Автор: Галузо И.В. Голубев В.А. Шимбалев А.А.
Теги: астрономия конспект примеры и решения задач практические работы издательство юнипресс
Год: 2010
Текст
Скачано с сайна
http://kobriniq.ru
И. В. Галузо
11 кл
АСТРСЛСМ .15
1 Реи 1ИЯ за/ I и ой ы на вопросы к учебному пособию ’
«Aci HOMH5J и рабе лей тетради «Практические работы ।
и те: ти <еск. шдания по астрономии для 11 класса» I
авто. i 1.В. Галузо, В.А. Голубева, А.А. Шимбалева >
Издательство «Юннпресс»
2010
УРОК 1
ТЕМА: ПРЕДМЕТ АСТРОНОМИИ
— фундаментальная наука,
происхождение и развитие
Вееяе-вой в целом.
Тес“во .ветровом..», происходит „ двух
строн» - звезда и «номос» — закон.
"//нами астрономии являются: изучение По
„ дХений небесных тел в пространстве, оПр
"/размеров и фор^; изучение физического
"ебесных тел. т. е. исследование химического
Физических условий (плотности, температуры и т п Л 11
поверхности и в недрах небесных тел; решение цр’^
происхождения и развития, т. е. возможной Дальн/^
ильных небесных тел и их систем. ««eft
Что понимают под планетой?
Планета — небесное тело, движущееся в гравита
7- вокруг звезды и светящееся отраженным св, 10а"
Что понимают под звездой?
Звезда — самосветящееся газовое (пл 7 ennot чм»
;:;ющееся устойчивой, саморегулирующей гифа -ой
Что понимают под Галакти -сой‘
Галактика - большая, 'особлен ая, гра . J
/л . овокупность звезд л мея (вездногс чещевшЗ
' - Г ики состоя прис гзит<льно з 200 млрд
к .ОТ',, ХВХ ИТ И ( /1НЦ< Д’
Что пони т т пос ’се, 'HOU
Вселенная ксим. тьно Омльшая область простран-
на . включающая ь -бя к ik все доступные для изучения не-
(галактики, звезды,
ники планет, карли
слеДу<
озир>
следует юцессы, происх пци i ;драх Солнца и звезд,
эвпчюци небесных тел и -лен в целом.
зде.. астрономии:
меняемые при этом инструменты. Методы 1
практической астрономии применяются в
морской, авиационной и спутниковой нави-
гации и в геодезии
Небесная меха-
Раздел астрономии, в котором изучаются за- I
коны движения небесных тел под действием I
сил всемирного тяготения, определяются
массы и формы небесных тел и устойчивость
их систем. Практическая задача небесной
механики состоит в определении элементов
орбит небесных тел по данным наблюдении,
в предвычислении видимых положении не
бесных тел _________
— 5 —
СВОЙСТВ
ческую. Практическая астрофИзиКа
астрофизически»
'• занимается
елах физиче-
родессов и наблюдаемых явлений на
теоретической физики________
,ется исследованием движения и
[еления в пространстве звезд, газо-
х туманностей и звездных систем
ктурой и эволюцией, проблемой г ’
Наиболее интенсивно развивающийс раз-
дел астрономии. Изучает общие зако мер-1
ности строения и развития Р теннс Ее
задача состоит в изучении Bet hhoi ак
единого целого, в выявл гии 1 метр >-
ской структуры Вселенной е< эь ющц. I
происхожденш объек щ эл 1яю
щих ее. Наблюдател ные ос i )ло-
гии <тира тся на д иные а< офщ и и
звездв >й aci чомии а теоретг ские на
наибо; *е общ. закс» ы фи 'ки (общая тео-
лог- итель сти,' >лементарных
I ч. иц, ектро/. нам к мал J
/С'хмогония Расс чтрн ет в< просы происхождения и
эволв ии не, Дых тел и их систем, в том
исля ашей Земли и Солнечной системы
Телескоп увеличивает угол зрения под koti ini видны не- '
бесные тела, и собирает во много i.. льш» 1ета, прихо-
дящего от светила, чем невоору ж лнь глаз >людателя.
Какое значение имее/ "трон ’ия часто ее ремя?
В настоящее время у к» е ну* ы троном "л сие на-
блюдения для пр< дки 1 оса к )ля и ион еления
продолжительное и ц . Э проб. 1ысе >дня решаются
техническими среде! ч и. троне я < оими достиже-
ниям помогает реше >mi ш -прочем космонавтики:
оптим ьный выбор и . ныь чет орбит искусственных
бесь тел; определе е с б ишой точностью расстоя-
н t до бесных тел Со. ечной системы; выбор времени,
на 5ол< с -одходящего для межпланетных перелетов. Ис-
сле >ваш процес в, происходящих на различных небес-
ны? елах г своляют ученым изучать материю в таких ее
сост< ниях, акие еще не достигнуты в земных лаборатор-
ных у виях. Для жизни человечества важно исследовать
в гияние Солнца и его активности на процессы, происходя-
ие на Земле. Данные астрономии являются важными при
решении проблемы астероидной опасности, возможности
столкновения Земли с астероидами и кометами.
Байера назг
ТЕМА: ЗВЕЗДНОЕ НЕВгч
НЕБЕСНАЯ СФЕрд *
Созвездием называют участок зве3да
чпчКтерной наблюдаемой группировкой •, Не6а, ъ М Е “Твсего соответствует самой
Hof Для удобства ориентировки и обо3ва^«Д. Г^орой по блеску звезде и т д.
CKIX- картах не указывают положениеНмя За, Ац « Р - __ это самая яркая звезда в со
"SX" он., .«меняют свое поло^Х"’«<> £ Ц Ль» -
"’ЕГнр.— созвездиям наз"£ X
птип. различных предметов. В некоторых фи1 ***<>*. скопов к°даСТ —
греческие астрономы «видели» мифическИх Для их ааЧалиобозн
более заметные созвездия у многих народов По^. > I »ита^ закончили- и они.
названия. Так. древним славянам БолЬЩаяЛ^<йЧ ми^Когд имер. 61 . -дя).
представлялась в виде Лося или Оленя. ЧасТо ?*еДвО I MSL наблюдени зездн о неб. •
.. . Г_лпяйШГВЯЛСЯ с. плппои.«л ЯОДжЯЯИЯ
ния этого созвездия: Воз, Телега, Колесница ^Еп И К-
дон. э. древнегреческие астрономы свели назван» *111 ь 1 в^з
дий в единую систему, связанную с греческой м Я,ьС03йеЗ'
ей. Эти названия впоследствии заимствовала ев И^°л°ги-
наука. Поэтому все созвездия, содержащие ярКИе°11еЙСк''5>
видимые в средних широтах Северного полушариЗВ°г
получили имена героев древнегреческих мифов
(например, созвездия Цефея, Андромеды, Пегаса ЛбГеь
Менее яркие созвездия были названт лврОц
астрономами в XM-XVIII вв. Все созвездм 5 жно КИ1*И
шария (невидимые в Европе) получи.чьзв. 'ия*в 0ЛУ" 1
Великих географических открытий. '
Над горизонтом на ясном зве 4 небе . вое
глазом можно увидеть около 3100 ; езд. О pat а1ОТСя
по своему блеску: одни зам чы хс ошо, д1 гие едва раз-
личимы. Г1< ому еще в< П ве. до в э. гр^чес кий астроном
Гиппарх вве. чую г кал. звезгнйх сличив. Самые
яркие звезды *ли че< чы к -й <;личине, следующие
по блеску (бо слаб с l чме) ю в 2,5 раза) считаются
звездами 2-й звез, ой в тич гы. а самые слабые, видимые
только в безлунну« гоч — звезды 6-й величины. Звезды
1 й величины ярче з зд i й величины в 100 раз.
птиц, различав -г-,-.----------- По мере развития науки и в связи с изои1 <:n>lc.u
греческие астрономы «видели» мифи^^ ФйгУв <*в°^ скопов количество исследуемых зв- . лее yi ичивалось.
более заметные созвездия у многих н 4ecRlIX гР Д>СДля их обозначения Уже не хвата о б^ i гре' кого алфа-
наэвания. Так. древним славянах, а^°^°в Пол?°ей- lAвита. И тогда звезды начали обозн шт1 атинс мибуква-
представлялась в виде Лося или Ола °ЛЬГцая ми. Когда же закончи ли с и они, зезд . стали .означать
шои Медведицы сравнивался с по ВЯ-^о50 цифрами (например, 61 , -дя)
Р D я с Повозкой n R°BlUT3 Ча При наблюдени зездн. о неб; «протяжен. дного-
-п созвездия: Боз, Телега, Коло^,??^ И йа> двух часов мы убеж, емся том, о оно рагца^гся как
" единое целое. С во. то ей ст юны. зды однимаются, а
в западной стороне— ска «ся.
Схе "'
г зды однимаются, а
. ска. ”ся.
т созвездий с к ими_ " ад^№___
Схема созвездия
Волопас
ведиъ,
Примечание. В каждом i
***м • дано ее название.
<дий выделена наиболее яркая
3) Альдебаран; 4) Сириус; 5) Аркту , Капе,
цион; 8) Вега; 9) Альтаир; 10) Полл сс.
2) Спика;
V, 7) Про-
Решение:
И-HZHEHI
Параллельно.
