Въпроси.

1. Видимото движение на светилата в резултат на собственото им движение в космоса, въртенето на Земята и нейното въртене около Слънцето.
2. Принципи за определяне на географски координати от астрономически наблюдения (стр. 4 стр. 16).
3. Причините за промяната във фазите на Луната, условията на настъпването и честотата на слънчевите и лунните затъмнения (стр. 6, стр. 1.2).
4. Характеристики на дневното движение на Слънцето на различни географски ширини в различно време на годината (А.4, стр. 2, стр. 5).
5. Принципът на действие и предназначението на телескопа (стр. 2).
6. Методи за определяне на разстоянията до тела Слънчева системаи техните размери (стр. 12).
7. Възможности за спектрален анализ и извън атмосферни наблюдения за изследване на природата на небесните тела (стр. 14, „Физика“, стр. 62).
8. Най -важните направления и задачи за изследване и изследване на космоса.
9. Законът на Кеплер, неговото откритие, значение, граници на приложимост (стр. 11).
10. Основните характеристики на земните планети, планети -гиганти (стр. 18, 19).
11. Отличителни черти на Луната и спътниците на планетите (стр. 17-19).
12. Комети и астероиди. Основни идеи за произхода на Слънчевата система (стр. 20, 21).
13. Слънцето е като типична звезда. Основни характеристики (стр. 22).
14. Най -важните прояви на слънчевата активност. Тяхната връзка с географски явления (стр. 22, т. 4).
15. Методи за определяне на разстоянията до звездите. Единици за разстояние и връзката между тях (стр. 23).
16. Основни физически характеристики на звездите и тяхната връзка (стр. 23 стр. 3).
17. Физическият смисъл на закона на Стефан-Болцман и неговото приложение за определяне на физическите характеристики на звездите (стр. 24, стр. 2).
18. Променливи и нестационарни звезди. Тяхното значение за изучаване на природата на звездите (стр. 25).
19. Двоични звезди и тяхната роля при определяне на физическите характеристики на звездите.
20. Еволюция на звездите, нейните етапи и крайни етапи (стр. 26).
21. Състав, структура и размер на нашата галактика (стр. 27 стр. 1).
22. Звездни купове, физическото състояние на междузвездната среда (стр. 27, т. 2, стр. 28).
23. Основните видове галактики и техните отличителни черти(Стр. 29).
24. Основи на съвременните представи за структурата и еволюцията на Вселената (стр. 30).

Практически задачи.

1. Присвояване на звездна карта.
2. Определяне на географска ширина.
3. Определяне на склона на светило по географска ширина и надморска височина.
4. Изчисляване на размера на звездата чрез паралакс.
5. Условия за видимост на Луната (Венера, Марс) според училищния астрономически календар.
6. Изчисляване на орбиталния период на планетите въз основа на третия закон на Кеплер.

Отговори.

Билет номер 1. Земята извършва сложни движения: върти се около оста си (Т = 24 часа), движи се около Слънцето (Т = 1 година), върти се с Галактиката (Т = 200 хиляди години). От това може да се види, че всички наблюдения, направени от Земята, се различават по очевидните траектории. Планетите са разделени на вътрешни и външни (вътрешни: Меркурий, Венера; външни: Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон). Всички тези планети се въртят по същия начин като Земята около Слънцето, но поради движението на Земята може да се наблюдава циклично движение на планетите (календарна страница 36). Поради сложното движение на Земята и планетите възникват различни конфигурации на планетите.

Кометите и метеоритните тела се движат по елиптични, параболични и хиперболични траектории.

Билет номер 2. Има 2 географски координати: географска ширина и дължина. Астрономията като практическа наука ви позволява да намерите тези координати (фигура "височината на звездата в горната кулминация"). Височината на полюса на света над хоризонта е равна на географската ширина на мястото на наблюдение. Можете да определите географската ширина на мястото за наблюдение по височината на светилото при горната кулминация ( Климакс- момента, в който звездата преминава през меридиана) по формулата:

h = 90 ° - j + d,

където h е височината на светилото, d е склонението, j е географската ширина.

Географската дължина е втората координата, измерена от нулевия меридиан на Гринуич на изток. Земята е разделена на 24 часови зони, разликата във времето е 1 час. Разликата в местните времена е равна на разликата в географските дължини:

l m - l Gr = t m - t Gr

Местно време- това е слънчевото време на дадено място на Земята. Във всеки момент местното време е различно, така че хората живеят според стандартното време, тоест според времето на средния меридиан на даден пояс. Линията за дата минава на изток (Берингов проток).

Билет номер 3. Луната се движи около Земята в същата посока, в която Земята се върти около оста си. Отражението на това движение, както знаем, е привидното движение на Луната на фона на звездите към въртенето на небето. Всеки ден Луната се измества на изток спрямо звездите с около 13 ° и след 27,3 дни се връща към същите звезди, след като е описала пълен кръг на небесната сфера.

Привидното движение на Луната е придружено от непрекъсната промяна във външния й вид - промяна във фазите. Това се случва, защото Луната заема различни позиции спрямо Слънцето и Земята, която я осветява.

Когато Луната е видима за нас като тесен полумесец, останалата част от нейния диск също свети леко. Това явление се нарича пепелява светлина и се обяснява с факта, че Земята осветява нощната страна на Луната с отразена слънчева светлина.

Земята и Луната, осветени от Слънцето, хвърлят сенчести конуси и конуси на полусенка. Когато Луната попадне изцяло или частично в сянката на Земята, настъпва пълно или частично затъмнение на Луната. От Земята се вижда едновременно навсякъде, където Луната е над хоризонта. Фазата на пълно затъмнение на Луната продължава, докато Луната започне да излиза от земната сянка, и може да продължи до 1 час 40 минути. Слънчевите лъчи, пречупвайки се в земната атмосфера, попадат в конуса на земната сянка. В същото време атмосферата силно абсорбира сините и съседните лъчи и предава главно червени лъчи в конуса. Ето защо Луната става червеникава с голяма фаза на затъмнение и не изчезва напълно. Лунни затъмненияима до три пъти в годината и, разбира се, само при пълнолуние.

Общо слънчево затъмнение се вижда само там, където петно ​​от лунната сянка пада върху Земята, диаметърът на петното не надвишава 250 км. Докато Луната се движи в орбитата си, сянката й се движи по Земята от запад на изток, проследявайки последователно тясна ивица на пълно затъмнение. Там, където полумесецът на Луната пада върху Земята, се наблюдава частично затъмнение на Слънцето.

