мира. Разумеется, разные специалисты могут выбрать слегка различающиеся наборы основных понятий и явлений. Но это и хорошо, если будет существовать несколько хороших версий. Важно, чтобы всё можно было бы изложить за одну лекцию или уместить в одну небольшую статью. А дальше те, кому интересно, смогут расширить и углубить познания.

Я поставил перед собой задачу сделать набор важнейших понятий и фактов по астрофизике, который уместился бы на одну стандартную страницу А4 (примерно 3000 знаков с пробелами). При этом, разумеется, предполагается, что человек знает, что Земля крутится вокруг Солнца, понимает, почему происходят затмения и смена времен года. То есть совсем «детские» факты в список не входят.

Область звездообразования NGC 3603

Планетарная туманность NGC 6543

Остаток сверхновой Кассиопея А

Практика показала, что всё, что попало в список, можно изложить примерно за часовую лекцию (или за пару уроков в школе с учетом ответов на вопросы). Безусловно, за час-полтора нельзя сформировать устойчивую картину устройства мира. Однако первый шаг надо сделать, и здесь должен помочь такой «этюд крупными мазками», в котором схвачены все основные моменты, раскрывающие базовые свойства строения Вселенной.

Все изображения получены космическим телескопом «Хаббл» и взяты с сайтов http://heritage.stsci.edu и http://hubble.nasa.gov

1. Солнце - рядовая звезда (одна из примерно 200-400 миллиардов) на окраине нашей Галактики - системы из звезд и их остатков, межзвездного газа, пыли и темного вещества. Расстояния между звездами в Галактике обычно составляет несколько световых лет.

2. Солнечная система простирается за орбиту Плутона и заканчивается там, где гравитационное влияние Солнца сравнивается с влиянием близких звезд.

3. Звезды продолжают образовываться в наши дни из межзвездного газа и пыли. В течение своей жизни и по ее окончании звезды сбрасывают часть своего вещества, обогащенного синтезированными элементами, в межзвездное пространство. Так в наши дни изменяется химический состав вселенной.

4. Солнце эволюционирует. Его возраст менее 5 миллиардов лет. Примерно через 5 миллиардов лет закончится водород в его ядре. Солнце превратится в красного гиганта, а затем — в белый карлик. Массивные звезды в конце жизни взрываются, оставляя нейтронную звезду или черную дыру.

5. Наша Галактика - одна из многих подобных систем. В видимой части вселенной около 100 миллиардов крупных галактик. Они окружены небольшими спутниками. Размер галактики около 100 000 световых лет. До ближайшей крупной галактики около 2.5 миллионов световых лет.

6. Планеты существуют не только вокруг Солнца, но и вокруг других звезд, их называют экзопланеты. Планетные системы не похожи друг на друга. Сейчас мы знаем более 1000 экзопланет. По всей видимости, многие звезды имеет планеты, но лишь малая часть может быть пригодна для жизни.

7. Мир, как мы его знаем, имеет конечный возраст - чуть менее 14 миллиардов лет. Вначале материя была в очень плотном и горячем состоянии. Частиц обычного вещества (протоны, нейтроны, электроны) не существовало. Вселенная расширяется, эволюционирует. В ходе расширения из плотного горячего состояния вселенная остывала и становилась менее плотной, появились обычные частицы. Затем возникли звезды, галактики.

8. Из-за конечности скорости света и конечного возраста наблюдаемой вселенной нам доступна для наблюдений лишь конечная область пространства, но на этой границе физический мир не заканчивается. На больших расстояниях из-за конечности скорости света мы видим объекты такими, какими они были в далеком прошлом.

9. Большинство химических элементов, с которыми мы сталкиваемся в жизни (и из которых состоим), возникли в звездах в течение их жизни в результате термоядерных реакций, или на последних стадиях жизни массивных звезд - во взрывах сверхновых. До образования звезд обычное вещество в основном существовало в виде водорода (самый распространенный элемент) и гелия.

