Астрономия 11 класс Решебник Галузо Голубев Шимбалев

и.в. Галузо В. А. Голубев А. Л. Шиибелев АСТРО Л0Т1М^ 11 кл. ’ео V0Ba нопросы к учебяому пособвю* •А« >Я01ОМ «ПрАктические работы I 'итe^ тиче^ цд|1М1бпоастрономиидля 11 класса» i MWi. ч H.BrraiqMb В.Л. Голубева. А.А. Шиыбалева < Минск И;»л*голм-п10 •Юкипресс» 20Ш „ всей Вселеявоа в целом. ' '‘'”4»^ етрономвя. происходит от двух ^ „ - звмдя п -вомос. — закон. 3«да,а*« аотролоиин являются: изучение „од я д««енвй небесных тел в про<транстве. нх размеров в фор>"^- изучение Физического небесных «л. г. с. исс-тедование химического фнзвчеекшс условий (п.тотностн, гемператуит и т « повеохяости я * недрах небесных тел; решеаве ТЕМА: ЯРКДМЕТ АСТРОНОМИИ ^аука. поверхности я в недрах небесных тел; решение „гч^к' ** пронсхожаеяня я развития, т. е. возможной дадьи^*®^ судьбы отдельных небесных тел и нх С5гстем. "*®«t Что понимают под планетой? Планет — небесное тело, движущееся в гравнта .Гк ном доле вокруг звезды и светящееся отраженнь|Щ св. pfc Что понимают под звездой? Звезда—самосветящееся газовое (пла ев н» ляющееся устойчивой, саморегулиру.ющей. j ^,^5 Что понимают под Галакти н Галак«ка - 6ольш/Т. 'осоОлвн ая. гра таца^ н« смзаяваГ-о«,ку17яост^ звез. . мен .вездчохч Звезд, вчис.'! квх. итиС они- Г.НО 11,,.1Ы1хая область п[кктран-: все;китупныедля научения не- н-етрумввтов. Т«р, кая астрофизика завимавтсв обт.ясв*вип. происилМ'вих яя небвсвых телах фиаич». гкмх пропвссои и наблюдаемых янлевиа иа осаоае туюретниестаэЯ физики , Завкиавтся I расоределеми в нростравстте звезд, пылевых гуиаивостей и эвездиых систем;, ях структурой и эволюцией, проблемой г ухтоМчявостш дал астровомяи. Изучает общие эахо J аостя строения и развития ' тгаяс I задача состоят в изучении }4й I едняого целого, в вьи&к -вп ] ' ско* структур»-Вее -'енной » ' оронсхождев|Я объек t j щяя е^Нябяк мтед ныв ос ' гни Аира тся на д ваые ас 'звеа1В1Йап, номни а теореп. ааибж « общ. законы фр , »яоЛ "iTTeab -стя.' I «> 1ТЦ. ектро, •'***• Я1Ц- 'кв ,'.>бщи тео- ‘лементарпй^ j Космеговва I Pact «ри ет ь- проси п|><>исхождшяя заела _______L ”“1 ЖГХОДЯ1ЦИХ во Ucojien строио Оптические телескопы служат дла е< следуемых небесных тел и получевиа ■ > ,брвження. Телескоп увеличивает угол зрения nnmtoTv дмвнлны небесные тела, и собирает во много льш, нега, приходящего от светила, чем неаооруж asB глаз 'людатеяв. Квкое значение uJKce "троп ЧЦ‘ насиа- ее > рема? В настоящее времф:ф -ану>- ч^дтроавн «.иева-блюления для npi i юак /ля и нор тоння продолжительное п Д1. Э проб, ты се <лаяргшио«ся техническими ср< 1» % и. '‘фойю ас ими достижениям юмогает реше : > mi проо-.^м космонавтикн: патим ьвыйвыбори нШ, ' чет орбит искугствеииых бвС1, тел; определс е с Ь. ипюй точностью расстоя-Я » до бесвых тел Со. евной системы; выбор времени, >оле( •одчо*Я1’’его для межплаветных перелетов. Ис->ваи1 п] пцб! ч. происходящих на различных яебес-ны> елях ч ;воляют ученым изучать материю в таких ее гост, ннях, акие еще не достигнуты в земных ллборатор-выху ВИЯХ. Для жизни человечества важноиссле.човать V 'иявие Столица и его активности на процессы, происходя-ае на Земле. Данные астрономии являются важными при решении проблемы астероидной опасности, возможности столкновения Земли с астероидами и кометами. ТКМЛ.;ШЕЗДНОЕ„1>, НЕБЕСНАЯ С- (•(тзисаднем няэыв«к>т участок ^ваа »яря«ттрвоП на(5людаа*.о* Чп птгро»^^^’^ ч«. ной ляя удобства ориентировки и ®Ьеа_,^- w звездных картах не указывают аолоясен»*'*W« со вреиеяем они изменяют свое положен"* Люди прнгваивади созвеадия)ц наа ‘ '4J?» птиц, рааличвых предметов. В неиоторы****^ «<н ч гречтгкне аетрономы .видели, мнфичес***"’'^^*4. боие заметные соэвеалмя у многих нароя""’' ааашашкя. Так. древним елавянаи Вол лредставлялась в виде Лося или Оленя ч*”** шоЛ Медведяцы сравнивался с повозк аяя этого соавеэдня: Воз. Телега, Кол< повозкой. .. древнетреческие астрономы сне^н Г*"' дя# в единую систему, связанную с гречер*^““"®«со^*' ей. Эти наэваяня впоследствии заимством ааука. Поэтому все созвездия, содержаще “ видимые в средних широтах Северного по а*. пол>-чили имена героев древнегреческих „ ““Р* < {яаиример.созвеадяяЦефея.Андромеды -Ченее яркие гозвеадия были назван ^ астрономами в XVI-XV1II вв. Все соаве^ * шария (невидимые в Европе) получи . ^ Веяккях географических открвггт . Над горизонтом иа ясном зв« ^ явей •-— глазом можно увидеть около 3» 00 а еэл О оо своему вдеску; одни з«« чы xt omi ж лшчжыы.по чжуеще* Нее дов г i Гиппарх вве. чую псих immaa^xL ^ ‘«■Дстроаи, -рк,е '^1. ’7'"*', «««» С«« ПО блеску (бо/е глаб •. “*не. следукццц ТОЛЬКО В ветлов.... - ‘амые слабые, видимы* I йвеяним **^ ‘Д** 6-й величины. Звеады 1#-елнчкныярчеа ЭД J й величины в 100 раз. ванне засады состоит и; фавита. При атом первая 6у . всего соответствует свмоЯ ярко» аа • в соавеодки, второй по блеску звезде н т. д. Наир, .р; Регул — а Льва - его самая яркая звезда в соавездв j. Д.иебо-[I Льва — вторая DO блеску звезда ват- авевдм1. } мере развития науки и в свяан с *m6i еавш теяе-эв количество исследуемых sa>. -tea yi ичдваловь. 'Для их обозначения уже ве хвата yftj >гре> чот«авфа-аята. И тогда звезды начали обоз! «мь атшк мнбуква-ми. Когда же аакоичилч' и они, т*ю><лыш км .ачвтъ цифрами (например. 61 U -дя). При наблюдени амм* онеб * 1рот««ен д«мб-двух часов мы убс*. ембн тем, о ово ращь .та как : единое целое. С во. то т»с\ киш;; здн ..д*шма1ста1.а в запа ой стороне — ■ ска "с*. созвездий с в|м:Чмх я< «ламм: Сне л тис • ■ 1 ВЫМ; пли ■ ^ НОЖ1. еу.ля» Какие еиетеят небесных хгтрбшяшт ныТ В чем мключа< между рхеличными rt /Точему а acmpoHOMui мы координат^ Положвяиг CBrt<- I КАН я кругам веАес . М-ар 1м i ! аяаяены небесные > коорди-'атан на шк В ж ювомин приме тся систем коордяи-t ^'>pиз( альям, оерва км "иаяьмя. иорм «кмто-яык -Отличаютсяе izipy. . друга тем. что строятся р ^ tep к разным |угш небесвоА сферы ■ прнме- е*Л ' р'-шеш'ч риных задач. Небесные кооркнва-гнив больших кругов нлн оевтраль-ПЛЛ1 ■ 1хмтынаютиии »ти дуги. Таким образом, иожь сказа . что небесные координаты — аентральвые %дык аугибольшихкруговяебесво&сферы.с Н'*орых ипределяют аоложевне светил п ювным кругам я точкам небесной сферъ Дайтд опиевни* горимнтаяиной системы воорди-г». Какие координаты исяодмцютса е зт«н системе? Горизонтальная система координат используется при астрономических наблюдениях для определеияя положе- __I светил по отношению к горизонту. Координаты высота Л и азимут А постоянно изменяьотся и нужны для точной локализации светила на небеснЫ1 сфере и определенный момент времени. Первая экваториальная система координат, использующая склонение 6 и часовой угол t светила, применяется для измерения времени, а вторая экваториальная система, со стшешвче влзмиия этпх з Ргшеаяе: j Koofuua ты звезд 1 Созвездие Мазввкнв 1 .<везды 4 1 а, = 16'г9“ 1 S,= -2в' 1 Скорпиоя Антарес 1 го'41’ 6,’ ’■45‘ 1 Лебедь л « ^ Кяхие мезды называют восходяшими невоезюдша^ыми и мезахадящими ■ 3i(XO ^UfL мкодш 1Л1 • teo Светило Судет нeзйxoAЯЩИ^ |Й| -{90 Возьмем, наприм геоп Ф - 54''. Тогда vny’1% что i ды — у которы- 8 Зв“, -90' >8 - Зв*. "V *хо, 1ЦШ -36" 8 <^38 . Тики \бр| « ды,; оторых -36°' 9С 7 X ось. 1Г« бес 'ТОЧНЫ lyTi. les^ j • наблю, ютов ьск> ) Ия среднвх географических п ный экватор наклонены к roj "Юиту, также иаклг- ^ны к гори.' нту. 'оэтой ходнщмемаь "иеаве tj. Пад восход «ы 4ае i янл ал у?ения свети-•мм восточной , гнп. '30 а, а I, дэь'<одом —западной гнгорнжвт, .J РДВ11 гщ, ryf^ например натеррито-Р.» Республики Б. .р^с. набл звезды северных ■ олярныхеозв ?и11 »:оторые никогда не опускают-'■•юге* незаходящими. Звезды ; горизонт. Они ->ГГу «« никогда лмт. Их называю восходящими. Щ Что называется танками восхода и захода светил? щ Точка вересвчеввя суточной параллели светила с е I гочнон частью яетиЕного горизонта называется точТ' I восхода светкла, а с западной частью истинного гори , та — точкой захода светила. Найдите интервал склонений звезд, кото{ . ■•'на t мй широте: а) никогда не восходят: б) ю -огда е за дят; в) могут восходит» и заходить. Светило восходит я заходит на дг Светилонезаходях; ими. „х.я€анАаПЯ СВЕТИЛ. , „Ш.«^»К5.ГРЛФИ«СКОЙ,Ш.РОЧ, Чтотакося называют явление npoxoar^J "Х“«“рхнейн штасней кульыивадий состоит в то«. что в иоиеят ^рхяей вульыйиапии светило поднимаете, вв максямальн^ю высоту вал горизонтом, а в момент квя«-BC# вулиогнаанн светило опускается на минимальвуад высотт. В некоторых случаях светило может оказаться цо^-горнзонтом- эненне ари cvto'ib Высота звезды в ее верхней кульминам.ч. ibhb; ftg = (90° - <р) ■ •>. Высота звезды в нижней кульм tan paai Ь.ц = -- '90“- 1. Если обе кульмг чя '■ i !аход' •> ii зг адь. садят-по-одну сторону ' т н.гта "в ее 'хняз г<уяы..яиапия определяется из соо^ но т'ив ' * з ■ шярс 4 ес ■'>(<■ --1ц, ■ нево- КОДЯ7ЦИ1. если t светила его А’в* изменяв/1 высота, прямое в «о '"Zf " W4- -тает, от восхода до »,,™ei иже I юн- Huef РЫ|Д ен1«Я ф< тулы свяаыва reoi 11ическую широту с высоту и сь ченяем звезд. в|Ш<яихкульнанадии. Ка. Tjmt и» енг тределить географическую широ-ly мес -atia лСяюдения Полярной звезды? Геогр Нгчесд.ая широта места наблюдения приблизи- ^ы:о ра. а высоте Полярной звезды над горизонтом. 1а .аково назначение зенит-телеснопа? На астрономических обсерваториях устанавливаются специальные инструменты — зенит-телескопы, которые фиксируют звезды, проходящие в поле зрения инструмеа-та, вблизи зенита. Склонение (S) звезды, находящейся а зените, будет равно географической широте места наблюдения — <р. Ряд обсерваторий, оснащенных зеяит-телескопамв, со ставляют Всемирную службу широты. В ее задачи входит исследование изменения географической широты, т.е слежение за положением полюсов на поверхности Земли. ТЕМА: ИЗМЕРЕНИЕ BPEMi И. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ГЕ0ГРЛФИЧЕСК01 'ОЛГОТЫ Чем отличаются истимнм« солнечь {тки от средних солнечных cymoKf .• Вследствие иеряввомервоств ист:-.1в coni ihux суток пользоваться ими в качестве еду 'ид для i ереввя времени неудобно. По этой яовчии< по едав» й . язви исаользуются не истинн .. асред .1нечвь у- '.и. продолжительность к“тор1 4 риня т устоеввс 1ря .определении истиннь _ олпе' ых с. к рш чшвр. ..вет-ся движение центра Сс. А тюгч иска, п;ж • 11>еделеняя средних солнечных сутсь - • д кеиие • jcro экваториального олнца. о ПО! лают под сре< .шториальныя Солн- Эю . чка, тторая течение года совершает один полай обо] TBOV VT Змь... за такое же время, как иСолвце, при Э") < uej, щается равномерно и по небесному эк-ipy, а ь В'1 эклиптике, с условием, что в точках равно- TBiiHOh овпадает С центром солнечного диска. Чь, - н ааывают звездными сутками? «Звездными сутками называют промежуток времени Г между двумя последовательными одноименными кульминациями точки весеннего равноденствия. Что понимают под уравнением времени? Запишите U объясните уравнение времени. Разность между средним солнечным временем и нстнн- нымсолнечнымвременемводинитотжемоментвазывается уравнением времени. Онообозначаетсягреческойбукво т\. П = Т,р'Тв- lBOs6ps(n - -IS мни). ль^тяое среднее л »ята ялзывяется календарях f время Гринвичского мвр^. семирныЛ временем. В acтpoяo^- ежегодвиках моменты болыыш -----* „.зываютсн по всемирному времени. Момев»л« • ДО меетвому временя какого-либо irye«, ' Существует граница этих я - т ДОЛГОТУ втого пункта от недели. Межпптвг\лт.в. на Гринвичском меридиане всемир! местности с географической -- легко определить, эна» ЕСЛИ в давний момент вое время будет Тд, то в гой А. будет Ti. “ ДОдго. Как связаны между собой географические долг! места наблюдения с местным временем? Раэвость значений местного времени г двух nv;--земвон поверхностя в один и гот же физический <ом» равна рвзностя значений их географических долго выр, жеваых в ча совой мере: I f ' [ весь ' кого; 'пре^З !в).^ь мив)^ ®*»ь» миче- - Го - г,. [веская долгота (>.) по пояс ■лнечвоку времени для д, ;йдена из формулы-. Т, - Т, * п - Междунаоодщ через Берингов пр -в; Северного полюса к, 't». :kiu npuHipt- Т -Т =А,-Я,. .Ipt г ten. весь» которых 1 делах одя<» Как можно найти поясное я? Ка, географическая долготе по по ICHO '.у вре^ Пояс^й счет времьни . '-щесть .яется i npn,.UHajl ■ шар раздел н на . часо, ых п-'ясь каждый из ■.. -"тея , ' Д0Л1 -е в;- ди 1 ч). В пре- ТОЯС4. о в< : пунл ах ««ждый MOMest поясное врем*'. 'нако .Ь •седв X поясах оно отличается ^вяояаоднн Ч \о&. тоя- Гринвичского .меридиа*' игчнтаегсяну., им. v-тальным поясам, в нанравленн! п исвоены номера от 1 до 23. 24 поле 'мери лав1!ЙГ). Назовите календ, чые . гтед X ор строятся? Ка. дарь — это си. ма с . длительных промежут-вр( ни, в основе ко рой лежат периодические астро-иче - ®'Явления:сме .адняивочи.измеиениелуааы* Х^фа. ;меа. гремев- да. Любая календарная система опирв-ир1 'С; овнь., единицы измерения времени, а именно; с, дьие нечные сутки, синодический (или лунный^ М1*Я1. ' ■: роцический (или солнечаый) год. Стремление со-тллсовс между собой сутки, месяц и год привело к тому, V" • в разные эпохи у различных народов было создано много . цвых календарей, которые можно условно разделить на три типа; лунные, лунно-солнечные к солнечные. ОТ аулевого а I В чем состоит отличие григорианского календаря от юлианского? Григорианский календарь (новый стиль), пришедший на смену юлианскому календарю (старый стиль), имеет |следующие особенности. В григорианском календаре из-• пенилось правило високосных лет. В юлианском календаре каждый четвертый год — високосный. В григорианском введено новое правило; если год заканчивается на два нуля, то он високосный только тогда, когда число сотен в - 25 - ш*" МУ»»"* I . ^тчо >«очный __цмклы. на Koroj^x J rr^rauv что астронон"_мржду собой. Го» _ * ТЕМА: ГЕЛИОЦЕНТРИЧЕСКАЯСЬ' ГЕМА КОПЕРНИКА .чвслосугонир*”^ г*.г«>гра4>и*<«-кук. долготу «ест* .i*ja« а. Оор^да-*®^' «одл»» ^Зм**погриввичско«<увре“е““' fijo **ГВМ« гринвичского нр*^ 'а^оомяв ООогвологзарвгистряровал 10 ч 13 мне 43, ыествого врвмвяя; о-» . . в) штуриая ллйяара в 17 ч 52 мян 37 с местного вр^ яввя принял сигнал точного гртавичского врем*в^ 12чОО«ня(КЗс; ; rf вутеагествеввикя в местный полдень отметила 1? , 35 мян гринвичского времени. •тметмл I4 ^ Солнце, Луна, планеты и Птолемея лежат четыр» Система миро по ТТви,лчме„. систе- ма няра -• представлевке об устройстве -ман. «я согласно которому центральное полон нм о Вс 'пой -тнимает^еподвижная Земля , вокру! e««v « вр*. «еся та: I. -Mi.