Поради леко изменение на разстоянията на Земята от Луната и Слънцето, видимият ъглов диаметър понякога е малко по -голям, понякога малко по -малък от слънчевия, понякога равен на него. В първия случай пълното затъмнение на Слънцето продължава до 7 минути 40 s, във втория - Луната изобщо не покрива напълно Слънцето, а в третия - само един миг.

Може да има от 2 до 5 слънчеви затъмнения годишно, в последния случай със сигурност е частно.

Билет номер 4. През цялата година Слънцето се движи по еклиптиката. Еклиптиката преминава през 12 -те зодиакални съзвездия. През деня Слънцето, като обикновена звезда, се движи успоредно на небесния екватор
(-23 ° 27 ¢ £ d £ + 23 ° 27 ¢). Тази промяна в отклонението се причинява от наклона на земната ос към равнината на орбитата.

На географската ширина на тропиците Рак (юг) и Козирог (север), Слънцето е в своя зенит в дните на лятното и зимното слънцестоене.

На Северния полюс Слънцето и звездите не залязват между 21 март и 22 септември. Полярната нощ започва на 22 септември.

Билет номер 5. Има два вида телескопи: рефлекторен телескоп и рефракторен телескоп (снимки).

В допълнение към оптичните телескопи има радиотелескопи, които са устройства, които регистрират космическото излъчване. Радиотелескопът е параболична антена с диаметър около 100 м. Естествени образувания, като кратери или планински склонове, се използват като легло за антената. Радиоизлъчването позволява изследване на планетите и звездни системи.

Билет номер 6. Хоризонтален паралакссе нарича ъгълът, под който се вижда радиусът на Земята от планетата, перпендикулярен на линията на видимост.

p² - паралакс, r² - ъглов радиус, R - радиус на Земята, r - радиус на звездата.

Сега, за да определят разстоянието до осветителните тела, те използват радарни методи: изпращат радио сигнал до планетата, сигналът се отразява и записва от приемната антена. Познавайки времето за пътуване на сигнала, разстоянието се определя.

Билет номер 7. Спектралният анализ е основен инструмент за изследване на Вселената. Спектралният анализ е методът, по който се определя химичен съставнебесните тела, тяхната температура, размер, структура, разстояние до тях и скоростта на тяхното движение. Спектралният анализ се извършва с помощта на спектрограф и спектроскопски инструменти. С помощта на спектрален анализ беше определен химическият състав на звездите, кометите, галактиките и телата на Слънчевата система, тъй като в спектъра всяка линия или тяхната комбинация е характерна за някакъв елемент. По интензитета на спектъра може да се определи температурата на звездите и други тела.

Според спектъра звездите се отнасят към един или друг спектрален клас. От спектралната диаграма можете да определите видимата звездна величина на звездата и след това да използвате формулите:

M = m + 5 + 5lg p

log L = 0,4 (5 - М)

открийте абсолютната звездна величина, светимостта, а оттам и размера на звездата.

Използвайки формулата на Доплер

Създаване на съвременни космически станции, космически кораби за многократна употреба, както и изстрелване Космически корабидо планетите („Вега“, „Марс“, „Луна“, „Вояджър“, „Хермес“) направи възможно инсталирането на телескопи върху тях, чрез които тези звезди могат да се наблюдават отблизо без атмосферни смущения.

Билет номер 8. Началото на космическата ера е поставено от произведенията на руския учен К. Е. Циолковски. Той предложи да се използват реактивни двигатели за изследване на космоса. Той първо предложи идеята за използване на многостепенни ракети за изстрелване на космически кораби. Русия беше пионер в тази идея. Първият изкуствен спътник на Земята е изстрелян на 4 октомври 1957 г., първото прелитане на Луната с получаване на снимки - 1959 г., първият полет с хора в космоса - 12 април 1961 г. Първият полет до Луната от американците - 1964 г., изстрелването на космически кораби и космически станции ...

1. Научни цели:

• престоя на човека в космоса;
• изследване на космоса;
• развитие на технологиите за космически полети;

1. Военни цели (защита от ядрена атака);
2. Телекомуникации (сателитни комуникации, осъществявани чрез комуникационни спътници);
3. Прогнози за времето, прогнозиране на природни бедствия (метеорологични спътници);
4. Производствени цели:

• търсене на минерали;
• мониторинг на околната среда.

Билет номер 9. Заслугата за откриване на законите на движението на планетите принадлежи на изключителния учен Йоханес Кеплер.

Първият закон. Всяка планета се върти около елипса, в един от фокусите на която е Слънцето.

Втори закон. (законът на областите). Радиусният вектор на планетата описва равни площи в равни интервали от време. От този закон следва, че скоростта на планетата при движение в орбитата си е толкова по -голяма, колкото по -близо е до Слънцето.

Трети закон. Квадратите на звездните орбитални периоди на планетите се наричат ​​кубчета на полу-големите оси на техните орбити.

Този закон даде възможност да се установят относителните разстояния на планетите от Слънцето (в единици на полу-голямата ос на земната орбита), тъй като сидеричните периоди на планетите вече са изчислени. Полу-голямата ос на земната орбита се приема като астрономическа единица (AU) на разстояния.

Билет номер 10. План:

1. Избройте всички планети;
2. Разделение (земни планети: Меркурий, Марс, Венера, Земя, Плутон; и гигантски планети: Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун);
3. Разкажете за характеристиките на тези планети въз основа на таблицата. 5 (стр. 144);
4. Посочете основните характеристики на тези планети.

Билет номер 11 ... План:

1. Физически условия на Луната (размер, маса, плътност, температура);

Луната е 81 пъти по -малка от масата на Земята, средната й плътност е 3300 кг / м 3, тоест по -малка от тази на Земята. На Луната няма атмосфера, има само разредена прашна черупка. Огромни температурни колебания лунна повърхностот ден до нощ се обясняват не само с липсата на атмосфера, но и с продължителността лунен дени лунната нощ, която съответства на нашите две седмици. Температурата в слънчогледовата точка на Луната достига + 120 ° С, а в противоположната точка на нощното полукълбо - 170 ° С.

1. Релеф, морета, кратери;
2. Химични характеристики на повърхността;
3. Наличието на тектонска активност.

Сателити на планетите:

1. Марс (2 малки луни: Фобос и Деймос);
2. Юпитер (16 спътника, най -известните 4 галилейски спътника: Европа, Калисто, Йо, Ганимед; на Европа е открит воден океан);
3. Сатурн (17 спътника, Титан е особено известен: има атмосфера);
4. Уран (16 спътника);
5. Нептун (8 спътника);
6. Плутон (1 спътник).

