ЧАСТЬ 1. ОСНОВЫ СФЕРИЧЕСКОЙ АСТРОНОМИИ

Глава 1. Введение

Общая астрономия, ее возникновение и современные особенности, основные разделы. Предмет космонавтики, основные разделы, становление современной космонавтики. Астрономические обсерватории на Земле и в космосе. Экскурсия в Пулковскую обсерваторию

Предмет астрономии, её основные разделы

Астрономия – наука о физическом строении, движении, происхождении и эволюции небесных тел, их систем и изучение Вселенной в целом (современное определение с XVIII в.)

Астрономия – 2 греческих слова (астро – звезда, номос – закон), т.е. звездозаконие – наука о законах жизни звезд (времена древних греков – V – VI вв. до н.э., т.е. ~ 2,5 тыс. лет назад)

Объекты астрономии:

· Солнечная система и её составляющие (Солнце, большие и малые планеты, спутники планет, астероиды, кометы, пыль).

· Звезды и их скопления и системы, туманности, наша Галактика в целом и другие галактики и их скопления.

· Различные объекты в разных участках спектра электро-магнитных волн (квазары, пульсары, космические лучи, гравитационные волны, реликтовое излучение (фон)

· Вселенная в целом (крупно-масштабная структура, темная материя и пр.).

Ориентировочно можно выделить следующие основные разделы астрономии:

1. Астрометрия – это классическая часть астрономии (от древних греков - 5-1 век до н.э.) изучает координаты (положения) небесных тел и их изменения на небесной сфере; конкретнее: создает инерциальную систему координат (неподвижную) СК; в общем: наука об измерении пространства и времени.

Астрометрия включает 3 подраздела:

а) сферическая астрономия – это теоретическая часть астрометрии, математический аппарат для выражения координат небесных тел и их изменения;

б) практическая астрономия - разрабатывает методы наблюдений и их обработки, теорию астрономических приборов и хранителей шкалы точного времени (служба времени); служит для решения задач определения координат географических пунктов на суше (полевая астрономия), на море (мореходная астр-я), в воздухе (авиационная астрономия), находит применение в спутниковой навигации и геодезии;

в) фундаментальная астрометрия – решает вопросы определения координат и собственных движений небесных объектов на сфере, а также астрономических постоянных (прецессии, аберрации и нутации), в том числе фотографическая и ПЗС астрометрия – определение a,d и m a , d небесных тел методами фотографических и ПЗС наблюдений.

2. Небесная механика (теоретическая астрономия) – изучает пространственные движения небесных тел и их систем под действием сил взаимного тяготения и иной физической природы; изучает фигуры небесных тел и их устойчивость для понимания процессов происхождения и эволюции небесных тел и их систем; определяет элементы орбит небесных тел по данным наблюдений, предвычисляет видимые положения (координаты) небесных тел.

Астрометрия и небесная механика изучают лишь геометрию и механику окружающего космоса.

3. Астрофизика возникла в 1860 г. на основе открытия спектрального анализа. Это основная часть современной астрономии. Изучает физическое состояние и процессы, происходящие на поверхности и в недрах небесных тел, химический состав (температура, яркость, блеск, наличие электро-магнитных волн), свойства среды между небесными телами и пр.

Включает разделы:

а) практическая астрофизика – разрабатывает способы астрофизических наблюдений и их обработки, занимается теоретическим и практическим применением астрофизических инструментов

б) теоретическая астрофизика – занимается объяснением происходящих на небесных телах физических процессов и наблюдаемых явлений на основе теоретической физики.

Новые разделы по диапазону, используемых электромагнитных волн:

в) радиоастрономия исследует небесные тела посредством радиолокации, изучает их излучение в радиодиапазоне (от мм до км длин волн), а также излучение межзвездной и межгалактической среды. Возникла в 1930 г. после открытия К. Янским (USA), Рёбером радиоизлучения Млечного Пути, Солнца;

г) также разделы астрофизики или астрономии (наземные, заатмосферные и космические):

инфракрасная астрономия (астрофизика)

рентгеновская

нейтринная

Могут быть подразделы астрофизики по объектам исследования:

околоземная астрономия:

физика Солнца

физика звёзд

физика планет, Луны и др.

4. Звёздная астрономия – занимается исследованием движения и распределения в пространстве звезд (в первую очередь в нашей Галактике), газо-пылевых туманностей и звёздных систем (шаровых и рассеянных звездных скоплений) их структурой и эволюцией, проблемами их устойчивости.

Включает следующие подразделы:

Внегалактическая астрономия - исследование свойств и распределений звёздных систем (галактик), находящихся за пределами нашей Галактики (их сотни миллионов - см. Глубокий Обзор космического телескопа Хаббла);

Динамика звёздных систем и др.