-iM вахш. <«1 в центре Вселенной; II. 8^ -«] тела движутся вокруг Эй> ^ 1\ [ВРОИСХОДИТПООКРУЖВ. СТ. V,, по. равномерв 11. В Сиг, ■ирапоКоперн. ».Гв. а) А - Гм - Г*; А= 12’00“ - 14МЗ“ = 2"13“ з. д. в1А.г„ - Гв,А = io’i3”42*-8’'oow=гмз'-^ »)А-17'52"ЗГ- 12'00“(ИГ = 5’‘52*‘ЗГ в.д. гМ ^ I2V0' -1Г35" = 5-35“ 3. д. 1евтрачесваа снсте-u.imip является оев-S в-> сным телом, в которого обращается 'еяля м фдП’к плтнат' ■ в втой системе Земля предпола- (етеяои чща* тКисяв .руг Солвпв м один звездный год к ОХЩВ.С зй&ос а одни звездвые сутки. Следствием вто-I > дввж 'ИЯ ям.щетев видимое вращение небесной сфе-. ^рь тервого перемещение Солнца среди звезд по эклии-f laHQe считается неподвижным относительно звезд. 4 а Что такое попятное движение планеты? Как, иехо-Ц 0я ил гелиоцентрической системы мира, обвясня;тся ' яешлеобразное движение планет? Планетой называют небесное тело, движущееся вокруг ввезды в ее гравитационном поле, имеющее форму, близкую к сферической, светящееся отраженным от звезды светом и расчистившее область своей орбиты от других мелких объектов. Помимо общего суточного движения, планеты на фоне звезд описывают сложные петлеобразные нуте. При мед ленном перемещения с запада на восток движение планеты уЛУ"** ГГСЯ вокруг :^МЛ1 ЮшггФра Я] ^ o6petuee_„ 1 в телескоп вольтов число аввад Мл 1МХ вевооружвнвому глвэу. Галил*» ,«« МИОПИИ, что системе Коперники волвесоотвв- '•чЬаде Вселвпвой. так как допускает существо! ■П-ва эввздяых систем. Что понимают под конфив|/раци« Конфи|-урвциям1 ныр расположенип планет ^ • -г „ ^икпи различают для нижнпх и 1 /■лязвв о положении млн, а с вей ц ^ Нижние планеты — К" >mnu Вене Верхние планеты- -- ^ -»‘>''*‘*~,®^^оженно« Коперником, быстро нагадь • _______________г.-^пФппта заставило оснобожм-. ЮЯ’ОЦВОН! ‘нЛ>в Л-, /у*о.т»а*оано<^гр>ДД^^^^ f г вашим шагдядом_„,„иг*ни» Гояерника состоит а том. Солнечной I истемь, •, 4)i. -ер, С г j-crapewDH* >е развятие. я схоластических традиций, тормоа^г Двй»»« о ^днерво-'>''м в Лаким обрамм Галилуй подтвердил унение Коп, еделения еин> TMfCMMX RAON< личи< Сипов чеек пернот обращения — это промежуток ист/ ь меви V. жду уу'1Я li гедовательаыми одноямевнымя Гдтвлео Га-тилей подтвердил учение Колеряика ci , 1>игур* чям1 ’г\неты. ОВД. ааь Зед мм открытиями, сделанными при помощи тел<-обяаружшд. что на Луне находятся горы и крат чит. Луна является таким же небесным тед! i мя, Веаерв имеет фазы, что хорошо об^я -яя’К! ^ Коперника и противоречило системе ' . емея. Галилеем четыре спутника Юпитер . yi. тпляз. Кооервшкм, так к*я если одйа ь ?нега i вела с< г почему бы друг^ ч.тавета - еыл. - ш ла ит hi .) . Галилей писая об. ^'_рыт. с «Н че1г/'ч>м |арг>-м»т,чтобыра< »ть. ч» пяте ко , • ..лоняясьдо-" |п>гтнтв, что олаяет . браи ч». вок уг t илявд, смуш|-тя. мяако. каким 06, 1Эом 'ути. есс , гя вокруг lieicin а«?а|№мяаместегн< пж ииает годичный кругокоао где S .Чы акаем теперь m н-ть ггланеты. paiiuuo^ другой ив же время вместе негущвесд 1^ «лерш «tdlv .ш звездный) периол обрвшеямя — ато вро ж ток ?мени, в течение которого планета совершает П' Н1Й оборот вокруг Солнца по орбите относительно В1 .гЭк Ф >рмулы взаимосвязи синодического фиодов обращений: 1 сидерического ж) для вижинх планет 111 S T Те 6) для верхних планет 1 S Тэ Г - синодический период обращения ппаиеты; соответстаенао сидерические периоды обращеаиа плвн(‘ты и Земли. „„,р в..««Р"«»СпвХ Ф шяяя?жуто« »Р* ,ggcwril перид, следуюпдам ин^ера»--м («« *^^27'<ф<23-2Г.Бед,р J S г, т„ ** I „_ ГП-96,1 09 ГОД» 11,86-1 Jomee/n:399fy^- Почему Jfiftie обращено кв. ^|е«огй спором ’ Полт- '6^ ' по орбите вокр г Зек. ^ .’1ун& сов^шмт ^м27,3с|(. -чесабкв месяд) ^ за такое же время ова - в»0;» 1вдрс BoxpSV'i’oeftocH, поэтомукЗемлеж оащеж. itiko,. -v неЛ /шарнеЛуны. В 4»вМ1. итег ичие сидерического и синодичееко- щв*9 h - обус.гооленл их ралхичная продолжи- Ли о„ tevKidi месяц — это промежуток щжмеав между .. , последоватотлыыи одвовменвымя фазами Л увы {шшрнмер. воволунвяни), и ов длится 29,5 су’т. Сидерический месяц — это период обращевия Лувы орбите вокруг Земли отвослтельво звезд, в ов длится 27,3 сут. Различная ародолжктельностъ этих месяцев связавв с Земля не покоится вв одном месте, а дввжется по ;воей орбите. Поэтому для того, чтобы повторилась преды-,«(ушая конфигурация я завершился сиводяческв* месяц. Луне приходится пройти большее расстояние по смей орбите. чем для завершения сидерического месяца. •Луиы. , агкк- когда Луяа И(« _ фйМ ■•‘^i^eue к •'«*• своей Т( 'sritM* " ‘^Г^ЧеМЛ"- <'ПУГТ* «Дв*.^ п^едкгтся и 1x2 к-стя 7 суток у. ятя °Р***1°Хд^~фядя уеелнкнвяетс: in. луд» ДРИ*РД«т в ^-,5 "«” п-.».»™ ' "олаяой' Лувы- ^ по.»о»яв» ■ Поч*м^ „роиеходят солнечные и лунные латме Щ Прш сюен двмнсеаяи по орбитам Земля и Л v иа вре ■ ^иеая аметраяважтся на одной линии с Сг. . f Луна находится аблнэя плоскости земно; >р( и, вяег лётыевм. Котя» Луяа становитгя мь <у t Схгядем — бывает солнечное зат«> . а koi к Зе. яовнтся между Солндем и Луной - hj Tynafr. ‘ «ятиениа Луия, перемещ, -,_. |бите, будет вяходиться на >'Жв^*ОТ Земли, то видимый диск Лун1 BToeu полностью покрып ►яюдаты-я вокруг тв1 РРотв»Зшолнеч110го диска. Ото — кольцеобра стаяовитгя полной, наст- ^ освещают все лунное и доянолуяне- После полнолуния Лувд , терне- ‘^^'“““ТетсякСоляиусэапада и огвещввто*^''. Луна вовремя эатм 4; веаелю наступает фаза треть**. снова наступает новолувв,.^' Г«я Тены опрощен еынунлостью вправо и бли..^ „ь,ю»т« • гтчаол -ис™ горнзота. СГ™. Крее, м св> ом. Почем солнечные aai юояуни I лунные —н |30Ь 1 Зеы и Тупа ж <рем А 1вК0 iftfler . >ше Охвршкт -I ыееолнечнв- Hfjoaoia Мб. мерам Луяа т \ к Саляаа будет цедн ■ааолящндся внутр», дяаметр которой и Со., .а« ,Чо« .д. ..iHbKaanof чет t !по SK) гевнть ^1емлю. и м< )ыт . ко для няблюдател! '>ву L лувнои ТРИИ. мяксишльш -В' 'НОГТИ .>мли не нрриы Я4 чрлыехи%,л1н не каждое ч-ямааунивТ тся. так к плоскооть лунной орбиты ясностью : липтики. Плоскости орбит >ес<- 'ются НОД углом в 5’09', поатому аоЛр 1я или полнолуния может вахо-1ЛОСКОСТВ эклиптики, и тогда ее диск I ниже диска Солнца или конуса тени За ния же наступают тогда, когда Луна вахо-<бл8зи точек пересечения лунной орбиты с плоско-хной орбиты. Что такое сарос? Какова его периодичность? В древности уже было установлено, что примерно через 18 лет и 11,3 суток все затмения повторяются в одной и (той же последовательности. Этот период назвали саросом (в переводе с египетского — период, повторевие). На пропни сароса и среднем происходит 70-71 затмение, из которых 42-43 солнечных (14 полных, 13-14 копьцеобраз-^Яых и 15 частных) и 28 лунных. ЗязЧачи 1. Используя карту звездного неба, укажите, чв-ре.| какие созвездия проходит годовой путь Солнца. « Н об'ьясаите формулу, по rotqj^C I в полдень (или в ворхаей к^1 . Исп->.. VB ] -8) и 4 ,v pi 7.1.. 4cyit вид. .н^(иао->эв«1 « ф. I (в положеаиих где Лф — высота Солаца; ^ —шдроммествсип-и, гд5 ■> аолятся я а бл юдения; ^ Ь 5® — скловевие Солнца вл г мент наблюдения. ®'1 Зжлачв 9. Заваавятв п>'стые клетки и недощ лвтвтаблвав. Рещрвяе: 'i ■ ь' 11 'i; I, По- 1 Вид 1 Назввввя 1 ложе-1 Лу- 1 фаз 1 1 1 1 Луны \ ’ •! Новолу- 1 " * рЦ * Р Послед- \ вяя чет- 1 4 1 О & 1о 1 7 \ Первая 1 ЖУ 1 четверть .аиы Кеплера. Сф«рм0ларг^а>е за алв-вела дважутся и«» ,етор-- 1“««“ «“ “■ явпслге, в с<двоМ яз «ро J' вет» шисоднтгя Слявдв- «.--«оо Радиус-вектор планеты в pMf /Г»../»- одов обращевнй планет вокруг Солнна ^ ^„т. кубах болыоях полуосей ал алливтхческя У Земли лкецентриешпет орбиты Марса — 0.093. Орбита какой из планет Ьы тянута? ' Наиболее вытянута орбита Марса. Во сколько раз афелийное расстояние больше пери. . лийного расстояния, если эксцентриситет орбиты . вен 0.S? Найдем отношевне Q/q из формуя: Вывь ,дте формулы для вычисления пераге-'>Г0 я а 1ИЙК0Г0 расстояний по известным эксщев-■ету и значению большой полуоси. q = a(l ~е). в-а{1 -е). Яолучнм, чтвяЗраза. Меняется ли # -п»я mem движущ по ад-лилтическойорбг. гое ЯорЬ nei Согдасно втором у кову 'еа. вал соростьпланетыбу-*вт шнягься при дви». 1ЯИ1 эл.^. TTI.ческой орбите. I V Воспольаоваашись рис. 8.1, аможем записать; ^ I ПеригелийноерасстоявиеП.С=д;афелийноерасстояние CA = Q. Из рисунка ВИДНО: СО АП = 2о; ПО = ОА = а.Тогда: 9 = On-CO;« = -^;CO = eo;Q=OA + CO; - а - ев — а (1 - е); О ” -а(1 + в). Зааача 7 гриант 1 1. Определите период овраше» . ли Оольшая полуось его орбит». Даво: [Р^пЛвие а = 240 а. е., U ■ Оз = 1,00 а. е., |Т;. Г.» = 1 год. г_- 10) ели J. На ряс. 8.1, а укажите точки орбчть;, ь ч<л а; скорость штаяеты максимал>^^ I—nt б) потенциальная энергии макс 1ма^ >на (А в) кинетическая энергия ми чмалы а (А — 5'1ть;;ь чот^ЩЦ. t I— nt 1т4ш аф т,^ I г.Какйзие. скоро гьпл -етыарв^ Д»иж^*огД афелия к аеркп 46V, 'чвл тавас м.) Вариант 2 t. Нарте. 8.1, бу*^ КВТ' точка орбиты, в которых: а>скоростьоданеть ’нн<мальна(А—афелий); 0)аогеяцнальнал ав .ни мииимальиа (II — iiepnrf| м4): дз = 1,00 а. е. «А период обрагцения Юпитера вокруг Солвпд тет. чквво среднее расстояние от Юпитера о=^ = ^=5.2 а. Ответ.'. 5,2 а. е, ■хриант 2 I. Период обращения малой плаветы Шагал вокруг элнца равен 5,6 года. Определите большую полуось его [орбиты. , op6>rttJ •ОЛЬШап --- г. 71 а. е. За квхое врг«я а Саавца? Двво: /Р""" а = 2.71 а. е., «s^l.OOa.e.. 7a~J гад. Г—? 8 “3 7’=2.71>/2,71 =4.46 года. / Ответ: 4,46 года. УРОК 9 ТЕМА: ЗАКОН ВСЕМИРНОЙ. .. .(УГЕНИЯ „поиг- «стероида Тихов ра^ 2. Большая дол>-ось обращается в Ф 1мул.'9='конавсе*афвоготяготекия: Какие задачи рашаетве6есн-',ще;с^, ч«? Небесная механикаизучает ам (действием тяготения. paanafiRi * ®<ЭД*ктелпод ^ .разрабат в« «етоа • чин М пЛ. ■'-'’wwera чиин дA,^ena З^г-енвйв R.epi. ■ нх траекторий в ■вебе, позволяетряссчг г. .табл ^ейшее время (a^i иау> , eaai 1иое X движение, ре, мт к ,С '■•WA- Ж№ 1в и устойчивость |вистем небесных и ВС х-.сп -ntaxjw Сфо,.!ч»1ччЛт.» .арно.о Ь. собс •.остч.аспо, д.„»„,оа„„р„. щедб ия ( счетов’ F = G- ^ где F — сила взаимодействия двух тел; G — постоянная к всемирного тяготения (G = 6,67 • 10'“ Н м*/кг*У, т^и mj — I массы тел; г — расстояние между телами. Закон всемирного тяготения справедлив в случае, I когда размеры тел пренебрежимо малы по сравнению с ■ расстоянием между ними. В случае протяженных шаро-I образных тел со сферически-симметричвым распределе-I вием масс в качестве расстояния г в формуле закона всемирного тяготения следует принимать расстояние между I центрами этих тел. f M T«K«>' iWe^HJnUiifl пррдц^ то--.ь«о Д»5'Х ТРЯ и опнгынд^ п«н^ты под деЯ^-твн^м только ..р,,^ «Д«дь,еж. двнже«»» твл С<».ве..нов сложна*. Ото обт^свяется тем. что rej^ ^ИЬ> ве только притягиваются Солнцем, не ‘■•‘“"Srf".!-»' ”'*»>■ ” Двчж^ни„| “ *^"^овов Ксп.тера нвзыввются возмущениями, а "** д.тьвоедмя''""**'" - возмущенным движением. более ярким примером атому в открытие планеты Нептун на о. имеющихся в движении Vpana Как Ньютон обо45|цил аако Уточнение и обобщение Ньютоном плерв состоит в том ...- . " тело движется I iy> "W 06»лемите явление приливов и отливов. Явление приливов и отливов водной оболочки на по верхяостя .Земли впервые объяснил Исаак Ньютон вове закона всемирного тяготения. Это явление может слу« жить примером проявлений возмущающей силы. Водн] оболочка слегка вытягивается в обе стороны вдоль лш1И| еовдпвяющей ее с Луной. Приливные волны в океанах V морях следтот друг за другом с востока на запад с hhti i. t аллоиокаво1гч25мив. Приливное трение замедляет bj . t] щемве Зежлм. что приводит к увеличению длит ьвоф * I земных суток на 0.0014 секунды за столетие. lj Леи понимают в астрономии чу д<.п «|^ ьЗадачу mpexmcAof ii i' •Задача двух пя* полностью fMKOH всемирао тлготенн ■. трех тел. взаимно .i. 1брЙГВ0 пропорцно: ЬНО> 'ла ре ;ена Н, О. "дел- ние ibj, .с^ UHX ^yт - - jy силой ЗДту >а<Х4КГ1^11Я л«..||«имггс,„,;, .ей, , . ... I -гаеиие уравне^ «ем. дл. пыхтел ..тельной слож« а : —т «ямиз возну, .Дй .газаоляет довольно точно I ь массу и полони нозмущающего i пер -- “ОД аеЯствием т. коническому сечению (% . !, кривых - окружности, аллипсу пв ' При движении по адлнпсу притяг». ли J ходится в одном на двух фокусов »-1 Обобщенный второй [ку: «Площадь, опмс |f времени, есть велич. и 1 Форм\'.ча треть ном: саСоз.вщ» массы плавет; сидеркческие периоды планет; <*1 >* >*а большие полуоси орбит плавет. '‘бразох можно подсчитать масс^ Земли. С H-ia? ь <он всемирного тяготения позволяет определять мас-аебесных тел, в том числе и массу Земли. На тело массой т, находящееся вблизи поверхиоств Земли, действует сила тяжести F = mg, где g — ускорение свободного падения. Если тело движется только под действием силы тяжести, то, используя закон всемирного тяготения, вычисляем ускорение свободного падения, которое равно: •■“г И направлено к центру Земли. -47- .’iuava в.» • иж ' к»рЛ1В( чвЬ 1ланещ lUyvoM (ш та» 'Явь NM с «ЯЦвПлт-тов—Харош с г h *тЛ «м. —Л; М« < '-ли известно, что Хлроа отстоит от i гут. ш чос г,явим 19,7 тыс. км ■ оЛращшттгм е аармск. ч б. о]чак. Массы Луны. Харош и Тшгшшш гчвтаАте open- 0#итгель|10 малыми в <-рапнеищ|с напамт плляет. тг|,/1шлапа яслуду вшуршзиш>'' я*, ц*- 'яип ®®**Р**о«* гояхаия О, И Oj В градусах piin. pasi стн '«опмфяяк'ккх шнротвтнх точек, т. ■ Д<г = >, ■ ч>2-Дея одределевия величины л еа исг \ьэол л"' то обстоятельство, что город»'^иев» и А ексаяд, ч р. -паложеяывв 'лаомыерил1 веь чсст*мп .le межд ннм^, иаяестно. С о. эщь» прост -о пр )ра. , эторий у >ный WBM .скяфи .^... уст. овлт что е-ли Сиене i Ч. .«и. зетшг* ''''*’ .**ОДа1вЯ В * Ч***- ' А |<сан, IHB I 'плнце отстоит >ТВМ>Г«1Г... .. т ■ ^ 'НИ ' олнце отстоит Иепоср«дст змереии* р*гстояв> 1 длине ( я - fia* ду точками О, и Oj I определяется путем аычиелений, тр только сравнительно небольшого рас ряда углов. Этот метод разработан в i'6| ся триангуляцией. Суть его ссл • - а «•. ующам. По обе стороны дуги 0,0j, длину кого et -Лвл чоопределнть, выбнраетсявесколькоточек^^ Ч,С .ааа оеиыхрассто-яниях до ftO км, стви("1 раеч( 5И. тобак «Ь<'по*6или видныпомены йм.^ ве;Ф че сочки. Во всех ТОЧ1 U ус г«в 1лива .:я гв. 'еан‘. лие сигналы в виде выш-к лрам аяьнь фару л высотой от в до 55 ■'в аависимост уч iBoift и, ' ств. Наверху каж-до> ышкв имеете, юк ж<1 для размещеввя вабяюда-тел I установки уг мерь чиструмевта — теодолита, яние между i киым-либо двумя соседакмв точ-UU'. 