Билет номер 12. План:

1. Комети (физическа природа, структура, орбити, видове), най -известните комети:

• Кометата на Халей (Т = 76 години; 1910 - 1986 - 2062);
• комета Енка;
• комета Hyakutaki;

1. Астероиди (малки планети). Най -известните са Церера, Веста, Палада, Юнона, Икар, Хермес, Аполон (общо над 1500).

Изследването на комети, астероиди, метеорни потоци показа, че всички те имат еднаква физическа природа и същия химичен състав. Определянето на възрастта на Слънчевата система предполага, че Слънцето и планетите са приблизително еднакви (около 5,5 милиарда години). Според теорията за произхода на Слънчевата система, академик О. Ю. Шмит, Земята и планетите са възникнали от облак от газов прах, който поради закона на вселенската гравитация е уловен от Слънцето и е завъртян в в същата посока като Слънцето. Постепенно в този облак се образува конденз, който дава началото на планетите. Доказателството, че планетите са се образували от такива кондензации, е падането на метеорити на Земята и на други планети. Така през 1975 г. е отбелязано падането на кометата на Вахман-Щрасман върху Юпитер.

Билет номер 13. Слънцето е най -близката звезда до нас, в която, за разлика от всички други звезди, можем да наблюдаваме диска и да изследваме малки детайли върху него с телескоп. Слънцето е типична звезда и затова изучаването му помага да се разбере природата на звездите като цяло.

Масата на Слънцето е 333 хиляди пъти по -голяма от масата на Земята, мощността на общото излъчване на Слънцето е 4 * 10 23 kW, ефективната температура е 6000 К.

Както всички звезди, Слънцето е нажежаема топка газ. По принцип се състои от водород с примес от 10% (по броя на атомите) хелий, 1-2% от масата на Слънцето се отчита от други по-тежки елементи.

На Слънцето материята е силно йонизирана, тоест атомите са загубили външните си електрони и заедно с тях стават свободни частици от йонизиран газ - плазма.

Средната плътност на слънчевата материя е 1400 кг / м 3. Това обаче е средно число, а плътността във външните слоеве е несравнимо по -малка, а в центъра е 100 пъти повече.

Под действието на силите на гравитационното привличане, насочени към центъра на Слънцето, в дълбочините му се създава огромно налягане, което достига 2 * 10 8 Pa в центъра, при температура от около 15 милиона K.

При тези условия ядрата на водородните атоми имат много високи скорости и могат да се сблъскват помежду си, въпреки действието на електростатичната отблъскваща сила. Някои сблъсъци завършват с ядрени реакции, при които хелий се образува от водород и се отделя голямо количество топлина.

Повърхността на слънцето (фотосфера) има гранулирана структура, тоест се състои от „зърна“ със среден размер около 1000 км. Гранулирането е следствие от движението на газове в зоната, разположена по протежение на фотосферата. От време на време в определени региони на фотосферата тъмните пролуки между петна се увеличават и се образуват големи тъмни петна. Наблюдавайки слънчевите петна през телескоп, Галилей забеляза, че те се движат по видимия диск на слънцето. На тази основа той заключава, че Слънцето се върти около оста си, с период от 25 дни. на екватора и 30 дни. близо до полюсите.

Петната са нестабилни образувания, най -често се появяват в групи. Почти незабележими светлинни образувания, които се наричат ​​факли, понякога се виждат около петна. Основна характеристикапетна и факли е наличието на магнитни полета с индукция достигащи 0,4-0,5 T.

Билет номер 14. Проявата на слънчевата активност на Земята:

1. Слънчевите петна са активен източник на електромагнитно излъчване, което причинява така наречените "магнитни бури". Тези "магнитни бури" засягат телевизионните и радио комуникациите, причинявайки мощни полярни сияния.
2. Слънцето излъчва следните видове радиация: ултравиолетови, рентгенови, инфрачервени и космически лъчи (електрони, протони, неутрони и адрони на тежки частици). Тези емисии се задържат почти изцяло от земната атмосфера. Ето защо земната атмосфера трябва да се поддържа в добро състояние. Периодично появяващите се озонови дупки позволяват на радиацията от Слънцето да достигне земната повърхност и да повлияе неблагоприятно на органичния живот на Земята.
3. Слънчевата активност се случва на всеки 11 години. Последната максимална слънчева активност е през 1991 г. Очакваният максимум е 2002 г. Максималната слънчева активност означава най -голям брой слънчеви петна, радиация и изпъкналости. Отдавна е установено, че промяната в слънчевата активност на Слънцето влияе върху следните фактори:

• епидемиологичната ситуация на Земята;
• броя на различните видове природни бедствия (тайфуни, земетресения, наводнения и др.);
• относно броя на пътните и железопътните произшествия.

Максимумът от всичко това пада върху годините на активното Слънце. Както установи ученият Чижевски, активното Слънце влияе върху благосъстоянието на човек. Оттогава се правят периодични прогнози за човешкото благосъстояние.

Билет номер 15. Радиусът на Земята се оказва твърде малък, за да послужи като основа за измерване на изместването на паралакса на звездите и разстоянието до тях. Затова използвайте годишния паралакс вместо хоризонталния.

Годишният паралакс на една звезда е ъгълът, под който от звездата може да се види полу-голямата ос на земната орбита, ако е перпендикулярна на линията на зрение.

а - полу -голяма ос на земната орбита,

p - годишен паралакс.

Единицата за разстояние също е парсек. Парсек е разстоянието, от което полу-голямата ос на земната орбита, перпендикулярна на линията на видимост, се вижда под ъгъл 1².

1 парсек = 3,26 светлинни години = 206265 астрономически единици. д. = 3 * 10 11 км.

Чрез измерване на годишния паралакс можете надеждно да установите разстоянието до звездите, които са не повече от 100 парсека или 300 sv. години.

Билет номер 16. Звездите се класифицират според следните параметри: размер, цвят, яркост, спектрален клас.

По размер звездите са разделени на звезди джуджета, средни звезди, нормални звезди, гигантски звезди и супергигантски звезди. Звездите джуджета са спътник на звездата Сириус; средна - Слънцето, Параклис (Колесница); нормални (t = 10 хиляди K) - имат размери между Слънцето и Капела; гигантски звезди - Антарес, Арктур; свръхгиганти - Бетелгейзе, Алдебаран.

По цвят звездите се делят на червени (Антарес, Бетелгейзе - 3000 К), жълти (Слънце, Капела - 6000 К), бели (Сириус, Денеб, Вега - 10 000 К), сини (Спика - 30 000 К).

По яркост звездите се класифицират, както следва. Ако вземем светимостта на Слънцето като 1, тогава белите и сините звезди имат светимост 100 и 10 хиляди пъти по -голяма от светимостта на Слънцето, а червените джуджета - 10 пъти по -малко от светимостта на Слънцето.

