Poniżej znajduje się lista słów przydatnych w astronomii. Terminy te zostały stworzone przez naukowców, aby wyjaśnić, co dzieje się w kosmosie.

Warto znać te słowa, bez zrozumienia ich definicji niemożliwe jest badanie Wszechświata i wyjaśnienie na tematy astronomiczne. Miejmy nadzieję, że podstawowe terminy astronomiczne pozostaną w Twojej pamięci.

Wielkość bezwzględna - Jak jasna będzie gwiazda, jeśli znajduje się w odległości 32,6 lat świetlnych od Ziemi.

Zero absolutne - najniższa możliwa temperatura, -273,16 stopni Celsjusza

Przyspieszenie – zmiana prędkości (prędkości lub kierunku).

Sky Glow - Naturalna poświata nocnego nieba spowodowana reakcjami zachodzącymi w górnych warstwach ziemskiej atmosfery.

Albedo — Albedo obiektu wskazuje, ile światła odbija. Idealny reflektor, taki jak lustro, miałby albedo 100. Księżyc ma albedo 7, a Ziemia ma albedo 36.

Angstrem - Jednostka używana do pomiaru długości fal światła i innego promieniowania elektromagnetycznego.

Pierścieniowy - w kształcie pierścienia lub tworzy pierścień.

Apoaster - Kiedy dwie gwiazdy krążą wokół siebie, to jak daleko mogą być od siebie (maksymalna odległość między ciałami).

Aphelios - Podczas ruchu orbitalnego obiektu wokół Słońca, gdy nadchodzi najdalsza pozycja od Słońca.

Apogee — pozycja obiektu na orbicie Ziemi, gdy znajduje się on najdalej od Ziemi.

Aerolit to kamienny meteoryt.

Asteroida — ciało stałe lub mała planeta krążąca wokół Słońca.

Astrologia - Przekonanie, że pozycja gwiazd i planet wpływa na wydarzenia związane z ludzkimi losami. To nie ma podstaw naukowych.

Jednostka astronomiczna — odległość od Ziemi do Słońca Zwykle zapisywana jako AU.

Astrofizyka - Zastosowanie fizyki i chemii w nauce astronomii.

Atmosfera — przestrzeń gazowa otaczająca planetę lub inny obiekt kosmiczny.

Atom - najmniejsza cząsteczka dowolnego pierwiastka.

Aurora (Zorza polarna) - Piękne światła nad regionami polarnymi, które są spowodowane napięciem cząstek Słońca podczas interakcji z polem magnetycznym Ziemi.

Oś — wyimaginowana linia, na której obraca się obiekt.

Promieniowanie tła - Słabe promieniowanie mikrofalowe emanujące z kosmosu we wszystkich kierunkach. Uważa się, że jest to pozostałość po Wielkim Wybuchu.

Barycenter - środek ciężkości Ziemi i Księżyca.

Gwiazdy binarne - duet gwiazd, który w rzeczywistości składa się z dwóch gwiazd krążących wokół siebie.

Czarna Dziura - Obszar przestrzeni wokół bardzo małego i bardzo masywnego obiektu, w którym pole grawitacyjne jest tak silne, że nawet światło nie może z niego uciec.

Kula ognia — genialny meteor, który może eksplodować, gdy opada w ziemską atmosferę.

Bolometer - Detektor wrażliwy na promieniowanie.

Sfera Niebiańska — wyimaginowana sfera otaczająca Ziemię. Termin ten jest używany, aby pomóc astronomom wyjaśnić, gdzie znajdują się obiekty na niebie.

Cefeidy - gwiazdy zmienne, naukowcy używają ich do określenia, jak daleko znajduje się galaktyka lub jak daleko od nas znajduje się gromada gwiazd.

Urządzenie ze sprzężeniem ładunkowym (CCD) - czułe urządzenie do obrazowania, które zastępuje fotografię w większości gałęzi astronomii.

Chromosfera — część atmosfery słonecznej widoczna podczas całkowitego zaćmienia Słońca.

Gwiazda okołobiegunowa — gwiazda, która nigdy nie zachodzi i którą można oglądać przez cały rok.

Gromady — grupa gwiazd lub grupa galaktyk, które są połączone siłami grawitacji.

Wskaźnik koloru — miara koloru gwiazdy, która mówi naukowcom, jak gorąca jest powierzchnia gwiazdy.

Coma — mgławica otaczająca jądro komety.