5. Космогония – разрабатывает проблемы происхождения и эволюции небесных тел и их систем, в том числе и тел Солнечной системы (включая Землю), а также проблемы звездообразования.

6. Космология – изучает Вселенную как единое целое: её геометрическую структуру, эволюцию и происхождение всех составляющих объектов, общие параметры, типа возраст, материя, энергия и др.

Отдельное место занимает космическая астрономия , где особо можно выделить космонавтику – как комплекс ряда отраслей науки (включая астрономию) и технику, цель которой – изучение и освоение космоса.

Предмет космонавтики и её разделы

Космонавтика – это комплекс ряда отраслей науки и техники, имеющий целью осуществить проникновение в космическое пространство с целью его изучения и освоения. Уже - полёты в космическое пространство. Космонавтика занимает особое положение в астрономии.

Космонавтика – с греческого “космос” – Вселенная, “наутикс” – плавание, т.е. плавание (путешествие) во Вселенной или (заруб.) астронавтика – звездоплавание

Можно выделить основные разделы космонавтики:

1. Теоретическая космонавтика (в основе лежит небесная механика) – изучает движение космических аппаратов (КА) в поле тяготения Земли, Луны и тел солнечной системы: вывод КА на орбиту, маневрирование, спуск КА на Землю и тела солнечной системы.

2. Практическая космонавтика – изучает:

Устройство и работу ракетно-космических систем, методы осуществления космических полётов

Бортовое оборудование.

Астрономические исследования средствами космонавтики

Космическая астрометрия

Космическая астрофизика (тела Солнечной системы, Солнце)

4. Изучение Земли с КА (космическая геодезия, связь, ТV, навигация, дистанционное зондирование Земли (ДЗЗ), технологии, земледелие, геология и др.)

Достижения астрономии 20-го века

ЛУНА-АО

HST

Терминология

Обычно даётся вид небесной сферы извне, в то время как наблюдатель находится в её центре. Все построения представляют на поверхности небесной сферы (изнутри, лишь в планетарии)

В т. О находится наблюдатель – половина видимой небесной сферы.)

Рис.2.2 Элементы небесной сферы (а); вся небесная сфера, где в центре т. О - наблюдатель (б).

Напр-е отвесной линии - линия, проходящая через любую точку на поверхности Земли (наблюдатель, пункт направления над головой набл.) и центр масс Земли ZOZ¢. Отвесная линия пересекает небесную сферу в 2-х точках – Z (зенит – точно над головой наблюдателя) и Z¢ (надир – противоположная точка на сфере).

Плоскость, перпендикулярная к отвесной линии и проходящая через т. О называется истинным или математическим горизонтом (большой круг небесной сферы NESW, то есть, мнимая, воображаемая окружность на сфере). Есть реальный, видимый горизонт, Он лежит на поверхности Земли и зависит от рельефа местности. В моменты восхода и захода светила считают находящимися на истинном горизонте.

Суточное вращение небесной сферы. Из наблюдений звёздного неба видно, что небесная сфера медленно вращается в направлении от востока к западу (суточное - поскольку её период равен одним суткам), но это кажущееся (если стоять лицом к Югу, то вращение небесной сферы по направлению часовой стрелки). Реально же Земля вращается вокруг оси в направлении с запада на восток (подтверждается опытами с маятником Фуко, отклонением падающих тел к востоку). В астрономии сохранена терминология кажущихся явлений: восход и заход небесных светил, суточные движения Земли и Луны, вращение звёздного неба.

Суточное вращение Земли происходит вокруг земной оси рр¢, а видимое вращение небесной сферы происходит вокруг её диаметра РР¢, параллельного земной оси и называемого осью мира.

Ось мира пересекается с небесной сферой в 2-х точках – северный полюс мира (P) в северном полушарии находится на расстоянии ~ 1° от звезды a в созвездии Малой Медведицы и южный полюс (P¢) в южном полушарии находится в созвездии Октанта (нет ярких звёзд, но можно определиться по созвездию Южный крест). Оба полюса неподвижны на небесной сфере.

Большой круг (QQ¢) небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна оси мира называется небесным экватором, также проходит через центр небесной сферы. Небесный экватор пересекается с плоскостью горизонта в 2-х диаметрально противоположных точках: точка восток (Е) и точка запад (W). Небесный экватор вращается вместе с небесной сферой!

Большой круг небесной сферы, проходящий через полюса мира (Р, Р¢), зенит (Z) и надир (Z¢) называется небесным меридианом (неподвижным) . Он пересекается с истинным горизонтом в точках юга (S) и севера (N), отстоящих от точек Е и W на 90 0 .