Според спектъра звездите са разделени на спектрални класове (виж таблицата).

Условия на равновесие: както знаете, звездите са единствените обекти на природата, вътре в които протичат неконтролируеми реакции на термоядрен синтез, които са придружени от отделянето на голямо количество енергия и определят температурата на звездите. Повечето звезди са неподвижни, тоест не експлодират. Някои звезди експлодират (т.нар. Нови и свръхнови). Защо звездите като цяло са в равновесие? Принудително ядрени експлозиив неподвижните звезди тя се балансира от силата на гравитацията, поради което тези звезди остават в равновесие.

Билет номер 17. Законът на Стефан-Болцман определя връзката между радиацията и температурата на звездите.

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

e - енергия на излъчване на единица повърхност на звездата

L е светимостта на звездата, R е радиусът на звездата.

Използвайки формулата на Стефан-Болцман и закона на Виен, се определя дължината на вълната, на която пада максималната радиация:

l max T = b b - константата на Wien

Човек може да излезе от обратното, тоест като използва осветеността и температурата, за да определи размера на звездите.

Билет номер 18. План:

1. Цефеиди
2. Нови звезди
3. Свръхнови

Билет номер 19. План:

1. Визуално двойно, кратно
2. Спектрални двоични файлове
3. Затъмняващи променливи звезди

Билет номер 20. Съществува различни видовезвезди: единични, двойни и множествени, стационарни и променливи, гигантски звезди и звезди джуджета, нови и свръхнови. Има ли закономерности в това разнообразие от звезди, в техния привиден хаос? Такива закономерности съществуват, въпреки различните яркости, температури и размери на звездите.

1. Установено е, че с увеличаване на масата светимостта на звездите се увеличава и тази зависимост се определя от формулата L = m 3.9, освен това за много звезди е валидна закономерността L »R 5.2.
2. Зависимост на L от t ° и цвят (диаграма „цвят - яркост).

Колкото по -масивна е звездата, толкова по -бързо изгаря основното гориво, водородът, превръщайки се в хелий ( ). Масивните сини и бели гиганти изгарят за 10 7 години. Жълтите звезди като Капела и Слънцето изгарят за 10 10 години (t Слънце = 5 * 10 9 години). Белите и сините звезди изгарят и се превръщат в червени гиганти. Те синтезират 2C + He ® C 2 He. С изгарянето на хелия звездата се свива и се превръща в бяло джудже. С течение на времето бялото джудже се превръща в много плътна звезда, която се състои само от неутрони. Намаляването на размера на звезда води до нейното много бързо въртене. Тази звезда пулсира, излъчвайки радиовълни. Те се наричат ​​пулсари - последният етап на гигантските звезди. Някои звезди с маса, много по-голяма от масата на Слънцето, се свиват толкова много, че се завъртат така наречените „черни дупки“, които поради гравитацията не излъчват видима радиация.

Билет номер 21. Нашата звездна система - Галактиката е една от елиптичните галактики. Млечният път, който виждаме, е само част от нашата Галактика. В съвременните телескопи могат да се видят звезди с магнитуд 21. Броят на тези звезди е 2 * 10 9, но това е само малка част от населението на нашата Галактика. Диаметърът на Галактиката е приблизително 100 хиляди светлинни години. Наблюдавайки Галактиката, може да се забележи „разцепване“, което е причинено от междузвезден прах, който блокира звездите на Галактиката от нас.

Население на галактиката.

В ядрото на галактиката има много червени гиганти и краткопериодни цефеиди. В клоните по -далеч от центъра има много свръхгиганти и класически цефеиди. Спиралните рамена съдържат горещи супергиганти и класически цефеиди. Нашата галактика се върти около центъра на галактиката, която се намира в съзвездието Херкулес. Слънчевата система прави пълна революция около галактическия център за 200 милиона години. Чрез въртенето на Слънчевата система може да се определи приблизителната маса на Галактиката - 2 * 10 11 m от Земята. Звездите се считат за неподвижни, но в действителност звездите се движат. Но тъй като сме значително отстранени от тях, това движение може да се наблюдава само в продължение на хиляди години.

Билет номер 22. В нашата Галактика, освен единични звезди, има звезди, които се обединяват в купове. Има 2 вида звездни купове:

1. Отворени звездни купове, като звездния куп Плеяди в съзвездията Телец и Хиади. Едно просто око в Плеядите може да види 6 звезди, но ако погледнете през телескоп, можете да видите разпръскване на звезди. Размерът на отворените клъстери е няколко парсека. Отворените звездни купове се състоят от стотици звезди от основна последователност и супергиганти.
2. Глобуларните звездни купове са с размер до 100 парсека. Тези клъстери се характеризират с краткопериодни цефеиди и особена звездна величина (от -5 до +5 единици).

Руският астроном В. Я. Струве открил, че има междузвездно поглъщане на светлина. Междузвездното поглъщане на светлина отслабва яркостта на звездите. Междузвездната среда е изпълнена с космически прах, който образува така наречените мъглявини, например тъмните мъглявини Големи магеланови облаци, Конска глава. В съзвездието Орион има мъглявина от газ и прах, която свети с отразената светлина на близките звезди. В съзвездието Водолей има Голямата планетарна мъглявина, образувана в резултат на излъчването на газ от близките звезди. Воронцов-Веляминов доказа, че емисията на газове от гигантски звезди е достатъчна за образуването на нови звезди. Газообразните мъглявини образуват слой с дебелина 200 парсека в Галактиката. Те се състоят от H, He, OH, CO, CO 2, NH 3. Неутралният водород излъчва дължина на вълната 0,21 м. Разпределението на това радиоизлъчване определя разпределението на водорода в Галактиката. Освен това в Галактиката има източници на тормозно излъчване (рентгеново излъчване) (квазари).

Билет номер 23. Уилям Хершел през 17 век картографира много мъглявини на звездната карта. Впоследствие се оказа, че това са гигантски галактики, които се намират извън нашата Галактика. С помощта на цефеидите американският астроном Хъбъл доказа, че най-близката галактика, М-31, се намира на разстояние 2 милиона светлинни години. В съзвездието Вероника са открити около хиляда такива галактики, разположени на милиони светлинни години от нас. Хъбъл доказа, че има червено изместване в спектрите на галактиките. Това изместване е толкова по -голямо, колкото по -далеч от нас е галактиката. С други думи, колкото по -далечна е галактиката, толкова по -бързо е нейното разстояние от нас.

V отместване = D * H H - константа на Хъбъл, D - изместване в спектъра.

Моделът на разширяващата се вселена, основан на теорията на Айнщайн, беше потвърден от руския учен Фридман.