10. Обычное вещество вносит вклад в полную плотность вселенной лишь порядка несколько процентов. Около четверти плотности вселенной связано с темным веществом. Оно состоит из частиц, слабо взаимодействующих друг с другом и с обычным веществом. Мы пока наблюдаем лишь гравитационное действие темного вещества. Около 70 процентов плотности вселенной связано с темной энергией. Из-за нее расширение вселенной идет все быстрее. Природа темной энергии неясна.

Космос – безвоздушное пространство – не имеет ни начала, ни конца. В бескрайней космической пустоте то тут, то там поодиночке и группами расположены звёзды. Небольшие группы из десятков, сотен или тысяч звёзд называются звёздными скоплениями. Они входят в состав гигантских (из миллионов и миллиардов звёзд) сверхскоплений звёзд, называемых галактиками. В нашей Галактике около 200 миллиардов звёзд. Галактики – крохотные звёздные островки в бескрайнем океане космоса, называемого Вселенной.

Всё звёздное небо условно разделено астрономами на 88 участков – созвездий, имеющих определённые границы. Все космические тела, видимые внутри границ данного созвездия, входят в это созвездие. На самом деле звёзды в созвездиях ничем не связаны ни между собой, ни с Землёй, ни тем более с людьми на Земле. Просто мы их видим на данном участке неба. Есть созвездия, названные именами животных, предметов и людей. Нужно знать очертания и уметь находить на небе созвездия: Большую и Малую Медведицу, Кассиопею, Ориона, Лиру, Орла, Лебедя, Льва. Самая яркая звезда на звёздном небе – Сириус.

Все явления в природе происходят в пространстве. Видимое вокруг нас пространство на поверхности Земли называется горизонтом. Границу видимого пространства, где небо как бы соприкасается с поверхностью земли, называют линией горизонта. Если подняться на вышку или гору, горизонт расширится. Если двигаться вперёд, то линия горизонта будет удаляться от нас. Достичь линии горизонта невозможно. На ровном, открытом со всех сторон месте линия горизонта имеет форму окружности. Различают 4 основные стороны горизонта: север, юг, восток и запад. Между ними находятся промежуточные стороны горизонта: северо-восток, юго-восток, юго-запад и северо-запад. На схемах принято север обозначать вверху. Число, которое показывает, во сколько раз уменьшены (увеличены) настоящие расстояния на чертеже, называют масштабом. Масштаб используется при построении плана и карты. План местности составляют в крупном масштабе, а карты – в мелком.

Ориентироваться – это значит знать своё местоположение относительно известных предметов, уметь определять направление пути по известным сторонам горизонта. В полдень Солнце находится над точкой юга, а полуденная тень от предметов направлена на север. По Солнцу можно ориентироваться только в ясную погоду. Компас – прибор для определения сторон горизонта. По компасу можно определять стороны горизонта в любую погоду, и днём и ночью. Основная часть компаса – намагниченная стрелка. Когда её не поддерживает предохранитель, стрелка всегда располагается вдоль линии север-юг. Стороны горизонта можно определять и по местным признакам: по отдельно стоящим деревьям, по муравейникам, пням. Чтобы правильно сориентироваться, нужно обязательно использовать несколько местных признаков.

По созвездию Большой Медведицы легко найти Полярную звезду. Полярная – тусклая звезда. Она всегда находится над северной стороной горизонта и никогда не заходит за горизонт. По Полярной звезде ночью можно определить стороны горизонта: если встать лицом к Полярной звезде, то впереди будет север, позади юг, справа восток, а слева запад.

Звёзды – это огромные раскалённые газовые шары. В ясную безлунную ночь невооружённому глазу доступно для наблюдений 3 000 звёзд. Это самые близкие, самые горячие и самые большие звёзды. Они подобны Солнцу, но находятся от нас в миллионы и миллиарды раз дальше Солнца. Поэтому мы их видим как светящиеся точки. Можно сказать, что звёзды – это далёкие солнца. Запущенная с Земли современная ракета может долететь до ближайшей звезды только через сотни тысяч лет. Другие звёзды находятся от нас ещё дальше. В астрономические приборы – телескопы – можно наблюдать миллионы звёзд. Телескоп собирает свет космических тел и увеличивает их видимые размеры. В телескоп можно увидеть слабые, невидимые невооружённым глазом звёзды, но даже в самый мощный телескоп любые звёзды выглядят как светящиеся точки, только ярче.