Kometa — małe, zamarznięte masy pyłu i gazu krążące wokół Słońca.

Koniunkcja - Zjawisko, w którym planeta zbliża się do innej planety lub gwiazdy i porusza się między innym obiektem a ciałem Ziemi.

Konstelacje — grupa gwiazd, które otrzymały imiona od starożytnych astronomów.

Corona - Zewnętrzna część atmosfery Słońca.

Koronograf — rodzaj teleskopu przeznaczonego do obserwacji Słońca w Koronie.

Promienie kosmiczne - szybkie cząstki, które docierają do Ziemi z kosmosu.

Kosmologia - Badanie Wszechświata.

Dzień — czas, w którym Ziemia, obracając się, wykonuje obrót wokół własnej osi.

Gęstość - zwartość materii.

Linia ruchu – Obiekty poruszające się wokół Słońca w tym samym kierunku co Ziemia – poruszają się do przodu, w przeciwieństwie do obiektów poruszających się w przeciwnym kierunku – poruszają się ruchem wstecznym.

Ruch dzienny - pozorny ruch nieba ze wschodu na zachód, spowodowany ruchem Ziemi z zachodu na wschód.

Ash Light - Słaby blask Księżyca nad ciemną stroną Ziemi. Światło powstaje w wyniku odbicia od Ziemi.

Zaćmienie - Kiedy widzimy obiekt na niebie przesłonięty cieniem innego obiektu lub cieniem Ziemi.

Ekliptyka - Ścieżka Słońca, Księżyca i Planety, po której wszyscy podążają po niebie.

Ekosfera – obszar wokół gwiazdy, w którym temperatura pozwala na istnienie życia.

Elektron - ujemna cząstka, która krąży wokół atomu.

Element - Substancja, której nie można dalej rozdrobnić. Znane są 92 elementy.

Równonoc – 21 marca i 22 września. Dwa razy w roku, kiedy dzień i noc są równe w czasie na całym świecie.

Druga prędkość kosmiczna - Prędkość wymagana, aby obiekt uciekł przed siłą grawitacji innego obiektu.

Egzosfera - Zewnętrzna część atmosfery ziemskiej.

Flary - efekt rozbłysków słonecznych. Piękne erupcje w zewnętrznej części atmosfery Słońca.

Galaktyka — grupa gwiazd, gazu i pyłu utrzymywanych razem przez grawitację.

Gamma - Niezwykle krótkofalowe energetyczne promieniowanie elektromagnetyczne.

Geocentryczny - po prostu oznacza, że ​​Ziemia jest w centrum. Ludzie są przyzwyczajeni do wierzenia, że ​​wszechświat jest geocentryczny; Dla nich ziemia była centrum wszechświata.

Geofizyka - Eksploracja Ziemi za pomocą fizyki.

Obszar HI - Neutralna chmura wodorowa.

Region NI - Obłok zjonizowanego wodoru (region mgławicy emisyjnej gorącej plazmy).

Diagram Hertzsprunga-Russella – diagram, który pomaga naukowcom zrozumieć Różne rodzaje gwiazdy.

Stała Hubble'a - Stosunek odległości od obiektu do prędkości, z jaką się od nas oddala. Im dalej obiekt się porusza, tym szybciej, im dalej od nas się oddala.

Planety o orbicie mniejszej niż Ziemia - Merkury i Wenus, które leżą bliżej Słońca niż Ziemia, nazywane są planetami niższymi.

Jonosfera - region atmosfery ziemskiej.

Kelvin - Pomiar temperatury jest często używany w astronomii. 0 stopni Kelvina to -273 stopnie Celsjusza i -459,4 stopnie Fahrenheita.

Prawa Keplera - 1. Planety poruszają się po orbitach eliptycznych ze Słońcem w jednym z ognisk. 2. Wyimaginowana linia łącząca środek planety ze środkiem Słońca. 3. Czas potrzebny na okrążenie Słońca przez planetę.

Kirkwood Gaps - Regiony w pasie asteroid, gdzie prawie nie ma asteroid. Wynika to z faktu, że gigantyczny Jowisz zmienia orbity każdego obiektu, który wchodzi w te obszary.

Rok świetlny — odległość, jaką promień światła pokonuje w ciągu jednego roku. To około 6 000 000 000 000 (9 660 000 000 000 km) mil.

Extremity - Krawędź dowolnego obiektu w przestrzeni kosmicznej. Na przykład Strefa Księżyca.