Галактиките са с неправилен, елипсовиден и спираловиден тип. Елиптичните галактики са в съзвездието Телец, спирална галактика е наша, мъглявината Андромеда, неправилна галактика е в Магелановите облаци. В допълнение към видимите галактики в звездните системи съществуват така наречените радио галактики, тоест мощни източници на радиоизлъчване. На мястото на тези радио галактики бяха открити малки светещи обекти, чието червено изместване е толкова голямо, че очевидно са далечни от нас с милиарди светлинни години. Те бяха наречени квазари, защото тяхното излъчване понякога е по -мощно от излъчването на цяла галактика. Възможно е квазарите да са ядра на много мощни звездни системи.

Билет номер 24. Най -новият звезден каталог съдържа повече от 30 хиляди галактики, по -ярки от магнитуд 15, а с помощта на силен телескоп стотици милиони галактики могат да бъдат заснети. Всичко това заедно с нашата Галактика образува така наречената метагалактика. По отношение на размера и броя на обектите, метагалактиката е безкрайна, няма начало или край. От съвременни идеивъв всяка галактика звезди и цели галактики умират, както и появата на нови звезди и галактики. Науката, която изучава нашата Вселена като цяло, се нарича космология. Според теорията на Хъбъл и Фридман нашата вселена, като се вземе предвид общата теория на Айнщайн, такава вселена се разширява преди около 15 милиарда години, най -близките галактики са били по -близо до нас, отколкото сега. На някакво място в космоса възникват нови звездни системи и, като се вземе предвид формулата E = mc 2, тъй като можем да кажем, че тъй като масите и енергиите са еквивалентни, взаимното им превръщане една в друга е в основата на материалния свят.

По -долу е даден списък с думи, полезни за астрономията. Тези термини са създадени от учени, за да обяснят какво се случва в космоса.

Полезно е да знаете тези думи, без да разбирате техните определения е невъзможно да изучавате Вселената и да се обяснявате по темите на астрономията. Надяваме се, че основните астрономически термини ще останат в паметта ви.

Абсолютна величина - Колко ярка ще бъде една звезда, ако е на 32,6 светлинни години от Земята.

Абсолютна нула - възможно най -ниска температура, -273,16 градуса по Целзий

Ускорение - Промяна в скоростта (скорост или посока).

Sky Glow - Естественият блясък на нощното небе поради реакции, протичащи в горните слоеве на земната атмосфера.

Албедо - Албедото на обект показва колко светлина отразява. Идеалният рефлектор, като огледало, би имал албедо 100. Луната има албедо 7, а Земята има албедо 36.

Angstrem - Единица, която се използва за измерване на дължините на вълните на светлината и друго електромагнитно излъчване.

Пръстеновиден - оформен като пръстен или образува пръстен.

Апоастър - Когато две звезди се въртят една около друга, тогава колко далеч могат да бъдат една от друга (максимално разстояние между телата).

Афелиос - По време на орбиталното движение на обект около Слънцето, когато идва най -отдалечената позиция от Слънцето.

Апогей - Положението на обект в земната орбита, когато е най -отдалечен от Земята.

Aerolit е каменен метеорит.

Астероид - Твърдо тяло или малка планета, въртяща се около Слънцето.

Астрология - Вярата, че положението на звездите и планетите влияе върху събитията от човешките съдби. Това няма научна основа.

Астрономическа единица - Разстояние от Земята до Слънцето Обикновено се записва като AU.

Астрофизика - Използването на физика и химия в изучаването на астрономията.

Атмосфера - Газово пространство, обграждащо планета или друг космически обект.

Атом - Най -малката частица от всеки елемент.

Аврора (Северно сияние) - Красиви светлини над полярните области, които са причинени от напрежението на слънчевите частици при взаимодействие с магнитното поле на Земята.

Оста - Въображаемата линия, по която се върти обектът.

Фоново излъчване - Слабо микровълново излъчване, излъчвано от космоса във всички посоки. Смята се, че това е остатъкът от Големия взрив.

Барицентър - център на тежестта на Земята и Луната.

Двоични звезди - звездно дуо, което всъщност се състои от две звезди, които обикалят една около друга.

Черна дупка - Зона от пространство около много малък и много масивен обект, в който гравитационното поле е толкова силно, че дори светлината не може да избяга от него.

Огнена топка - Брилянтен метеор, който може да експлодира, когато се спуска през земната атмосфера.

Болометър - чувствителен към радиация детектор.

Небесна сфера - Въображаема сфера, която заобикаля Земята. Терминът се използва, за да помогне на астрономите да обяснят къде са обектите в небето.

Цефеиди - Променливи звезди, учените ги използват, за да определят колко далеч е галактиката или колко далеч от нас е куп звезди.

Зарядно свързано устройство (CCD) - чувствително устройство за изображения, което замества фотографията в повечето клонове на астрономията.

Хромосфера - Част от слънчевата атмосфера, видима по време на пълно слънчево затъмнение.

Circumpolar Star - Звездата, която никога не залязва и може да се гледа целогодишно.

Клъстери - Група звезди или група галактики, които са свързани от силите на гравитацията.

Цветен индекс - мярка за цвета на звездата, която казва на учените колко гореща е повърхността на звездата.

Кома - Мъглявината, която обгражда ядрото на кометата.

Комета - малки, замръзнали маси от прах и газ, обикалящи около Слънцето.

Съединение - Явление, при което една планета се приближава към друга планета или звезда и се движи между друг обект и тялото на Земята.

Съзвездия - Група звезди, получили имена от древни астрономи.

Корона - Външната част на атмосферата на Слънцето.

Coronograph - Вид телескоп, предназначен за наблюдение на Коронното слънце.

Космически лъчи - Високоскоростни частици, които достигат Земята от космоса.

Космология - изследване на Вселената.

Ден - Времето, през което Земята, въртейки се, прави оборот около оста си.

Плътност - компактността на материята.

Линия на движение - Обекти, движещи се около Слънцето в същата посока като Земята - те се движат напред, за разлика от обекти, движещи се в обратна посока - те се движат с ретроградно движение.

Дневно движение - Привидното движение на небето от Изток на Запад, причинено от движението на Земята от Запад на Изток.

Пепелява светлина - слабото сияние на Луната над тъмната страна на Земята. Светлината се причинява от отражение от Земята.

Затъмнение - Когато видим обект в небето, блокиран от сянката на друг обект или сянката на Земята.

Еклиптика - Пътят на Слънцето, Луната и планетата, по който всеки следва в небето.

Екосфера - Районът около звездата, където температурата позволява да съществува живот.

Електрон - Отрицателна частица, която се върти около атом.