Звёзды не одинаковы по размерам: одни в десятки раз больше Солнца, другие в сотни раз меньше него. И температура звёзд тоже различна. От температуры внешних слоёв звезды зависит её цвет. Самые холодные – красные звёзды, самые горячие – голубые. Чем горячее и больше звезда, тем ярче она светит.

Солнце – огромный раскалённый газовый шар. Солнце в 109 раз больше Земли по диаметру и в 333 000 раз больше Земли по массе. Внутри Солнца могло бы поместиться более 1 миллиона земных шаров. Солнце – самая близкая к нам звезда, она обладает средней величиной и средней температурой. Солнце – жёлтая звезда. Солнце светит потому, что внутри него происходят атомные реакции. Температура на поверхности Солнца 6 000 ° С. При такой температуре все вещества находятся в особом газообразном состоянии. С глубиной температура растёт и в центре Солнца, там, где происходят атомные реакции, достигает 15 000 000 °С. Астрономы и физики изучают Солнце и другие звёзды, чтобы люди на Земле смогли построить атомные реакторы, способные обеспечить энергией все энергетические потребности человечества.

Раскалённое вещество излучает свет и тепло. Свет распространяется со скоростью около 300 000 км/с. От Солнца до Земли свет летит 8 минут 19 секунд. Свет распространяется прямолинейно от любого светящегося предмета. Большинство окружающих тел не излучает собственного света. Мы их видим потому, что на них падает свет от светящихся тел. Поэтому говорят, что они светят отражённым светом.

Солнце имеет большое значение для жизни на Земле. Солнце освещает и согревает Землю и другие планеты так же, как костёр освещает и согревает сидящих вокруг него людей. Если бы Солнце погасло, то Земля погрузилась бы в темноту. От сильнейшего холода погибли бы растения и животные. Солнечные лучи нагревают земную поверхность неодинаково. Чем выше Солнце над горизонтом, тем сильнее нагревается поверхность, тем выше температура воздуха. Наиболее высокое положение Солнца наблюдается на экваторе. От экватора к полюсам высота Солнца уменьшается, уменьшается и поступление тепла. Вокруг полюсов Земли льды никогда не тают, там вечная мерзлота.

Земля, на которой мы живём, – огромный шар, но заметить это трудно. Поэтому долгое время считалось, что Земля плоская, а сверху покрыта, как колпаком, твёрдым и прозрачным небесным сводом. В дальнейшем люди получили много доказательств шарообразности Земли. Уменьшенную модель Земли называют глобусом. Глобус изображает форму Земли и её поверхность. Если перенести изображение поверхности Земли с глобуса на карту и условно разделить её на два полушария, то получится карта полушарий.

Земля во много раз меньше Солнца. Диаметр Земли около 12 750 км. Земля обращается вокруг Солнца на расстоянии около 150 000 000 км. Каждый оборот называется годом. В году 12 месяцев: январь, февраль, март, апрель, май, июнь, июль, август, сентябрь, октябрь, ноябрь и декабрь. В каждом месяце по 30 или 31 суток (в феврале 28 или 29 суток). Всего в году 365 целых суток и ещё несколько часов.

Раньше считалось, что вокруг Земли движется маленькое Солнце. Польский астроном Николай Коперник утверждал, что Земля движется вокруг Солнца. Джордано Бруно – итальянский учёный, который поддерживал идею Коперника, за что был сожжён инквизиторами.

Земля вращается с запада на восток вокруг воображаемой линии – оси, а нам с поверхности кажется, что Солнце, Луна и звёзды движутся по небу с востока на запад. Звёздное небо вращается как единое целое, при этом звёзды сохраняют своё положение относительно друг друга. 1 оборот звёздное небо совершает за то же время, за какое Земля совершает 1 оборот вокруг оси.