Grupa lokalna - Grupa dwóch tuzinów galaktyk. To jest grupa, do której należy nasza Galaktyka.

Lunacja - okres między nowiami. 29 dni 12 godzin 44 minuty

Magnetosfera – obszar wokół obiektu, w którym można wyczuć wpływ pola magnetycznego obiektu.

Masa — to nie to samo co waga, chociaż masa obiektu pomaga określić, ile będzie ważyć.

Meteor - spadająca gwiazda to cząsteczki pyłu wchodzące w ziemską atmosferę.

Meteoryt - obiekt z kosmosu, taki jak skała, który spada na Ziemię i ląduje na jej powierzchni.

Meteoroidy — każdy mały obiekt w przestrzeni kosmicznej, taki jak chmury pyłu lub skały.

Mikrometeoryty - Niezwykle mały przedmiot. Są tak małe, że wchodząc w ziemską atmosferę nie tworzą efektu gwiazdy.

Droga Mleczna to nasza Galaktyka. (Słowo „Galaktyka” w rzeczywistości oznacza Drogę Mleczną po grecku).

Mała planeta - Asteroida

Molekuła - grupa połączonych ze sobą atomów.

Gwiazdy wielokrotne — grupa gwiazd, które krążą wokół siebie.

Nadir - Jest to punkt na sferze niebieskiej, bezpośrednio pod obserwatorem.

Mgławica — chmura gazu i pyłu.

Neutrino - bardzo mała cząsteczka bez masy i ładunku.

Gwiazda Neutronowa - Pozostałości martwej gwiazdy. Są niesamowicie kompaktowe i wirują bardzo szybko, niektóre obracają się 100 razy na sekundę.

Nowość — gwiazda, która nagle rozbłyska, zanim ponownie zniknie — rozbłysk wielokrotnie silniejszy niż pierwotna jasność.

Sferoida ziemska - Planeta, która nie jest idealnie okrągła, ponieważ jest szersza w środku i krótsza od góry do dołu.

Zaćmienie - Zakrywanie jednego ciała niebieskiego drugim.

Opozycja - Kiedy planeta znajduje się dokładnie naprzeciw Słońca, tak że Ziemia jest pomiędzy.

Orbita — ścieżka jednego obiektu wokół drugiego.

Ozon - obszar w górnej atmosferze Ziemi, który pochłania wiele śmiercionośnego promieniowania pochodzącego z kosmosu.

Paralaksa — przesunięcie obiektu oglądanego z dwóch różnych miejsc. Na przykład, jeśli zamkniesz jedno oko i spojrzysz na miniaturę, a następnie zmienisz oczy, zobaczysz, że wszystko w tle przesuwa się w przód iw tył. Naukowcy używają tego do pomiaru odległości do gwiazd.

Parsek - 3,26 lat świetlnych

Penumbra - Jaśniejsza część cienia znajduje się na krawędzi cienia.

Periastron - Kiedy dwie krążące wokół siebie gwiazdy znajdują się w najbliższym punkcie.

Perigee - Punkt na orbicie obiektu wokół Ziemi, gdy jest on bliżej Ziemi.

Peryhelium – gdy obiekt krążący wokół Słońca w najbliższym punkcie Słońca

Zakłócenie - Zakłócenie orbity ciała niebieskiego spowodowane przyciąganiem grawitacyjnym innego obiektu.

Fazy ​​- Oczywiście zmieniający kształt Księżyca, Merkurego i Wenus ze względu na to, jak duża część słonecznej strony znajduje się nad Ziemią.

Fotosfera — jasna powierzchnia Słońca

Planeta — obiekt poruszający się wokół gwiazdy.

Mgławica planetarna — mgławica gazu otaczająca gwiazdę.

Precesja - Ziemia zachowuje się jak szczyt. Jego bieguny obracające się w kółko powodują, że bieguny z czasem wskazują różne kierunki. Ziemia potrzebuje 25 800 lat, aby ukończyć jedną precesję.

Prawidłowy ruch - Ruch gwiazd po niebie widziany z Ziemi. Gwiazdy w pobliżu mają wyższą własny ruch niż dalej, jak w naszym samochodzie – wydaje się, że bliższe obiekty, takie jak znaki drogowe, poruszają się szybciej niż odległe góry i drzewa.

Proton to elementarna cząstka w centrum atomu. Protony są naładowane dodatnio.

Kwazar - bardzo odległy i bardzo jasny obiekt.