'апрнмер OjA, выбнравтся ва совершевво ровной -вйрх >с и и >инимается за базис триангуляционной с в. Д. 'йу базиса очень тщательно измеряют саецналъ' Bi ги мер.>ынв лентами. ^ меренные углы в треугольниках и длина базиса позволяют по тригонометрическим формулам вычислить стороны треугольников, а по ник длину дуги OiOjC учетом ее кривизны. Опишите форму Земяи по результатом иосяедки* измерений. Истинная форма Земли не может быть представлена ни одним из известных геометрических тел. Поэтому в геодезии и гравиметрии форму Земли считают геоидом, т. е. телом с повецхвостью, близкой к воиркности еоокойного океана и продолженной под материками. - 51- „т под горияонтлльтым лтрллялтсамр .о-в-йло f'oJ’He-Boe счгтвмы ос горпэовтальных паралламсо Угол/-оми1НО-л*Р““" и оврвлл**^***- "да" оё; к лучу зревия. называется гориаовтадь. « до светила, знал его г, ■ rje Ял, — р"ая\У I р*зв« раостоявяе до светила в земных радиусах. F Чего такое астрономическая единица? Для яэмереаяя расстояний в лределах Солнечной системы нспатмуют астрономнческуто единицу (а. е.). которая равна средяеиу расстояяню Земли от Солнца (1 а. е. « а 149600 000 км). На калом рлестояяыы от Земли находится TrffCHL ? тело, если его горшзомталоный параллакс равен i“? Для нахождения расстоавня при.мениы форму 3„ягорязонтаяы1Ы*вврвядакссвет11ла. можноопреде- рда»н«одо'^>»'««0-.тЗем.тя. Приняв На за единицу, можно вы- Прияяв радиус Земли 6371 км, J ■0-13Н1н315к«,или8.* . , в чем сосни 1 "•^расстоянии ^**«?то*ние до ^•мцеоямоги ся 5- ’ ^МЛО» ^в«|| ^^спых ел.' <Л м- то9 OBf 30МФ- • ^ о*ь ^«Шия радио- ^ ■’РЗД' »л 00 формуле , ^ *^‘*^^-<-корость света; * ■Р*'“*врохождевия, -ш,авп«л. ^ ДО объекта и обратно. ~ rt. где 5 — рассто Что неоАховимо анать. чтобы а клнаго либо тела Солчечкой систем При наблюдениях небесных • можно измерить угол, под йот, ЛЮ с Земла. Зная угловой раяе\ о светила, можно вычислять 10 формуле п Солиечвой системы они видны нвбяхиите-•**■» Р в расстоанне D ны* радиус Я этого 1 ОПРСД.Л..И, рюмерс „ ВОЗМОЖНО только тогда, к Задача • базис»; Ht.^1 '^0.; ИДМ1(^ дГ-1 “тая появ! («параллакс* i тавп ваяжчйни. Решение: Параллакс — ?, ПОД зраш из msec лшого места (■ С) Cvaer виден отрезок ; АВ% нглва мйбазнсоы. Б* тк? — это тщательно нз- / чр»*. л расстоанне от точки £ • *дй находится наблюдатель) до какой-либо доступной для наблюдателя точки В. Задача 3. Как, используя понятия параллакса иЯ определить расстояние до удаленного недоступного ■ та С (рис. 10.1)? Решение: Для этого необходимо по велячиве базиса щим к нему углам треугольника АВС найти АС. При нэыеревиях на Земле этот метод наэываяхгЩ гуляцией. S ей*®” P**”VC ---- KfO®***" авзь1в»«е®» PP' , *ея».° ■'• »**" 6370 „3,84 VO^ УМ- ' «nP _.;=384-№‘®- owe""- 206^ 6370»1-5 10® .,-^«=*150 3*д»ча5.# ' «MH8*»ew- -s иебк-вого ew' •" „■ радиус СМТШ». '5. “^o веде™*'*""’ «S,-^ Г' _ 1 Ри< io.. Решение; ^ Если р — '1ОТ№’ werтв rsDelnp, аД ^ . или, из-за яеболь- зиачеви&^^< <7^\можвкэа]Шв*П>,'1то ка Щ&6.Ыг*рлс четах считать, ч" |1п. »,) *3-10* км/с, Дз= '■ Радттяокятор айфиксировал отваженный сигиал через 0^66? с от пролетающего вблизи Земли астеровда. На каком расстоянии от Земли находился в это время астероид? Даио: t-0,667 с. с = 3-10® км/с. Решение. s-\.u S=- • 3 • 10® • 0,667 »10® км. 2 Ответ:«100 тыс. км. ^ одссгояиив от Зтмли до Мерса во нремв *■ •“»■■«* Г1'разо»гальвц* пара*. 20626Д 23.2 Отлет: • 6в.в esro»5.66 lO' I S. Прд ваЛлюдтвв* ярохожлтвжя Меркурня по диску Соляи «фодеджли. тто его >тловой радиус равев 5,5’, а гарвэовталмый параллакс — 14,4". Определите ливей-иый радиус Меркурия. Отвея: 2430 кк. Ретеиив задач (аарнавг 2) авалогнчяо opuHiyiaero ааряаита: 1. Олмеп; 41 хлв км. 2. Отлет: 1.22 мли км. 3. Отлет: м. ТЕМА: ДВИЖЕНИЕ KOCMl ЕСКИХ АППАРАТОВ Опишите первую, втпарую и треп расти. Формулы, по которым опреде <и ских скоростей для повер^чостиЗ- w Космические скорости для поверхностей других небесных тел зависят от масс небесных тел и их радиусов. "пор^ KKMepeujnaJ. ....... V. TMMcrofwr^ явижеяи» тел являттсл. (пермя ясч-1»и«скяя скорость)-б) «Дбм* относктсльно Земли (вторая КОСМичвекзд осороеть); ,) гяоервола огаоснттльяо Земля и пара(5ола отвосв-пльвоСолвпа (третья космическая скорость). Какие арСиты каетичесжих аппаратов называют г, Этерпгжчвекв оптямальяме орбиты, которые соответствуют наименьшей геоцентрической скорости космиче-ски аппаратов а момент достижения гравицы сферы Земли, вааываютсл гонаяовскжмж, так как ваэваны в честь ораей мехаааветжых полетов Задача 2. Рассчитайте первую (а) и втор мвческве скорости для Луны (месса Лувы 7,35- 10*кг, а ее радиус — 1740 км. Ую (б) кос-составлие-. ка1ммн7 0твет apr Орбита — трамстор. тело в космическом небесных Т1 Апо«в£| -Луны IL Пг <мв —ближаЙ! ' я8- L нскус «ммгосвутвв' )ем; [. Экс <>Яр«ЛМ1ва10рС 1Ы — KepHCORIOCByTOCTHSAAno- оаш . отношению р» -готшм между фокусами к боль- стел и их ’Шя. Cl — наиГмл 'аа(44В 1at№ точка щЛнты ииокуоот.<ен 1^00 ннмЬ ЧМ. || точка орбиты Лувы или Ъ- 'дча^ яашт формы орбит небесных тел, если ах ЭКСЦ1 "1 нсвтеты принимают значенвя, указанные в таб- ТЕМА: ОБШЛЕ ХАРАКТЕРИСП и ПРОИСХОЖДЕНИЕ СОЛНЕЧНОЙ Что понимают под Сол| Под Солиечной сиск'мп! пространство и вся мап' и жения Солнца. Со ду Солнце, распол спутниками; кнрл:ии ды, КС Mereopatv itTaHev 'ю пыль, плаз! ICTOMofi; ПОН' 481^ я вс lai'u . наХ’ nuiaeik iiiiaa тстем II УЮ 0Ю9( t; алаветы со ы; лЫ‘. тела (астероидные тма), в также иеж-ieт небесное тело, движущееся вокруг само не являющееся звездой) в ее гравитацяон-j[ поле, имеющее форму близкую к сферической, светящееся отраженным от звезды светом и расчистившую область своей орбиты от других мелких объектов. Выделяют планеты земной группы (Меркурий, Венера, Земля, Марс) и планеты-гиганты (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун). Массы планет слишком малы, чтобы внутри их могли протекать характерные для звезд ядервые реакции. В Солнечной системе находится 8 больших планет. В порядке удаления орбит от Солнца планеты расположены следующим образом: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун. ,Г|'ТЫ rrl’"'"'"' ‘ Х<Н| linKJIOUflllloft к »>TOW« е^огтшеолаечт>го»х-'^Р^‘ Ш Тв.ти.^хети « ХГТГРОНАЫ .Лр-т«ПТ« н..кру„ Со^, ■ ■ tt*eiw ■ го»< *W мир*»-’*-"""' Нрл'«<Ч'ИР f^Miw ««нрур i.foet ое» арош-холит вту же nv{Hy»y, '‘то и лннжиии*. Щ впшокругСояац». Щ 4. 1Штт 1»»л*яякукя не дво ррзко 1«1^|дичиюа1илр, ■ фувонгплшвгы *•«*«>«>тип* и плвивты I'lirAiiTbi. ■ 6. Момжт колич«ч>гшв даиЖ1*ияя (m • у “РЖДУ Оолн- ■ WM в плввггвив рвспредмягтся нсраянимерно. IU д«л^ I Сомцв. а кот^а г«редоточ#а« почти жя мясга Год»,. ., I Boi гагтгиы. пряходмтгв только 2 % «■ полного кол • «р [ 'Tmj в.Орбигмбодьшявстмгпутииковплвнетб.’ ЧИК| • Touia.Двяжвнаебольюиигтмгпутш1кок ooqj^ иао{мв.1РВ((и. в каком пл и -ь л ч^ут. ж-хад1ггатоа •округ Годаца. А*а« Я0Ф. 0огтт^ягцц)и t Iu’Im/ _ втвших Поре Т. н„: ' 0.J;. ■•■ЯГТ. (.•« ..1))ИГТ Л[Н>И- '•Л1 • и г. Анялиаш) "УРТ iw;ij>acTy (»т 2 до ' 'Mminux MBTfopiiTOB Дт. Дш U Сол Н||«<|1ПМ* ПДРИ «Л |Лрп»..»ан«и Соянш к плаяот на •<• гдпш.й газовой тумвииогт! ллн г«»к.1ч,улир..вян« II, Кантон я 1765 г. н доработана Дшмвви в 17»в v. Согласно ягой гипотаиа. Солиачнан чв оАрвзоввлвса на врви(ак)щ«1ч>гм горяча! о raaoaoi Кцчв, котпроасжи-мнлогь под ьпадайстняаи гравнлвни. ч рнепадалоеа иа ■ррагманты. Однако ята ги1« <и^ «^насостоиталь' ной HU-3H миож«п-вп нроти< рач Aj ■ЛГГИЙ учяиыК Джеймс Джинс, я ЮИ» р. , ди,, ^уд „ vy^.y, согласно которой ПЛВНСТНО! в 10СТР 71*. о лвыр «(»• на Солнца под ноадойгт. . 6 щ, о npi «!ца« ава. Нырнаниое аолнаптн! aei г. к ра гаям. %oti льны.'частщ, обрв-ауо планеты. 'аняыа финик. • ши ia пк исаладованнй мгтеоритон U. <мых пород ш HUI 1и, что яти тела образовались не гаеоных сгуол а, а и'< вердого аещестав, В 1944 г. armeoKoi рн. работке# тгюрии образования пданат а тйг 4ь к ч. ка иколосолнечно1ч> допланетмого облака ПЧ1 ( Ю. Шмидт. ^Уга теория развивается и а настоя-р а яре» .. } Укажите основные зтапы происхождени! jAOAWifuu Солнечной гигтемы. 3 ранней I. Около -1.6 млрд лет назад произошел взрыв сверхновой звезды вблизи места 1»ждення Солнечной системы. Ударнпл волна от взрыва рпспр«>странилась в космическом прсютранстве. Под ее действием гвзопылввое облако, состоящее из водорода, шлня и разных по составу частичек, содержащих кик металлы, так и редкие изотопы тяжелых химических злементов. начало сгущаться. Н нем образовались уплотнении, обогащенные веществом сверхновой звезды. Изначально медленно В1>ащающееся уплотнение 6S м ‘*лако. U . - л^вГ»» ^"’- ^(«дораа. гелнй) под действие», „е- цеятральиь» облвст* диск., ******** «, IIOTTOW вблизи Солнца плааегеаж. • аоляоегь» из каменисты* минера- иа y»^**’zrZnuuoa я » ков“« концов превратнл*еь «вгоеля»**^ гр>-шш. Чвствчкя в средней холодной * «он. ядра будущн* планет-гигантов -■ захватывая ^кр\жа»щвй газ. В самой хо-wji*« конденсирующее вещест> и* .тедяяым. .Множество отдельных ледянь в глыб яородилж ядра комет г ^4ЦВ маса Койпера. Л.ияеты земной гр^тшы почти , Виг* саоях размер» прямяр» ч.^з 100 млн лет. а Лорледуамкее гравитацяон»»' w*'^ •. на йс температуру а ведрах протоялавег > те перат^ г ш ^ лешмжеаееа.С«тогоарем>''1и -же ив ‘Мпове ые. даотвеавпв t страсягь& кое. '>>'п/ чет. а в. бйВ| легкие aeoitr. -аима ев к. 'рх »<ч» Стечение шшаардоеде лч; я». -маО] % слоя вааает атмво* . пы. м 'Ааи :1в» ш. например. <ояроео*дая«& bl тип цц. ■. я дяиых паров. По-сумишоводавыеоа ;гов. нвиромлхсь и образовывали ■иряво«*в||(,агваы тт» фору. Посостаау первичная - т«Р*еуи(С(Твеи1ю дагь от современной. обтие характеригтикн планет С< Планете, имеющая наибольшую »орбиты, -Не- Не семое близкое расстояние к Зем .^лвнет-гягаа-тов подходит пленета Юпитер. Самый длительный период 'Округ Солвца из плаветземной группы имеет пцХ рупйи обла- даетплажетаЗемлн. ь Самую малук VSnr. «М1-’>кур Самую малую р вою МЯЬь.Тиие1 пяанетаСатурв. Сахыкбольш'М Ъв^ ’врагц тв округ оси обладает ш *етцВевера. О;, г спутник яме. лав Земли, S снеге» кмштсл следующие планеты-гв->, Сатурн /ран,Нептун. ' Ъ г;оеш близком расстоияви от Солнца обращается I ла»...М^й[урий. На самое близкое расстояние к Земле подходит планета deaepa- Самый короткий период обращения вокруг Солнца среди планет-гигантов имеет планета Юпитер. Самая большая по размеру планете земной группы Земля. Самую большую массу имеет планета Юпитер. Самое близкое значение массы к массе Земли имеет планета Венера. Самую большую среднюю плотность имеет ояавета Земля. Быстрее всех вокруг оси вращается планета Юпитер. Не имеют спутников планеты Меркурий и Венера. ЭЗяк 1358 —65 — рг.Ягмяя-Мрс Осяо.«ь.егяойг«»твл , СоявечвоЛ гиствмы оосредоточв». ркурвя. Осяом»* -*«• ^ CftMOf. ,_^аяет почти кр>'говвя. орбит ол«ет почти совпадают с плоскостг» ^Zl^Bcrso пл«ет вр«цак.тси вокруг своих осей в од-шсключеиве составляют Венера (обра,. вое). Ураа («почтя лежа ва боку»). BVCH и— ------- ^ динамическим с [ “'^По'с^м физическим я динамическим свойствам аегы делятся на группы: планеты земной группы и плане- гы-гягаяты. Задача 5. Вряде чисел, выражающих средние раестоя-вня планет от Солнца, имеется некоторая закономерность, яодмечеяная еще в ХУШ в. (правило планетных расстояний Тяпнуса—Боде); а = 0,4 + 0.3 • 2", где а — большая полуось планетной орбиты в а. е.; л — показатель, пр • няиающяй для каждой п-танеты определенные значеа л (для Мерк>рия л = -I, для Венеры л = 0, дли Зе •: -«и л а я далее 2, 3...). По формуле Тициуса—Бодр по с. -таа» значевяя больших полуосей орбит планет и «.ни \яш с истнняыми расетояннямн. после зяп лн. ы, -at гвд сделайте выводы. Быводы: l)S^aw< ходит п доУрана(с«0‘1с тб дл. Оатур иУрг: 2)Вправил< » ьтад чать 'ввааНептуяа. ■ '■■-■^pewsae за счет сжатия вещества планеты н грааи ■ „даоетоАлифферевциацяи. ■ Чяц1намва>отграватвщионнойдифферекциациеаТ I />авят*дяоавги дифференциация представляет . I бой проаесс постевеаявго перераспределения вещества - I олотвостя — тяжелые элементы стремятся к центпу^ g - кие ояемевты поднимается к поверхности. ИJ каких основных химических зленв!’и в ео< оит поверхности Земли? Меркурия? MajKX’' Ялре пяваег в основном состоят леза с - ивь ,» серяясгого железа. ' ’ а» хяшгпшщ’ иега» ггт, , кор, соетош-ществеявон кскдо*крем is(6. %),е юми чя овачительн. taeti. .в» . . -■ воветымаеско' ^ «|Н .^рытя крас- ■«тв Марса о&ьяс -мч* * поверх- железа. ^***‘ * ® "•ржаиием окислов psKCKUX ООО обпамют сходным отр„еп„ аухсостоятизадР* оболочки: атмосферу «Век, "* K№a-P‘"J^Zr^r' “ №"™). «PBOoii Земля. Мярс/. » «Марс)- ите источники нагрева недр планет. Пгречиея ^рдр пленет служат; «Р« Р«™“' элеие,^ ’^1 ааерги*. выделяющаяся при ударах тел различного тшеов ^сттромо» и др.) о поверхность планеты; ^ - ^реааяяе за счет сжатия вещества планеты н грааи- мдаояноАлиффереяциацяи. Что навывают гравитационной Зифференциацггей? Гравиттиоввяя дифференциация представляет . . бой проаесс постевеаявго перераспределения вещества -i олотвостя — тяжелые элементы стремятся к центпу^ g д, кие зле.чееты подяямаятся к поверхности. Каковы особвнноепт атмосфер пло»«т jtmhoO rpynnbtf V Мрцкурия лтмл<-^жры вот, Лтиосфец» В«ч1»1>ы гпгтоит в ипиоввом иа углекислого тезе. Дааягякв у пож-рхиости нявввти » Нэ рвз выше, чем у поверхности ;1гмл«. Нлвго-даря такому химическому оогтаву. а кже 6кшавь >- стндавле^^яитемперату 'шв. чоефе е Венерь иГосно-вевиаллза гфиковотве. /»ва trpoi J. Накакои ,0т. вяе. -еатм фед •'.jiiравноат-w^paoMy . теяя, •/ ь epxei ти х^^йли? (Примерно Че!^раЯ8вТ1 iqm «ат. '"f.epH Венеры на данной аысоте?(Около33t '.ю gO'C.) petaf*"'' ^ „,« я»!»-”" ДЯ'"”” » "яяяой 's»n„. яо.дад«™ муям,,^ gbieoKS* д^ккяч. ^ тд—»”"” даЯ ЯР1»“’ 'Р“"“ ”““1»ГУЮ я ПлаяяяД о "С, — ЗУД ^ДРД' '"SnST’” * яожР»»™' »°“Р™ »"Лов р агп^ ®?^РР» '-РЯя, "®ejjj(. ga^aHin 2 ^ЙсотвяяегоколоЮО С. этоМарс. Пчаветы. температзфа поверхности которых быв», выше '400 “С. - это Меркурий и Венера. ILWKT8. в атмосфере которой часто происходят гд, пылевые 6jT>H. - это Марс. Практически не имеет атмосферы планет Меркур! Планета, обладающая биосферой, — это Земля. Задача 5. Какие физические харак Ъ1 веобгадямо знать, чтобы вьгчисли'ь «да ij H«6,0(rfS, знай, «act пл«. rst'a .‘сряда, , рщ,„™ Рррдаяяшго, евд, и*, ям» Шааобми планеты. '■. / «Г: J vT,* Зш .е.