Отвесная линия и ось мира лежит в плоскости небесного меридиана, которые пересекаются с плоскостью истинного горизонта по диаметру (NOS) небесной сферы, проходящего через точку N и точку S. Это полуденная линия , поскольку Солнце в полдень находится вблизи небесного меридиана.

Вращается видимая небесная сфера , аточки Зенита, Надира и все точки истинного горизонта неподвижны относительно наблюдателя, т.е. не вращаются вместе с небесной сферой. Небесный меридиан проходит через неподвижные точки и точки полюса и также не вращается, т.е. связан с Землей. Он образует плоскость земного (географического) меридиана, на котором находится наблюдатель и поэтому не участвует в суточном вращении небесной сферы. Для всех наблюдателей, расположенных на общем географическом меридиане, небесный меридиан общий.

В суточном вращении небесной сферы вокруг оси мира небесные светила движутся по малым кругам, суточным или небесным параллелям, плоскости которых параллельны плоскости небесного экватора.

Каждое светило дважды в сутки пересекает (проходит) небесный меридиан. Один раз - его южную половину (верхняя кульминация - высота светила над горизонтом наибольшая) и второй раз - его северную половину, через 12 часов - (нижняя кульминация - высота светила над горизонтом наименьшая ).

Глава 4. Время

Движение Земли как природный процесс для счета времени. Истинное солнечное время. Единицы измерения времени: сутки, час, минута, секунда. Проблема среднего солнечного времени, среднее Солнце. Уравнение времени и его компоненты. Звездное время. Переход от среднего времени к звездному и обратно.

Местное, поясное, летнее время. Переход от одного вида времени к другому. Всемирное и региональное время. Линия смены дат.

Всемирное (UT) и координированное (UTC)время. Неравномерность вращения Земли, эфемеридное и динамическое (TDT) время.

Истинное солнечное время

Среднее солнечное время – равномерное время, определяемое движением среднего солнца. Использовалось как эталон равномерного времени с масштабом в одну среднюю солнечную секунду (1/86400 доля средних солнечных суток) до 1956 года.

Уравнение времени

Связь между двумя системами солнечного времени устанавливает уравнение времени – разность между средним солнечным временем (Т ср). истинным солнечным временем (Т ист): h = Т ср - Т ист . Уравнение времени – величина переменная. Онадостигает +16 минут в начале ноября и –14 минут в средине февраля. Уравнение времени публикуется в Астрономических ежегодниках (АЕ). Выбирая из АЕ величину h и измеряя непосредственно часовой угол истинного солнца t ист можно найти среднее время: Т ср = t ист +12 h + h.

т.е. среднее солнечное время в любой момент равно истинному солнечному времени плюс уравнение времени.

Таким образом, измерив непосредственно часовой угол Солнца t ¤ , определяют истинное солнечное время и, зная уравнение времени h в этот момент, находят среднее солнечное время: T m = t ¤ + 12 h + h. Так как среднее экваториальное солнце проходит через меридиан то раньше, то позже истинного Солнца, разность их часовых углов (уравнение времени) может быть как положительной, так и отрицательной величиной.

Уравнение времени и его изменение в течение года представлено на рисунке сплошной кривой (1). Эта кривая является суммой двух синусоид - с годичным и полугодичным периодами.

Синусоида с годичным периодом (штриховая кривая) дает разность между истинным и средним временем, обусловленную неравномерным движением Солнца по эклиптике. Эта часть уравнения времени называется уравнением центра или уравнением от эксцентриситета (2). Синусоида с полугодичным периодом (штрих-пунктирная кривая) представляет разность времен, вызванную наклоном эклиптики к небесному экватору, и называется уравнением от наклона эклиптики (3).

Уравнение времени обращается в нуль около 15 апреля, 14 июня, 1 сентября и 24 декабря и четыре раза в году принимает экстремальные значения; из них наиболее значительные около 11 февраля (h = +14 m ) и 2 ноября (h = -16 m ).

Уравнение времени можно вычислить для любого момента. Оно обычно публикуется в астрономических календарях и ежегодниках для каждой средней полуночи на меридиане Гринвича. Но следует иметь в виду, что в некоторых из них уравнение времени дается в смысле «истинное время минус среднее» (h = T ¤ - Т т ) и поэтому имеет противоположный знак. Смысл уравнения времени всегда разъясняется в объяснении к календарям (ежегодникам).