Świecenie — obszar na niebie podczas deszczu meteorów.

Galaktyki radiowe - Galaktyki, które są niezwykle silnymi emiterami emisji radiowej.

Redshift - Kiedy obiekt oddala się od Ziemi, światło tego obiektu rozciąga się, przez co wydaje się bardziej czerwony.

Spin — gdy coś porusza się po okręgu wokół innego obiektu, na przykład Księżyca wokół Ziemi.

Obrót — gdy obracający się obiekt ma co najmniej jedną stałą płaszczyznę.

Saros (okres drakoniczny) to przedział czasowy 223 miesięcy synodycznych (około 6585,3211 dni), po którym zaćmienia Księżyca i Słońca powtarzają się w zwykły sposób. Cykl Saros - Okres 18 lat 11,3 dni, w których zaćmienia się powtarzają.

Satelita — mały obiekt na orbicie. Na Ziemi krąży wiele obiektów elektronicznych.

Twinkle - Migotanie gwiazd. Dzięki ziemskiej atmosferze.

Widok — stan atmosfery ziemskiej w określonym momencie. Astronomowie twierdzą, że jeśli niebo jest czyste, widok jest dobry.

Selenografia - Badanie powierzchni Księżyca.

Galaktyki Seyferta - Galaktyki z małymi jasnymi centrami. Wiele galaktyk Seyferta jest dobrym źródłem fal radiowych.

Spadająca Gwiazda - Światło do atmosfery w wyniku upadku meteorytu na Ziemię.

Okres gwiezdny — czas, w którym obiekt w kosmosie wykonuje jeden pełny obrót w stosunku do gwiazd.

Układ Słoneczny - Układ planet i innych obiektów krążących wokół gwiazdy.

Wiatr słoneczny - Stały strumień cząstek ze Słońca we wszystkich kierunkach.

Przesilenie - 22 czerwca i 22 grudnia. Pora roku, w której dzień jest najkrótszy lub najdłuższy, w zależności od tego, gdzie jesteś.

Spikule są głównymi elementami chromosferze Słońca o średnicy do 16 000 kilometrów.

Stratosfera - poziom atmosfery ziemskiej wynosi około 11-64 km nad poziomem morza.

Gwiazda — samoświecący obiekt, który prześwieca przez energię wytworzoną w reakcjach jądrowych w swoim jądrze.

Supernowa - Super jasny rozbłysk gwiazdy. Supernowa może wytworzyć taką samą ilość energii na sekundę jak cała galaktyka.

Zegar słoneczny — starożytny instrument używany do określania czasu.

Plamy słoneczne - ciemne plamy na powierzchni Słońca.

Planety zewnętrzne - Planety leżące dalej od Słońca niż Ziemia.

Satelita synchroniczny - sztuczny satelita, który porusza się wokół Ziemi z taką samą prędkością, z jaką obraca się Ziemia, dzięki czemu zawsze znajduje się w tej samej części Ziemi.

Synodyczny okres orbitalny - czas potrzebny na ponowne pojawienie się obiektu w kosmosie w tym samym punkcie w stosunku do dwóch innych obiektów, na przykład Ziemi i Słońca

Syzygy - Pozycja Księżyca na jego orbicie, w nowej lub pełnej fazie.

Terminator - Linia między dniem a nocą na dowolnym obiekcie niebieskim.

Termopara - Urządzenie służące do pomiaru bardzo małych ilości ciepła.

Time Slowing Down - Gdy zbliżasz się do prędkości światła, czas zwalnia, a masa rośnie (istnieje taka teoria).

Asteroidy trojańskie — asteroidy krążące wokół Słońca, śledzące orbitę Jowisza.

Troposfera - Dolna część atmosfera Ziemi.

Cień — ciemne wnętrze cienia słonecznego.

Gwiazdy zmienne — gwiazdy o zmiennej jasności.

Zenith - Jest tuż nad twoją głową na nocnym niebie.

1. Czas lokalny.

Czas mierzony na danym południku geograficznym nazywa się czas lokalny ten południk. Dla wszystkich miejsc na tym samym południku kąt godzinowy równonocy wiosennej (lub Słońca lub środkowego słońca) jest zawsze taki sam. Dlatego na całym południku geograficznym czas lokalny (syderalny lub słoneczny) w tym samym momencie jest taki sam.