>. Какова ос >6< Kocti epov чиж > ловет гигантов € 'ланеты-гираь L f ibicrpo вращаются вокруг сво-скажите об особенкоетях строения пяанет-и Пла ы-гиганты представляют собой газообразные Tt "# с чрезвычайно мощной атмосферой, состоящей гла,- дым образом из водорода и гелия. В отличие от планет земной группы, у гигантов нет твердой поверхности. То, что мы наблюдаем, — это вершины облаков, плавающих в атмосфере. Из-за быстрого вращения планет-гигантов и сильных ветров облака вытягиваются в полосы, параллельные экватору. Окраску облакам придают примеси аммиачных образований, метан и другие сложные соединения. На дне уплотняющейся вглубь атмосферы планет-гигантов находится слой жидкого водорода. Затем атмосфера переходит в особое газожндкое состояние. На уровне примерно 0,77 радиуса планеты начинается оболочка, где водород приобретает свойства металла. Здесь ов сжимается та|ссильао('1 10‘*Пв). что элрктроаы поки ^ „Ы я стободно птртмтщвются. В центре «ходптоя твердое ядро, состоящее иц о«с магяия и желеэв с примесями. «о» •«я Что представляют собой кольца плангщг Кольца Юпитера состоят из очень > тер*. --------- -- oopa.vrJl ''•’а» сто.7као*евяв малых спутников, особенно теорнтвымя телами. Сатурн окружен яркой системой колеи . .....- --------- *^ОТОП\ тз бесчвс.тенного мвожества обломков Льда ■ нз -----------------------------льда Раам ■ мельчайших пылинок до нескольких Метров т ■ колец, видимая с ребра, не превыщает 2 км, а то ■ дельного колечка — больше 30 м. Кольца обра*^^****®'‘ I скорее всего, в результате разрушения одного I ков Сатурна. ^ ®®Утва. ' Уран окружен одиннадцатью узкими кольцам полагающимися s плоскости экватора аа рассто} 42 до 51,4 тыс. км от центра планеты. Типичная колец от 1 до 8 км, только у самого большо- -- ****^ от 22 до 93 км. Толщина колец не прев^?ше i Урана состоят из мелкой пыли и неба 'а : i вых частиц. Кольца Нептуна располагай i расе 2,5 радиуса планеты. Ш:; ‘’иа :од« , — I'l 50 км соотве'гтвевяо. сс ')вам< "ОЯТ 3 : мелки ’еч1 го с 1% пылинок, от. -КЯЗОЩИХ ' Почемуии- ^lu vd/ iKOfi umi атурка? Придвижв1.и. Сету. <а, ор( IT8 кольца, сохраняя положение в простр CTBt дwuv.„ы за одно обраа;ение пла-аеты вокруг Солвь ок. зываются повернутыми к Земле гиоим ребром. А так . толщина их мала, то в небольшие телескопы они в это вр 1Я не видны. 74 ■ о и1*ЛолыяоП гр<‘Ли»Л плотно- Г лвлшкггеяюясрол"'^^"^' врящвютоя вокруг СВО- »* r-r««TW н«‘“"" 6“^'**“°' количество спут- Itef амж^-"'"' кое. е" плвкетыч-игянты обладают Коль. Л-ро-е иелкн* частиц, вращающихся вокруг "ДД^Д" олоскости их окваторов. «»> ■» '■«Ч’""' "" *"“* "“«РХ-« обширны* етыосфер. уплотняясь с прибли-к и«т»>- OOWOCHHO переходят в жидкое состоя-. перехода от газообразного (.осговм *«=««• . „»ы лавоомть О п-чанетах-гигантах как о дл. „. гах бм жжерхвости. аляаег »ттЛ гр)'ппы ш йялвсг-гипи-гтя слом; «abiroKaB*. «вязкая*, кие умшяте мл прявкяона.*: ' ра группы‘ПС ты гягввтов. Ревтшве: Задам 2. Лроведяте качественное сра щ е И' II. Ь»у» 9црь “*Я» .Ср. Bit. г ала. Чарвктерягтяя. Пда •fv емш. J /Ш ‘ I Далеко ГЯНТ1.' Последние и уг i 'лздо Ь\. инушительные »т-косф. U и магнитос. >ы. • Ч* состоят аренкуществеаао ■лег X элементов и здес. у них нет твердой пли жид-Н t по 'хности. Числ естественных спутников у аланет п '■ гр. ты велико. Также у планет-тгантов есть обраэо-ват ЧУ i :их .'тнц — кольид, которыеотсутствувуту плат т зеь t груипы. Осо .1НОСТЫО вращения планет-гнгавтов вокруг оси явится то. что они вращаются слоями: слой тьтанеты. ресао* .южеввыб вблизи экватора, вращается быстрее асего.аоко-лополярные области являются самыми «неторопливыми». Наличие у Юпитера и Сатурна плотных и протяженных атмосфер объясняется тем. что в процессе формировання они быстро достигли такой массы, при которой смогли удерживать водород. В результате чего они стали активно поглощать водород из гаэопылевого облака, окруткающего Солнце. Спутник Сатурна Титан обладает мощной атмосферой, состоящей в основном из азота. Планеты-гиганты имеют малые средние плотности по причине, что атмосферы этих планет (как и все ох веще- - 77 - г ей плотвостя делят мессу „певяваем по вепроарвчному' ampHofi «Tj«w4^“ - С?уш«тввл*яве колец ойнаружево окси> олааег-™™»»®»- Юяятер, Сегуре, ур„в у tcrx в.мяргтвгавтоа. ^ ЮшггеР eweaer аяячатвльжо больше т*. пш. «ем ООЛГМ" ^ Солшм. Причввоа а». счятагь.чгоЮггвгерлылеляетвг—Зраавбо Чо**^ дам получает «■Сааяпа. Эго может объясвя^^°*®**вр^'‘ алы сжагяеж омветы н ороцессамд рвдцв**^^ пдмвввдрвхлмветы. ^ Зляача 4. амялный период обращения Св СсмкцалзтгамяеггЭ.Згояа.Каковоспвя» So^ агурввдоСо-—» Д«*о: яжениой атмосферой «мс лаиеты-гигаяти. как а Земля, обладат магкмтя ш.яапряженвость которого: у Юамтер V уЗемли;уСатурваСлнзкакэемвой;т> I га земвой: у Нептува в 3 раза мевьте. ве [олярнме сияния были отмачевы у еяея^ ihtob: Юпитер, Сатурн. Ураа. a-yjZd^=9.ЬЪ а. е. I Ответ: 9,55 а. е. Задача 5 Каий ВИЯ будет иметь кмьвд Г , 6.иааатеяя. наюдяшетося на экваторе и s ^|Щ|П1ь Ревкние: ТЕМА. ЛУНА. СП»"ГШ1КИ ПЛАНЕТ Охлртктгрил^Лтг ^илыяпшиг цслот* на ,1уне. Чел на ааыачаптея am т^ычныа нал уелоаий на ЗемлеГ I Сая»чв««сут*ив«лунвпродояж«1отсягннодичвсква ' мкяа <29.5 отмвых сг«ж). Ш Луяв пег воды в жидком шшме ж шрактанаекп в«т втмосфвры. 3* луявый день, которые uvTca около 15 эгмяых суток, поверхаость угпевввт вагрепея до »130 *С. в ночью охладиться до -170 °С. Пре выгакнх ттмоеряг}-рах скорость газовых молекул про-вытает вторую космическую скорость для поверхности Лувы, раваую 2,38 км е, ровтому газы, выделяющиеся из ведр еаутштка Земли или образующиеся при падении ме-теориых тел, быстро аохивают Луяу. Без газовой атмосферы Луиа подиержева воздействию всех видов электромаг-■итяого иалуиения Солицв, а таклсе ударам метеорных тел Аакше Зетвлы на Луне видны неаооррлсенныж глг i* и amaattKouf Нещюружеиным глаэом ив лунной повспхвсц . щ. личины светлые и темные участки. Н., - ые о t ’и- ^льио ровные овла<^и поверхности, н ^ <ые м. маясторона Луны. В 1965 г. появилась пер-вел по. я карта Луны, составленная под научным руко-ством Ю.Н. Липского. Что собой представляет лунный грунт? Сильно ли он отличается от земного? Поверхностный слой Луны состоит из мелкообломочного материала — реголита и имеет толщину около 10 м. В состав лунного реголита входят также стеклянные сферические микрочастицы. Дробление лунных пород происходит в основном из-за микрометеоритной бомбардировки и резких перепадов температ>ры. Реголит обладает малой плотностью (верхний слой 1200 кг/м*) и очень низкой те- so раз неяьшв воадуха), поэтому у^ 1м колаЛавпя твмпаратуры npa„^,^ ^„мпчагкому составу лунные порода ^„я в»ошЯ'*"“- ^ типа базальтов. Породы лунвыд „«.вэй»’**' ы«.в«м содержа™»- окислов «едод. иореЯ ' высоким содержанием окисд^^ ЛВЧЯЫ^'Я 81 rnUKBBB. ^мнее строение Луны. Каким обоп Окштете епутреннее ра- мя оно было UJg-‘<'‘ ■ «ее строевне Луны изучено по записям оо-®^ГГтров «етеорятов. которые Фиксировались грвсеяий от у ^^Демографами. Под слоем рего- кора, «.лшнна которой на видимой . з,-«) ™i»“во «». . «. «- й _ 100 ки. Под корой находится мантия, толщина около 1000 км. Зона глубже 1600 км напоминает земную мантию, имеет толщину 430 км и температуру около IS00 К. Последние исследования подтвердили, что в венгре Луяьг существует .металлическое ядро радиусом около 300 км. масса которого составляет около 3 % от о6-П1ей массы Луны. Какие гипотеаы образования Луны вы анв1 'Чв! • Лува образовалась вместе с Землей яя '>даоф a.i% '- зхналв. ^ J’ ;i,; • Земля могла разделиться г .'■’еча'ти, ' \ ' ■ . • Луяаобра.’ ‘алась ори О'ъеди нин1 -болыпь камешков, o6i йк—ттхся круг 'МЛ1 4.5 <№ лет назад. • При .косом» квов. на iqjyu ым «ебесным телом и. оиолозем, тй ор ^ . ,о выброшено вещество земной коры и чип , изкоторых впоследствии «сформироваласьЛ. а* Вопросы с 01 1. Является лом? (Да.) 2. Имеется л 3. Ступала л m Луна б. к Замле иебес ы температур? ттаггесхих г луваых пород о la Луяе атмосфера? iHe*.) la Луне нога чепове ’(Да.) 4. Смог ли бы космонавт на Луне > ыкм пасом для ориевтировакня. как путе’п аевяш (Нет.) 5. Характерны ли для Луш.1 « (Да.) 6. Похоже ли луин'е вещ1 |Д а вулт ные породы — базал! ' ^ Т. Имеются л. в лун •« ш. соединений? (Н'т. ^ 8 Вернолиугве «^eei .чтоь ' ста! четоколо4,б1г д.Я' ?;Да.) 9. вяааш ли с Л оЙя няя приливов и отливов на ««' 'Да.) 10 деется ли в дунних морях вода? (Нет.) '1.Я ’Я утсь .1 кратеры самыми многочнелеявымиоб-р*. ваив 'It на Луне? (Да.) ■,1 Верно ли, что Луна повернута к Земле всегда одной :TOi»i.jft? (Да.) 13. Можно ли изучать внутреннее строение Луны по записям сотрясений от ударов метеоритов по ее поверхности? (Да.) 14. Ось вращения Луны почти перпендикулярна к плоскости ее орбиты. Будет ли на небе Луны а Малой Медведицы играть роль Полярной звезды? (Нет.) Задача 3. Дополните рис. 15.1 и на его основе объясните механизм явления приливов и отливов на Земле. Через какие промежутки времени в среднем должны наступать приливы и отливы в каждом данном месте на Земле? прилив. Итого м Земле Луне вызывает срезу 2 приливные волвы. Поснольку наа сидящим наблюдателем Луна (нз-эа вращевая Зекда) проходят один раз в сутки, то ми» проходят 2 приливные волвы. Првливные нэмевения в каком-либо мес ^^ ^ 1Я шара — результат пэменевия положений '^''од па отвосвтельво Земли совместно с ни нр< Vmb Земли и особенностями данного рельеф . Хот* для земного шара сила те. 'еаия С шца по t в 200разбольше.ч сядатяготев тЛув nparai 1нырснль. Mb рождаемыеЛувоь "ВЛ- •■'Boe6t -п»» ном иых1 Зм.,.4.Исж , -л а,„ .„е. ’5.2 найдя™ .ооданшитааладла, щ. аря Ср.аисо., Иаоби- та, Обдана,иCnoKol. щ). . ебты (Альпы, Ка,- ддл(, кратеры (Дрнямед рас пядь). Крулвые объекты еяакмого с : l.Mop Дашков 8. Море ■лайм* 8. Море I ллМ 4.Море,|^ % I '«Ml.» 0с«Алы1Ы Б»1 %Лж\ ЙЙКавкеа -ерАр). Щ аФ СрлтарАщк '-‘-щ Зе в» 5. Море Мо ыж ч >ложенное па иевндиыоЯ ■ 'Ч)ро> 1уаы, иыеето- 'гД. около 800 ки. Можно ли ' i SRSnb его с 3i 1И нетк1ружем1ыи глазом, есля вь^ 'ходшюсъ НА '<|ращеввом к Земле полушории Л> ^i^oci принимая во внимание, что рааре- пш ■»<«. чхлбвость глаза 1 ’. Да So: D>300k S = 384 000 км. Микимвльяый размер d объекта, видимого иевооруженвыи гяаэом, делим по формуле: d = 3.84 • 10* • sinl' • 112 км. Так как jD > d. то Море Москвы можно было бы увидеть невооруженным глазом. каяы? (Ио) Самый боль котором обнаружввы Спутник с мощной азотвоЯ «п (,Титаи> Спутник, ва котором побывал ,дк?(Луи8^ Спутник, обращающийся в три раяа быстрее вращения самой СПутиак, ледяную ^ яоч светлыхитеивых vBKBxni ЧЛК! урок Ife -CWA «А 7ЫКТЫА <ОЛНЕЧНОЙ '*^'*'* СНГТЕМЫ ».м««р<" "О* «"ЯЛ"*»»"'* планетойГ Какие "С.«««.»» пр^д«-т.м*«» собой отмльимв o6*fPCT«. focpob» »*сдеваых > алгусу^ 5бГг. М?ждуш|ра**и« астроиомичосхадх, "“21л«ко»«я п.«ягтт»»« счмтоютс* объекты, врвпию-_Je7*04»rr»*«“- «“««И» шврообраиую форму. ,, а, ^чж!-** " 6дв1жжещ»е ирогграмство к ае являк>-щяеея сяутжж «*» водьв ах п.г«*ет. Карлакоаыма иавегвми являются: Плутоа. Церера, Хлров. Веста. Сым адр- Раееялжшш. квкн* ясбесмые объекты кады«аюп| мл яытя телшмя. Все ярочяе объеяты. кр<же кар.1мкоаых слваг- обра-щаюоиися aoBpjrr Содваа в ве яа.тяющкеса спут> мв, вам1ааюгея аалыха тедааа СолаечноВ систе' К,-;, то- Сааиаа, Паиемщлл 'терллдлх Астерохш -J-- ■ тая тягэтеявемадя ; Лаком гаям t *«с* ааь UpMi г :■ >* „ г^р ? •ЛШ9 «ДОГ ТОЧНЫМ :<|)вРУ. :|< temtjioudMMuf *** "оашотся. Влоль • ОЫ.1Н. 1 (торые могут иереям' -ля г когиаческнй скоро->>абра>у«тсветя1цнйся след. лмшиые ■< еронлы. леташшв» 3«м Сищесмцт ли опасность еталкмо <аЗ Числовстероидов.нмеющихди«|.етрв.. 1 секвющих орбиту иемли, оцгнимется в «vM кие иебеспые теле могут ствлкив»-. чем одни раз в 20 мяв лет. Сувмс'вОЧ ястероядов с оопгречвиком 100 м 1ож i могут пересекать орбит-, гмяи. ' -рщ л НИИ с таким телом — пр.1, во 1 р вЬ-i на Земле образуете тмп^ •опер' шхо ОлврактериЗ|п -п. «нс.< окат. *J opumo. «болиде. Пр тторжевия с к вве- «й скороттью метеорного тела в носферу Земли о в i льта-ге треяия о воздух реж 'Я, начинаетпл иться и светиться —ва небе по-I'lik ввтс' -веввый след, I торий вазывается метеор. Ий), квЛ иет<-1р. видимыйваЗемлекаклетящвйоо веб. 'гвев дй швр -этоболид. О ин к -оритного тела, ве сгоревши* в эемаой ат-мосф е '. уп. ,.ший на поверхность Земли, называют метеорит. Л'акооо лрцродв вровехождеми* «хоелбммх дождей»/ Метеоры, появляющиеся в определенное время годя в падающие десятками в час. привадлежат метеорным потокам, или «звездным дождям». Метеорные потоки наблюдаются, когда Земля пересекает орбиту метеорвого роя. Один раз в 33 года наблюдаются метеорные дожди с радиантом в еозвезянв Льва, когда Земля встречается с самой плотной частью роя. Этот рой вызывает метеорный поток Леонид, наблюдающийся в середине ноября. О^нта данного метеорного роя практвческв совпадает с орбитой кометы 18661. Таким обраэом. надежно установлено родство метеорных роев с кометами. Комета, разрушаясь, порождает метеорный рой. ot радиант м€тгорно>о патока/ ..ггок<Л«ыпо*уч««х>кнебв, иэктюрогтарад^^ пу™ огдмьиы* метеоров метвориого пст„« Задача в. На рис. 1в 1 ’«• Провиалиаируйте рисунок и огвегат. ^аям npouczo. частиц)? lOTOK образуется при распаде кометвыд потока fpoa д Tte.coir. ШИ.Е . ^ ^ ^ |нч к Тт cow период обраЕцекия метеорного потоке. круг Солнца? От периода обращевия кометы-родоначальаицы. от возмущения планет, скорости выброса. В каком случае на Земле будет наблюдаться наибольшее количество метеоров (метеорный, или звездный,дождь)? Когда Земля пересекает главную массу частид метеорного роя. По какому принципу даются названия метеорным потокам? Яриведите названия некоторых из них. По созвездию, где находится радиант (например, Персе-иды, Дрекояиды, Леониды). - 91 - Задача в. Какая эвергия выделится при У'^аро та кассой 50 кг. имеющего скорость у а<»е; 2кы/е? Решение: Кинетическую анергию етворв-. формуле; «и «■»» .™»р«Л7 92- Задача 10, Вычислите иотокй Персеид г километрах, зе я,' с 16 июля по 22 августа. Оз = 30 км/с, t| = 16 июля, ts~ 22августа. *=«8 "45 VS6t, I'J» ’*-10б^,^10''(км). урок 17 ТЕМА; НССЛЕДОВАНИЕ , -ГГКТРОМАГНИТНОГО П.ЧЛУЧЕНИЯ ЗЛЕЕТЕ ТЕЛ , ы<сие подразделяетея t Дяаиэояы м«тро-»™атввго излучения; jsaii«3oni 1 Длина во шы.Я [рл^ивозву |Бо.7ьше 1 им 1 ИеФвекрвсяые лучж |0т760 НЯД01ММ /Вшшныезучя J От 390 до 760 ам 1 Ул»треФ«ч«*'>*“® /Ог 10 до 390 им Ре»тгевовсвяе лучи |От0,02 до 10 нм 'Лии»-лучи |МеньшеО,01 ян Почзлп/ с поверхности Земли нельзя вести ii^ ен|и небесных объектов во всех диапазонах яле/ 'O.'ie^ -tBi, кого излучения? Изучение электроиягнитных во jfpt пускА. tx бесвыии телаии, мп>УДЯяетс - -з-яе то1ч что ат Зеи.