4.3 Звездное время. Переход от среднего времени к звездному и обратно

Звёздные сутки - промежуток времени между двумя последовательными одноименными кульмина­циями точки весеннего равноденствияна одном и том же меридиане. Это более постоянный период времени, т.е. период вращения Земли относительно далеких звезд. За начало звёздных суток принят момент её нижней кульминации, то есть полночь тогда, когда

S = t ¡ = 0. Точность звездной шкалы времени до 10 -3 секунд в течение нескольких месяцев.

Таким образом, процесс вращения Земли вокруг своей оси определяет три вида времени суток для измерения коротких интервалов: истинное солнечное время , среднее солнечное время и звездное время .

Местное, поясное, летнее время. Переход от среднего времени к звездному и обратно

Средние сутки длиннее (продолжительнее) звездных, поскольку за один оборот небесной сферы в направлении с востока на запад само солнце смещается с запада на восток на 1 градус (т.е.3 m 56 s).

Таким образом, в тропическом году средних суток на один день меньше, чем в звездном.

Для измерения длительных промежутков времени используется движение земли вокруг Солнца. Тропический год - это промежуток времени между двумя последовательными прохождениями среднего солнца через среднюю точку весеннего равноденствия и равен 365,24219879 среднесолнечных суток или 366,24219879 звёздных суток.

Перевод интервалов среднего времени в звездное и обратно выполняется по таблицам, чаще на ЭВМ, с помощью АЕ, АК, а в общем виде по формулам: DТ = К¢ ´ DS и DS = К ´ DT,

где K=366.24/365.24 = 1.002728 и К¢ =365.24/366.24 = 0.997270.

Средние звёздные сутки равны 23 часам 56 минутам 04.0905 секундам среднесолнечных суток. Звездный год содержит 365,2564 среднесолнечных суток , т.е. больше чем тропический год на 20 m 24 s из-за движения точки g навстречу Солнцу.

В различных пунктах на одном географическом меридиане время (солнечное, звездное) одинаково.

Местное время – это время Т м измеренное на каком-либо конкретном географическом меридиане. Для каждой точке на Земле существует свое местное время. Например, при расстоянии между двумя наблюдателя 1¢ = 1852 метра (для экватора) разница во времени достигает 4-х минут! Неудобно в жизни.

Поясное время – это время Т п местное солнечное время центрального меридиана какого-либо часового пояса. По Т п производится счет времени на территории данного часового пояса. Т п было введено с 1884 года по решению международной конференции (в России с 1919 года) при условиях:

1) Земной шар был поделен по долготе на 24 пояса по 15 градусов;

3) Разница во времени двух соседних поясов равна одному часу. Географическая долгота центрального меридиана пояса (в часах) равна номеру этого пояса. Нулевой меридиан проходит через центр Гринвичской обсерватории (Англия);

4) Границы часовых поясов на океанах проходят по географическим меридианам, на суше в основном, по административным границам

Шкалы времени

Астрономическое время

До 1925 года в астрономической практике за начало средних солнечных суток принимали момент верхней кульминации (полдень) среднего солнца . Такое время называлось средним астрономическим или просто астрономическим. В качестве единицы измерения использовалась средняя солнечная секунда.

Всемирное (или мировое) время UT

Всемирное время используется с 1 января 1925 года вместо астрономического времени. Отсчитывается от нижней кульминации среднего солнца на меридиане Гринвича. Иными словами местное среднее время меридиана с нулевой долготой (Гринвичского) называют всемирным (мировым) временем (Universal Time - UT). Эталоном секунды для шкалы UT служит определенная часть периода вращения Земли вокруг своей оси 1\365.2522 х 24 х 60 х 60. Однако, из-за нестабильности осевого вращения Земли шкала UT не равномерна: непрерывное замедление около 50 сек. за 100 лет; нерегулярные изменения до 0.004 сек. в сутки; сезонные колебания около 0.001 сек за год.

Региональное время вводится для отдельных регионов, например среднеевропейское время, средне-тихоокеанское время, лондонское время и т.п.

Летнее время. В целях экономии материальных ресурсов за счет более рационального использования светлого времени года в ряде стран вводится летнее время – т.т. «перевод стрелок» часов на 1 час вперед по сравнению с поясным. Но график всех видов деятельности людей не менялся! Летнее время вводится обычно в конце марта в полночь с субботы на воскресенье, а отменяется в конце октября, также в полночь с субботы на воскресенье.

Эфемеридное время

Эфемеридное время (ЕТ - Ephemeris time) или земное динамическое время (Terrestrial Dynamical Time - TDT) или Ньютоновское время:

независимая переменная (аргумент) в небесной механике (ньютоновская теория движения небесных тел). Введено с 1 января 1960 года в астрономических ежегодниках как более равномерное, чем Всемирное время, отягощенное долгопериодическими неравномерностями во вращении Земли. В настоящее время это самая стабильная временная шкала для нужд астрономии и космонавтики. Определяется из наблюдения тел солнечной системы (в основном Луны). В качестве единицы измерения принята эфемеридная секунда как 1/31556925,9747 доля тропического года для момента 1900 январь 0, 12 часов ЕТ или, иначе, как 1/86400 доля продолжительности средних солнечных суток для этого же момента.