12-
УРОК 3
ТЕМА: НЕБЕСНЫЕ КООРДИ \ТЫ
I мы координат?
Положение свети л он >е,
I кам и кругам небес н. сфер Для i энной лок »ации
I введены небесные нос naa’i , поде ые гс графическим
I координатам на поверх э ти мли.
!Вас юномии приме тся *ci ольке ...1стем координат
(горизс альная, перва ква " альная, вторая эквато-
I льна . Отличаются о i дру * . друга тем, что строятся
। | по гнои тию к разным >угам небесной сферы и приме-
F : няв ся д. • решения разных задач. Небесные координа-
ты с 'чит1 tar >тся гами больших кругов или централь-
ным. углах эхватывающими эти дуги. Таким образом,
можь сказа , что небесные координаты — центральные
1 углы и дуги больших кругов небесной сферы, с помощью
1 -< горых определяют положение светил по отношению к
I совным кругам и точкам небесной сферы.
Дайте описание горизонтальной системы коорди-
нат. Какие координаты используются в этой системе?
Горизонтальная система координат используется при
астрономических наблюдениях для определения положе-
ния светил по отношению к горизонту. Координаты высота
h и азимут А постоянно изменяются и нужны для точной
локализации светила на небесной сфере в определенный
момент времени.
Первая экваториальная система координат, использую-
щая склонение 6 и часовой угол t светила, применяется для
измерения времени, а вторая экваториальная система, со
— 13 —
ооРД11ваТЫ
коорДвва
Рис. 3.2
Сравнение географических и небесных координат:
За ча 4. .(.пользуя карту звездного неба, найдите
звезды их координатам.
Небесные коор гина 'ы
Географические
координаты
Горизонтальные | ~Экв ориа
ГТ^широта, Л-высота,
изменяется от 0 до ; изменяется от 0 до
90- с. ш. (га. ш.), ±90у
отсчет веде~ я от отсчет ведет г от
экватора к с ер^ 1гориз< ггакзе чту
с. ш., к югу л. а),кь чиру(
»зменяе
90°,
течет вед ся от
, >п к > верному
лл>су мира (+),
к южному полюсу
мира (-)
14 —
Как определит сс mj,
том? Какова связ< м л у ь
графич еской широтой < ?nw аблюд*.
Угле чя высота полю мир w i, горизонтом равна гео-
гг фич» ой широте мес чабл. ;ния:
I э = (р hp — углов. . высота полюса мира;
К L ------ ф— ографическая широта местности.
□ординаты звезд-
Созвездие
Координаты звезд
Антарес
Скорпион
аг = 16ч29*
а2 = 20ч4Г
Название
звезды
Светило восходит и заходит на дан
|8| <(90°-\Ф|)
Светило будет незаходящи» нев< одящим, если
|8|>(90 ). \
Возьмем, наприм' геощ ])и< скую ту Минска
ф = 54°. Тогда по луч что > Ли леке не. с дпцие звез-
ды— у которы: '° 8 36°, осхо ящи у которых
-90° > 8 > -36°, a ot ко, щие .ахо; ицие у которых
-36° < 8 < 36°. Таки ( 6pt 'М, нас .отся в Минске звез
ды, л оторых -36° «• 90
=19"51
= 13ч25
= 6Ч45
= 18'37
6 По экваториальным координатам звезд опре-
О. ни t' НАХОДЯТСЯ. Каковы соб-
делнте, в каких созвездиях они находите
ственные названия этих звезд?
Решение: __________ Д
Лебедь
Какие звезды называют восходящими захс^ящь и,
невосходящими и незаходящими 2
На средних географических ш грот, х ось i оа j н< бес
ный экватор наклонены к го1 <зонту, ( 'точны тути !езд !
также накл< ены к гориз нту. Тоэтом л наблю/ ются вос-
ходящиеиза 'дяигиезве гы.
Под восход П01 чае; я явл гие „чения свети-
лом восточной , тяге -30 а, ан д заходом-западной
dhi/r 1 °^«0HT* п РеДН Ш' °та; иапРимернатеррито-
оХГ " '₽УС' на6л- •'"ОТСЯ звезды северных
жолополярных созв тей которые никогда не опускают-
под горизонт. Они каются незаходящи^и Звезды :
Г~;НТв0К0Л0К 4а У нас ниХ ;
Д • Их называю • восходящими.
ветила называют явление прохожд^
ТЕМА:
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ГЕОГ
I Эти ф< гулы связывай reoi |чическую широту с вы-
| сот и и ск пением звезд i время их кульминации.
Ка, трис чм-енн определить географическую широ-
<пу мес а из пюдения Полярной звезды?
Геогр Ъз чес^ая широта места наблюдения приблизи-
ло ра. а высоте Полярной звезды над горизонтом.
дят; в) могут восходить и заходить.
Светило восходит и заходит на да j г шире э. ее. i
|5|<(9О=-|ф1).
Светилову-етнезаходяи ими. нево. ходящие если
”;₽,ИИаЯ ‘ ПРОЦеССе вГО СУТ°’;
я яяжяей кульминаций состоит в То
верхней кульминации светило поднимается
на максимальную высоту над горизонтом, а в момент ниж-
ней кульминации светило опускается на минимальную
высоту. В некоторых случаях светило может оказаться под
горизонтом.
Что называется точками восхода и захода светил?
Точка пересечения суточной параллели светила с вос-
точной частью истинного горизонта называется точкой
восхода светила, а с западной частью истинного гориг оп-
та — точкой захода светила. А
'^ииСветиЛаег0
«о изменяется, сначал ,стает’ “ѰТа непР<>Рыв-.
’ от восхода до момента
। Высота звезды в ее верхней кульминации.
Лв = (90° -ф)+ о.
Высота звезды в нижней кульм чац
Лн = ? '90° - к
Если обе кульмиг ци t i чахор п й зг зды годят-
ся по одну сторону от нита "О ее >хня$ куль.. инация
определяется из соот но эния
1. ково назначение зенит-телескопа?
На астрономических обсерваториях устанавливаются
специальные инструменты — зенит-телескопы, которые
фиксируют звезды, проходящие в поле зрения инструмен-
та, вблизи зенита. Склонение (5) звезды, находящейся в
зените, будет равно географической широте места наблю
дения — ф.
Ряд обсерваторий, оснащенных зенит-телескопами, со-
ставляют Всемирную службу широты. В ее задачи входит
исследование изменения географической широты, т.е сле-
жение за положением полюсов на поверхности Земли.
За ча 5 зределите геог^ ричес ую широту места на-
блюдеь я, ес. :
а) ЗВ' ца В» г проходит через точку зенита;
б) зве а Си iyc в Bt ней кульминации находится на
выс> е 64е V к югу от зенита;
) высо звез, Денеб в верхней кульминации равна
83°47 еверу от зенита;
звезда Альтаир проходит через зенит.
Ре. ние:
а; Вега 5 = +38°47'; ф = 8 = +38°47’; hp = 90° - <р + 8; h = 90°. \ Ответ: ф = 38°47' с. ш. 1
б) Сириус h = 64°13'; 8 = -16°43’; йр = 90° - ф + 8; 1 Ф = 90° + 8 - h; \ ф = 90° - 16°43'-64°13' = 9°4’. 1 Ответ: ф = 9”4' с. ш. |
в) Денеб h = 83°47'; 8 = +45°17'; hp = 90° - 8 +ф; 1 Ф = ftp - 90° + 8; \ Ф = 83°47'- 90° + 45°17’= 39°4'. \ Ответ: ф = 39°4' с. ш. 1
— 21-
УРОК 5
ТЕМ А: ИЗМЕРЕНИЕ ВРЕМ1 И.
ОПРЕДЕЛЕНИЕ ГЕОГРАФИЧЕСКО1 ’ОЛГОТЫ
Чем отличаются истинные солнечь утки от
средних солнечных суток?
Вследствие неравномерности истинн сол. <ных су-
ток пользоваться ими в качестве ед: 1иц для i прения 1
времени неудобно. По этой причине по еднев й ж из- 1
ни используются не истинн а сред ее с лнечнь у ли, ’
продолжительность которых риня постоянно 1ри
определении истиннь олне< ых cj к рае чатр. -ает-
ся движение центра с< ль чногс иска, при феделении
средних солнечных сут<м - - Д1 жение ' него эквато-
риального олнца.
Ч > noi чают под сре. им экваториальным Солн-
цем
Э о чка, эторая течение года совершает один пол-
>1Й обо! т вок Уг Зем^.. за такое же время, как и Солнце,
при э-1 л пер щается равномерно и по небесному эк-
c ipy, а . по эклиптике, с условием, что в точках равно-
е тв тя оь . овпадает с центром солнечного диска.
h.. называют звездными сутками?
Звездными сутками называют промежуток времени
между двумя последовательными одноименными кульми-
нациями точки весеннего равноденствия.
Что понимают под уравнением времени? Запишите
и объясните уравнение времени.
Разность между средним солнечным временем и истин-
ным солнечным временем в один и тот же момент называется
уравнением времени. Оно обозначается греческой буквой тр
Л = Тср- Т®-
-23-
„ явлений по местному времени какого-либо пуак
°™ определить, зная долготу этого пункта от ГринвЙЧа
в данный момент на Гринвичском меридиане всеМар.
ное время будет То, то в местности с географической доЛГо.
той л будет
Как связаны между собой географические долготы
места наблюдения с местным временем?