ти пропускает излучвн1ге ди . в оп делвннь ш-оааоаахдли; <ыч[; от 300 , i 100, ’ы, о lev • нескольки ^ ИИ ■янпа, ин акрас ’ГО -ИЯ»г да. Ия- 3»:ЛГ, „с™ду„, Двотелескопов. Св. чае я гл ^ • ' н роп-о».,™»» «О' '» д» апаэова ,’Лектромвгвитного з4 - la большую высоту (яа са-•овлеявы- 'В межаявнет-ыплексвх, куеетвеввш щью телескопов? Телескопы, прияимаюшяе эле: tya. mat вне, решают две освоввые задачи: 1) собрать ОТ исследуг .,- -ообъ* а у к мож энергии излучения о1тредА ■ноге Ю .зова в нитвых волн; 2) создать во во ок н «Ti laidio- рем * ние объекта, чтобы м;ом о был чыделк из .учеявеотот-дельнь: в)рй точек, а та, "; иа р>- fb угловые расстояния между JI ед. «И м еяф олределит ваЬьяи увеличение В)' «мое -в 'лпенмо (G) оптической систеыы — это OTBOD чие > под которым наблюдается изображе-юе, да; Г' мое оптической системой прибора, кугловому аэк^ объекте при наблюдении его непосредственно Докажите, что увеличение телеековл при визуальных наблюдениях роемо отношекию фокусных росешо*-кий объектива и окуляра. Видимое увеличение телескопа можно рассчитать по формуле: где F„e “ ^ фокусные расстояния объектива в окуляра. под споеобпосшъ^ тслп щеП способностью оптич^кого телескоп, ПолрвэрР'“«^"_др^ „„ОВОС расотоянвв между дву^^ „оанРМ!^-^ иая“ „„ру^дыть видны в телескоп раздельво .пособннсть (в оекувдех Тесрет«несм<рв^ желто-зеленых лучей, к «0^0- визуального ^^^„^^„онгяаз человека, может быть оцв- пыииаибояееч.ю^ яеввлрняомошнфоР«>' - „лмето обгектваа телескопа 8 миллиметрах. "^7^и*еСкной«рактеристикой телескопа является про-тГя^а которая выражается предельной звездной светила, доступного наблюдению с помощью теле, копа дря идеальных атмосферных условиях. 1Ш телес .одов с диаметром объектива D мм провицаю-шаямта я . выраженная в звездных величинах при ви-з%льныхжаб!|^юдениях. оценивается во формуле: m„„ = 2.0 + 52gi>. 7ем ояынчвются оптические телескопы от , здтъ Дяяобнаруженияяприемакосмичес*огор1 иоИс 'чв^ ния используются приборы, которые по, -ч-ип чаа» ив • радиотелескопов. Радиотелескоп», остзя гз < тбта ’Л >-стройства и чувствительной nj зй сис ' 'п-иче-екне телескопы предяаа;:’ »чны для зриема пть - кого яалучевия. Так как радиоь ны hi ют бол. !ую,^*яину волны, 41 зптвческне. нтен. рад. )тел'''’1«)1 -виаготан-дяваются: , "ше, ховаТ' гыо ■ -шсти. ется гди рерк метр от радисте- Чем от леекопаТ Если радиоиз. чен| источшта одновременно воспринимается двумя к ОЛ6 1нтеннами, расположенными на гкогоро» расе™,, .„,с „ дру,,, „ сигналы азреюатыдаа впз--воэрвстает. Твк'ой цц<г рометром. Он объедии» литерференции радлосигнв-г аааываетоя рлдиовитррфе- Ввеатмосферная встрономкя екты яри помощи аппаратуры, земной атмосферы. Различные врв на искусственных спутни' ,i, '.вил Ч8СКИХ межпланетных ст.. щи ' W чать космические объект! *въ и*ди. азочо длин воли, начиная от жест1 гамь. не. 'чеияь л i олометровых ИСЯ) I >влек>1ые I Задача 1. Д;. yi нчтных волн УК! : а) степень по: ную атмосф» • методы иссл-моеферяые); в, 'p;ieM>' -иизлучения. 1 спектра электромаг- щв1' ч при прохождения сквозь эем-(си. ая, слабая); звания (с поверхности Земли, внеат- Peiiic‘ ие; Область спектра ' Поглощение 1 1по„емвикн\ „рнпрохож- ^„едова-Ленин через 1 излучевия i атмосферу 1 1 t Гамма- излуче- < 0,01 нм Сильное по-глощеаие N. О, N2, Oj, О3 и другими молекулами воздуха 1 Счетчики 1 В основном (фотовов, I внеатмо- 1 ноанза-сферные 1ционвые (космиче- 1камеры, ские раке- 1фотоэмуль-ты.ИСЗ) 1сии, люминофоры Рентге- новское нзлуче- 0,01-10 нм /rtuxr»»/ 1 r 1 /”*" l^-seoa^ j^-че- 1390 3W 1 Ввеатио- сферяые С поверхво-сти Земля Фотов*#*. трокаыв вмульси* /вала- 1 laiaOjeaorM-|ЗЙ?-Г«0««|шемв /луя» ! 1 Споверхно-етв Земли ^■’•аа, фото-эмульсив я различные фотовлек- тронные приборы 'о.ТвЛГ ; Частые ОСЛО- „ сыпоглоща-,WH^.co, 1 jl5»oca-l 1си-1Ьное ■ 1 1жя ; молеку.тярвое 1 1 поглощеввв Частично с поверхво- Заэтроста- болометры термопары, фотосопро-тивлевня, спецналь- > 1ыепр- 1раяяо- .Пропускаетса 'яааы >1мз( foeoaolMM, ^ пове'ь Щ т Зе \ ,<ниЖ 1 п 1 с* до 20 • Г Кшаи из участков ШКО.-Ы »л'кт1 >магнш1 сш ченийж».'чхтся*окнлуии.р> '«чко тй»du '-я^е^Ж тсля,мл^ ''ящвзосямв ояярх егт )емл ' 'И^Л1Р Апюефе вт. пре еит 9Щ -J диапазонах «нааодв:», Юао. ТОь от1, < до нескольких •окви.яя^ д№ заве ““' “Ж.""'’""'""»" еские о&ьекты во веем i Какие np«uMiruteern< Вследствие иятерферевциа рвд1 щея способвость радиоивтерферсох ше по сравнению с радиотелесково! :)адачи 3. Завесите в табл« щие основные оптические оа-Решение: ’ дача 4. Какие увеличевня можво получить с поко-щыи шквхьаого телескопа, в котором установлен объектив с фокусным расстоянием 800 мм и имеются смеввые окуляры с фокусными расстояниями 28,20 и 10 мм? Д = 28мм, /2 = 20 мм, /з= 10 мм. С|, Gj, Gj — ? Реп G = -- f Gt = 800, 28 = 28.6; G2 = 800/20 = 40; Gs = 800/10 = 80. Ответ: 28,6; 40; 80. Нам спектров. Спектры бывают сплошные (непрерывные), линейчатые и полосатые. Сплошной спектр имеет вид непрерывной полосы, цвета которой постепенно переходят один в другой. Все твердые тела, расплавленные металлы, светящиеся газы и пары, находящиеся под очень большим давлением, дают сплошной спектр. Такой спектр можно, например, получить от дугового фонаря и горящей свечи. Иной вид имеет спектр, если в качестве источника света использовать раскаленные газы или пары, когда их дав- Усшвовлево- MT о лиавй,^ льных ррзких >ЖУТК4»,Д • ■ СОСТОЯ- ..вл ЧТО кажяы* XI у^вомсм. состоящего «о ато«оя. испускя*, *’ е-У мвоку лияейчатый спектр с xap*R. орясущя* чивмямв. всегда расположеааыии в» гер>тыш1 цветными ли««* “«и вв геряыми цветным.. -•-• ” Те Знающихся в полосы (четкие с одного кра, „ дыхлиин. _ j_ разделенные темными промежутка-C“tS™«w ”Д'«.Д“ .*■»• ” “Р». мя. Такой спектн - Vmo «.axoccMKHi/Hwe»*»» нквлнз? ЛГа^ое применение он ивходшп в астрономии? Спектральный анализ - это метод исследования хн-мяческого COCWM я физических характеристик небесных объектов, основанный на изучении их спектров. Дяя чего предназначен и как устроен спектрограф? Что такое спектрограмма? Для вавлюденяя в исследования спектров примевг ют прибор — спектроскоп. Для получения и регистращ:. спектров небесных тел используют специальный оптич скяй прибор - спектрограф. Спектрограмма —этофотографическийсп-'Mow^i rtss^ вебесного тела иля фвфик зависимости )'нтсв. влос i из-лучеавявебесвогогелавзависиыост.Л^ (двны ciBi иск частоты. Сформул.'ууйтеuaanuittum. шконе ьещени. Зими закон Стефа -Больцман Как зквч кие >»nu. гкокы имеютвает^ ’’ Закон сыеш' %, • Вив ш. ывае с* ь виде формулы: А*,, Т = Ь, где буь 'ИВ о эка чы; - длина волны, которойсоответству маю мумь;. .l•tlpeдeлвнии.энepгии; - весолютнаялш. arj-i а; Ь -- постоянная Вина, которая равна г,9-]0^мК |я оппаческп- бого JU>yroro диапааова Мощность излу>|енм ется зякояом Сте^аа-следующим образом; ■оТ*. ГДР буквами обозначены; с — мон -ь из. цы поверхности нагретого тела; тош Больцмана, которая равна 5.67- О* (м*' лютная темперптура. В первом прнб->и>».я . ион < . чтать, и в частности С< •«, и ччак. - к af -.л В мзаключаетс ■ ФФ> . Квкоепримсне кием пдит эффект 'пле ■ астрончмии? Пр «нсжевив исл цшна излучения отиосмтельио н 'ЛЮД. еля возникав зффект Доплера. Сущность эф-ф< га « Г011Т ь •едующем; если источник излучения ДВ1 ;етс>' ю лучу зрения наблюдателя со скоростью о,, наз tacMi. 1учевой скоростью, то вместо длины волны /0. ь <рую излучает источник, наблюдатель фиксирует < олву мЯИНОЙ X. Лучевой скоростью называют проекцию пространствеа-иой скорости небесного объекта на луч зрения (на направление от объекта к наблюдателю). Лучеаая скорость связана со сдвигом спектральвых ли- ний формулой: ... о в—с. где Хл—длина вол- Xq с X, ны, которую излучает источник; ДХ — разность между X и Хо (X — длина волны, фиксируемая наблюдателем); \i,, — лучевая скорость; с — скорость света. Эффект Доплера используется в космологии для определения скоростей небесных тел и измерений расстояний до """Сда "“"""«и»,., в)Цо ___ ____ *• „ п^ред «■- “ «осмос, с.^ Аоп><^» «РОЙ^я через ее ^Лрвзует непрер^J^PV <2>итос<1>ем . ' ''. Неорершак глещеите — ОТ». т9 1''ПТП|-|ЦЦ, спектр л .^здлча в. Ла»№ ^ с длиной волны 434,00 нм на спектрограммезот« .квайяась равной 433,1.2 нм. К ши нлнм-ямдаи*етс»г^ Ш. ис какой скоростью? Ci)irj> урок 19 тема.‘'«ЛИПЕ КЛК ЗВЕЗДА ,ш/ „оедея*"“ «■•"*"* ятмосферы показ^^ И*>»Р««“ ** , м* рвслоложеяную "'•рпввдикул*!^* „ gg аяоЮАЛкУ ^„ундно поступает 1.37 кВт э«« „рактнческв не меняется в тече^’ •-■• ^ времени, поэтому она полу,^* Постоянной. Максимум солнечного^ Гв^^тся в» оптический диапазон. «о^ састимостаи Солнца? Чему следующим образом: величину солнече i ,™»я« » "ОЩШЬ сферы о радвдс -,. , OTr«4«»o»mcw»«““»>' 1«.в ■ 10‘ I. оолуч1ггс> резвой: ie = 4гг* 1370 Вт = 3.85 10^® В ;. А'йчи химически* элементы явЯЯ}0{ '» ц 0#ке -ю-а^аже #ле Содяца^ Аиалиа спектральных .’тиви:: эад» Ч' '>3; даю- щниад*>«ентомваСодице. тяагся, >дород дощ арвхоД| ясшшеГО m«ci Соли а, около б % приходятся на. * коло • на угя' алеы тщ. <Ьятш’ mfm, чик емр ни* СОЯнца. На какие мныцела нс '•fftt «л ‘драСоянцаТКакиепро- чеесынрмехо «ед «воа 1т>тихзон? 9 цеатре Сол ц в садится ядро. На расстояниях до ‘мдаются условия,благоприятвые 106 0.3 радиуса о- протекавн; ирвых реакций слива ядер водорода овраауетс* гелий. Выделяющаяся авергия поддерживает иалучевне Солвав. Черв» слои, окружающие цевтральную часть авеады, ага энергия передается варуясу. В области от 0.3 до 0.7 рад са от центра Солнца ваходится зона лучистого раяп эщгя анергия, где энергия рвспростракяется через погл не и излучевие у-квантов. На протяжении последней трети ^ туей Сояаца находятся коввективвая зова. Зде авер. я передается не излучением, а посредством в иве '.яи ппмеппнипмп! Коавективная зона ттростир)' тс« рахп 'ски до самой видимой поверхност <ляоа ф> осфер1 Что являет исто (нко/ янеч’^ойа zuwf В солнечном я;, э.фо кают эмм;.зря1м реакции. Из ядер водорода обр. уето ~«лясй. тя .браэованвя одного ядр гелия Tpefiyerv \ЯД: в )д<^да. На промежуточных ста;' ^x образуются ipa т елого водорода (дейтерия) и чдрь ютсша Не*. Эт >еаки.>1Я называется протон-протон-oftA> и реакции неб льшое количество массы реагирую-i вя. р водрр теряется, преобразуясь в огромное во-честь энергп— Выделяющаяся энергия поддерживает I н. учен. Золвца. Задача 1. Руководствуясь схемой строения Солнца (рис. 19.1), укажите названия внутренних областей и слоев атмосферы Солнца. Рис. 19.1 - 107 - рйсстояпнвск ^продолкте линейный ркдяус Cojuue м километраж). Vi-- - Земли до Солнца * Р*- радиус фотосферы и ITC иамстимми. . «*-149,в • 104i '• 088000 ( или 109 Кд. Ответ: 109 :<Пшы люгуоов. Задача 4. Определите масс <^, .щ, . рашаетсл вокруг Солнп.а иа рм. тощ ш 1 д ОДНИ ГОД. ОрблтуЗемлй ПМ^ -jp nioft. Дано: Ре а-^ 149.6 -10‘ м \ tjo Т- 1год=ЗЛй6-->1|е. , , С ;.вт-1о-“н-м“ Ч а* teaifa ч ск- петь Зежп г 4и*а* . ОТ* ’ 4л*1.49в* 10“ ® в.в710".8Д6в*Ю’* =2 10" кг Задача 5. Звезда Ригель ыэ созвездий (^иов излучает света примерво в 60 тыс. раз больше нашего Солнца. Объясните, почему же тогда Солнце выглядит ярче, чем Ригель? Решение: Солнце — ближайшая к в блпже. чем Ригель. в звезда, к она в 23 млн раз Задача в. Определите светимость Солнца, если солнечная постоянная равна 1370 Вт, а расстояние от Земли до ^ Солнца — 1 а. в. | — 109 — сомечяой актваяостыо. Проявлением солнечной актиаво-fTH авмвтся ояпи. факелы в фотосфере, протуберанцы. " •пшшкш ш выбросы вещесгм в атмосфере и корове. лача 8. Оарчагл»* рчаш ». нзоОражгмаотч» ва 1»ж-, 2 «амррами Земаи. Есян d — диаметр гояиечиею мпь диаметр солнечного пятна на рнсуа , , П — диаметр Солнца; Z;, реа оатаа. Произведя соответств) -д. lOBt :яя моосрад-стпенво на рис. 20.1, получим чтв • ЬО • и d ~ 2 мм Приняв во ввнмание оре&я МИМ 'ядриев I 3»2 000 ки. Я' -V4T 1. а*Г1 А . paaet J ^ ооо км. ^о составит 4 ,ч ЧМ'*Т1 Зиача 4. Ни р> »0* i еде н«к»свимка( вм •wp высоту Bporyt^ «ВЦ. »ИИ оростьдвижеп *. 1юследоват«хъяо ■мбе Г>н00 км в 1 мм. Из-вямках. опреяеявтс сред-и в интервале вреие- S' серв>.1ч в асорым иаблюлев1имм. Рис. 20.2 Решение: Скорость движения вещества протуберанце определим из соотношения о* — ц. где Л» - разниц» времени полу- .V чсиия снимков; - изменение высоты протубераица; р — масштаб снимков. г Еслш/^ - «ркосг* м«»«чы п.тощад* фотосфвп аркоеп елшашиы шюШАвш пятва, ГО /^ / / , g ® мсоаГУгфАП—болыимсм. оол^-чим ' г,-3340 к ТЕМА: ВЛИЯНИЕ С 1НПЛ НА ЖИЗНЬ ЗЕЛ. И Каг раа- И. як» Электромагни-гное i"uiy4ei! еС тца. >кс'мум которого приходится нави . туюч ос. ..дктотро- гнйотборвземв' ‘‘Pt^ й .про-рач гояы»дпя видимого света о ул; 'вфвс етов.„-о и инфра- красного излуче щ: t ти :вдла ’Д*. *олв в сравнительно у- ох дивпазоие. 17. 'ЛЦГ на Земле сям. .блюдвешся нарушеккес< 1К wtMOue радио >лнвх? 'ей* то •«« t ультрафиолетовое излучение Солнца по. тшас ') в верхввх слоях атмосферы Земли. Оно но-низ. lyt т 1. .ы аемвой атмосферы. Ионизированный слой i.epxt- атмосферы Земли называется ионосферой. Ио-' нтфера Земли полностью определяет распростравевве ..оротких радиоволн между удаленными п^-нктами земной поверхности. При сильных всплесках солнечного рентгеновского излучения от хромосферных вспышек происходит нарушение связи на коротких радиоволнах. /какова роль озонового слоя в атмосфере Земли? Каким образом активность Солнца может влиять но толцику озонового слоя Земли? Длинноволновое (мягкое) ультрафиолетовое излучение Солнца способно проникать в атмосферу Земля до высоты 30-35 км. Там оно разделяет молекулы кислоро- „ яре ультр#фя- ISr»^ Р*Ч*Ж»«** I ^^сол**'" ^валкво <я Солеи» . ^о>“Р* .««»»****•* „яя я звполна- I •'^ew “ • ” «во» увеличивает- »-^С*о|К«Г;^ ‘^Г^'Га олетиосет.соетвк''- 1 Фявл«о"*^ -Яможетnpeo*- п -^Як WP»“*X,^ г» •»«*"'““„,Юности ■■«"«“ не- юнальвого выброс* прнводит кк рвитвых бурь, к разогреву и уеко гаитосферы. Во время магвнтаой бури иэмег 1я вал поверхаостъю Землк. »го. шиквовенкш перегрузок в а « вводит к ваведевию сильв последствия vr,ra..|f -S бур, ». .ываю«, « -•юрклых электронных темах осв№ нхаг ври Магнитны-6. ,двк мвм^ 1Ю*ввлеавявтро- □осфере(ниясле>, »*а-: осфеаь. ммквреаультвтева»- колебааиямв' геч» ктявноствособенвочувстви-^нервная сМ' >ма ч..ювеха. Статнстескн аосто-» установлено, .то число больных, погтуоающкх в ЧМ, рел' л увеличивается в дан подъема солвечнов i w ги. ...