На стороне, освещённой Солнцем, - день, а на стороне, которая находится в тени – ночь. Вращаясь, Земля подставляет солнечным лучам то одну сторону, то другую. Так происходит смена дня и ночи. 1 оборот вокруг своей оси Земля совершает за 1 сутки. Сутки продолжаются 24 часа. Час делится на 60 минут. Минута делится на 60 секунд. День – светлое время суток, ночь – тёмное время суток. День с ночью составляют сутки («день да ночь – сутки прочь»).

Точки, в которых ось выходит на поверхность Земли, называются полюсами. Их два – северный и южный. Экватор – это воображаемая линия, которая проходит на равном расстоянии от полюсов, и делит земной шар на северное и южное полушария. Длина экватора 40 000 км.

Ось вращения Земли наклонена к земной орбите. Из-за этого высота Солнца над горизонтом и продолжительность дня и ночи в одной и той же местности Земли меняется в течение года. Чем выше Солнце над горизонтом, тем дольше длится день. С 22 декабря до 22 июня высота Солнца в полдень высота увеличивается, продолжительность дня увеличивается, затем высота Солнца уменьшается, и день становится короче. Поэтому в году выделили 4 сезона (времени года): лето – жаркое, с короткими ночами и продолжительными днями, и Солнцем, высоко поднимающимся над горизонтом; зиму – холодную, с короткими днями и продолжительными ночами, с Солнцем, низко поднимающимся над горизонтом; весну – это переходный сезон от зимы к лету; осень – это переходный сезон от лета к зиме. В каждом сезоне по 3 месяца: лето – июнь, июль, август; осень – сентябрь, октябрь, ноябрь; зима – декабрь, январь, февраль; весна – март, апрель, май. Когда в северном полушарии Земли лето, в южном полушарии зима. И наоборот.

Вокруг Солнца по орбитам движутся 8 огромных шарообразных тел. Одни из них больше Земли, другие меньше. Но все они гораздо меньше Солнца и не излучают собственного света. Это планеты. Земля – одна из планет. Планеты светят отражённым солнечным светом, поэтому мы можем видеть их на небе. Планеты движутся на разных расстояниях от Солнца. Планеты расположены от Солнца в таком порядке: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Самая большая планета – Юпитер – в 11 раз больше Земли по диаметру и в 318 раз по массе. Самая маленькая из больших планет – Меркурий – в 3 раза меньше Земли по диаметру.

Чем ближе планета к Солнцу, тем жарче на ней, а чем дальше от Солнца, тем на ней холоднее. В полдень поверхность Меркурия нагревается до +400 °С. Самая далёкая из больших планет - Нептун - охлаждён до -200 °С.

Чем ближе планета к Солнцу, тем короче её орбита, тем быстрее планета обходит Солнце. Земля совершает 1 оборот вокруг Солнца за 1 год или 365 суток 5 часов 48 минут 46 секунд. Для удобства календаря через каждые 3 «простых» года по 365 суток включён 1 «високосный» год в 366 суток. На Меркурии год длится всего 88 земных суток. На Нептуне 1 год длится 165 лет. Все планеты вращаются вокруг своих осей, одни быстрее, другие – медленнее.

Вокруг больших планет обращаются их спутники. Спутники похожи на планеты, но значительно меньше их по массе и размерам.

У Земли есть только 1 спутник – Луна. На небе размеры Луны и Солнца примерно одинаковы, хотя Солнце по диаметру в 400 раз больше Луны. Это происходит оттого, что Луна находится в 400 раз ближе к Земле, чем Солнце. Луна не излучает собственного света. Мы её видим потому, что она светит отражённым солнечным светом. Если бы Солнце погасло, погасла бы и Луна. Луна обращается вокруг Земли так же, как Земля обращается вокруг Солнца. Луна участвует в суточном движении звёздного неба, одновременно медленно перемещаясь из одного созвездия в другое. Луна меняет свой вид на небе (фазы) от одного новолуния к другому новолунию за 29,5 суток в зависимости от того, как её освещает Солнце. Луна вращается вокруг своей оси, поэтому на Луне тоже происходит смена дня и ночи. Однако сутки на Луне продолжаются не 24 часа, как на Земле, а 29,5 земных суток. Две недели на Луне длится день, и две недели длится ночь. Каменный лунный шар с солнечной стороны раскаляется до +170 °С.