Эфемеридное время -связано со всемирным временем соотношением:

Поправка DT на 2000 год принимается равной +64.7 секунды.

Глава 5. Календарь

Виды календарей: солнечный, лунный и лунно-солнечный календари. Юлианский и Григорианский календарь. Календарные эры. Юлианский период и юлианские дни.

Определение

Календарь - это система счета длительных промежутков времени при целочисленных значениях количества суток в более продолжительных единицах времени. Календарный месяц и календарный год содержат целое число суток, чтобы начало каждого месяца и года совпадало с началом суток.

Поэтому – календарные и природные месяц и год не должны быть равны.

Задачи календаря: 1) установление порядка счета дней, 2) определение числа суток в длительных периодах времени (год), 3) установление начала счета периодов.

В основу календаря положены: 1) период сезонных изменений на Земле – год (солнечный календарь ), 2) период смены фаз Луны – месяц (лунный календарь). Существуют лунный и лунно-солнечный календари.

Виды солнечных календарей

В основу солнечного календаря положен тропический год = 365,2422 средних солнечных суток.

Древнеегипетский календарь – один из первых (3000 до н.э.). Год – длительностью 360 дней; число месяцев 12, продолжительностью 30 дней. Эклиптика была разделена на 360 равных частей – градусов. Позднее жрецы уточняли продолжительность года: от 365 дней, до 365.25!

Римский календарь . 8-й век до н.э. Но он был менее точным, чем египетский.

Год – длительностью 304 дней; число месяцев 10.

Юлианский календарь. Введен с 1 января 45 года до н.э. Юлием Цезарем на основе египетского календаря. Год – длительностью 365.25 дней; число месяцев 12. Каждый 4-й год високосный - делится на 4 без остатка, т.е. 366.25 дней (365,365,365,366!)

Использовался в Европе более 1600 лет!

Григорианский календарь. Год в юлианском календаре был длиннее истинного на 0.0078 суток и таким образом за 128 лет накапливались лишние сутки, которые надо было прибавлять. В 14-м веке это отставание было известно и в 1582 году решением Папы Григория 13-го в календаре были переведены даты сразу на 10 дней вперед. Т.е. после 4 октября сразу начиналось 14 октября 1582 года! Кроме того, было принято каждые 400 лет исключать 3 високосных года (в столетиях, которые не делились на 4).

Новый календарь стал называться Григорианским – «новый стиль». Год в Григорианском календаре (365.2425) отличается от истинного (365.242198) на 0.0003 суток и таким образом накапливаются лишние сутки лишь за 3300 лет!

Новый стиль в настоящее время используется повсеместно. Его минус – неодинаковое число дней в месяцах (29,30,31) и кварталах. Это усложняет планирование.

Предложено несколько проектов реформы григорианского календаря, предусматривающих устранение или уменьшение этих недостатков.

Один из них, по-видимому самый простой, заключается в следующем. все кварталы года имеют одинаковую продолжительность по 13 недель, т.е. по 91 дню. Первый месяц каждого квартала содержит 31 день, остальные два - по 30 дней. Таким образом, каждый квартал (и год) будет начинаться всегда в один и тот же день недели. Но так как 4 квартала по 91 дню содержит 364 дня, а год должен содержать 365 или 366 дней (високосный), то между 30 декабря и 1 января вставляется день вне счета месяцев и недель - международный нерабочий день Нового года. А в високосном году такой же нерабочий день, вне счета месяцев и недель, вставляется после 30 июня.

Однако вопрос о введении нового календаря может быть решен только в международном масштабе.

Лунный календарь

Базируется на смене фаз Луны, т.е. периоде между двумя последовательными моментами первого появления лунного серпа после новолуния. Точная продолжительность лунного месяца установлена по наблюдениям солнечных затмений – 29.530588 средних солнечных суток. В лунном году – 12 лунных месяцев = 354.36708 ср. солнечных суток. Лунный календарь появился почти одновременно с солнечным, еще в середине 3-го века до н.э. Тогда же была введена и семидневная неделя (по числу известных тогда светил (Солнце, луна + 5 планет от Меркурия до Сатурна)

В настоящее время лунный календарь применяется как мусульманский календарь в странах Азии и др.