Разность значений местного времени в двух пунк х I фа,
земной поверхности в один и тот же физический MOMt | не-
равна разности значений их географических долго . вырч *_Z
женных в часовой мере:
Существует граница. крыва
недели. Международна 1Ния
через Берингов пр -в _ ;е> у ос
Северного полюса щ W полю ' мерил аи18(У).
I Назовите календс чые. стемы ’ каких принци-
пах о, строятся?
Кал дарь это си< ма с t длительных промежут-
। вре ни, в основе ко рой лежат периодические астро-
чче е явления: сме .а дня и ночи, изменение лунных
lc ?мен щемев та. Любая календарная система опира-
ся атрг ^сь овнь* . единицы измерения времени, а имен-
но. с дние нечные сутки, синодический (или лунный)
месяь т тропический (или солнечный) год. Стремление со-
гласова между собой сутки, месяц и год привело к тому,
- в разные эпохи у различных народов было создано много
р зных календарей, которые можно условно разделить на
А ак можно найти поясное Ка> ,чре °ляет. три типа: лунные, лунно-солнечные и солнечные.
географическая долгота по полено 'у вре„ ш?
Поясной счет времени , ’чцеств ;яется п прижН^^И
весь земи ? шар раздел н на . часе ых пояса каждый из
которых т -тся Д0Л1 е на f 50 ( ли J в
делах одно. оясь о в. пун. ах ^ждый момент по-
ясное врем нако Ь ->седн х поясах оно отличается
ровно на один ). Ч ,овс поя Гринвичского мериди*
на считается hv. ЫМ. ‘стальным поясам, в направлено
от нулевого на вое • ; исвоены номера от 1 до 23
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-
менилось правило високосных лет. В юлианском кален-
даре каждый четвертый год — високосный. В григориан-
ском введено новое правило: если год заканчивается на два
нуля, то он високосный только тогда, когда число сотен в
24 ~
— 25-
ЮОО. 2000. 2400 г-,.).
год считается не високосным ,
УРОК 6
а)к = Тм- Т* X = 12ч00м - 14ч13м = 2Ч13М з. д.
б) к = Тм - То; к = 10ч13м42с - 8ч00м00с = 2413* 4l
в) к = 17ч52м37с - 12ч00м00с=5ч52м37св. д.
г)к = 12ч00м-17ч35м=5ч35мз.д.^ Ш 4» 11
— — 1
я ь, е никлы, на которых оса ТЕМ А: ГЕЛИОЦЕНТРИЧЕСКАЯ СИ ГЕМА
Х’гому ЧТО между собой. ГОд^ КОПЕРНИКА
ВЯЯ XS- СУТОК И РаВНЫХ МеСЯЦеВ' ' CUCmeMa MUPa ПО Пт°л™™- Геоцентру сиете-
содержитн ма мира — представление об устройстве по,п л« №
Q а2 определите географическую долготу местайа J гласно которому центральное полом Вс
Задачам. и | занимает неподвижная Земля, вокруг ото, >й воа. ютея
бЛЮГЯХстный полдень путешественник отметил 14 I Солнце, Луна, планеты и зве я. В с ов< истем» ш а
.ин по гринвичскому времени, Птолемея лежат четыре посту, та: I. тмля наход, -я в
-> о’ сигналам точного гринвичского вреМе^ I центре Вселенной; II. Зе янеп виж1 Л. Вс небе ле
° 8 ч 00 мин 00 с геолог зарегистрировал 1U ч 13 мин 42 с тела движутся вокруг Зе» и IX Т,виж. ле не( сных тел
.сетного времени; | происходит по окружи» ст: по. тянног. 'ор.стыо, т. е.
н) штурман лайнера в 17 ч 52 мин 37 с местного вРе. равномерно
® nr,снял точного гринвичского времен
меня принял сш нц Системе ира по Коперн, л Ге. центрическая систе-
12 ч 00 мин 00 с; „ „п1ТггОП1. , ма мг ’ — п оставление о т что Солнце является цен-
„Лгттгтгх.-гт в местный полдень отметили 1 7
г) путешественники ь А< Чг трал,,н м не оным телом, г жру г которого обращается
35 мин гринвичского времени. 'емля и труп планетт1 В этой системе Земля предпола-
р ]Г ,ние । етсяос чщак дейся в .руг Солнца за один звездный год
е округе эейос ла одни звездные сутки. Следствием вто-
Р р» ) движ ги я является видимое вращение небесной сфе-
ры первого перемещение Солнца среди звезд по эклип-
ти1 г ллнце считается неподвижным относительно звезд.
Imo такое попятное движение планеты? Как, исхо-
дя из гелиоцентрической системы мира, объясняется
петлеобразное движение планет?
Планетой называют небесное тело, движущееся вокруг
I звезды в ее гравитационном поле, имеющее форму, близ-
кую к сферической, светящееся отраженным от звезды све
том и расчистившее область своей орбиты от других мел
ких объектов.
Помимо общего суточного движения, планеты на фоне
звезд описывают сложные петлеобразные пути. При мед
ленном перемещении с запада на восток движение планет
’в —
°брятВЬ%’,
Пины попятное
Zo^a обращается вокруг Земли, а 8
idCl. уеео.тоиионностъ взглядов Кс
ства звездных систем. i
j Что понимают под конфигу рация tu 1 тнегп
z состоит в то. Конфигурациями планет называю xai ктерн вза-
"“гмолюдионяссгьгрул^ер ИОЙ ^Чт0, нмныерасположенияплаве-г «лии .лп ..Ко», „
P ВЗГЛЯДОМ на строение я „ „ 14 Ие. Ции различают для нижних и Bt .них анет.
нем с нов вопрос о положении Земли, a с ней и Нижние планеты — жу ри Вене
РазрЫВН° ?? еВВОй. Простота и стройность системы cTjj Верхние планеты — Ма Юп rep, С /рн, ран, Неп-
.Товека врВс^еВВОй Коперником, быстро наЩла тун.
ения мпРа' ИЗучевве Коперника заставило освободить а
стороннике . и схоласТических традиций, тормоз Дайте on еделения сит >чес »ж у и сидерическому
уку от устареешь a®jbiepuo3'’M об тщения плат я. Ь м состоит их от-
ших ее развитие. личш
Каким образом Галилей подтвердил учение К„Пг Синод чес к < период обращения — это промежуток
ника? Ч Ь>. мени г жду зумяп; тедовательными одноименными
Галилео Галилей подтвердил учение Коперника св . кс фигура иям1 планеты.
ми открытиями, сделанными при помощи телес копа. щерил жийк ли звездный) период обращения — это
обнаружил. что на Луне находятся горы и крат< р. а * про жуток змени, в течение которого планета соверша-
чит. Луна является таким же небесным тел< как т ет пс аый оборот вокруг Солнца по орбите относительно
ля. Венера имеет фазы, что хорошо объясняло s сис мгЛ везд'
Коперника и противоречило системе _> емея. ) -кр Ф ЭРМУЛЫ взаимосвязи синодического и сидерическ
Галилеем четыре спутника Юпитера ук юплял доь
Коперника, так как если одна l чнета i иела ci тника I
почему бы друга' планета — емл. — мо ла их нс лметь
Галилей писал об '^Глткры-п к <Н чеи^пем ^видный
аргумент, чтобы ра< ять. мне ня те. koi , слоняясь до-
пустить, что планет „ оран ют вок, уг Солнца, смуща-
>• :< я. однако, каким ос сзом гунь есе гея вокруг Земли и
тожен{и‘мявместесне гов/ нпает годичный круг около
ни Мы знаем теперь /то гсть планеты, обращающи*
я :па около другой и в лее время вместе несущиеся i
крУгСолвца.
периодов обращений:
а) для нижних планет
б) для верхних планет
где S - синодический период обращения планеты; Ти
т3 — соответственно сидерические период Р
планеты и Земли.
2^
-29-
ч, л»
s-
Ответ-. 780 сут.
2. Нижние соединения Меркурия повторяются через
116 суток. Определите сидерический период Меркурия.
[ Д но:
Тм 1,88 \да.
S~ а м-
~ т3 тм’ тм-т3’
s = 1,00 ~1’88 = 2,136=7 80 сут.
1,88-1,00
116 36£ = 88 сут
116 + 365
S = 116 сут,
Тэ = 365сут.
Рис. 6.1
Ответ: 88 сут.
вет соедивевни.
В ни^н^ „паиии на минимальное pa.cc».
В КаК°д оди*‘верхняя планета? Задача 10
Зев^«КТ0ЯВт' Вариант 1
негпы могут проходить по диску | 1.Как< синодический >иод Т.арса, если его звездный
Венера (для земного наблюдателя) | период ра н 1,88 земного га?
тача 4. Используя рис. 6.1. укажите основные
гураппи планет при их расположении в точках 1-8
Решение:
Конфигурации-.
1 — соедини ?
2 — верхнее со ринеъ ,
3 - хяьше^ ; але е
вое >чнаяэ (гад >
— ниж! ?е соеди чие
наиб лыпееуд ение
'зап.- ,ная стадия)
6 — 3otj - гие
7 1 то лая к вадратура
з. гадкая квадратура
УРОК 7
ТЕМА: ВИДИМОЕ ДВИЖЕНИЕ
СОЛНЦА И ЛУНЫ
Почему Лун а обращена кЗ i te вс где одни- - той. же
Поле обо - по орбите вокА ? Зем. . Луна совершает
за 27,3 су. ?ид> ческий месяц) I за такое же время она
др етоди; >борс вокруг своей оси, поэтому к Земле всег-
да оащенс дн > -о кеп ушариеЛуны.