Jeśli różnica w długościach geograficznych dwóch miejsc wynosi D ja, to w bardziej wschodnim miejscu kąt godzinowy dowolnej gwiazdy będzie wynosił D ja większy niż kąt godzinny tej samej gwiazdy w miejscu bardziej na zachód. Dlatego różnica między dowolnymi czasami lokalnymi na dwóch południkach w tym samym momencie fizycznym jest zawsze równa różnicy długości tych południków, wyrażonej w wymiarze godzinowym (w jednostkach czasu):

te. lokalny średni czas dowolnego punktu na Ziemi jest zawsze równy czasowi uniwersalnemu w tym momencie plus długość geograficzna tego punktu, wyrażona w jednostkach godzinowych i uważana za dodatnią na wschód od Greenwich.

W kalendarzach astronomicznych momenty większości zjawisk oznacza czas uniwersalny T 0. Momenty tych zjawisk w czasie lokalnym T t. są łatwe do określenia za pomocą wzoru (1.28).

3. Czas strefy... V Życie codzienne używanie zarówno lokalnego średniego czasu słonecznego, jak i czasu uniwersalnego jest niewygodne. Po pierwsze, ponieważ istnieje w zasadzie ta sama liczba lokalnych systemów czasu, co południków geograficznych, tj. niezliczony. Dlatego, aby ustalić kolejność zdarzeń lub zjawisk odnotowanych w czasie lokalnym, bezwzględnie konieczne jest poznanie, oprócz momentów, także różnicy w długościach tych południków, na których te zdarzenia lub zjawiska miały miejsce.

Sekwencja zdarzeń odnotowana w UTC jest łatwa do ustalenia, ale duża różnica między UTC a czasem lokalnym południków daleko od Greenwich sprawia, że ​​korzystanie z UTC w życiu codziennym jest niewygodne.

W 1884 r. został zaproponowany system zliczania średniego czasu taśmy, którego istota jest następująca. Czas liczony jest tylko na 24 poważny południki geograficzne położone od siebie na długości dokładnie 15 ° (lub 1 h), mniej więcej pośrodku każdego strefa czasowa. Strefy czasowe Nazywane są obszary powierzchni ziemi, na które dzieli się ją umownie liniami biegnącymi od jej bieguna północnego do bieguna południowego i oddalonymi o około 7 °, 5 od głównych południków. Te linie lub granice stref czasowych dokładnie podążają za południkami geograficznymi tylko na otwartych morzach i oceanach oraz w niezamieszkałych miejscach lądu. Przez resztę swojej długości podążają za granicami państwowymi, administracyjnymi, gospodarczymi lub geograficznymi, odbiegając od odpowiedniego południka w jednym lub drugim kierunku. Strefy czasowe są ponumerowane od 0 do 23. Greenwich jest uważany za główny południk strefy zerowej. Główny południk pierwszej strefy czasowej znajduje się od Greenwich dokładnie 15 ° na wschód, drugi - na 30 °, trzeci - na 45 ° itd. Do 23 strefy czasowej, której główny południk ma długość geograficzną 345 ° od Greenwich (lub zachodniej długości 15 °).

Czas standardowyTp nazywany jest lokalnym średnim czasem słonecznym, mierzonym na głównym południku danej strefy czasowej. Służy do śledzenia czasu na całym terytorium, które leży w danej strefie czasowej.

Czas strefy danej strefy NS kojarzy się z czasem uniwersalnym przez oczywisty związek

Tn = T 0 + n h .

(1.29)

Jest również dość oczywiste, że różnica czasów stref dwóch punktów jest całkowitą liczbą godzin równą różnicy w liczbie ich stref czasowych.

4. Czas letni... W celu efektywniejszego rozprowadzania energii elektrycznej trafiającej do przedsiębiorstw oświetleniowych i lokali mieszkalnych oraz jak najpełniejszego wykorzystania światła dziennego w miesiącach letnich w wielu krajach (w tym w naszej republice) przesuwane są wskazówki godzinowe standardowego zegara do przodu o 1 godzinę lub pół godziny. Tak zwany czas letni... Jesienią zegar ponownie przestawia się na czas standardowy.

Link do czasu letniego T l dowolny przedmiot z jego standardowym czasem Tp i z czasem uniwersalnym T 0 określają następujące relacje:

(1.30)

Poza samozniszczeniem jest jeszcze inne wyjście z morza informacji, w którym toniemy. Eksperci o szerokich horyzontach mogą tworzyć aktualizowane abstrakty lub podsumowania, które podsumowują kluczowe fakty z danego obszaru. Przedstawiamy próbę Siergieja Popowa stworzenia takiego zbioru najważniejszych informacji z astrofizyki.