Елемент - Вещество, което не може да бъде допълнително фрагментирано. Има 92 известни елемента.

Равноденствие - 21 март и 22 септември. Два пъти в годината, когато денят и нощта са равни по време, по целия свят.

Втора космическа скорост - Скоростта, необходима на обекта да избяга от гравитационната сила на друг обект.

Екзосфера - Външната част на земната атмосфера.

Ракети - ефектът на слънчевите светкавици. Красиви изригвания във външната част на атмосферата на Слънцето.

Галактика - Група от звезди, газ и прах, които се държат заедно от гравитацията.

Гама - Изключително късо вълнова енергийна електромагнитна радиация.

Геоцентричен - Просто означава, че Земята е в центъра. Хората са свикнали да вярват, че Вселената е геоцентрична; За тях земята е била център на Вселената.

Геофизика - изследване на Земята с помощта на физика.

HI зона - Неутрален водороден облак.

NI регион - Йонизиран водороден облак (област на гореща емисионна мъглявина от плазма).

Диаграма Херцшпрунг -Ръсел - Диаграма, която помага на учените да разберат различни видовезвезди.

Константа на Хъбъл - Съотношението между разстоянието от обект и скоростта, с която той се отдалечава от нас. Колкото по -далеч се движи обектът, толкова по -бързо се отдалечава от нас.

Планетите, които имат орбита по -малка от тази на Земята - Меркурий и Венера, които лежат по -близо до Слънцето от Земята, се наричат ​​по -ниски планети.

Йоносфера - Областта на земната атмосфера.

Келвин - Измерването на температурата често се използва в астрономията. 0 градуса по Келвин е равно на -273 градуса по Целзий и -459,4 градуса по Фаренхайт.

Законите на Кеплер - 1. планетите се движат по елиптични орбити със Слънцето в един от фокусите. 2. Въображаема линия, свързваща центъра на планетата с центъра на слънцето. 3. Времето, необходимо на планетата за обикаляне около Слънцето.

Kirkwood Gaps - Региони в астероидния пояс, където почти няма астероиди. Това се дължи на факта, че гигантският Юпитер променя орбитите на всеки обект, който влиза в тези области.

Светлинна година - Разстоянието, което лъч светлина изминава за една година. Това е приблизително 6 000 000 000 000 (9 660 000 000 000 км) мили.

Крайност - ръбът на всеки обект в космоса. Лунната зона например.

Местна група - група от две дузини галактики. Това е групата, към която принадлежи нашата галактика.

Лунация - Периодът между новолунията. 29 дни 12 часа 44 минути

Магнитосфера - Областта около обект, където може да се усети влиянието на магнитното поле на обекта.

Маса - Не е същото като теглото, въпреки че масата на обект помага да се определи колко ще тежи.

Метеор - Падаща звезда е прахови частици, влизащи в земната атмосфера.

Метеорит - Обект от космоса, като скала, който пада на Земята и каца на нейната повърхност.

Метеороиди - всеки малък обект в космоса, като облаци прах или скали.

Микрометеорити - Изключително малък обект. Те са толкова малки, че когато влязат в земната атмосфера, не създават звезден ефект.

Млечният път е нашата галактика. (Думата „Галактика“ всъщност означава Млечен път на гръцки).

Малка планета - астероид

Молекула - група атоми, свързани помежду си.

Множество звезди - група звезди, които се въртят една около друга.

Надир - Това е точка от небесната сфера, точно под наблюдателя.

Мъглявина - облак от газ и прах.

Неутрино - Много малка частица без маса или заряд.

Неутронна звезда - Останки от мъртва звезда. Те са изключително компактни и се въртят много бързо, някои се въртят 100 пъти в секунда.

Ново - звезда, която изведнъж пламва, преди да изчезне отново - светкавица, многократно по -силна от първоначалната си яркост.

Земен сфероид - планета, която не е идеално кръгла, защото е по -широка в средата и по -къса отгоре надолу.

Затъмнение - Покриване на едно небесно тяло с друго.

Противопоставяне - Когато планетата е точно срещу Слънцето, така че Земята да е между тях.

Орбита - Пътят на един обект около друг.

Озон - Зоната в горните слоеве на Земята, която поглъща много от смъртоносната радиация, идваща от космоса.

Паралакс - Преместване на обект, когато се гледа от две различни места. Например, ако затворите едното око и погледнете миниатюрата си и след това превключите очи, ще видите всичко на заден план да се измества напред -назад. Учените използват това за измерване на разстоянието до звездите.

Парсек - 3,26 светлинни години

Penumbra - По -светлата част на сянката е на ръба на сянката.

Периастрон - Когато две звезди, които обикалят една около друга, са в най -близката точка.

Перигей - точката в орбитата на обект около Земята, когато е по -близо до Земята.

Перихелий - Когато обект, който обикаля около Слънцето в най -близката точка на слънцето

Нарушение - Нарушение в орбитата на небесен обект, причинено от гравитационното привличане на друг обект.

Фази - Очевидно промяна на формата на Луната, Меркурий и Венера поради това колко голяма част от слънчевата страна гледа към Земята.

Фотосфера - Ярка повърхност на Слънцето

Планета - обект, който се движи около звезда.

Планетна мъглявина - Газова мъглявина, която заобикаля звезда.

Прецесия - Земята се държи като върх. Полюсите му, въртящи се в кръг, карат полюсите да сочат в различни посоки с течение на времето. На Земята са необходими 25 800 години, за да завърши една прецесия.

Правилно движение - Движението на звезди по небето, гледано от Земята. Близки звезди имат по -висока собствено движениеотколкото по -далечни, както в нашата кола - изглежда, че по -близките обекти, като пътните знаци, се движат по -бързо от далечните планини и дървета.

Протонът е елементарна частица в центъра на атом. Протоните са положително заредени.

Квазар - Много далечен и много ярък обект.

Блестящ - Област в небето по време на метеорологичен дъжд.

Радио галактики - галактики, които са изключително мощни излъчватели на радиоизлъчване.

Червено отместване - Когато обект се отдалечи от Земята, светлината от този обект се разтяга, което го прави по -червен.

Завъртане - Когато нещо се движи в кръг около друг обект, като Луната около Земята.

Въртене - Когато въртящият се обект има поне една фиксирана равнина.

Сарос (драконов период) е времеви интервал от 223 синодични месеца (приблизително 6585,3211 дни), след което затъмненията на Луната и Слънцето се повтарят в обичайния ред. Сарос цикъл - Период от 18 години 11,3 дни, в които затъмненията се повтарят.

Сателит - малък обект в орбита. Има много електронни обекти, които се въртят около земята.