111,86 gg годя = 399 сут.
I J=ii^i= ’
। Ответ: 399 сут.
5S£36a =225 сут.
225 сут-
прмени повторяются Л
какой промеж>-ток^р ^epiiqecKnri период
В мсосг, ито> ичие сидерического и синодическо-
ме цев? Ч обусловлена их различная продолжи-
| Синол, <еский месяц — это промежуток времени между
Г дв. последовательными одноименными фазами Луны
Г (например, новолуниями), и он длится 29,5 сут.
Сидерический месяц — это период обращения Луны
> по орбите вокруг Земли относительно звезд, и он длится
I 27,3 сут.
I Различная продолжительность этих месяцев связана с
I тем, что Земля не покоится на одном месте, а движется по
I своей орбите. Поэтому для того, чтобы повторилась преды
В дущая конфигурация и завершился синодический месяц,
I Луне приходится пройти большее расстояние по своей ор
I бите, чем для завершения сидерического месяца.
чы от одн<
7 дет на-
ободок
' «Я С земли. Спустя один-
Является и продолжает р
» Луны- Спустя 7 суток узк «
ина лунного диска — настуц П
правая полов увеЛИЧИвается, и Че Ч
Afl3a первой ‘?ТВеРТЛвХния Луна приходит в проТй^
суток после новолу вИТСЯ полной, насту °
пЛие с Солнцем. Ее фаза освещаЮТ все лунное о^лич
П°°*° полнолуния Луна $
шарие. обращена * Солнцу с запада и освещается j,. Луна во время затмсн
степенно веделю наступает фаза третьей,
слева. ПР"МчееРтв°р^ затем снова наступает новолуНае. Л
обращен выпуклостью вправо и бпи,„к
готгзонт^В какой стороне горизонта он наиовит^,
луз. наблюдается в западной части горизонта.
Почему происходят солнечные и лунные затми
При своем движении по орбитам Земля и Луна вре J
времени выстраиваются на одной линии с Со i. ем. J
Луна находится вблизи плоскости земно! эрбиг1 на,
дает затмение. Когда Луна становится ме ду & мяк "
Солнцем — бывает солнечное затм- . a koi; я Зеь я Та
новится между Солнцем и Луной - на тупаеч /нв >; lT к
мение. ш
Г Почему солнечные за> чени чроисхоимт не каждое
| новолуни. i лунные — не ждс -» лнолуние?
К Э "о н аучается, так к плоскость лунной орбиты
' не с оь эдас • плоскостью ; липтики. Плоскости орбит
Зем и Лун пересекаются под углом в 5°09', поэтому
. Туна во фем но во л 1я или полнолуния может нахо-
L , ться д 7еко ” 1лоскости эклиптики, и тогда ее диск
В г 1йдет . 'ше и. i ниже диска Солнца или конуса тени
3, ли. За ния же наступают тогда, когда Луна нахо-
ди 7 (близи точек пересечения лунной орбиты с плоско-
СТ1 ю мной орбиты.
Охаракпс изуйте по 1ые, стане и ,олицео6рЦ| '
ные солнечна ль» ния
Проходя м< 'Сол тем Зем. :й, 'аленькая по раз-
мерам Луна н кет ь тно чю (тенить Землю. Диск
Солнца будет цели м за шт . тько для иаблюдатадД
находящихся внутр! ону ' лунной тени, максимальный!
диаметр которой на в- ,хности Земли не превышая] :
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, повторение). На про-
тяжении сароса в среднем происходит 70-71 затмение, из
которых 42-43 солнечных (14 полных, 13-14 кольцеобраз-
ных и 15 частных) и 28 лунных.
Задача 1. Используя карту звездного неба, укажите, че-
рез какие созвездия проходит годовой путь Солнца.
34
-35 —
-39-
Наиболее вытянута орбита Марса.
ТЕМД: ЗАКОНА КУЛЕРА
Сформулируйте законы движутся по элЗ
Первый закон Кеплера- орЫХ (общем для всех пла-1
сам, в одном из фокусо
ис. 8.1
Во сколько раз афелийное расстояние больше пери .
лийного расстояния, если эксцентриситет орбиты j |
вен 0,5?
Найдем отношение Q/q из формул:
Радиус-вектор планеты в равный
7^ закон Кепзерп.
одов обращений планет вокруг Солнц ппбит.
кубам больших полуосей их эллиптических
У Земли эксцентриситет орбиты равен ’ ’ У
Марса - 0.093Орбита какой из планет наиболее аы.
q = a(l -е),
Q = a(l+e).
Получим, что в 3 раза.
Меняется ли ть п. >нет движущ сся по эл-
липтической орбь •? ht гос i орб Tie? J
Согласно втором у кону *еп ра, < сорость планеты бу-
|гт меняться при двил <ии j эли. этической орбите. £
Произведя вычислен
Задача 2. На рис. 8.1 j
Решение:
П — перигелий
А — афелий
дача В.две лте формулы для вычисления периге-
>го и а шйного расстояний по известным эксцен-
е у и значению большой полуоси.
Воспользовавшись рис. 8.1, а можем записать:
Перигелийное расстояние ПС = q; афелийное расстояние
CA Q.
I Из рисунка видно, что АП = 2a; ПО = ОА = а. Тогда:
’ д = ОП-СО;е = —;CO = e-a;Q = OA + CO;
| 4 on
I q = a - ea = a (1 - e); Q = a. + ea = a (1 + «)•
2,88(1 + 0,24) = 3,57 а. е.
Sa.?
делите равна 2,88 а. е>
пая полуось е
авев 0,24.
Ответ'. 3,57 а. е.
5 Определите перигелийное расстояние астй
рояда »„р,’ если большая полуось его орбиты раяя!
160 млн км. а эксцентриситет составляет 0,83.
а = 1,6 108км, / .
а = а(1 -е);
е = 0,83_______Г
19=1,6-108(1 -0,83) = 2,72 - 10 км.
Ответ' 2,72 107 км (~ 27 млн км).
11
Задача 6
Вариант 1
1. На рис. 8.1, а укажите точки орбиты, ь к
а) скорость планеты максимал; -41 — nt
б) потенциальная энергия макс лмал ъна (А
в) кинетическая энергия ми чмаль] а (А — а
2. Как изме. ₽тгя скоро ть пл еты при t движении от
афелия к перил ио? v вел чивас ?я.) I
Вариант 2 I
1. На рис. 8.1, буь. кит точки орбиты, в которых:
л) скорость планеть и> /мальна (А — афелий);
в) потенциальная эн ия минимальна (II — периге-1
I 2. Как изменяется скорость
перигея к апогею? (Уменьшаете
I Вариант 1
I 1-Определите период обращеня ; u
если большая полуось его орбит! >ав £40 °Руссия’
а = 240 а. е.,
а3 = 1,00 а. е.,
Т3 = 1 год.
’ Т
.4-. > *
ода.
лый период обращения Юпитера вокруг Солнца
2 ггот дково среднее расстояние от Юпитера
сист ляе\1 12 лет.
до Со чца?
Да °
з = 1 Г°Д’
п3 = 1,00 а. е.
а
Ответ: 5,2 а. е.
Вариант 2
I 1. Период
1. Период обращения малой планеты Шагал вокруг
Солнца равен 5,6 года. Определите большую полуось его
орбиты.
12 —
— 43 —
1,00 а. е.
IОтвет: 3,2 а- е.
побиты астероида Тихов pai
2. Большая п°лУ°°ь J астероид обращается bokj
2,71 а. е. За какое время это1
Солнца?
г,2 =
а3 = 1,00а.е., ^з=~5'’ 1 ~а ’
Т , тз аз
J3 = l год. | ;___
— ---------1 Т=2,71^2,71=4,46 года.
Ответ: 4,46 года.
УРОК 9
ТЕМА: ЗАКОН ВСЕМИРНОЙ
ЧТЕНИЯ
Какие задачи решает небесна я Mexai са?
Небесная механика изучает 1Ви. чиеь есныхтелпод
действием тяготения, разрабап вас метод определения
их траекторий на ochov чии н лю \емых лс кений на
1небе, позволяет рассчи ?ь табл w их i >opj. г на даль-
нейшее время (эф -ридь изу* г вза! лное влияние тел
на их движение, >а м дтр чает д жен ie и устойчивость
систем небесных и ис v есть лн лх те^.
Сфо купируйте з< э мирного тяготения. Како-
б1н соб чостивиспо. ии данного закона для про-
ия, счетов?
ф ому л з. кона всемирного тяготения:
где F сила взаимодействия двух тел; G — постоянная
всемирного тяготения (G = 6,67 • 1011 Нм2/кг2); тх и т2 —
массы тел; г — расстояние между телами.
Закон всемирного тяготения справедлив в случае,
когда размеры тел пренебрежимо малы по сравнению с
расстоянием между ними. В случае протяженных шаро-
образных тел со сферически-симметричным распределе-
нием масс в качестве расстояния г в формуле закона все-
мирного тяготения следует принимать расстояние между
центрами этих тел.