ледоолагается, что солнечная актввность л. I человека через возмущения магнитного поля Каковы причины происхождения полярных сияний? При взаимодействии магввтосферы Земля с солнечной плазмой быстрые протоны п электроны, сталкиваясь с молекулами воздуха на высоте 100-200 км. ионизуви их и заставляют светиться. В результате иоиязацни на Земле, преимущественно в околополярных широтах, наблюдаются полярные сияния. При высокой геомагнитной активности поляраые сияния появляются на высоте 300-400 км, и их можно ваблюдать даже на широтах Республики Беларусь. -117- '•4*и обгош я во врв-шмшращп: '*?»«*бол -высе >ш* ч1тяь, слон (то есть ! «К1К чжа; . Задача 3. В -чесп ха^ 'тe^ нстики пятнообраэовг тельво# деятельи ти ; Солнце в ж трономи* исполь- А твяь. Исполыуя рис 21 2 г,пвГ^^***^“** »«ож»- _____ „ соявечнуи «КТЯК- яость числах ВоЛ1фв. Ивож|т>.. к маетсара.аьшеаявквд. ' “Р" *»*чет, »рм„. [ЖЗчлг ц 5 рнс. 21.2 мходвм. что д = 3. f = 4+ 6 4 = 14. Тогда (lOg- .= 10-3 + 14 = 44. И {«д (d 4. Опредеяите среднюю продадхнтельвость . :лн солнечной актнвностя, если язвестно. что с 175S (март) по 1996 (октябрь) прошло точно 22 цикла солнечной активности, считающнеся от мвянмума чисел Вольфа. Решенме: Г,-Г, 1996,8-1755.3 „ f = -s— --------------»11.0 лет. N 22 11адяча 5. Подсчитайте: а)эа какое время солнечный свет достигает Земли; ТЕМА: 0С110Ш1ЫК ХАРЛ TEPHCTJtKVl аВЕЗД. СВЕТИМ П. Что понимают под «одич» м по]^ ч Годячнывпараллпк<‘|.я)||<м, «ия. ым со звезды видна больша сьм епдикулярвая ивр-'пвлевн ав» чж$’. 'fmomoKo* Аа, ов одГ ‘ Парсек — " '^о№ ropoi > биты бил бы ^1 - 3.086 10'* <м Световой год i I 'учмям(вваку А олютц. тввадивявеличикв--видимая звеаднаявс-. 40tO]’ *?»•«»"• ее ‘-вотн*,,,^- «ич*. г*^»ость s.f«w выр.ж«е«« в Рл«н„ц,^ ^Ома««. С»гии«гт» Catena p»»Ra 3,85 А-«»а fgrnei^mtyem мяисчмаст^ между сверим чьмжееды иееебсояптной жеадной аеличц«ов? i = 2,5J2*“ ^ Определит* реестояпие (в парсеках и евеяговьсх дах)двлв*лдм. имеющей годичный параллакс 0,s~. * дох) до змзош. '•‘*>'иллажс ( Расстоявее до ввеад в парооках будет определ ''*ться Вы- Яовгтвввв два чете годичного параллакса, полхя™ 2дв.Уч>гывая.чта1ш(=3,2бсв.г..получнмгз6 ^**** ^ Задача 2. Допо,1яяв рве. 22.1 яеобходи-кымт букхеаяымм обоэиачеаяяыв, выпоя-вгт следующие задании: a^ авелнтеионятве годичного параллакса* 6) зопптите формулы, по которым мож • во определить расстояния до звезд а вст^вомвчссхшх единицах и инг» если известен их паралл ^ f Решете; «)Годяча ^аараллакс ~ ат, вод которым ), ^ооь и)земш. ife ■"«прмяеад »зве. < - в)ДяиовредвЯе. чваг чг— • в^троаоипеекях ввш *•' *х ^^сиольгуют 122 - рис. 22.1 а) 1 ПК = 3,2' = 206 265 а = 3,08610' Задача 4. Почти одноврв»-^нглии ученые определили !• ех же звезд. Опреде -«те pact и световых года'-Решение: Задача 5. Какое предельное расстояние до звезд можно определять методом параллакса, если современная астрономическая аппаратура позволяет надежно (уверенно) измерять угол до 0,001”? Решение: л'' = 0,001"; D=\i D=- -=1000 (пк), или1к Задача 6. Зная видимую звездную величину (т) звезд, указанных в задаче 4, определите их абсолютные звездные величины (JVf) и светимость (L). £=г,б12"- '”’ t-‘’^= ^•««"^i-o.orer ’ (jW'=.0.48"; L = SS.Oig.) ит^,^®' Ая4гки«чв£'“^'^ J 3^^,. Данвые вносим в таблицу. и(Ы^---------------------1----- ТЕМА: ТЕМПЕРАТУРА ' РАЗМЕРЫ ЗВЕЗД Каким образом, используя я Стгфака —Вольц-мана и Вина, можно опрсдглип . мпаратуру засады? В первом приближени«< . чво i тгСВц что звезды излучают как абсолютно «'чщ, тел Тогда температуру Г поверхности (фотосфе! О *• »Д мо «» определить, воспользовавшись ; -.ном I яуц нмС I» я~Ъольимана. так же как мы ВТ -ед«, .и -pnoopi п иии температуры Солнца' S18I >4а^. J По каким П{ ufttu npouaeodumca спектральной к -сификация 3 sdt .жлойпта раз.тичая спектров звезд заключаются в | '» :-ве (ятенснввости наблюдаемых спектральных Щ|ш также в распределении энергии в иепрерыввоы wcTp С учетом видов спектральных линий и их интен-. с 10СТИ строится спектральная классификация звезд. К какому классу и подклассу спектральной клосси-; фикации звезд относится наше Солнце? Солнце принадлежит к спектральному классу62. | Из каких химических элементов в основном1Ц звезд1н? Химический состав атмосфер большинства звезд В одинаков. Наружные слои звезд состоят из В лиевой смеси с очень малой добавкой более тяжелых В ментов. Например, аналогичные нашему Солнцу (| содержат в своих атмосферах 73 % водорода, 25 % | 2 % всех остальных элементов. - 125- « *. д.»» .и^ямоЯ »| а длмяу волны iK яля^нлас! я. Р«“У«> 527 я„; -, трмпсрвтуря Э»»мы ! (Л гнешеяня Вима Т > ." [ I Задняя S Ву»»Д«« формулу ДЛ» определения размере I аае^ы оря .звестяоЛ ее светимости и темперигуре. I Решевве: Обоаичвв светимость звезды i я ее радиус Л. а также приняв для Соляца Iq =• 1. Гс? ^ 6000 К и Яэ ' I можем эа-овсагы общем виде для звезды и Солнца: а 7^ н 4я/Й о 7J. Разделив зги уравнения друг на друга. DO- Лгоолмуа^оР-УлУ_ - Г для *. 414 «- " 7-, для Л, - 527 нм. Получим, „о ■т"^ г, 5Я» к- .«■ - г, 7-. - 1500 к. э™ температура звезды изменилась на 1500 К. Г, дучям ~ s/? = '/r[^J (в радиусах Солиця . Задача 4. Найдите размеры звезды Альтаир < Орда если ее светимость равна десяти светнмост ' <'oj, ца, . температура фотосферы 8400 К. Решеане: Приняв Солнца св(*тнмо> Л,' - 1, а так; отчитывая, ■ тосв< L ■ \0L . НОЖ! сагь R - v*! Ь. i© ^ . Г(э * 6 М К .J мост, звеячы Л 1ьтаир .ачв запи- * о; «та 0J ыду ТС1 ’овкн шел >вых данных по- лучмм /r^vio , - бОО- 8400 радиуса Солнца. ряовойяивмитратеады Р»гул, он состнвлнвт О.ООХЗК". вс-лите радиус згой эвеиы в радиусах Солвця. млв «с 1ВЫЙ параллакс равен О.ОЗв". Радиус звезды Регул определим с где D — расстоанин до звезды, р — у подсчетов получим. чтоЛ ” 3.&R .. урок 2* д,Л«.ПНЫЕЗВЕ..ЛЬ.>.АССЛаВК.ад 0ФоЛными? Приведите евеееифивечие, и / блиако ряггголожвиныв Двойныим и физические двойнм, пврызаеал- ‘’*^’’"*’^йвие звезды (пары) состааляютс* лвеады- от Друга а пространствезвеад, коп- „•ес«»Л*»"«^^^„роеиирую«як- ....... _ _«„Л-/г»в iTB J случявяии им рвра»»* Dpw^“"»''- '® сферу .... - ф^ическяе двойные звезды предстащ,,. ,0 влвако рвсположекиых в «роотранстве силами тяготения и обращающихся око- а зависимости от способа их иаб^^ай подр-«ел-ктгя яа визуально-двойные звезды /«^“яовенты можно увядать при помощи телескоп. «ели сфогот-фировать). затменно-двойные звезды ^П^пояевты периодически загораживают друг д^, от наблюдателя), спектрально-двойные звезды {двойг • «д. н«ть гфолвллетгя в периодических смещениях илг ра*. лвоеимх линий их спектров), астрометричс- и-двс чад жеине соседией). Известаьгми двойными звездами ялил. » АльхорвсоэиездяиБольшоЙМед) . Ы.Ль дня Скоронова я др. «дар Что та, ■ амллит^ч и ь ’>ио$ времен/ сти зал». манна яарем ши г taead Рыность зв «ка -ЗД) чв в ин| и максимуме блсч-ка ивзыва ) ' ««, ят. ой,, пр. межуток времени между двумя йюс). говв'. тьм «и . 1инекьшими минимумами периодом S otMi IOOTM. 130 Каждый н« ионтжапоа оврдпижь вокруг овятрв масс яавлюдатели, то удал1 плтра а первом случае _________ и к фколетовой области спектра. причем период»! ••"««трмьво двойвой амады. то праМяяжаетгя я Всяеягтвяе аффекта Лл-вуяутсдаииу калача 1. Для каждого иэопре;. ильиые ответы иа общего D«!» т- а) виэуальяо-двойпыеаве 1ы. б) глектрально-даойные а .щ> в) оптическнед|1 тыез» щ; г) физические дк-,. м а» ш; Д)а8тмени1 те) ^ иые ' vw, Решение: Лве звезды, дв1 дс твием сил тяг< разрешимые я аокф, .чего иевтра масс оьд '.п!энчс< кие двойные заезды. I пары звезд, видимая звезд- "pi м <Н11ез> ды. Дяо <ь<е звезды, двойствеаность которых обиаруживв-е я к 14. скоп, — визуальво-двойные звезды. ’"6 звезды, случайно спроецированные вблиэкие точки на н>Ч)есвой сфере, — оптические двойные звезды. Тесные пары звезд, в спектре которых ваблюдвется периодическое смещение или раздвоение спектральных линий, — спектрально-двойные звезды. Примером оптической двойной звезды являются Мииар и Алькор. Разность звездных величин в минимуме и максимуме блеска называется амплитудой блеска. Промежуток времени между двумя последовательными максимумами или минимумами блеска называется периодом переменности. - 131 Н где V, в -Vj — **«•■ звезды и ее спутника. М^~ масса ■ Солнца, Мв - Зр*«зи, Т — период обращения спут- ■ явка вокруг главной звезды, Т** — период обращения Зем- ■ ли вокруг Солнца, а - большая полуось орбиты спутника ■ звездьг, о* — большая полуось земной орбиты. I Если пренебречь малой по сравнению с мессой Солнца [ массой Зем.тн М^, период двойной звезды выразить в го I дал. J — в астрономических единицах; массу эвездь? . . свутвнка Б единицах солнечной массы, то можно заш; ать: ...яя кривой блеска а«^менво-пере„«,„ Ш-еяе^е а W следующие характерие,"®^ обрашения. «ксцентряса^ орбиты. „ . ч Пеходя из третьего закона Кеплера, обобщен. получите формулу для определения су«. физической двойной звезды. STw масс внзуальво-двойных звезд определяют е „с-третье™ закона Кеплера в формулировке Ньютова: П, . и -Н I Из наблюдений двойной звезды опре..» ’лют одш ю полуось орбиты а'в угловой мере секунда 'яуп; Что п^вествеевастровомическиеед _____j ы,над зчат. 18рал лис звезды л”. Тогда о = -^., -тфе^ ыд}-: уюф01 глу. <но записать в i« ’.г+д/ '£_) ■ (в ■■ асса.' ''юянца). I 'ый.'араллакссоставля- ат*кжв.я.~,„ . ‘“Ди™ сумвау масс звезд, ~ звезды от- ре т^ояннях, ОТНОСЯЩИХСЯ как 4 :1. -Ш- я" = 0.05-. 5.=! <ч г' Af, + Mj — ? ЛГ, —7 ’ Ik-J • N I М, + М,(-?1Л* ’ ' ЛО.Об*) . М, о, t'" .Л *1.3 -бгыСолвцЁ 1Л1 >3,1м ЯйСо НОД. ,Лц ч*! 6,-. ' .Зи 5,1 массыСоляпд. Иамевение л. ■ вггр«|>сд1(.-ктуальво-авойвых авеэд : оввходачваак.' окм >ааом: ч) если ярком в спектры звезд, составляющих пару, щы, ТО в спек ре двойной звезды ввблюдается перио-дн гкоеря воевие линий; С V'.ри6....жш>щейся звезды спектральные ЛИВИИ спе-емпк. ' фиолетовому концу спектра; в) у удаляющейся звезды спектральные линии сместят-; красному концу спектра. Задача 6. Каким положениям на кривой видимой яркости затменно-двойяой звезды соответствуют взаимные расположения ее компонентов в пространстве (рис. 24.1)? Ос:> ТЕМА: ЭВОЛЮЦИЯ ВВЗД Покаком.%1лринци.пустроатп'-л9«Л1 -««««саектр — светимость» (6uatpaMMo.rej j,u пущл- -Рессела)? Существует завиеимостъ Ml ,<ду ;вввв «пЕфизическв- м« характеристикам: 1ПВДД. I ‘«ев»» опре- деляются спектряль:сы (£йаЕ< 1 о «зд, а > ..•.вестному расстоянию — afi що-№1'’звв: ”1еве:ичи. или светимости звезд. В начале XX в. в- 'свис чо;^ ’Тл^уга датский астроном Э'^нар Ге^щшхр 1C и -СКОЛЬКО иоаасй американский а«тро' 1ЭКК Генри Pi. связь между этими ipuc тистикамя. Ъ ю>..ииот можно представить S иде . ’аграшаы: по оразовташлой оси откладывается сь стр.» аый кл-се (или температура) звезд, а по верти-K4.I HOi) - их CL. гимость (в абсолютных аеличинах или в вА вица ветвмости Солнца). Каждой звезде соответ-гтву< т )чка на этой диаграмме. Такая диаграмма аазыва-е ся д..играммой Герцшпрунга—Рессела или диаграммой пектр—светимость» Как на диаграмме «спектр—светимость» располагаются звезды различного размера? В верхней части диаграммы «спектр—светимсють» располагается последовательность сверхгигантов. Это звезды с дчень высокой светимостью, низкой плотностью, в десятки и сотни раз большими диаметрами, чем у Солнца. В левой нижней части диаграммы расположены горячие звезды слабой светимости — последовательность бе-яы* яарликоя. Их размеры сравнимы с размерами Земли, а массы близки к массе Солнца. ,1вйяи яра"" ы. белые 1C горячие зяезды. i 1«€В0- гной. Темаеретурш я джялвине в недрах более поздних спектрельных класеоа. (ядерной энергии происходит ускореавым Светимость у них больше, и эволюционировать ,иие солнечную (1.3 раза), радиусы большие г; гветямоп’И о 320 раз. Эти заезды имеют в структуру. По мере выгорания водорода в ооелрдовательяости. область энерговыделеймя иостепавно В смешается в периферические слои. Внутри звезды образу ■ ется гелиевое ядро, а оболочка разрастается. ■ Белый карлик - компактная звезда с массой, равной ■ jTpKMcpno массе Столица, радиусом примерно в 100 раз ■ меньше Солнца. Плотность таких звезд более чем в 100 I тыс. раз превосходит плотность воды. I Красные карлики — это звезды с малой массой, мень- шей, чем у Солнца. Коли масса меньше 0,3 массы Солила, звезды остаются полностью конвективными всегда. Л\'чи C7W ядро у них никогда не образуется. Температуре в ен-тре таких звезд мала для того, чтобы полностью раб' ал протоя-протояный цикл. Он обрывается на зова 7Н изотопа '’Не, а сам *Не уже не синтезирует Что покимают под эволюцией тяг д? Эволюция звезд — постепенн< -нешик времени физических харп>:: -тдст гк, тутрев^ ния и химиш 'КОГО состав.* звеэ. Олишише. ' черн ж про •ссшЬяда. 1ния звезд. По совреме! ^ пр "та ения зв« ^ образуются в результате cж^ i (гра. rai. ''нно конденсации) вещества межзвездж.н . »ды. везд оо;.<даются группами из гигантских газопы. их омплексов размерами до 100 и массой в десятк. , и. дгда и сотни тысяч солнечных 136- n.W •о *»<■«»», и «левые «-хучаВво ■ «peeiUAneee, 1 гмоаылеапм обмке ввротях причмя *г>янмк«кп п» -пп^- >»чеч фрагмеш-ы. котщияе чродол»»*, “^'Т"»'-'-«ме seesaBo# массы, ржимйнинмеея но. "’“^‘■ся Ф7»[»(емты тяголтния. казыяашт протовв«дв,. Г.*"*’*‘^Лстя.-ииогп *п1>чч>звеадемасгре1» ,г 4i“ Ч»** »ощее ядро протозвеоды, су и температуру. Когда а лен " .ляеады. ггвяовитг.. лост«т> «ft. прекращвется. Д,- lue п > 1." 1“ /* 1не п. «я огра и .>.ет ■.■«...п. л., дущихаяеад. ли ,,. ,>*„ , .д^д. •Д И1 «t М= IVH) ,-.пь я иТмяь- У W ►‘щейся щнтыаеаяы чцеиия протяженный Ярашеш X нейшей эв( ik <к'|раэуется яоК) i на, >*.льжо. .опы^й ДИ. „3 -»■ рого 1ШГОМ сЛряауется планет- » . система. С» н« , гоимады тюкращвмтя. когда т- тературд в 1№1. «* пдрн достигшт иет'клликик миллич н<. -ралусов, тогд. иключаются тррмш,де,тыс игточники энв1 ИИ рее 'ии проток-иротонпого цикля, Момент начала 14 41'ЯДвриых реакций есть момент рождения ояелды. ■’втер. .-MnepeType и плотность виуцм-ниих слое» гтано-- м такими, что сила их упругости может щлл-иводей-стоовать весу наружных слоев. Посла ннчпля шшлродных реакций и установлеиия равновесного состояния звезда попадает на главную последовательность ливграммы «спектр—светимость*. Что понимают под классами raemuMOcmuf Классы светимости — звездные группы, учитывающие особенности спектральных линий и светимость звезд. Задача 1. По данным, приведенным в следующей таблице, отметьте на диаграмме Герцшпрунга—Рессела (рис. 25.1) положение соответствующих звезд, в затем полните таблицу недостающими характеристиками. -Ш- Задача 2. Кспальзувдааграи-<^с. 2&.1). снфсаепте цв^ •taaec к абсолюткую звеаг с* ва глаавоЛ аосяадова--ль, тйа —^тпч (в саег«ост.