S. Popowa. Fot. I. Yarova

Wbrew powszechnemu przekonaniu nauczanie astronomii w szkołach również nie było na równi z ZSRR. Oficjalnie przedmiot był w programie nauczania, ale w rzeczywistości astronomia nie była nauczana we wszystkich szkołach. Często, nawet jeśli lekcje się odbywały, nauczyciele wykorzystywali je na dodatkowe lekcje z podstawowych przedmiotów (głównie fizyki). W bardzo nielicznych przypadkach nauczanie było na tyle dobrej jakości, aby mieć czas na ukształtowanie u uczniów odpowiedniego obrazu świata. Ponadto astrofizyka jest jedną z najdynamiczniej rozwijających się nauk ostatnich dziesięcioleci, tj. wiedza z astrofizyki, którą dorośli otrzymali w szkole 30-40 lat temu, jest znacznie przestarzała. Dodajemy, że obecnie w szkołach prawie nie ma astronomii. W rezultacie w większości ludzie mają dość mgliste pojęcie o tym, jak świat działa w skali większej niż orbity planet. Układ Słoneczny.

Galaktyka spiralna NGC 4414

Gromada galaktyk w konstelacji włosów Weroniki

Planeta w gwiazdę Fomalhaut

W takiej sytuacji wydaje mi się, że rozsądnie byłoby zrobić „Bardzo krótki kurs astronomii”. Oznacza to podkreślenie kluczowych faktów, które tworzą podstawy współczesnego astronomicznego obrazu świata. Oczywiście różni specjaliści mogą wybierać nieco inne zestawy podstawowych pojęć i zjawisk. Ale dobrze, jeśli istnieje kilka dobrych wersji. Ważne, aby wszystko można było przedstawić w jednym wykładzie lub zmieścić w jednym małym artykule. A wtedy zainteresowani będą mogli poszerzyć i pogłębić swoją wiedzę.

Postawiłem sobie zadanie stworzenia zestawu najważniejszych pojęć i faktów w astrofizyce, który zmieściłby się na jednej standardowej stronie A4 (ok. 3000 znaków ze spacjami). W tym przypadku oczywiście zakłada się, że człowiek wie, że Ziemia krąży wokół Słońca, rozumie, dlaczego występują zaćmienia i zmiana pór roku. Oznacza to, że na liście nie ma absolutnie „dziecinnych” faktów.

Obszar formowania gwiazd NGC 3603

Mgławica planetarna NGC 6543

Pozostałość po supernowej Cassiopeia A

Praktyka pokazała, że ​​wszystko na liście można przedstawić w około godzinnym wykładzie (lub kilku lekcjach w szkole, biorąc pod uwagę odpowiedzi na pytania). Oczywiście w półtorej godziny nie da się stworzyć stabilnego obrazu struktury świata. Jednak pierwszy krok musi zostać zrobiony, a to „badanie dużymi pociągnięciami” powinno tu pomóc, w którym uchwycone zostaną wszystkie główne punkty, które ujawniają podstawowe właściwości struktury Wszechświata.

Wszystkie zdjęcia zostały wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a i pochodzą ze stron http://heritage.stsci.edu i http://hubble.nasa.gov

1. Słońce to zwykła gwiazda (jedna z około 200-400 miliardów) na obrzeżach naszej Galaktyki - układu gwiazd i ich pozostałości, gazu międzygwiazdowego, pyłu i ciemnej materii. Odległość między gwiazdami w Galaktyce wynosi zwykle kilka lat świetlnych.

2. Układ Słoneczny rozciąga się poza orbitę Plutona i kończy się tam, gdzie wpływ grawitacyjny Słońca jest porównywalny do wpływu pobliskich gwiazd.

3. Gwiazdy nadal powstają z międzygwiazdowego gazu i pyłu. W trakcie swojego życia i po jego zakończeniu gwiazdy zrzucają w przestrzeń międzygwiezdną część swojej materii wzbogaconej w syntetyzowane pierwiastki. Tak to się obecnie zmienia skład chemiczny wszechświat.

4. Słońce ewoluuje. Jego wiek to mniej niż 5 miliardów lat. Za około 5 miliardów lat wodór w jej jądrze wyczerpie się. Słońce zamieni się w czerwonego olbrzyma, a następnie w białego karła. Masywne gwiazdy pod koniec swojego życia eksplodują, pozostawiając gwiazda neutronowa lub czarna dziura.