только двух тел и описывав^ I
еты под действием только прИТя‘ J
же движения тел Солнечной Ц. |
ложнее. Это объясняется тем, что теда I
„стемы не только притягиваются Солнцем, в0|
твуют между собой. Отклонения в движениях
1В Кеплера называются возмущениями, а ре*1
альяое движение тел — возмущенным движением.
Объясните явление приливов и отливов.
Явление приливов и отливов водной оболочки на по!
верхности Земли впервые объяснил Исаак Ньютон на ос*
нове закона всемирного тяготения. Это явление может слу-3
жить примером проявлений возмущающей силы. Водная
оболочка слегка вытягивается в обе стороны вдоль линии, I
соединяющей ее с Луной. Приливные волны в океанах и
морях следуют друг за другом с востока на запад с инте
валом около 12 ч 25 мин. Приливное трение замедляет в] .
щение Земли, что приводит к увеличению длит ьнос
земных суток на 0,0014 секунды за столетие. ж '
Лак понимают в астрономии взад чу гх п. т»'*
«Задачу трех теля?
* Задача двух геля полностью < г ла pei хена Hi tohg I
(закон всемирно. тяготени >. О.
трех тел, взаимно .t. ива^ цих
обратно пропорцией bhoi кв<
гимн, называется <зад ’ей т х а
имения для трех тел зада
и. однако анализ возму^ ни
ределить массу и положе
-дел ние ДВ1 .;ения
>уг ’ nvr с силой,
оату шее гояния между
т*. J ^шение уравнения
1 иск. щительной сложно-
позволяет довольно точно
"смущающего тела. Наи-
Уточнение и обобщение Ньютоном пео
плера состоит в том, что под действием КОИа Ке'
тело движется по коническому сечению С '"'Я всякое
кривых — окружности, эллипсу, па ' ° °дной из
При движении по эллипсу притягг 1аю СИЛ‘ шер6оле^
ходится в одном из двух фокусов э- йщ воТ СвГДана‘
Обобщенный второй за Кепл аА 4евт
ку: «Площадь, опис, чщ р цусО1 ;
времени, есть величi н. Х0(?Т0 ,наЯф к
Формула третьего зах iaK. цепа, v
*1 генного Ньюто-
ном:
Ti + / ' са Солнца;
Т-Л. ~п.. ~а3 Ь"”2 ««““"'•мт. .
-----------— 11 -т т2 ~ сидерические периоды планет;
ai11 а2 большие полуоси орбит планет.
Каки образом можно подсчитать массу Земли,
С н >,а?
<он всемирного тяготения позволяет определять мас-
небесных тел, в том числе и массу Земли.
На тело массой тп, находящееся вблизи поверхности
Земли, действует сила тяжести F = mg, где g — ускорение
свободного падения. Если тело движется только под дей-
ствием силы тяжести, то, используя закон всемирного тя-
готения, вычисляем ускорение свободного падения, кото
рое равно:
и направлено к центру Земли.
Следов
иие свобод1’01’0 паде1
,«»• “т<,пУ п н’м2/^ “ Р“ИУ''
6,673 10 подсчитать I
зо формУле М ' G
л&=6370км,моясн
gf-HT кГ>
су Земли: А/ - й’ мпЯсНО из»
массу Солнпа
,Лг>втенного зако
помощью треть
Сатурна (в массах Земли)!
3„„> 6.1. с системой Зга*|
а,™ сравнения Титан отстоит от него в„
.,а--Луна, если спутник о’Дщается с периодом 16,0 су.
расстоянии 1220 тыс. к Луне воспользуйтесь спра»|
ток. Для получения данных
ВОЧНИКОМ.
ал=384'
Рл = 27’3
Мз = 1-
Мп ?
а = 1220 тыс. км, / p2(MQ
'Пренебрегая массами Титана и Лунт
ал = 384ть -км,I
рл = 27,3 су г, (тт, тл), получим, что
Ответ. 3,4 мае' i Земл
'1220-10*) ( 27.а
384-П 16,Оу
Задача 6.1 1ели • ма< ' карлик вой планеты!
Плутон (в мае Зел. <) i тем с авн „пстемы Плу* I
тон Харон с г г» мой ем —Л. {а, • ели известно, что 1
Харон отстоит от i ’уто, на вес оянии 19,7 тыс. км и I
обращается с перио, м 6, суток. Массы Луны, Харона I I
Титана считайте прен не ительдо малыми в сравнении с I
««стами планет. I
16-
урок 10
ТЕМА | ^НЕЧНоТ
до Stemehhx размеров
л гпеческий ученый Эратосфен опреде-
Каким образом греческий у
лил размеры Земли?
Идея Эратосфена заключается в следующем. На одном и
том же Хафическом меридиане земного шара выберем
две точки О, и О... Обозначим длину дуги меридиана О,О2
через /. а ее угловое значение через л (в градусах). Тогда
длина дуги 10 меридиана 10 будет равна:
а длина всей окружности меридиана:
£ = 360° = 2лЯ,
„ 180° I
где R — радиус земного шара. Отсюда R =-.
яп
Длина дуги меридиана между выбранными на з тной
поверхности точками Ot и О2 в градусах рав^ раз! сти
географических широт этих точек, т. е. и Дер = q - <р2.
Для определения величины п 9j .хис< ен иш . ьзо, л
то обстоятельство, что город.) Сиена и А ександ} ч pt -
положены не .дном меридг не». асстоя) ле межд нимь
известно. С п. эщью прост го пр ора, i эторый у >ный
назвал «скафи уст. овлеа ЧТ() рели J
ХХТГ Г0С> 'пе 'ЯНИЯ !ол“ -»Д-еЯв
X.' X Т "И 'олнис отстоит
длины nvru I, к бр м’ иРеДелив величину
"О* окружности сХа -2“"' 'итал’чт°Длиназем-
«врио равен 180 м). ’2 Т“С’ стаДиев <стаДий при-
50 —
Непосредственное точное измерение расстояния I меж-
ду точками О1 и О2 затруднено из естественных пре-
пятствии (гор, рек, лесов и т.п.). . зтому длина дуги
I определяется путем вычислений, тр. шх измерения
только сравнительно небольшого par ния — базиса и
ряда углов. Этот метод разработан в гес зии и называет-
ся триангуляцией. Суть его со< - в сл ующем. По обе
стороны дуги О1О2, длину кото >ой o6xoj- ю определить,
выбирается несколько точек Л В,С ..на в. шныхрассто-
яниях до 50 км, с та ’ расч^ зм, тобы и '.а -дой были
видны по меныпой м. р< ве др ио точки.
Во всех точка устав <ливь ся гео дезич кие сигна-
лы в виде выпкк 1рам альнс форк ы высотой от 6 до
55 м в зависимост ст ус >вий Мк сти. Наверху каж-
дой ышки имеете; тощ дка для размещения наблюда-
тел т установки уг меръ > инструмента — теодолита.
paci яние между i кими-либо двумя соседними точ-
ами, (апример О^А, выбирается на совершенно ровной
вер> ости и зинимается за базис триангуляционной
с и. Д. пу базиса очень тщательно измеряют специаль-
на ди мер..ыми лентами.
а леренные углы в треугольниках и длина базиса по-
зволяют по тригонометрическим формулам вычислить сто-
роны треугольников, а по ним длину дуги ОуО2 с учетом ее
кривизны.
Опишите форму Земли по резу лътатам последних
измерений.
Истинная форма Земли не может быть представлена ни
одним из известных геометрических тел. Поэтому в гео-
дезии и гравиметрии форму Земли считают геоидом, т. е.
телом с поверхностью, близкой к поверхности спокойного
океана и продолженной под материками.
— 51 —
„ают под горизонтальным параллаксом?
Чт° П°Ни расстояний ДО тел Солнечной системы Ос.
Определение р горизонтаЛьных параллакСов
вовнно на измо^ со светИЛа виден радиус Земли, Пер
ХХкуХ»и« » зреНИЯ- яазывается горизонталь-
ныл параллаксом.
Как определить расстояние до светила, зная его го-
ризонтальный параллакс?
Зная горизонтальный параллакс светила, можно опреде-
лить его расстояние D. Расстояние до светила D = 5 = ,
Где j, _ радиус Земли. Приняв /?@ за единицу, можно вы-
разить расстояние до светила в земных радиусах.
Что такое астрономическая единица?
Для измерения расстояний в пределах Солнечной си-
стемы используют астрономическую единицу (а. е.), кото-
раяравна среднему расстоянию Земли от Солнца (1 а. е. «
= 149 600 000 км).
На каком расстоянии от Земли находится небесн *
тело, если его горизонтальный параллакс равен 1"?
Для нахождения расстояния применим формул
Приняв радиус Земли 6371 км, пол чш
D~ 1 314 114 315 км, или 8,8 я е.
В чем сост< -п рад ио not
ния расстоянии >не? -НЬ1Х
Расстояние до с екта
локационного си i , ы, * вНИ ‘ °ХС кдения РВДио-
e 1 МС 40 ™ть по формуле
2 а, где S рассто. иед< юъек
• - HL с ~ скорость света;
•ремм прохождения < ~Н{1 я .
rt До объекта и обратно
Циок 1й м mod ппр Эеле-
При наблюдениях небесных тел Солнечной системы
можно измерить угол, под кот. 1М они видны наблюдате-
лю с Земли. Зная угловой ради; ветила р и расстояние D
до светила, можно вычислить ;Ный радиус R этого
светила по формуле
И- n~inp.