5.4 Математические основы построения календаря (самостоятельно)

5.5 Календарные эры

Счет лет обязательно предполагает некоторый начальный момент системы летоисчисления – календарную эру. Эра - означает также и систему летоисчисления. В истории человечества существовало до 200 различных эр. Например, Византийская эра «от сотворения мира», в которой за «сотворение мира» был принят 5508 год до н.э. Китайская «циклическая» эра – от 2637 года до н.э. От сотворения Рима – 753 год до н.э. и т.п.

Наша эра – христианская эра – вошла в употребление лишь с 1 января 533 года от дня рождения библейской личности (не исторической) И.Христа.

Более реальная причина произвольного выбора начала нашей эры (н.э.) связана с периодичностью числа 532 года = 4х7х19. Пасха приходится на воскресение одной и той же даты каждые 532 года! Это удобно для предвычислений дат празднования христианского праздника пасхи. В основе лежат периоды, связанные с движением Луны и Солнца (4 - период высокосных лет, 7 – число дней в неделе, 19 - число лет, через которые лунные фазы приходятся на одни и те же календарные числа (метонов цикл был известен еще в 432 году до н.э.). Метон – древнегреческий астроном.

Общие понятия

Влияние рефракции является важной проблемой для наземной астрономии, где выполняются измерения больших углов на небесной сфере, при определении экваториальных координат светил, вычислении моментов их восхода и захода.

астрономической (или атмосферной) рефракцией . Из-за этого наблюдаемое (видимое) зенитное расстояние z¢ светила меньше его истинного (т.е. при отсутствии атмосферы) зенитного расстояния z, а видимая высота h¢ несколько больше истинной высоты h. Рефракция как бы приподнимает светило над горизонтом.

Разность r = z - z¢ = h¢ - h , называется рефракцией.

Рис. Явление рефракции в земной атмосфере

Рефракция изменяет лишь зенитные расстояния z, но не изменяет часовые углы. Если светило находится в кульминации, то рефракция изменяет только его склонение и на ту же величину, что и зенитное расстояние, так как в этом случае плоскости его часового и вертикального кругов совпадают. В остальных случаях, когда эти плоскости пересекаются под некоторым углом, рефракция изменяет и склонение, и прямое восхождение светила.

Следует отметить, что рефракция в зените принимает значение r = 0, а на горизонте она достигает 0.5 - 2 градуса. Из-за рефракции диски Солнца и Луны вблизи горизонта выглядят овальными, так как у нижнего края диска рефракция на 6¢ больше, чем у верхнего и поэтому вертикальный диаметр диска кажется укороченным в сравнении с горизонтальным диаметром, который рефракцией не искажается.

Эмпирически, т.е. опытным путем из наблюдений выведено приближенное выражение для определения общей (средней) рефракции:

r = 60².25 ´В\760´273\(273 0 +t 0) ´ tgz¢,

где: В - атмосферное давление, t 0 - температура воздуха.

Тогда, при температуре, равной 0 0 и при давлении 760 мм ртутного столба рефракция для видимых лучей (l =550 миллимикрон) равна:

r =60².25 ´ tgz¢ = К´ tgz¢. Здесь К – постоянная рефракции при указанных выше условиях.

По приведенным формулам рефракция вычисляется для зенитного расстояния не более 70 угловых градусов с точностью до 0.¢¢01 . Пулковские таблицы (5-е издание) позволяют учитывать влияние рефракции до зенитного расстояния z = 80 угловых градусов.

Для более точных расчетов учитывается зависимость рефракции не только от высоты объекта над горизонтом, но и от состояния атмосферы, главным образом от ее плотности, которая сама является функцией, в основном температуры и давления. Поправки на рефракцию рассчитываются при давлении В [мм.рт.ст.] и температуре t° С по формуле:

Для учета влияния рефракции с высокой точностью (0.¢¢01 и выше) теория рефракции достаточно сложна и рассматривается в специальных курсах (Яценко, Нефедьева А.И.и др). Функционально величина рефракции зависит от многих параметров: высоты (H), широты места (j), также температуры воздуха (t), атмосферного давления (p), атмосферного давления (В) на пути светового луча от небесного светила до наблюдателя и различна для разных длин волн электромагнитного спектра (l) и каждого зенитного расстояния (z). Современные расчеты рефракции выполняются на ЭВМ.

Следует также отметить, что рефракцию по степени ее влияния и учета разделяют на нормальную (табличную) и аномальную . Точность учета нормальной рефракции определяется качеством модели стандартной атмосферы и до зенитных расстояний не более 70 градусов достигает 0.¢¢01 и выше. Большое значение здесь имеет выбор места наблюдений - высокогорье, с хорошим астроклиматом и регулярным рельефом местности, обеспечивающим отсутствие наклонных слоев воздуха. При дифференциальных измерениях с достаточным числом опорных звезд на ПЗС кадрах можно учитывать влияние вариаций рефракции, таких как дневная и годичная.