5. Nasza Galaktyka jest jednym z wielu takich systemów. W widocznej części Wszechświata znajduje się około 100 miliardów dużych galaktyk. Są otoczone małymi satelitami. Galaktyka ma średnicę około 100 000 lat świetlnych. Najbliższa duża galaktyka znajduje się około 2,5 miliona lat świetlnych od nas.

6. Planety istnieją nie tylko wokół Słońca, ale także wokół innych gwiazd, nazywane są egzoplanetami. Systemy planetarne nie są takie same. Obecnie znamy ponad 1000 egzoplanet. Najwyraźniej wiele gwiazd ma planety, ale tylko niewielka część może nadawać się do zamieszkania.

7. Świat, jaki znamy, ma skończony wiek, wynoszący niespełna 14 miliardów lat. Na początku materia była bardzo gęsta i gorąca. Cząstki zwykłej materii (protony, neutrony, elektrony) nie istniały. Wszechświat rozszerza się, ewoluuje. W trakcie ekspansji z gęstego, gorącego stanu wszechświat ochłodził się i stał się mniej gęsty, pojawiły się zwykłe cząstki. Potem były gwiazdy, galaktyki.

8. Ze względu na skończoną prędkość światła i skończony wiek obserwowalnego wszechświata, do obserwacji dostępny jest tylko skończony obszar przestrzeni, ale świat fizyczny nie kończy się na tej granicy. Na dużych odległościach, ze względu na skończoną prędkość światła, widzimy obiekty takimi, jakimi były w odległej przeszłości.

9. Większość pierwiastków chemicznych, które napotykamy w życiu (i z których jesteśmy zbudowani) powstała w gwiazdach podczas ich życia w wyniku reakcji termojądrowych lub ostatnie etapyżycie masywnych gwiazd - w wybuchach supernowych. Przed powstaniem gwiazd zwykła materia istniała głównie w postaci wodoru (pierwiastka najobficiej) i helu.

10. Materia zwykła stanowi zaledwie kilka procent całkowitej gęstości wszechświata. Około jedna czwarta gęstości wszechświata związana jest z ciemną materią. Składa się z cząstek, które słabo oddziałują ze sobą i ze zwykłą materią. Jak dotąd obserwujemy jedynie grawitacyjny efekt ciemnej materii. Około 70 procent gęstości wszechświata wiąże się z ciemną energią. Z tego powodu ekspansja wszechświata postępuje coraz szybciej. Natura ciemnej energii jest niejasna.

1. Rozdzielczość teoretyczna teleskopu:

Gdzie λ - średnia długość fali świetlnej (5,5 · 10 -7 m), D Czy średnica obiektywu teleskopu, lub gdzie D To średnica obiektywu teleskopu w milimetrach.

2. Powiększenie teleskopu:

Gdzie F- ogniskowa obiektywu, F- ogniskowa okularu.

3. Wysokość opraw w kulminacji:

wysokość opraw w górnej kulminacji, z kulminacją na południe od zenitu ( D < J):

, gdzie J- szerokość geograficzna miejsca obserwacji, D- deklinacja oprawy;

wysokość opraw w górnej kulminacji, z kulminacją na północ od zenitu ( D > J):

, gdzie J- szerokość geograficzna miejsca obserwacji, D- deklinacja oprawy;

wysokość opraw w dolnej kulminacji:

, gdzie J- szerokość geograficzna miejsca obserwacji, D- deklinacja oprawy.

4. Refrakcja astronomiczna:

przybliżony wzór na obliczenie kąta załamania wyrażony w sekundach łukowych (przy +10°C i ciśnienie atmosferyczne 760 mm. rt. Sztuka.):

, gdzie z Jest odległością zenitalną oprawy (dla z<70°).

czas gwiazdowy:

Gdzie a- rektascensji dowolnego źródła światła, T- jego kąt godzinowy;

średni czas słoneczny (czas średni lokalny):

T m = T  + h, gdzie T- prawdziwy czas słoneczny, h- równanie czasu;

czas uniwersalny:

Gdzie l jest długością geograficzną punktu z lokalnym czasem średnim T m, wyrażone w godzinach, T 0 - czas uniwersalny w tym momencie;

czas standardowy:

Gdzie T 0 - czas uniwersalny; n- numer strefy czasowej (dla Greenwich n= 0, dla Moskwy n= 2, dla Krasnojarska n=6);

Czas letni:

lub

6. Wzory łączące okres gwiezdny (gwiazdowy) orbity planety T z synodycznym okresem jej obiegu S:

dla wyższych planet:

dla niższych planet:

, gdzie TÅ to gwiezdny okres obrotu Ziemi wokół Słońca.