Определение размере нс сны> -ел таким способом
возможно только тогда, к гда идеи . диск.
Задача 2 Дайте пред -чия понят 4 «параллакс» и
«базис»; на рж 0. токаь те эт! величины.
Решение:
Параллакс— -оут р,под
к орым из недос /иного места /р'4»
(то са С) будет виден отрезок /
Atii, азыва ый базисом. /
Б. ’ • — это тщательно из-
теренж je расстояние от точки !
^де находится наблюдатель) Л\ Базис__________ч в
до какой-либо доступной для
наблюдателя точки В. Рис .10.1
Задача 3. Как, используя понятия параллакса и базисг
определить расстояние до удаленного недоступного объе!
та С (рис. 10.1)?
Решение:
Для этого необходимо по величине базиса и прилега
щим к нему углам треугольника АВС найти рас.стояг
АС. При измерениях на Земле этот метод называют три
гуляцией.
— 53-
ям.^вХ5'' ₽И‘ 0,3 к°л- -яостроени-
ями и выведи odmv пи >пат, v
Многое» . ea, “t °’ реДелить₽адиУС
«Ой радиус светил. X .X ” , ИЗВеСтаы угл°’
»ризь тьный параллаксу.
54
Если р — гори; .ь льны аториал! .и параллакс
светила, a R и — л
r = Z>sinp,aR L п
ш х значений угл
, или, из-за неболь-
исать, что
3. ача 6. (Ппи расчетах считать, что с - 3 • 105 км/с, R3=
= 637 км.)
1 лриак 1
Радиолокатор зафиксировал отраженный сигнал через
0,667 с от пролетающего вблизи Земли астероида. На каком
расстоянии от Земли находился в это время астероид?
t = 0,667 с,
с = 3 • 105 км/с.
Решение.
S=-ct;
2
S=— • 3 • 105 -0,667 » Ю5 км.
2
Ответ: ~ 100 тыс. км.
— 55-
л о nitre расстояние от оемли во вреМя
Лкого^^востояния. когда горизонтальный парал-
206265 .
------'-"з’
у^ = 6370 км. /
----- 1 s= 206265 6370=5 66 10т км
s- I 23,2
I Ответ: ~ 56,6 млн км.
3. При наблюдении прохождения Меркурия по диску
Солнца определили, что его угловой радиус равен 5,5", а
горизонтальный параллакс — 14,4". Определите линей-
ный радиус Меркурия.
Ra = 6370 км.
- 6370 = 2430 км.
' Ответ: 2430 км.
Решение задач (вариант 2) аналогично решен иi зада
предыдущего варианта:
1. Ответ: 41 млн км.
2. Ответ: 1,22 млн км.
3. Ответ: 339< м.
-56
УРОК и
ТЕМА: ДВИЖЕНИЕ КОСМ1 ЕСКИХ
АППАРАТОВ
Опишите первую, вторую и третью ко 'ические ско-
росши.
Формулы, по которым опреде яюч наче я космиче-
ских скоростей для поверхности I мл!
Как можно определить первую и вторую космиче-
ские скорости для других планет, кроме Земли?
Космические скорости для поверхностей других небес
ных тел зависят от масс небесных тел и их радиусов.
-57 -
°рол
а ) окружность (первая
относительно Земли (втора, коеметеокад
, гипербола относительно Земли и парабола относи-
тадьно Солнца (третья космическая скорость).
Какие орбиты космических аппаратов называют го-
мановскими?
Энергетически оптимальные орбиты, которые соответ-
ствуют наименьшей геоцентрической скорости космиче-
ских аппаратов в момент достижения границы сферы Зем-
ли, называются гомановскими, так как названы в честь
немецкого астронома Вальтера Гомана, занимавшегося те-
орией межпланетных полетов.
Задача 2. Рассчитайте первую (а) и вторую (б) кос-
мические скорости для Луны (масса Луны составляв!
7,35 • 1022кг, а ее радиус — 1740 км.
Решение:
а) Первая космическая скорость для Луны
„ = /б,6710“.7,-^10я!
4v< Ч—
Ответ: 1 68 км/с.
б)Вторая 1 • калек юсть, я Луны:
= 2, < км/с
Ответ: 2,38 км/
< 84,4 мин,
2лВе
2л 6370 км
-----------= 5066 с ти8ч
Орбита — траектор, __ ___________„„„„
тело в космическом про Tj чстве но? е тяготе, т ругих
небесных тел и их тем.
Апогей наиб >л удал ная о Земл, точка орбиты
Луны или искусствен г ) сп ника Ь ли
П< 'гей — ближаЙ! кЗ ив точка орбиты Луны или
искус < генного спутни, Земл
Экс i триситет opt пы — мера сплюснутости эллип-
се оавн отношению ра, гояния между фокусами к боль-
ше оси. типса.
3. *ача L кажите формы орбит небесных тел, если их
эксце "г иситеты принимают значения, указанные в таб-
58-
— 59 —
й Рассчитайте время полета по полуэллиптиЧе.
Задача 6. Рассчп
ской орбите:
а) до Марса;
б) до Венеры-
Решение:
а)
/решение.
Дано: /
aM = l,52a.e., / 7*=a_; f=T. д = ^д3_.
а3 = 1,00а.е., Г3 а° 2 2
Т3 = 1 год.___/ j
“ 1 а = 1,26 а. е.; t=-ay/a;
/ t=- l,26y/t26=0,71.
I 2
I Ответ: 0,71 года, или 258 дней.
УРОК 12
ТЕМА: ОБЩИЕ ХАРАКТЕРИСТ1 V ПЛАНЕТ.
ПРОИСХОЖДЕНИЕ СОЛНЕЧНА 11СТЕМЫ
Что понимают под Солнечн< cu iejKO'
Под Солнечной системой пон лаеч я все смическое
пространство и вся мат* р , нах яш 1яся в с ре притя-
жения Солнца. Со ччная чстем .лючает в г. звез-
ду Солнце, расколол зную цент^ систе ы; планеты со
спутниками; карлике ые ш четы; пы-. тела (астерои-
ды, кс “ты, метеорите и м е< рные тела), а также меж-
планея гю пыль, плазь и фе :еские поля в указанных
а=-(0,72+1,00)=0,86 а. е ;
ав + ач
а = ——
а3-1,00 а. е.,
ав = 0,72а. е.,
Т3 = 1 год.
t=-ay/a; ' - 0,865/0 86 =0,4
Ответ: 0 'Огод или 16 дней.
ываюп ланетой? Какие планеты входят в
Со. е ной системы?
" гой называют небесное тело, движущееся вокруг
зв ?зды {л само не являющееся звездой) в ее гравитацион-
м поле, имеющее форму близкую к сферической, светя-
щееся отраженным от звезды светом и расчистившую об-
ласть своей орбиты от других мелких объектов. Выделяют
планеты земной группы (Меркурий, Венера, Земля, Марс)
и планеты-гиганты (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун). Мас-
сы планет слишком малы, чтобы внутри их могли проте-
кать характерные для звезд ядерные реакции.
В Солнечной системе находится 8 больших планет.
В порядке удаления орбит от Солнца планеты расположе-
ны следующим образом: Меркурий, Венера, Земля, Марс,
Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун.
— 61 —
XnjWKirpHW “'I няблюд«жям и космичов’
11V|, ,ммующ.м.
' „„,«»»» Сол«»’»оЛ системы
,. осмеем «»'” м”^ ,„л других .-и- ,...„(йхТ
„„>«»»» • < _м 1111СТЬ Солнца. *
rT“Z” “ ................"""" ",",'P,,"ДO, л««» «оч.
„ , адм« "“«“ИОННОЙ к „ло.
скости солнечного экватора.
ч Нее планеты и астероиды обращаются вокруг СоЛНцц
, одном и ТОМ же направлении. ВраЩвЖИв Солнца HOKpyr
своей оси происходит в ту же сторону, что л движение пла-
нет вокруг Солнца.
4. Планеты разделяются на две резко различающий^1)»1
группы: планеты земного типа и планеты-гиганты.
5. Момент количества движения (т о- г) между Солн-
цем и планетами распределяется неравномерно. На долю
Солнца, в котором сосредоточена почти вся масса Солнеч-
ной системы, приходится только 2 % ее полного кол, <•>-
ства движения.
6. Орбиты большинства спутников планет бл кик» v
говым. Движение большинства спутников no oj 6i 1М п
исходит в том же направлении, в каком пл ц, ъ Д1 >KVT
••округ Солнца.
Какой возраст древней ••хи,рои Земли Ми. .
ZZ""1"—х ' J'v уп ««
Согласно дем. ым
’^шихлоро млиу ти 7л НН 'Растдрев-
род. доставь и» , Лу , с Г ’ ‘ МЛ*М ЛeT, Анализ по-
млад лет. Воз; т ли 1 "вТ< НО8растУ от 2 Д°
" нинагтсяотО “ Kj'MeH,,wx метеоритов
’ л л лет.
гм состоит суть tunomc.i И. Канта. II. Лапласа,
Впервые идея об образовании Солш
щества единой газовой туманности
И. Кинтом в 1755 г. и доработана
Согласно этой гипотезе. Солнечна»
из иращающегося горячего гааово!
инца и планет из на
1лп сформулиронана
Лапласом в 1706 г.