„ ТйГТо^П^ чегаыедаявыв «ет гвщц Лгад,. ii^tuirwKM. На рнс. 25.1 приводится шкале вокамте-JM цвета (Color lodes). Эго характеристика спектра вэяуче-вяв звезды, выражаемая разностью звездных велжянв. измеренных в двух двалазовах спектра. Впервые явмаМмЦк цвета был введен в начале XX в., когда выяснилось, что^ носвтельвая яркость звезд на фотоадвстннках^ПМ1!М4 от наблюдаемой визуально (посколысу глаз человека Й9Й1£ более чунствнтелев к жедтьш лучам, а фатоаластка к синим). Более холодные — желтые н красные — МЯВ выглядят арче для глаза, а более горячие белые и бые — ярче аолучаются на фотопластинке. свет звезды указывает ее температуру. Красные низкой температурой поверхности нмевУгпоказательЯ| -139- а, ^1.0“ МО -S.O“. • У горлчях бемо гояувых Э1 о«ггльаыйдо -0.S"- >c,7eдoв*«J»^«>"ь сттди* эвол|»- Задач« S. Уиджите п шп Сажая*-' e)ocTw*Ma* веж)п> кжрляк*: б) уимогшеяте •*•<« газа а пыла; at сж«тше • прокоаему; rj грижтавяоввое сжатве красного гягввта: д)огы1яояаршн «*дма (ясточнжк мзлучеяяа — т»рмо-жлералл реакова); j е> ппввг с >-ве.тичжвакш@*св гвлисвы»! ядром. Задача 4. Пря вэ>’чевян масс звезд в вх светимостей устаяотяаяо. что для звезд, привадлеждшях к глажвой по-слелователааостж, в ивтервале 0,5М^ < .V < lOAf^ (Mq — масса Соляца) свегкмость L звезды прооорцвовлдьва чег-aepni стеоевв ее массы: L - Проведите необходимые расчеты в отметьте ва диаграмме Герцшпрунга—Рессел; (рис. 25.lt местонахожденне звезд, имеющих массу: a)0.5J/*; e>5.V*; ajJO.V*. Реаеяне: а) Из формулы, связываюпе-' све-имс ти (L) a6i латгвыезвеэдвь.'- величины дву. ’везд два из а *зд-Солиде. для коте чйтимем .^ = 1 иЦд-м аГ о».ш» эвемиуювеличнв ^ см. тЛЛи 0,5’’ ■ 2 IgL. ’ак .лк 5*", то '.отк 4 \ ‘ Ь.Л1.5 = 8. т.к™ обр.- ' ““«х* о.ш, * . На оси коорд. -п абсолютных звездных вели- «1 ш.«и«ы горизовтбльыую гршгкы Г«рвпгарят—Рвгсш (ршг. 2ЬЛ) -ооложмвя »мзды е аассоА О.ЬМ«. 6iM--bM^iL -6* . 625 Г,; |. - -г" а) М . 10.W*; L -10« L^-. и . -И. Задача 5. Расчеты вокааашаа», что □ребымвня ааеады at главво* воеае.* i граммы Гер1штру«г*—Рссеелаиар|пюоа« 10*” г М — uaffK ' М* ' г** ■ ****** т« время пребывавяя ав*- ”Ш «а сти (время жжавя>, всвг а) М«10М»: б) М = в) Л/^0.5М«. im Он по формуя* к.Оарса*ав- б) ^10 ж-г. в) ( 10* мт. ',N1 ТЕМА; НЕСТАЦИОНАРНЫЕ ;^ВЕЗДЫ Чем отличаются физические переменные звезды от затменно яеременных звезд? Мвоте заезды изменяют свои фиаическне харпктери-ст»кя а течеане отЕосвтедьао короткого периода времеви. Такие заезды иазыааются нестационарными. В отличие от авгиеаио-оеременных заезд они меняют свою светимость в рез>-дьтаге физических процессов, происходящих в самих заездах. По зтоД причине их называют физическими переменными заездами. Какова причина пульсаций цефеид? Пульсация звезды происходит благодаря клапанному механизму, когда непрозрачность наружных слоев эвез ды задерживает часть излучения внутренних сло'--’ Рол1 такого клалава играет тот слой звезды, где чясти»^ ) ио-ннзоваа гелий. Нейтральный гелий непрозра к ул -ра-фнолетовому излучению звезды, кото;»- 1де;1Х в ter -и нагревает газ. Этот аагрев и вызваяво! «и| >сшнр ' lec Й собстнуютновизаони гелия, слс.- 'таи >вт i проз; -нщ » поток аыходящ. < нзлученш уие/. «иваети. Нов. щв-воднткохлажде. »г ~жатн> из-з. его; ‘лт: eoi,. становится веЯтрвлы «.к -гьь )1{0СС )*|С- свои*. в ч,м состоит т ииис юо тсс, тот ссрспотй! *°"т" “>“* »' «Ю 1ждается внутреаней пере-^««й »е,ди и .0 , , „оритиси „еодаопратао. Вгаыша. евержаоий сад „д^ует о гябеаи ввездч. Как образоосдАсь В китайских > 1054 КрвбовиВна* п, летописях УпомимаимЬ йок»«и.,^ которая казалась я " астр’.ип чи“ ь ярче Венеры • 6v '■ ****''^к«». Спустя два месяца «а .яез«“ ^ «*• даем, несколько месяцев ес. пмж ^ через В ваше время с i.-«ob А :оста • •* 'Режия. в этом созвездиг ^ *»о д«ь .-««в» формы, НВПОМИНПО УЧ) п .._______'■■■6 Щ1И |>дяию* краба. Тумав- «'тнея.„аеды^п::::^. icL <ч ВТОИ 'рым сверхж -Л 1054 г**” '^‘‘•■аость - по она расшвря' включать, t J гкоо и,,ини “«Р»«а»ов«,цс„р,„„,„„,.а, П тяв. »зрмяаво.ыхзвга„ межд. аипоаенты,итмныхдтой11ыхшр,ккуго1жяпрт|-длежат все достаточно детально исследованные бывшие цовые звезды. Многие новые звезды кпыхяжеиот веодно-кратно. Если вспышка повторяется, такую звезду вааыва-ьот повторной новой. Сверхновая звезда вспыхивает вследствие схлопыва-ния своего массивного ядра. Происходит это следуютии образом. На разных этапах жизвв массивной звезды в ее ядре протекают термоядерные реакции, при которых сначала водород превращается в гелвй, затек гелий в углерод и так далее до образования ядер элементов грув-□ы железа (Fe, Ni. Со). Постепенно звезда все больше н больше «расслаивается». Ядерные реакции с образоаанв- -143- ых XlfMUMWKJIX э- «ДУГ с 1,^ I ’яжлагь- о o6pyi « псптру а«мы; 1^'и«к-ат уд-ря«« оЛоагио от паитра. В игога иаружяыа fi^waaxm-* а огромиоЛ акорогты.>. В резулктвг» «„ ггрофи«го*о«> «j-ааааи* структуры заезды лроисхож вспышка саархиокоЯ. Обьяснит* м IM рвдиоияяуч4'кик пульсара. Пульсчры ~ уто игточиикв уа)ашяи1шнлениого иуль-скрующаго радиоизлучаЯИЯ, вол1Нкающего в 1>еяультвтв випмааоДетвия илвзиы с 6ыст{><>враа1аюЩвЙся сильно на-ыагяячавяой вайгроаяоЯ звездой. Лвкой об-ьект называют '■черной дырой»? Какими сеойствами обладает •■черная дыра»? < Червяя дыра* — это облвсть замкнутого П1>остранства, а которой массивное тело создает такое п^оянтацноявое воне, что ее ничто не может покинуть — ни частица, пи иэ-лучеяне. /Тругимис.ювами; гравнтациовяое мастоаьио сильное, что даже свет не в состоярпи с» одоьвегь. ^ Ж - ‘’’•i Что понимают под гравитациои ^mi, v9u{ft ^ f Kj»m.wn.. |»»уе,дак таи адоп . . *=rbtj аш,.то--в I» арм. -o..Ti!fc —Гг "“"^"““*•'4 \»р at Шф ,»,ле: le «Чернов jRipub Vr Инлвч* 2. Заполнит. т»Лл 1Рстацноиар«ыхав»ад^ ♦"зически* npH4i а>-е< а- Сл, .астич- Перек%чка1коаечн.и 1 цяовв!. осгн но иониаи- вещества тадвв 1 роваввого в двойной вездыс 1 гелия поддер- тесной оковчанвен 1 живает коле- паре с нор- протекаява 1 банив звезды мальвой термоядео- 1 за счет своей звезды на выл реак- 1 непрозрачно- белый кар- цяй; взрыв 1 сти, которая лик;при при грани- 1 зависит от достнже- тациоввом 1 температуры вви критической массы — взрыв сжатии 1 Задача 3. На диаграмме «спектр—светимость* (рис. 25.1) отметьте расположение цефеид, если: а) оив явлиются к-^ассическанн цефеидами (б Цефея) мяк долгоаерводическимя звездами спектральных классовГнСсабсолютвымв звездными величинами от-3*до-в“; б) оеи являхгтся корогкоперяоднческими i' >февд: ib (RR Лиры) — звездами спектральных кл<% 'В А и V со средвеб абсолютной звездной шрп Решение: \ См. на рве. 25.1 огмеченкпе об для RJi дм». »ВЛЛ« ' - ■■•рх DBI , ...«казажн кри-. те. гпературы, спек- Задача 4. . *ме мзыевен! тра. лучевой скор Щк адь. а я .<-зды 6 11ефея в зависимости от период. flf«. воде авали* представленных графиков сделайте^ ас ai и ответьте на вопросы. J46 I Каков период пульсации звезды? (Период равен 5,4 суток.) Как с изменением звездной величины меняется соектр? (С уменьшением звездной величины спектральный класс звезды переходит от G1 до F3.) Как происходит изменение спектра звеэдыв максимуме я минимуме блеска? (Из максимума блеска спектр звезды F3 переходит в спектр G1 в минимуме блеска.) Когда звезда достигает максимальной и минимальной температуры? (Максимальной температуры заезда дости- гяет а махгнмумо блеске, в м;1Яималм«ой температуры — иинпмуме блеска.) Когда авеааа имеет наибольшую скорость сжатия и на большую скорость расширения? (Наибольшая скорость расширеикя — вблизи максимума блеска, а наибсшьтяп скорость сжатия '— вблизи минимума блеска.) Задача 5. Изменение яркости новой звезды составляет 10 звездных величин ври примерно постоянной температуре расширяюшейся фотосферы. Во сколько раз лзменяетра раднуе звезды? 5- I Запишем отношение светимостей; / I. А / г, л; /Таккак^=2.512-'", V2,612‘®=100. / Отпет: радвус звезды увеличится в 100 р; тема, НАША ГАЛЛКЧ Иайвит, на ааеадкой нам». тюходиш Млечный Путь Млечный Путь opoxoju,,,»^ опей. Персея, Возничего. Вояыпото Пса, Кормы. К-мва^ W лы. Орла, Щита. Стрел- ^ Волка. Жертвеан1!> я4 Ь% ми * Южного Креста, М ^ Почему наблнда Млг^и '• Путь npedi ИЛЯвПЬЫ ? 'О в> заво с тем, ;j' ^ '"'Мй исж »» о '«% •Ч*«ры.истым Л*7ч- к в плосковгв нашей Галактвд —- —^ »«W>pue поглощаня смя далв! 'хза д. Каг lemp ' каша Галактика? Наш Галакти» представляет собой огромную авеад- ю систему, имеющую форму плоского линзообразного ^ поперечником около 30 и толщиной около4 кпк (тли •оответственно около 100 а 12 тыс. световых лет). Звездный диск Галактики имеет структуру в виде спиральных ветвей (рукавов). Шарообразное утолщение в середине диска получило название балдж (от английского bulge — вздутие). Наиболее плотная и компактная центральная часть Галактики расположена в созвездии Стрельца, называется ядром. Часть звезд нашей Галактики не входят в состав диска, а образуют сферическую составляющую — звездное гадо, радиус которого не менее 20 кпк. Гало окружает очень раз- - 149- ! СЛ1ИГЧШ1Я снсгеми н Гялвктико нпходится л цлитр* не ряготоямии около 8 кпк и лежит почти гнч1Ч*кой олоско<^н. 1'ялак- /гм отличаются лвелЭы диска Галактики от лагад tOMf Эимды диске боле** молодые, имеют голубовнто-Пелый ыеет. Звезды гало - старые, желто красные. дах распрсдгяени шаровые скояленшл « Галактика? Чем они отличаются от рассеянных скоплений? Шаровые двехдные скопления в отличие от рассеянных вмрют сферическую или эллипсоидальную форму и насчитывают от десятков тысяч до миллионов звезд. Шаровые скоолевня образуют протяженное гало вокруг центра Га-лактвкн. сильно концентрируясь к нему. Звездное наое-леяне шаровых скоплений состоит из давно проэволюцио* аяровавшнх звезд — красных гигантов и сверхгигантов л рассеянные скопдевня состоят преимущественно из р ' дых голубоватых звезд. Как было доказано, что заезды движутс‘-В1718 г. английский астроном Эдмув ' Пал; наблюдавшиеся я его время положена я зне рые были приведены в каталогам щр <а Ученый заметил смещение ярки? ОЯЬ j Сир1. < i » она на 0,7“ Арктура, бо*ее . ч La 1 Наос. .«■ гофактабы. делан выв* ,ол^ ■ч-paj* **венво1 гважепин' звезд относит .-одн. Так „4» ые С до обн»руж“ во, что звезды to®, ч. ««руже V"» ,гт.,нкой, « стр^'.х™;' ” (-олнца называется простран-150 и. '• toiAi пра аЛ '« ТЧ «.к. J I 8. Зе.« 1 “""Or<5 в /глом к лучу а :“Z":srz г- .'S;;? "-=».■ >,>. Модули проетвчас^ ■*»««-.-•* " “«В- 0«^и, +0,’. * ' °'ГГИ0Щ*И„^^. Л-аковыосов*ккоеп.а.р„ . Все звезды ди-кл _ ядрвпоорви,В1..(» .. * yfc • »0Крут « 1~- . 2. Угловая r’-*jpoei» ВИЯ от центра 3. ЛинеЙШ I . 0:^ «т^ УДП -CHHeM 0ТЧ№1 \ Гад достн'^*** ««трастам с ло; о км/с) на ра ..ян * колена. леш у»ы.«,г. 4 'олиЛперир ■«Рицта.Сол.и^л,^ «P««P~ 220 „л. лл,|рХ™^;, V 3l ’ ы и скопления звезд сферической состввляю-Гяле..гшси движутся во свлкяо титяяугаи я веклу м к плоскости диска под разными углами орбитам. Сколько раз за свою жизнь Солнце уснело обермушма вокруг цектро Галактики? Если принять время жизни Солнца — 10 млрд лет, то наше светило сделает 45,5 оборотов вокруг центра Галактики. пв вен* Задача 2. На рис. 27.1 показано строение нашей Галактики (вид с «ребра*). Укажите положение Солнца в Галактике и основные ее структурные элементы: яаро,| гало, корону, центральное сгущение (балдж). -1Ы- ™ ""г “™’ '■•лат««у . 9. v-wuK«e положение Солнц*. MU, .сверху» • стрелу -^^пжпельные Р>‘***“‘ 3.1 “ 5- И' „, юу; I'"'-*™. 21 долгооч»»™^.^ >ДИЧ^ кие цефеиды, 5) краевые карлики. r»»oau*S, юлака, 7) шаровые звездные скопления, 8^ рассеянные звеэдн1М скоплевия. Решение: Гало — 1.4, 5,7 Диск — 2.3.6,8 Задача 6. У звезды Л.1ьтанр (а Орла) годичный Шкраа-дакс равен 0,198*. собствевное движение 0,658* и лучевая скорость -26,3 км с. Определите тангенпмдъную в пространственную скоростя звезды. На рнс. 27.3 постройте ■скторы скорости!. Задача?.IIoj чмаА» 'i№iСояяцаприблизитель* вооо^яитеиассу^ такт, «и»ка<ч;вхСолнца.(Воспользуйтесь третьим уточи чш мкошм Кеплера.) Зная скоромь <Лрвп»и„я 90 млрд масс Солац8.м&Еса.1л4 1Ж «!!; «аи окола радиусом 15 КПК (wwag^Wty ^ ■'^■айтли. ^ TЙ5^ прямерновЮ _ щ|^ 8 ! ТЕМА: МЬ:Ж.ЧВБ:иНЫЕ ГАЗ и пыль я л epe^йf Чем она л толненаг Можяаезлыоа cpftM - »тп ирщрство и поля, мпол-ияюагяо мгуттггггг^ аростряястао «вутри Галактяки. часта иассы межзвездного вешегтва приходится яа разрежевяый газ я пыль. Вся межэвездиая среда про-вяэыааптя магнятнымя аоляия. космическими лучами, злехтроиагиитяым изл>-чевнем. Д'асма масса межаваз^ного вещества нашей Галан- Общая масса иеждасадяого вещества нашей Галактики (шв считал коровы) оцевивается в 2 % от общей массы всей Галлгстшю1. Что аонымают под т1/манностями? Назовите ос яоаяые ви^ы т]/манностей. Почему одни трлмнио< ’чи светлые, другие — темные^ Обмастш жовиавровавного волорода с те- . 'W7) i 8000-10 000 К ороявляют себя а оптнч» via д, аам< ■ как светлые ляффузные тумаиногт!' l^tcaiw «не. эбуи дается ультрафиолетовым иэлуче! лмзко. па яр>н-вых горячих звезд (cneKTiiiin^ *л лаг >в В и t Вели блв “ясащт аа> ды t ctojd. >ч)рячм of м ут шомшяшроялт, ч. и, уии с1ъ 1ети—яй счет от-’ ражеиия заез -го ^ та. 1вяи ту • н <ч>держат иного аыля. Особым ТИЛОМ Mail зарь яаг н>тся планотарные ту-маяиостя.которы. игл вятва-,.лабосветящиесядиски *ля кольца, капом, ш (не диски плавет. Планетарные 1М Межямздная пыль — ^ прввильво* формы рва», ° "•""и* „ т,го»™.