7. Trzecie prawo Keplera:

, gdzie T1 oraz T 2- okresy obiegu planetarnego, a 1 i a 2 - półosi wielkie ich orbity.

8. Prawo powszechnego ciążenia:

Gdzie m 1 oraz m 2- masy przyciągających punktów materialnych, r- odległość między nimi, g- stała grawitacyjna.

9. Trzecie uogólnione prawo Keplera:

, gdzie m 1 oraz m 2- masy dwóch wzajemnie przyciągających się ciał, r- odległość między ich środkami, T- okres obrotu tych ciał wokół wspólnego środka masy, g- stała grawitacyjna;

dla układu Słońce i dwie planety:

, gdzie T1 oraz T 2- okresy syderyczne (gwiezdne) rewolucji planetarnej, m- masa Słońca, m 1 oraz m 2- masy planet, a 1 i a 2 - główne półosie orbit planet;

dla systemów Słońce i planeta, planeta i satelita:

, gdzie m- masa Słońca; m 1 - masa planety; m 2 - masa satelity planety; T 1 i 1- okres obrotu planety wokół Słońca i wielkiej półosi jej orbity; T 2 i 2- okres obrotu satelity wokół planety i wielkiej półosi jej orbity;

w m >> m 1, a m 1 >> m 2 ,

10. Prędkość liniowa ciała na orbicie parabolicznej (prędkość paraboliczna):

, gdzie g m- masa korpusu centralnego, r Jest wektorem promienia wybranego punktu orbity parabolicznej.

11. Prędkość liniowa ciała na orbicie eliptycznej w wybranym punkcie:

, gdzie g- stała grawitacyjna, m- masa korpusu centralnego, r- wektor promienia wybranego punktu orbity eliptycznej, a- półoś wielka orbity eliptycznej.

12. Prędkość liniowa ciała na orbicie kołowej (prędkość kołowa):

, gdzie g- stała grawitacyjna, m- masa korpusu centralnego, r- promień orbity, v p jest prędkością paraboliczną.

13. Mimośród orbity eliptycznej, charakteryzujący stopień odchylenia elipsy od okręgu:

, gdzie C- odległość od ogniska do środka orbity, a- wielka półoś orbity, b Jest półmałą osią orbity.

14. Związek między odległościami perycentrum i apocentrum z półosią wielką a mimośrodem orbity eliptycznej:

Gdzie r P - odległość od ogniska, w którym znajduje się centralne ciało niebieskie, do perycentrum, r A to odległość od ogniska, w którym znajduje się centralne ciało niebieskie, do apocentrum, a- wielka półoś orbity, mi- mimośród orbitalny.

15. Odległość do gwiazdy (w układzie słonecznym):

, gdzie r ρ 0 - pozioma paralaksa oprawy wyrażona w sekundach łukowych,

czy gdzie D 1 i D 2 - odległości do gwiazd, ρ 1 i ρ 2 - ich poziome paralaksy.

16. Promień oprawy:

Gdzie ρ - kąt, pod jakim promień tarczy oprawy jest widoczny z Ziemi (promień kątowy), rÅ jest promieniem równikowym Ziemi, ρ 0 - pozioma paralaksa gwiazdy, m - jasność pozorna, r To odległość do gwiazdy w parsekach.

20. Prawo Stefana-Boltzmanna:

ε = σT 4 gdzie ε Czy energia emitowana na jednostkę czasu z jednostki powierzchni, T Czy temperatura (w kelwinach) i σ Czy stała Stefana – Boltzmanna.

21. Prawo wina:

Gdzie λ max to długość fali, przy której spada maksymalne promieniowanie ciała doskonale czarnego (w centymetrach), T Jest to temperatura bezwzględna w Kelwinach.

22. Prawo Hubble'a:

, gdzie v Czy prędkość promieniowa galaktyki się cofa, C- prędkość światła, Δ λ - przesunięcie dopplerowskie linii w widmie, λ - długość fali źródła promieniowania, z- przesunięcie ku czerwieni, r- odległość do galaktyki w megaparsekach, h Czy stała Hubble'a jest równa 75 km / (s × Mpc).