От Земли до Луны 384 000 км. Луна – самое близкое к Земле космическое тело. Луна в 4 раза меньше Земли по диаметру и в 81 раз меньше по массе. Луна совершает 1 оборот вокруг Земли за 27 земных суток. Луна обращена к Земле всегда одной и той же стороной. Другую сторону мы с Земли никогда не видим. Но при помощи автоматических станций удалось сфотографировать и обратную сторону Луны. По Луне ездили луноходы. Первый человек, который ступил на лунную поверхность – американец Нил Армстронг (в 1969 г.).

Луна – естественный спутник Земли. «Естественный» - означает созданный природой. В 1957 г. в нашей стране был запущен первый искусственный спутник Земли. «Искусственный» - означает изготовленный людьми. Сегодня вокруг Земли летает несколько тысяч искусственных спутников. Они движутся по орбитам на разных расстояниях от Земли. Спутники нужны для предсказания погоды, составления точных географических карт, контроля передвижения льдов в океанах, для военной разведки, для передачи телевизионных программ, они осуществляют сотовую связь мобильных телефонов.

В телескоп на Луне видны горы, равнины – т.н. лунные моря и кратеры. Кратеры – это ямы, которые образуются от падения на Луну больших и маленьких метеоритов. На Луне нет ни воды, ни воздуха. Поэтому там нет и жизни.

У Марса два крохотных спутника. Больше всего спутников у Юпитера – 63. У Меркурия и Венеры нет спутников.

17. Между орбитами Марса и Юпитера вокруг Солнца движется несколько сотен тысяч астероидов, железо-каменных глыб. Диаметр самого крупного астероида около 1 000 км, а самого мелкого из известных – около 500 метров.

Издалека от самых границ Солнечной системы время от времени к Солнцу приближаются огромные кометы (хвостатые светила). Ядра комет – это ледяные глыбы затвердевших газов, в которые вмёрзли твёрдые частицы и камни. Чем ближе к Солнцу, тем теплее. Поэтому когда комета приближается к Солнцу, её ядро начинает испаряться. Хвост кометы – это поток газов и пылинок. Хвост кометы увеличивается, когда комета приближается к Солнцу, и уменьшается, когда комета удаляется от Солнца. Со временем кометы распадаются. В космосе носится множество обломков комет и астероидов. Иногда они падают на Землю. Обломки астероидов и комет, упавшие на Землю или другую планету, называют метеоритами.

Внутри Солнечной системы вокруг Солнца обращается множество мелких камешков и пылинок величиной с булавочную головку – метеорных тел. Врываясь в атмосферу Земли на высокой скорости, они раскаляются от трения о воздух и сгорают высоко в небе, а людям кажется, будто с неба упала звезда. Это явление называется метеором.

Солнце и все космические тела, обращающиеся вокруг него, - планеты со своими спутниками, астероиды, кометы, метеорные тела – образуют Солнечную систему. Другие звёзды не входят в Солнечную систему.

Солнце, Земля, Луна и звёзды – космические тела. Космические тела очень разнообразны: от маленькой песчинки до огромного Солнца. Астрономия – наука о космических телах. Для их изучения строят большие телескопы, организуют полёты космонавтов вокруг Земли и на Луну, посылают в космос автоматические аппараты.

Наука о космических полётах и об исследовании космоса с помощью космических аппаратов называется космонавтикой. Юрий Гагарин – первый космонавт планеты Земля. Он первым облетел земной шар (за 108 минут) на космическом корабле «Восток» (12 апреля 1961 г.). Алексей Леонов – первый человек, который вышел в скафандре из космического корабля в открытый космос (1965 г.). Валентина Терешкова – первая женщина в космосе (1963 г.). Но прежде чем в космос полетел человек, учёные запускали животных – обезьян и собак. Первое живое существо в космосе – собака Лайка (1961 г.).