к,го «I., пил. играет -. йый комповент В npoTwtfcuft. Из каких нлблв /. i4«« стзованиизи^ 4»a4h Т пыл ^ Из-за пылим, ч-io. гщ^, дек'. лярнывобла! - %■• »гглч«1 _j,.i ft небе как те» le ■-Xfa, К. Mt лроиехо^ >лмк , ffuft, яярных обяаковТ 1в. почти лишеааые <^зonылe•ыx "Ч(*»«В11осв1ейи ‘ «>«ре»жя«и I 0ся1 ев* Честь межзвеэдвото гам CI. оалЬ! « ®”®ях Галактики, где овраспрелелав тазом аер яомерно: собран в клочковатые обрамвавва рааме-рвыи в десятки и сотни парсек со средней ковп*»грапяей частиц несколько атомов в 1 см*. Около половины массы межзвездного газа содержится в гигантских молекуаар-яых облаках со средней массой 10* масс Соднда и диаметром около 40 ПК. Из-за низкой температуры (около 10 К) в повышенной плотиостш (до 10* частиц* 1 см*) водороди другие элементы в этих облаках объедавевы в молекулы. Таких молекулярных облаков в Галактике насчитывается около 4000. Зждаи 2. Кратко взложите теорию происхождевия г зовыяевых гуманностей. В процессе эволюции галактик происходит круговорот вещества: яа аервичвого вещества образуются звезды, которые в аропессе своей аволюции пополняют межэвезд! ю среду аылыо я тяжелыми элементами. Задана 3. Заполните таблицу фиэидесгй^ >:-ар 'СМв; стик межзвездного газа в различи! , твяав | ^ /Харакгерис-I тики iTennepBry-/ра. К _ ___ Сое -nmR аза 000(1 - !00 J Общая масс* мсжзвсадного в«це<-и«. (яе считав коровы) оисняввится т 2% от общрй массы всей Гллвкткя. Межзавздмое магявтшое поле — это слабое мат^пггвое поле, проанзмвахицее Галактику, лииии индукции которого и основном аврвллелааы галактической плоскости и, язгиванса. вапраилевы вдоль санральвых рукавов Галах-тнкя. Магнитная ивдукина этого поля — около 10 Тл во в облаках. ТЕМА. ЗВЕЗДНЫЕ СИСТЕМЫ- ГАЛАКТИКИ типы *. *• ^лдипшическц, п СПирод^. -"UK «окдасеафикачаи Рв«ил»вы«гвда1сти Ь ‘«"ОМИ -nuBtf om«o. Охора1с?пер«мый_- ^ Э.Хаббла.Чемз. " ки отличаются о сатся наша Галакти^^^ Эллиптические галек РУ выглядят как круп, ' плавно убывает от цен >а v желтые и кра -е зве ы. °«Р«*т тоаько пыли и мАнод ц “» '« икеют газа, виныизу’. -ч„х1 -аки, J*-Около поло- Спиральв.» л;ак хн— з™ .'^Р*лмемутипу. с централен! уш в. пие сплюсвутые систеиы алактикн) и . ивт « спим-и вахадвтся ядро -ик галактак ^ спиральной структурой. Разиеры их галактик ^тш. 40 как, а светимости - го» све- мостей Солнь В окружающем уплотненне диске ике-,о -я две или бо.1ве клочковатые спиральные ветви Приме to у овины спиральных галактик в цевтральвой чмс' ' 'меется почти прямая звездная перемычка — бар, от ко >550Й начинают закручиваться спиральные рукава, кие галактики называются спиральными с перемычкой. К неправильным галактикам относят маломассивные галактики неправильной структуры. У них не наблюдается четко выраженного ядра и вращательной симметрии. Видимая яркость таких галактик созщется молодыми звездами высокой светимости и областями ионизированного водорода. Массы неправильных галактик состав* ляют от 10® до 10’° масс Солв!^. размеры этих галактШ достигают 10 КПК, а светимости их не превышают 10 светимостей Солноа. Линзовидные галактики внешне (если видны! очень похожи на эллиптические, но имеют звездный диск. По структуре подобны спиральным | --161 - 1. одяяко Hf ашегот ,лаской состявляюшеЛ и спн-itux галактик, наблюджемм* икя отляиаются отг>-гствиац ^к^^^‘,Лв^-аттрим. Наша Галактика - гпиральваи. лаДалаот раггят^***"* ^ галактик? Р.ГСГОЯЯИИ до ближаЛших галактик ооределяются по оцтякам яидяиых звеадвых величин цефеид. Для лолго-периодикесних цефеид уетановлеиа зависимость «период колебаний — светимость.. С помошью этой завнснмоста овредеяяют абсолютв>-ю звездную величину по длительво-сти колебаний блеска; чем короче период колебаний блеска. тем цефеида слабее по абсолютной звездной величине. Ряестоявше г вычисляется по формуле: 1гг»0.2(т-Л/)+1, 'де л| я .V — видимая и абсолютная звездные величины. Для га-тактвк, где не обнаружены цефеиды или их не-возиожяо >'видеть, в качестве индикаторов рвсстоянгв^ используют ярчайшие звезды — сверхгиганты, ноцы1. сверхновые звезды, шаровые звездные скопления Вид1 иую звездную величину оценивают из Ha6.Tv ^eHBi а а6 содютную считают язвествой (средней) для лщ, гого 'ассв объектов. Например, сверхновые звезд fdK ч> <ц. 'унт из яаблюденяй, имеют примерно од’шако. то at олиу. -то веянчнну в максимуме блеска. Расстояння до далеких гада тик 'преде. от 1 к ке по нхугдоаымрвзмерани.''яо ндимо. звезднс в«Д1. же, а доочепь. 'екнхгала? ик - "клю ительно овелнчиве J пекл красногос Сформу. /йпи об Закон Хаъбл ■оситвльиое уве. «еяи *яив J сяил. -зак-тХаббла. чош. сфс_ 4ул|, ювать таким образом: от-■зн .-1ИНИЙ в спектрах галак-niKOpODOpiUIOHU. >р. ТТМ.ИЮЛДОНИХ.Т е Г t. ■ 162 11редпад,г„ лево движеви*», г.л* «Рвсвого ем,™ в направлении от аьбл!^»,!^ р рость галактики по и, “о**м -.а™? “Р"""" с учетом закон. Хаб6лам„_ где Н — коэффавдвдт постоянной Хаббг сколько километ] тик с увели'1 'яе ние Я постоя» t заключено в ip. зд чаще всего прин. „ “Р* 1>РИ 1НЯДЫ ч» тхабб • У озрагтке ’'*1Ы»а«мый ^ '•аымет, на . . _ ' won галак- ' ^ Мяк. анвче W »ч»«-к овдвкам оно Wdr). Прн расчетах к оцекивак» 5 к*/(сМпк). •1локтик? . >ссы галактиу чолшо оценить ных коростей вращения юс осаоваяви лиаей- гяя « г,». внешннх частей. Скорост. 'ИЯ и ганаадивают путем сраниевия смеи^ <• ектр ’ ных линий в различных частях галактики. Л-«. осконыеоясь ка ноблюдеккях, можно ожличигяь звезды от квазаров^ Спектры квазаров содержат яркие эмиссионные линии, сильносмещенные в красную сторону, каку далеких галактик. Расстояния, определенные по краевому смещеввю, оказались более 5 ылрд световых лет. На фотографиях квазары выглядят очень яркими по сравнению с удаленвымя галактиками и в реднодиапазове излучают так же сильно, как близкие радиоисточникв. Л'акилш огобекностяжп облавают ивзары? Природа активности радионаяучения квазаров точно пока не установлева, однако с определенной уверенностью можно сказать следующее: DKMwtpH - свмыед*л< Всллнгной: г) snantmauiaa часть кяааароа лакгпк. которые находятся а состоят мощные иэ нэмотаых в природе ве- ___ (нфракрасвого налучений, т. в. <ие объекты с кодоссаяьяоЯ поверхностной яркостью яалучеяля. .iajaa» I. По «веивему виду и структуре галяктнцв согласно кляссифякааин, предложенной Э. Хабблоц' подрааделяюгся яа три класса: эллиптические — Е, сив-ральвые — S, непрааильвые (иррегулярвые) - jp дый яз типов галактик имеет своя подклассы. В табл де сделайте зскяэы я дайте описание соответствуюши " классов галактик. По возможиости приведите прнмев * нх названнй. зллиптиче-1 тактикам, но имеют| с» лыю (плюснутый звездныйГ .1ИСК. ■’?i“ S'Sr оТ'- ® ™ o„.p«bHb,«i,i гоярмьвыг: О вевад*»*"*^' , El . смввеяии с галактикой типа Е5 .) Галактика типа Е1» Р® жмеот; ф болью»* сж*тв»; О меныв** сжатие. Опшоежесжатие 1 и Tanijr ^4v ------ .1 и, " ““ л _««па/кл.гь Анлоомеды» г) Из >-казвжных галактик О TjnaaeocTb Авдромвды; ф Малое Магеллаяово Облако; О «Водоаорот. в созвеэдвн Гончих Псов, ОЦевтавр А. Прилечаниг. В соответствии с недавними исследованн-ЯНН структура нашей Галактики была уточнена, ее сталь огяосить в тноу спиральных галактик с перемычкой (R' р). Задача 3. Заполните таблицу сравннтельн! } резвых типах галактик. Задач. 4. Расположите щ увеличеяяя их размера: а) 31 г) скопление галактик; д)Ц Решение; W-b- 'Илоты, порядке Задача 5.р& w ней^аруже.аь 4.4,, ■* ** '««■твмгьездииаведвчижараа- 1Но: iPau *4и«. W". 1ц«ви^1в2); 1| ^ О.га 7 ^ 7) ^ 1: ^ • I Отлет: в,3 • 10^ п lf0=0.2(fn-p)*l; D = e.8 10‘nK. Задача в. Галактика удаляется от нас со скоростью (>000 км/с и имеет видимый угловой размер 2'. Каково расстояние до галактики нее лнаейаыерааме]»!? Дано; жбОООкм/с, о,=Н £>; . «0.033°. finon ^ oOOO^gg (Мпк). или8-10 I D-? d — 7 75 d = i)8ino; (i*8 lO’ BinO,033*’> «4.7-10* (ПК), или 47 КПК. Ответ: 4.7 10* пк. оокогор<Л«<>жвооиевн««есугал.ктяк„: ' tr — гра,- 1 ней честя галак! Расстоянне от девтра галактик, i Рис. 29.1 Задача 8. С помощью графика зависимости скорости i . вращения звезд от расстояния до центра спиральных г * f, I лакгик NGC 4984 н NGC 7664 (рис. 29.1) оцените их *iacci , ^ I Расстояние от ядра галактик принимайте равным 2< кпк. • I Решение: г Из графиков видно, что на расстоянТ^ 20 у Щт скорость вращения звезд для га.чактикк о, =350 км/с, а для галактики '6в ! • Учитывая, что<3*гб.67Ю'‘‘кг'^ i tspei, 'имзв: чения4Ь 'С Ж - ’Wip to форм; ■V ■ -о^р <ВШ. W b.=i 'вкм, Vb ‘М=~ л/,» — масс Солнца; A^^ = 3,610*^ ’ Для сравнения. Солнца. Ш « ял, 1,8-10 ' масс Солнца, чад Галактика имеет массу - 2 • 10‘* масс Of пле. ы скоплений галактик размерами 30-60 Мпк. СОД1 ащих десятки скоплений, называются еаерхекопле- чиями г алактик. Скопление галактик в созвездии Девы яв-..яется центральным сгущением в сверхскоплении галактик, в которое входит и наша Местная группа галактик. Общее число галактик нашего сверхскоплежия, исключая карликовые, около 2000, а размер — около 60 Мпк. Пока выявлено около 50 сверхскоплений. Скоплений более высокого ранга не обнаружено. Как объясняется красное смещение а о чем оно сеиде-тельетврет^ Одно m важжвйших ™о9ст.Всел.в»4 - ее до™я..» ,..ешйреш.в, .разлет, екоием» еяы,т^6Т«р.с«оее«ещеа.е.с»ек,р.а™« сустоит сущность теории ригтироющейск Яreяeняoйf п^.гтжннйй аа основ* овщвй тео- мав. Рвечегы показали, что нгелвнивл о „иояарво»; в за-г-огт- от ср*Дя*И плотаостя в^ествн м Вмленио* она должна либо расширяться, либо сжиматься. Негтацноиарвая модель Вселенной утвердилась в наук* лишь после того, как Э. Хаббл обнаружил разбега-нне галактик. К клкым выводам о стационарности. Вселенной пришел А.Л. Фридман? Из расчетов Фрядиана вытекали три возможных следствия; Всеаеявал в ее оространство расширяются с течеви-ем временя: Вселеявая через ооределенвое время начнет ожяиагьоя: во Вселеавой чередуются через большие про-меж)тхн временя окклы сжатия и расширения. Что такое критическая плотность Вселенной? t‘какой амимоеаят критическая плотность ноходиг я с расширением или сжатием Вселенной? При соадаяйн модели расширяющейся'^ елей »йб1 <Л *>«мво.тгосу1цест*увтиекотор«>«-..1чеин. фят. lecKt 1 Р.Ф Вселенной, опреде.; по фo^ <уле Ч* ' ; ь м. шаяХаббла. Рйгчеты», чиЛч ом., ^длкг. Wiw lO ^*кг/м® По •мк|см1тно»<т,/.«. **^'*“ленной близ- |»«.юго».иьшсГв« '’*о»™«огобольше, либо а*,ь,тов кьесьг,). Если Флктичвоми ‘ релняя плотвостк окой.товбудущви крятиче-BceiteKHoft В основе ---'■Рвремениой встпт _• об эволюции Вселенной лежи ««ртияы «вр» В соответствии с ней, ленвая характеризовал, вещества, ноиеговысо, чей Вселеавой- возникла пь плш очень ВЫС 1КС Жгыо торячей Всеяевво*. ч» ’«храсширевняВсе-«ьь me«Mi ПЛОТЯОСТЬЮ ■>»"« 'ta, получил. и„« , вол., А.Г-га.0., Соглас эт. й ООП л,—. ‘‘••Tv •. тго Вселеявая азрыва из состояния с '' **ыо^ ^’«и. обладающей ОТРОК- .Ойэмр™.,, -о.. тся сингуляр, -ТЫО точечный объем с бесконечвой отностью. Ра тиранне Вселеавой нельзя рассматри-в. ь как пасширевие сверхплотной вначале материи в 'р^ жа; ;у(а пустоту, ибо окружающей пустоты ее б1Ль 'саленная — это все существующее. Вещество Все-нс вн>,>1 с самого начала одвороаво заполняло все беагра-• чное пространство. И хотя давление было огромным, оно не создавало расширяющей силы, так как везде было одинаковым. Причины начала расшвреввя Вселеавой до конца не известны. По мере ее расширения температура падала от очень большой до очень низкой, что и обеспечило благоприятные условия для образования звезд и галактик. Что понимается под ьзаярытой» и «.отхрытой» жо-делями Вселенной? Существуют две теоретические модели будущего Все-.зенной — «закрытая» и «открытая». .3«крчл.я> модель, прелаолегеег. что Вселенная мож» , как гр*ял‘*«“” закрытая система»]^ шиоаных циклов. Цикл '; РЖ-Я.ЯРСЯНЛ сыеяяегся циклом „ослсдующего гжятн. ^.ращевня в сингуляряое состояние, затем новый взрыв , и т. я. Полный цикл расширения и сжатия Вселеявой со- | пряиерно 100 млрд лет. Каждый раз, возврапад. ] к сннгуляраостн. Вселенная теряет «память» о про- | < состояния и может снова «родиться» с совершевао ; аоаым набором физических констант. В «открытых» моделях Вселенной рассматриваютса| I разные аарнавгы ее «тепловой смерти». Прелоолагаето*^ ^ что уже через 10“ лет многие звезды остынут, и это в i следующем приведет к отрыву планет от своих звезд, а в свою очередь, вачвут покидать галактики. Затем ц< тральные части галактик коллапсируют, образуя «черные дыры», и тем самым прекращают свое существовавке. Задача 1. Знаком «-^> отмечены верные ответы. а) Скорости разбегання галактик... О пропорциональны нх возрасту; О пропорциональны расстоявяю от центра Всея Ф прооорцйовальЕЫ расстоянию от ваблюд и О обратно пропорциональны расстояш ' .и Вселенной; и *е подчнняютх» никакой за . oвo^ epeeer, *«о».«оптек А». д>таи» MimpBee. о,»; 5SP*: Ори.ус, • ^ Омлссу; Фйозраст; Осаетимость; Осредиюютемт »у, . I >1 i н) Бслк галахтнц» у» дд _ "”'"”‘"«‘P<»tw»)800(lKM/c то О 4 Мок; О10 Мпк; ® 40 Мпк; 0400 Мпс; опреаелить. Указание Зап»мя2 ЩаШп> -tisee^ ^ . А определите ршнуки, ц. орцд. ^ 'Мс-Мпв), спектре Решение: ■^рименив заме J 10000 i- |,(1Ььч,. 13S Мпк. ■ 4 1. Сравневве смещений соектральвых лавий в рй "лчшыя частях одной и той же галактики показывает, ЧТО. .в смещения неодинаковы по величине. Какой вывод иожно сделать на основании этого факта? Решение: Различные части галактики имеют разные скорости, что свидетельствует о вращении галактики. Задача 4. Наши наблюдения показывают, что по всем калравлевиям в космосе расположено примерно раввое число галактик и все они от вас удаляются. Значит ли это, что наша Галактика — центр всей Вселенной? Ответ обоснуйте. / Наша 1'алвкгяка ва яаяяатся центром веей Вселеввой, У Вселеано» вообще нет иеитра. Согласно молгли расшв. 1 ряющ»|(гя ВсаленноЛ пространство как вы раздувается, яо I центр растшревня отсутствует. Из любого места кс растяреннл будет представляться одинаково. Заиича 5. Величина, обратная постоянной Хаббла, дает'1 примерную оценку времени, которое прошло с момента иа- I чала расширения Вселенной. Подсчитайте »то время. /»—; /в4-10” (с), или ' 15 млрд лет. Отлет; 13 млрд лет. СОДЕРЖАНИЕ Утек V yj***"*' «стромомии...... УРОК4.Куяквя**д„астет,. ........ УРОК 5. Иэмеренве •рчм«^ УРОК 6. Гелиоа«ктп|Р'•«»«, УРОК 7. Видимое дви >t«a УРОК 8. Законы Кео, qa. УРОКЭ.Зак' 'скыт 0№ «1^ УРОК1Г» Оп|1|р ч тигкггы кой долготы ''В Коперника.. ....87 ■ Луны еь 1 vprtK 1 — V- 'черо*.. уте^!- г .** "••е^-.хмаар.те.... »ГОК1*..0 «на. мктв^. .кнплавет. ___ _ » нивОолаечнойсвстемы...., УРОК 13. Пл »ты Roft группы........ УР<Ж14. Пль ты-ги! анты................... РОК 13. CxtyiaKKB планет................. "KiKlfi '-Талые тела Солнечной сястеыы.. V ОК17. Исследовнввеэлектромвгнвтвого излучения небесных тел.......... v'POK 18. Спектральный анализ в астроношн.. УРОК 19. Солнце как звезда...................106 УРОК 20. Строение солнечной атмосферы........111 УРОК 21. Влияние Солнси на жизнь Земли .. УРОК 22. Основные характеристики звезд. Светимость.................. УРОК 23. Температура и размеры звезд. УРОК 24. Двойные звезды. Масса звезд. УРОК 25. Эволюция звезд.............. УРОК 26. Нестациоварные звезды....... УРОК 27. Наша Галактика.... УРОК 28. Межзвездные газ и пыль...... УРОК 29. Звездные системы — галактики.. УРОК 30. Расширяющейся Вселенная..... ..115 ..и ..1^ -И