ми образовалась
>нка, которое ежи
мало» вод аоадайотанам ₽pt wau раападаао» в*
фрагменты. Однако эта гипо . -кааг сь несостоятоль- 1
111,11 из ли мио,к,.(,,р<>, д, 1И111. ии 1
Джеймс Джинс н 1’И9 г. > (дв; (ул г>. »тс у, согласно
которой планетно» >. кеств' 5ы -о «выр по из Солнца '
под воздейстк < бди. о про ящей зве. Вырванное
солнечное вен',е« во ра 'алое, ia от; льны<- части, обра-
зуя планеты.
1,анные физик* » ими >с> их исследований метеоритов
и . шых пород по каа> (и, что эти тела образовались
не газовых сгуст ч», а из твердого вещества. В 1944 г.
чис т. нтической ра; работкой теории образования планет
з ТВ( цых ч иц околосолнечного допланетного облака
ня тс О Ю. Шмидт. Эта теория развивается и в настоя-
ц е вред ..
Укажите основные этапы происхождения и ранней
эволюции Солнечной системы.
1. Около 4,6 млрд лет назад произошел взрыв сверхно-
вой звезды вблизи места рождения Солнечной системы.
Ударная волна от взрыва распространилась в космическом
пространстве. Под ее действием газопылевое облако, со-
стоящее из водорода, гелия и разных по составу частичек,
содержащих как металлы, так и редкие изотопы тяжелых
химических элементов, начало сгущаться. В нем образо-
вались уплотнения, обогащенные веществом сверхновой
звезды. Изначально медленно вращающееся уплотнение
63
явитаиии “»«>ьСа и ц
- м»лХ хл^
’s«д»"- *Be молодое c°лвцe•пог^
ГХ“.»^Х кол"че,!™дпы-
тает б^ьШУ» гаЗОпылевого облака мельчай^
2 П^8^’ »шяться. захватывая газы из оКру^
„ылияки стал» мелкИХ чаСтиц образовывались
пР^^и а из них формировались зароду
Скрепные коми . * в несколько километров) _
^.душих пл^а позднее и сами планеты. Во внутреНвей
плаяетезимали. а (водорОД, гелии) под действием сВе.
зоне легкие злеме идалп центральные области диска,
тового зав-’1еН“!_нЮ Поэтому вблизи Солнца планетези-
уходя на пеРпф^нсь поЛностью из каменистых минера-
мали Ф°рМИР°^метадлов и в конце концов превратились
лов и соединен ‘ пЫ. ЧасТички в средней холодной
’ ялра бУДУИИ.Х пл“ет-™гав«в
зоне гокры* захватывая окружающий газ. В самой хо-
быстр,р^лней части диска конденсирующее веществ
б’Х'о”» все ледяным. Множество отдельных ледявь
планетезималий и глыб породили ядра комет и -бъект
пояса Койпера. Планеты земной группы почти ч гигл.
своих размеров примерно через 100 млн лет.
3. Последующее гравитационно» У» ло
температуру в недрах протопланет > те пеп^Ь л i hj v
ления железа. С этого времени тже -ые шпоне ьф
ли отделять»' и стремиться к це. чу nz нет. а н. более
легкие вещее - "нимь ся к i ерх ости 3 течение
миллиардов ле. «ооь зов. не КО) — кого слоя
планет земной , пш. за вами Зеь ни, например,
сопровождалось bi. лени, га., яи дяных паров. По-
степенно водяные па кон, исироь..лись и образовывали
моря и океаны, а газы ап Феру. По составу первичная
•тмосфера существенно здесь от современной.
Общие характеристики планет Солнечной системы
тов подходит планета Юпитер.
Самый длительный период с.' уцени вокруг Солнца
из планет земной группы имеет ши та М с. I
Самая большая по размеру г ане — К -тер.
дает планета Земля.
Самую малук ссх и. ет пл ' та Мепкур
Самую малую р н эю тотшх име( планета Сатурн.
Самым большем раод » вращ ня т.округ оси облада-
ет пл шта Венера.
Од I спутник имее :лан Земля.
В С нечной систем имеются следующие планеты-ги-
I гты питер, Сатурн Уран, Нептун.
Ва ’ант
Ь самом близком расстоянии от Солнца обращается
I лане. Меркурий.
На самое близкое расстояние к Земле подходит планета
Венера.
Самый короткий период обращения вокруг Солнца сре-
ди планет-гигантов имеет планета Юпитер.
Самая большая по размеру планета земной группы —
Земля.
Самую большую массу имеет планета Юпитер.
Самое близкое значение массы к массе Земли имеет пла-
нета Венера.
Самую большую среднюю плотность имеет планета Земля.
Быстрее всех вокруг оси вращается планета Юпитер.
Не имеют спутников планеты Меркурий и Венера.
ЗЗак. 1358
— 65 —
Кпл.яствмземкой группы стяосятся Меркурий,^
9, Земля, Марс-
Оеяояяая масса Солвечяо* системы сосредоточен ,
С<Хма орбит планет почти круговая.
илавеТ ПОТТИ смпадают с “О'-'ООТЬ»
”“Б”лХИиство планет враиаются вокруг своих осейВод.
ком направлении, исключение составляют Венера (обрат-
ное) Уран («почти лежала боку»).
По своим физическим и динамическим свойствам Пла.
неты делятся на группы: планеты земной группы и плаве-
Выводы: 1) Прав плане 'ых аасстоя й орошо под-
ходит под истинные р. зтояе е планет от нца вплоть
до Урана (с от к ой дл Зату], и Ур; ia в е .а. е.).
Задача 5. В ряде чисел, выражающих средние расстоя-
ния планет от Солнца, имеется некоторая закономерность,
подмеченная еще в XVIII в. (правило планетных расстоя-
ний Тициуса—Боде): a = 0,4 + 0,3 • 2п, где a — большая
полуось планетной орбиты в а. е»; п — показатель, пр -
нимающий для каждой планеты определенные значент я
(для Меркурия л = -<х>, для Венеры л = 0, для Зем пи п =
и далее 2, 3...). По формуле Тициуса—Боде поде 'тай',
значения больших полуосей орбит планет и авни 1я и>
с истинными расстояниями, после заполнен!, -at щы
сделайте выводы
2) В правил* не к лад заетсн 'бит а Нептуна.
тёМА..планьты ЗЕМНОЙ ГРУППЫ
Из каких о о ппы обладают сходным стРОры
в""Л‘“Х7р«.Т°е₽Л°Я К°РЫ' °"И
еМисостоятизяДРвнешние оболочки; атмосферу (Вен
МеркУР,1Я^ и'"гмросферУ и биосферу (Земля), криоСфеРа?
Земля. Марсо ну
(Марс)-
п числите исполнили наереее недр планет.
Р с-я МП нагрева недр планет служат:
-Гленне «пла при распаде радиоактивных элеМев.
T0Bi энергия, выделяющаяся при ударах тел различного
размера (астероидов и др.) о поверхность планеты;
- нагревание за счет сжатия вещества планеты и грави.
тацнонной дифференциации.
Что называют гравитационной дифференциацией?
Гравитационная дифференциация представляет со-
бой процесс постепенного перераспределения вещества >
плотности — тяжелые элементы стремятся к центру, а л,
кие элементы поднимаются к поверхности.
Из каких основных химических эле мет. в сос оит
поверхность Земли? Меркурия? Марсо ?
Ядра планет в основном состоят ы ж леза с > им^
сернистого железа. ’
-7(5 ’ Т состоит ,еиму'
—дот:/х ,я115%)’
Звачительн часть вер ости
новатым песко? .
ности Марса объяс
железа.
'apt покрыта крас-
< еянь чал чи. Ь »асный цвет поверх-
г я ,С0|> ’ Содержанием окислов
-
Каковы особенности атмосфер планет земной группы
У Меркурия атмосферы нет. Атмосфера Венеры c.octoi
в основном из углекислого газа. Давление у поверхности
планеты в 95 раз выше, чем у поверхности Земли. Благо-
даря такому химическому составу, а кже большой плот-
ности атмосфера Венеры представл собой огромный
парник. Парниковый эффект и обу. вливает высокую
температуру поверхности.
Атмосфера Земли состоит в основ t азота (78 %) и
кислорода (21 %).
Атмосфера Марса имеет ни плот ть и состоит в
основном из углекислого газа. У1а> ед ''твенная пла-
нета, где наблюдаются глоба .ны пыле бури. Они
создают антипарник» и эфф< г, т к как о hi пыли не
пропускают соли'чн< ц тучен к поверхн г Поэтому
поверхность сил. > охла дает» а пы . и с ужающая
атмосфера, напрот », раз' ревак я.
3; »ача 1. Исполь i cni вешне данные учебника, за-
полн е таблицу с ос 1 ным изическими характеристй-
ами -анет земной rj тпы.
Реш гие:
Физ. - :кие тракте, лстики планет Мерку- Венера Земля 1 Марс 1
Масса (в массах Земли) 0,055 0,815 1,000 0,107 1
Диаметр (в диаметрах Земли) 0,382 0,949 1,000 0,533 1
Плотность, кг/м3 5440 5240 5520 3940 1
Период вращения 58,6 сут 243 сут (враще- ние об- ратное) 23 ч 56 мин 24 ч 1 й
— 69 —
За ча 3. С помои о
-роек Земли.