Аномальная рефракция , такая как инструментальная и павильонная учитывается обычно достаточно хорошо с помощью систем сбора метеоданных. В приземном слое атмосферы (до 50 метров) используются такие методы как размещение метеодатчиков на мачтах и зондирование. Во всех указанных случаях можно достичь точности учета аномалий рефракции не хуже 0.²01. Труднее устранить влияние флуктуаций рефракции, обусловленных атмосферной турбуленцией высокой частоты, которые имеют доминирующее влияние. Спектр мощности дрожаний показывает, что их амплитуда значительна в диапазоне от 15гц до 0.02гц. Отсюда следует, что оптимальное время регистрации небесных обьектов должно быть не менее 50 секунд. Эмпирические формулы, выведенные Э.Хегом (e =± 0.²33(T+0.65) - 0.25 ,

где Т - время регистрации) и И.Г.Колчинским (e =1\Ön(± 0.²33(secz) 0.5 , где n - число моментов регистрации) показывают, что при таком времени регистрации для зенитного расстояния (z) равного нулю, точность положения (e) звезды, около 0.²06-0.²10.

По другим оценкам такой тип рефракции может быть учтен посредством измерений в течение одной-двух минут с точностью до 0."03 (А.Яценко), до 0."03-0."06 для звезд в диапазоне 9-16 величины (I.Reqiume) или до 0."05 (E.Hog). Расчеты, проведенные в обсерватории США USNO Стоуном и Даном показали, что при ПЗС регистрации на автоматическом меридианном телескопе (поле зрения 30" x 30" и время экспозиции 100 секунд) можно определить положения звезд дифференциально с точностью до 0.²04. Перспективная оценка, выполненная американскими астрономами Colavita, Zacharias и др. (см. табл.7.1) для широкоугольных наблюдений в видимом диапазоне длин волн показывает, что с помощью двухцветной методики можно достигнуть атмосферного предела точности, около 0.²01.

Для перспективных телескопов с полем зрения ПЗС, порядка, 60"x60", с использованием многоцветовой методики наблюдений, отражательной оптики, наконец с использованием дифференциальными методами опорных каталогов высокой плотности и точности на уровне космических каталогов типа HC и TC

вполне реально достижение точности, порядка нескольких миллисекунд (0.²005).

Рефракция

Видимое положение светила над горизонтом, строго говоря, отличается от вычисленного по формуле (1.37). Дело в том, что лучи света от небесного тела, прежде чем попасть в глаз наблюдателя, проходят сквозь атмосферу Земли и преломляются в ней, а так как плотность атмосферы увеличивается к поверхности Земли, то луч света (рис. 19) все более и более отклоняется в одну и ту же сторону по кривой линии, так что направление ОМ 1 , по которому наблюдатель О видит светило, оказывается отклоненным в сторону зенита и не совпадающим с направлением ОМ 2 (параллельным ВМ ), по которому он видел бы светило при отсутствии атмосферы.

Явление преломления световых лучей при прохождении ими земной атмосферы называется астрономической рефракцией.

Угол M 1 OM 2 называется углом рефракции или рефракцией r . Угол ZOM 1 называется видимым зенитным расстоянием светила z", а угол ZOM 2 - истинным зенитным расстоянием z.

Непосредственно из рис. 19 следует

z - z" = r или z = z" + r ,

т.е. истинное зенитное расстояние светила больше видимого на величину рефракции r . Рефракция как бы приподнимает светило над горизонтом.

По законам преломления света луч падающий и луч преломленный лежат в одной плоскости. Следовательно, траектория луча МВО и направления ОМ 2 и OM 1 лежат в одной вертикальной плоскости. Поэтому рефракция не изменяет азимута светила, и, кроме того, равна нулю, если светило находится в зените.

Если светило находится в кульминации, то рефракция изменяет только его склонение и на ту же величину, что и зенитное расстояние, так как в этом случае плоскости его часового и вертикального кругов совпадают. В остальных случаях, когда эти плоскости пересекаются под некоторым углом, рефракция и

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.

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.

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.

Небесная сфера. Особые точки небесной сферы. Небесные координаты. Звездная карта, созвездия, использование компьютерных приложений для отображения звездного неба. Видимая звездная величина. Суточное движение светил. Связь видимого расположения объектов на небе и географических координат наблюдателя. Движение Земли вокруг Солнца. Видимое движение и фазы Луны. Солнечные и лунные затмения. Время и календарь.