Twinkle - Мигането на звездите. Благодарение на земната атмосфера.

Изглед - Състоянието на земната атмосфера в определен момент от времето. Ако небето е ясно, астрономите казват, че има добра гледка.

Селенография - Изучаване на лунната повърхност.

Сейфертови галактики - галактики с малки ярки центрове. Много галактики на Сейферт са добри източници на радиовълни.

Падаща звезда - светлина в атмосферата в резултат на падане на метеорит на Земята.

Сидеричен период - периодът от време, който обект в космоса отнема за завършване на една пълна революция по отношение на звездите.

Слънчева система - система от планети и други обекти, обикалящи около звездата Слънце.

Слънчев вятър - постоянен поток от частици от Слънцето във всички посоки.

Слънцестоене - 22 юни и 22 декември. Времето от годината, когато денят е или най -кратък, или най -дълъг, в зависимост от това къде се намирате.

Спикулите са основните елементи с диаметър до 16 000 километра в хромосферата на Слънцето.

Стратосфера - Нивото на земната атмосфера е приблизително 11-64 км над морското равнище.

Звезда - Самосветящ се обект, който свети чрез енергията, произведена при ядрени реакции в ядрото си.

Супернова - Супер ярка звезда избухна. Свръхнова може да произвежда същото количество енергия в секунда като цялата галактика.

Слънчев часовник - древен инструмент, използван за определяне на времето.

Слънчеви петна - тъмни петна по повърхността на Слънцето.

Външни планети - Планети, които лежат по -далеч от Слънцето от Земята.

Синхронен спътник - Изкуствен спътник, който се движи около Земята със същата скорост, както Земята се върти, така че винаги да е в една и съща част на Земята.

Синодичен орбитален период - времето, необходимо на обект в космоса да се появи отново в една и съща точка, по отношение на други два обекта, например Земята и Слънцето

Syzygy - Положението на Луната в нейната орбита, в нова или пълна фаза.

Терминатор - Линията между ден и нощ на всеки небесен обект.

Термодвойка - устройство, използвано за измерване на много малки количества топлина.

Забавяне на времето - Когато се доближите до скоростта на светлината, времето се забавя и масата се увеличава (има такава теория).

Троянски астероиди - астероиди, обикалящи около Слънцето, следвайки орбитата на Юпитер.

Тропосфера - долната част на земната атмосфера.

Shadow - Тъмният интериор на слънчевата сянка.

Променливи звезди - звезди, които се колебаят в яркостта.

Зенит - Той е точно над главата ти в нощното небе.

1.2 Някои важни концепции и формули от общата астрономия

Преди да преминем към описанието на затъмняващите се променливи звезди, на което е посветено тази работа, ще разгледаме някои основни концепции, които ще ни трябват в бъдеще.

Звездната величина на небесното тяло е мярката за неговата яркост, приета в астрономията. Блясъкът е интензитетът на светлината, достигаща до наблюдателя, или осветеността, създадена върху приемника на излъчване (око, фотографска плоча, фотоумножител и др.) Яркостта е обратно пропорционална на квадрата на разстоянието, разделящо източника и наблюдателя.

Величината m и величината E са свързани по формулата:

В тази формула E i е яркостта на звездата от m-тата звездна величина, E k е яркостта на звездата от m k-тата звездна величина. Използвайки тази формула, е лесно да се види, че звездите от първа величина (1 м) са по -ярки от звездите от шеста величина (6 м), които се виждат на границата на видимост с невъоръжено око точно 100 пъти. Именно това обстоятелство е в основата на изграждането на мащабната скала.

Като вземем логаритъма по формула (1) и като вземем предвид, че lg 2.512 = 0.4, получаваме:

, (1.2)

(1.3)

Последната формула показва, че амплитудната разлика е правопропорционална на логаритъма на величината. Знакът минус в тази формула показва, че величината се увеличава (намалява) с намаляване (увеличаване) на яркостта. Разликата в величината може да бъде изразена не само като цяло число, но и като дробно число. С помощта на високо прецизни фотоелектрически фотометри е възможно да се определи разликата в величината с точност от 0,001 m. Точността на визуалните (очни) оценки на опитен наблюдател е около 0,05 m.

Трябва да се отбележи, че формула (3) позволява да се изчисляват не звездни величини, а техните различия. За да изградите скала на величините, трябва да изберете някаква нулева точка (произход) на тази скала. Приблизително може да се счита за такава Вега с нулева точка (Лира) - звезда с нулева звездна величина. Има звезди с отрицателна величина. Например Сириус (а Голямо куче) е най -ярката звезда в земното небе и има магнитуд -1,46 m.

Блясъкът на звезда, оценен от окото, се нарича визуален. Той има звездна величина, обозначена с m u. или m визи. ... Яркостта на звездите, оценена по диаметъра на изображението и степента на почерняване върху фотографска плоча (фотографски ефект), се нарича фотографска. Той съответства на фотографската звездна величина m pg или m phot. Разликата C = m pg - m phot, в зависимост от цвета на звездата, се нарича цветен индекс.

Има няколко общоприети амплитудни системи, от които най -широко се използват величините U, B и V. Буквата U означава ултравиолетови величини, B - синьо (близко до фотографското), V - жълто (близко до визуалното). Съответно се определят два цветови индекса: U - B и B - V, които са равни на нула за чисто бели звезди.

Теоретична информацияза затъмняващите се променливи звезди

2.1 История на откритията и класификация на затъмняващите се променливи звезди

Първата затъмняваща променлива звезда Алгол (b Персей) е открита през 1669 г. Италиански математик и астроном Монтанари. За първи път го изследва в края на 18 век. Английският любител на астрономията Джон Гудрик. Оказа се, че единичната звезда b Персей, видима с просто око, всъщност е множествена система, която не е разделена дори от телескопични наблюдения. Две от звездите в системата се въртят около общ център на масата за 2 дни, 20 часа и 49 минути. В определени моменти от време една от звездите, включени в системата, затваря другата от наблюдателя, което причинява временно отслабване на общата яркост на системата.

Кривата на яркост на Algol, която е показана на фиг. 1

Тази графика се основава на точни фотоелектрически наблюдения. Виждат се две отслабвания на яркостта: дълбок първичен минимум - основното затъмнение (яркият компонент е скрит зад по -слабото) и леко намаляване на яркостта - вторичен минимум, когато по -светлият компонент затъмнява по -слабия.

Тези явления се повтарят след 2.8674 дни (или 2 дни 20 часа 49 минути).