ЗАКОНЫ ДВИЖЕНИЯ НЕБЕСНЫХ ТЕЛ

Структура и масштабы Солнечной системы. Конфигурация и условия видимости планет. Методы определения расстояний до тел Солнечной системы и их размеров. Небесная механика. Законы Кеплера. Определение масс небесных тел. Движение искусственных небесных тел.

СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА

Происхождение Солнечной системы. Система Земля - Луна. Планеты земной группы. Планеты-гиганты. Спутники и кольца планет. Малые тела Солнечной системы. Астероидная опасность.

МЕТОДЫ АСТРОНОМИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ

Электромагнитное излучение, космические лучи и Гравитационные волны как источник информации о природе и свойствах небесных тел. Наземные и космические телескопы, принцип их работы. Космические аппараты. Спектральный анализ. Эффект Доплера. Закон смещения Вина. Закон Стефана-Больцмана.

ЗВЕЗДЫ

Звезды: основные физико-химические характеристики и их взаимная связь. Разнообразие звездных характеристик и их закономерности. Определение расстояния до звезд, параллакс. Двойные и кратные звезды. Внесолнечные планеты. Проблема существования жизни во Вселенной. Внутреннее строение и источники энергии звезд. Происхождение химических элементов. Переменные и вспыхивающие звезды. Коричневые карлики. Эволюция звезд, ее этапы и конечные стадии. Строение Солнца, солнечной атмосферы. Проявления солнечной активности: пятна, вспышки, протуберанцы. Периодичность солнечной активности. Роль магнитных полей на Солнце. Солнечно-земные связи.

НАША ГАЛАКТИКА – МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ

Состав и структура Галактики. Звездные скопления. Межзвездный газ и пыль. Вращение Галактики. Темная материя.

ГАЛАКТИКИ. СТРОЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ВСЕЛЕННОЙ

Открытие других галактик. Многообразие галактик и их основные характеристики. Сверхмассивные черные дыры и активность галактик. Представление о космологии. Красное смещение. Закон Хаббла. Эволюция Вселенной. Большой Взрыв. Реликтовое излучение. Темная энергия.

Планируемые результаты освоения учебного предмета

Учащиеся должны:

Знать, понимать

Смысл понятий: геоцентрическая и гелиоцентрическая система, видимая звездная величина, созвездие, противостояния и соединения планет, комета, астероид, метеор, метеорит, метеороид, планета, спутник, звезда, Солнечная система, Галактика, Вселенная, всемирное и поясное время, внесолнечная планета (экзопланета), спектральная классификация звезд, параллакс, реликтовое излучение, Большой Взрыв, черная дыра;

Смысл физических величин: парсек, световой год, астрономическая единица, звездная величина;

Смысл физического закона Хаббла;

Основные этапы освоения космического пространства;

Гипотезы происхождения Солнечной системы;

Основные характеристики и строение Солнца, солнечной атмосферы;

Размеры Галактики, положение и период обращения Солнца относительно центра Галактики;

Уметь

Приводить примеры: роли астрономии в развитии цивилизации, использования методов исследований в астрономии, различных диапазонов электромагнитных излучений для получения информации об объектах Вселенной, получения астрономической информации с помощью космических аппаратов и спектрального анализа, влияния солнечной активности на Землю;

Описывать и объяснять: различия календарей, условия наступления солнечных и лунных затмений, фазы Луны, суточные движения светил, причины возникновения приливов и отливов; принцип действия оптического телескопа, взаимосвязь физико-химических характеристик звезд с использованием диаграммы "цвет-светимость", физические причины, определяющие равновесие звезд, источник энергии звезд и происхождение химических элементов, красное смещение с помощью эффекта Доплера;

Характеризовать особенности методов познания астрономии, основные элементы и свойства планет Солнечной системы, методы определения расстояний и линейных размеров небесных тел, возможные пути эволюции звезд различной массы;

Находить на небе основные созвездия Северного полушария, в том числе: Большая Медведица, Малая Медведица, Волопас, Лебедь, Кассиопея, Орион; самые яркие звезды, в том числе: Полярная звезда, Арктур, Вега, Капелла, Сириус, Бетельгейзе;

Использовать компьютерные приложения для определения положения Солнца, Луны и звезд на любую дату и время суток для данного населенного пункта;

Использовать приобретенные знания и умения в практической деятельности и повседневной жизни для: понимания взаимосвязи астрономии с другими науками, в основе которых лежат знания по астрономии, отделение ее от лженаук; оценивания информации, содержащейся в сообщениях СМИ, Интернете, научно-популярных статьях.

Тематическое планирование

(11 класс)

Календарно-тематическое планирование

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.

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.).