От графиката на промяната на яркостта (фиг. 1) се вижда, че в Алгол, веднага след достигане на основния минимум (най -малката стойност на яркостта), започва нейното покачване. Това означава, че настъпва частично затъмнение. В някои случаи може да се наблюдава и пълно затъмнение, което се характеризира със запазване на минималната стойност на яркостта на променливата в основния минимум за определен период от време. Например в затъмняващата се променлива звезда U Cephei, която е достъпна за наблюдения със силни бинокли и любителски телескопи, в основния минимум продължителността на пълната фаза е около 6 часа.

Внимателно разглеждайки графиката за промяна на яркостта на Алгол, може да се установи, че между главния и вторичния минимум яркостта на звездата не остава постоянна, както може да изглежда на пръв поглед, но се променя леко. Това явление може да се обясни по следния начин. Извън затъмнението светлината достига до Земята от двата компонента на двоичната система. Но и двата компонента са близки един до друг. Следователно, по -слаб компонент (често по -голям по размер), осветен от ярък компонент, разсейва падащото излъчване. Очевидно най -голямото количество разсеяна радиация ще достигне наземния наблюдател в момента, когато слабият компонент се намира зад яркия, т.е. близо до момента на вторичния минимум (теоретично това трябва да се случи веднага в момента на вторичния минимум, но общата яркост на системата рязко намалява поради факта, че един от компонентите е затъмнен).

Този ефект се нарича ефект на радиация. На графиката тя се проявява като постепенно увеличаване на общата яркост на системата, когато се доближава до вторичния минимум и намалява яркостта, което е симетрично на нейното увеличение спрямо вторичния минимум.

През 1874г. Goodrike откри втората затъмняваща се променлива звезда, b Lyrae. Той променя блясъка относително бавно с период от 12 дни 21 часа 56 минути (12.914 дни). За разлика от Algol, светлинната крива има по -гладка форма. (Фиг. 2) Това се дължи на близостта на компонентите един към друг.

Възникващите в системата приливни сили принуждават и двете звезди да се простират по линията, свързваща техните центрове. Компонентите вече не са сферични, а елипсоидални. По време на орбитално движение дисковете на компонентите, които имат елипсовидна форма, плавно променят своята площ, което води до непрекъсната промяна в яркостта на системата дори извън затъмнението.

През 1903г. беше открита затъмняващата променлива W на Голямата мечка, при която орбиталният период е около 8 часа (0,3336834 дни). През това време се наблюдават два минимума с еднаква или почти еднаква дълбочина (фиг. 3). Изследването на светлинната крива на звездата показва, че компонентите са почти еднакви по размер и почти докосват повърхностите.

В допълнение към звезди като Algol, b Lyrae и W Ursa Major, има по -редки обекти, които също се наричат ​​затъмняващи променливи звезди. Това са елипсоидални звезди, които се въртят около оста. Промяната на областта на диска причинява леки промени в блясъка.

Водород, докато звездите с температура около 6 хиляди К. имат линии от йонизиран калций, разположени на границата на видимата и ултравиолетовата част на спектъра. Обърнете внимание, че този тип I има спектъра на нашето Слънце. Последователността на спектрите на звездите, получени при непрекъсната промяна в температурата на повърхностните им слоеве, се обозначава със следните букви: O, B, A, F, G, K, M, от най -горещите до ...

Няма да се наблюдават линии (поради слабостта на спектъра на спътника), но линиите на спектъра на главната звезда ще се колебаят по същия начин, както в първия случай. Периодите на промени, настъпващи в спектрите на спектроскопичните двоични файлове, които очевидно също са периоди на тяхната революция, са много различни. Най -краткият известен период е 2,4H (g Малка мечка), а най -дългият е десетки години. За...

1. Сириус, Слънце, Алгол, Алфа Кентавър, Албирео. Намерете излишния обект в този списък и обяснете решението си. Решение:Излишният обект е Слънцето. Всички останали звезди са двойни или кратни. Може също така да се отбележи, че Слънцето е единствената звезда в списъка с планети около него. 2. Изчислете стойността на атмосферното налягане на повърхността на Марс, ако е известно, че масата на неговата атмосфера е 300 пъти по -малка от масата на земната атмосфера, а радиусът на Марс е около 2 пъти по -малък от радиуса на Земята. Решение:Проста, но доста точна оценка може да се получи, ако приемем, че цялата атмосфера на Марс е събрана в приповерхностен слой с постоянна плътност, равна на плътността на повърхността. След това налягането може да бъде изчислено по добре познатата формула, където е плътността на атмосферата на повърхността на Марс, е ускорението на гравитацията на повърхността и е височината на такава хомогенна атмосфера. Такава атмосфера ще се окаже доста тънка, така че промяната с надморската височина може да бъде пренебрегната. По същата причина масата на атмосферата може да бъде представена като къде е радиусът на планетата. Тъй като къде е масата на планетата, нейният радиус, е гравитационната константа, изразът за налягане може да бъде записан под формата на съотношение е пропорционално на плътността на планетата, така че натискът върху повърхността е пропорционален. Очевидно същите разсъждения могат да бъдат приложени и към Земята. Тъй като средната плътност на Земята и Марс - две земни планети - е близка, зависимостта от средната плътност на планетата може да бъде пренебрегната. Следователно радиусът на Марс е около 2 пъти по -малък от радиуса на Земята Атмосферно наляганена повърхността на Марс може да бъде оценена като земна, т.е. за kPa (всъщност става въпрос за kPa). 3. Известно е, че ъгловата скорост на въртенето на Земята около оста си намалява с времето. Защо? Решение:Поради съществуването на лунни и слънчеви приливи (в океана, атмосферата и литосферата). Приливните гърбици се движат по повърхността на Земята в посока, обратна на посоката на нейното въртене около оста си. Тъй като движението на приливните гърбици по повърхността на Земята не може да се случи без триене, приливните гърбове забавят въртенето на Земята. 4. Къде е най -дългият ден на 21 март: в Санкт Петербург или Магадан? Защо? Географската ширина на Магадан е. Решение:Продължителността на деня се определя от средното отклонение на Слънцето през деня. В околностите на 21 март отклонението на Слънцето се увеличава с течение на времето, така че денят ще бъде по -дълъг, когато 21 март е по -късно. Магадан се намира източно от Санкт Петербург, така че продължителността на деня на 21 март в Санкт Петербург ще бъде по -голяма. 5. В основата на галактиката M87 е черна дупка с масата на масата на Слънцето. Намерете гравитационния радиус на черната дупка (разстоянието от центъра, на което втората космическа скорост е равна на скоростта на светлината), както и средната плътност на материята в гравитационния радиус. Решение:Втората космическа скорост (това е скорост на бягство или параболична скорост) за всяко космическо тяло може да бъде изчислена по формулата: където