Сходства и различия между планетами земной группы
Так как Меркурий практически лишен атмосферы то
на его поверхности наблюдается рекордный перепад те? е.
ратур (более чем на 500 °C). Венерианские облака и щ е.
вые бури на Марсе напоминают нам, что на Зе -> неоС
димо ограничить выбросы пыли и промып - «hj ы. >тхо^
в атмосферу Земли, что позволит сохрани три J4HK
условия существования и развития :ни
Задача 2. На графиках (р.^. 1г. 1) п Казань чвис )-
сти давлен- я и темпераг, ты в юсфе е Венерь На осно-
ве анализа афиковотве те на просд.
На какой вле е атм фер ры равно ат-
мосферноиу . теНИ, 7 в f.pxHt ти . емли? (Примерно
ЧемУ ₽авна 14 ,ррат *а аа‘ "-еры Венеры на данной
высоте? (Около 33 С, ил 50 °C.)
— 71-
70-
В«Р"°""‘ ‘ „oil «РММ даввН‘>Й " ночной теМп
смыв^^вегы Меркурии.
тв^"г^еР°Т пмеРХВ°СТИ “ обусл^ева
дарХр«и»*“даппь.. средняя температура пов^
П-тавега 0 »с, —это МаРс- Рх-
В°б",ьХ₽°"асП пЮерХтСГИ П0К₽ЫТа Т°й У плавен
Зр“" в о^‘ атворы входят капельки ееря„8
КВМотЫ!п^™ВеНеР8-
Вариант 2
составлю около 100 С, это Марс.
Ранеты, температура поверхности которых бь1Вает
.-.пё -400 С. - это Меркурии и Венера.
^Планета, в атмосфере которой часто происходят Л
бальные пылевые бури, — это Марс.
Практически не имеет атмосферы планет Меркурх
Планета, обладающая биосферой, — это Земля.
УРОК 14
ТЕМА: ПЛАНЕТЫ ЧГАНТЫ
Укажите на отличие основнь зических характе-
ристик планет-гигантов от хане, емной группы.
В отличие от планет зе / hoi руль планеты-гиганты
представляют собой крупш ма ивны азообразные тела
с малой плотносты цалеь ые Солн1 на шачительное
расстояние (от 5 до 3i . е.).
Какова особ носп epai чия чанетп-гигантов во-
круг осц?
Тланеты-гигаь оче ь быстро вращаются вокруг сво-
их ей.
Р. скажите об особенностях строения планет-ги-
гнг/и .
Пла ы-гиганты представляют собой газообразные
Tt а с чрезвычайно мощной атмосферой, состоящей
главным образом из водорода и гелия. В отличие от пла-
нет земной группы, у гигантов нет твердой поверхности.
То, что мы наблюдаем, — это вершины облаков, плава-
ющих в атмосфере. Из-за быстрого вращения планет-ги-
гантов и сильных ветров облака вытягиваются в полосы,
параллельные экватору. Окраску облакам придают при-
меси аммиачных образований, метан и другие сложные
соединения.
На дне уплотняющейся вглубь атмосферы планет-ги-
гантов находится слой жидкого водорода. Затем атмосфера
переходит в особое газожидкое состояние. На уровне при-
мерно 0,77 радиуса планеты начинается оболочка, где во-
дород приобретает свойства металла. Здесь он сжимается
— 73 —
ЗКс»Дов
-133
Диаметр (в дна
метрах Земли
\тмс Ьера:
?мпе. тгура,
X МИЧС [ЙСОС-
I т< (% объема)
Число спутников
(на 30.03.2009)
Названия самых
крупных спутни-
ков
столкновении малых спутников, особенно
теоритными телами.
Сатурн окружен яркой системой колец
разуют тысячи узких колечек. Каждое из 1
из бесчисленного множества обломков льда ЙЙХ Сл~ °6
магния и железа с примесями.
Что представляют собой кольца пЛанегпг
Кольца Юпитера состоят из очень мелКи
(0 2-200 мкм). Они постепенно падают в атм *
тера. а их место занимают другие, которые обпя Ру
_______мя ПЫХ cnVTHHKOB. (Wnfion— . разУЮтс
’с
КотоРУю
У1° об-
*х сост011т
мельчайших пылинок до нескольких ме^ров*3^0®4 4
колец, видимая с ребра, не превышает 2 км, а тол °Л^Иаа
дельного колечка — больше 30 м. Кольца образ^*1^ °т'
скорее всего, в результате разрушения одного Из°Вались,
ков Сатурна. 3 СхгУтац«
Уран окружен одиннадцатью узкими кольцами
полагающимися в плоскости экватора на рассто<
42 до 51,4 тыс. км от центра планеты. Типичная ИИ С
колец от 1 до 8 км, только у самого большог оНа м. 1₽ЙВа
от 22 до 93 км. Толщина колец не превыше т Км 1
Урана состоят из мелкой пыли и небо.? . тил т рдЫ> 1ЬЦа
ных частиц.
Кольца Нептуна располагаю «f i расе i » ни. >т 1 7
2,5 радиуса планеты. Ширина соле ; — Ц , 'It )00 и
50 км соответственно. Они с< "Оят j । мелки, силикатных
пылинок, от. жяющих f % со течь гос та.
I Масса (в массах
Земли)
Плотность, кг, м
I П< юд вращения
Почему ин не ид. i кол ца < атурна?
Придвижени. Сату, <а А ор( тте кольца, сохраняя по-
ложение в простр. стш дважды за одно обращение пла-
неты вокруг Солнц ок ;ываются повернутыми к Земле
своим ребром. А так . . толщина их мала, то в небольшие
телескопы они в это вр тя не видны.
Ио,
Европа,
Гани-
мед,
Калли-
сто,
Амаль-
тея
Титан, IАриэль, (Тритон,
Рея, (Оберон, (Нереи-
Япет, Умбри- (да,
Диона, эль, Протей,
Тефия Дезде- (Ларис-
(мона, \са,
(Джу- (Таласса
(льетта I__________________
-75-
74 —
Атмосфера
Большая
Низкая
М ощная
Малая
Высокая
Слабая или от-
Планеты-гиганты прОТЯжеиными атмосферами.
Солнца обладаю! м‘’11< амИ атмосфер планет-гигантов
Основными КОМ"О”ИЙ
являются водород И ' быстро вращаются вокруг СВо-
Планеты-гнганты очен
их осей. имеют большое количество спут-
Все планеты-гига
инков. ков все планеты-гиганты обладают коЛь-
коптениями мелких частиц, вращающихся вокруг
, и ,,х экваторов.
“ТГ^нет „сайтов кет ни твердой, ни жидкой поверх.
„ J. Газы « обширных атмосфер, уплотняясь с пр„6ли.
жеиием к центру, постепенно переходят в жидкое состоя-
иве Именно отстгетвие резкого перехода от газообразаого
состояния вещества в атмосфере к твердому или жидко ’
позволяет нам говорить о планетах-гигантах как о цЛг е-
тах без поверхности.
I Спутники / кольцГ
Мало ИЛИ Нет /
нет
тного / есть
— ______________________1
Вывод. Планеты земной гр' «пы блада г с'.’гцественно
меньшими размерами тассаг. , Н' больш и. отностью.
Они ближе расположен! < Сол 'у и быстрь -ттижутсяпо
орбитам. Кроме то. они «разд едлен ieeBV .щаютсяво-
( круг своей оси и мен те с; ты у i тюсо в, чем планеты-ги-
ганты. Последние ит тэт г «аздо б< внушительные ат-
!мосф< ы и магнитол эы. hi состоят преимущественно
т э лег 1 х элементов и щес. у них нет твердой или жид-
I к т по - эхности. Числ естественных спутников у планет
эт< ’г гру ты велико. Также у планет-гигантов есть образо-
ван я из ел них стиц — кольца, которые отсутствуют у
плат т зем о i группы.
Зддаш 2. Проведите качественное ера- Н1ге
планет земной группы и планет-гигантов
зтом слова: •высокая», • низкая»,
воде укажите на прииципиа.г * ра
группы от план гигантов.
Решение:
И-
пая» др.
ли’ е пла, ;3ei &
Характеристик.
Пла ТК емн<
Расстояние от
Солнца
Далеко
Осо лностью вращения планет-гигантов вокруг оси яв-
ется то, что они вращаются слоями: слой планеты, распо-
ложенный вблизи экватора, вращается быстрее всего, а око-
лополярные области являются самыми «неторопливыми».
Наличие у Юпитера и Сатурна плотных и протяженных
атмосфер объясняется тем, что в процессе формирования они
быстро достигли такой массы, при которой смогли удержи-
вать водород. В результате чего они стали активно поглощать
водород из газопылевого облака, окружающего 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 их веще-
ство) имеют в основном _
определении средней плотности делят Ма“с7С C°C»«Ui ^ЯВ
объем, а объем мы оцениваем по непрозр* *а ‘
ширной атмосферы планеты. «°МУ
Существование колец обнаружено оКо„ °6.
планет-гигантов: Юпитер. Сатурн, Ураи * сЛед^
у всех планет-гигантов. е°тУц, Чц
Юпитер излучает значительно болыце т есЧ
гни, чем получает ее от Солнца. Причиной ПЛ°®°4 а "
считать, что Юпитер выделяет в 2-~3 раза бо* Эт°Го ^*4-
чем получает от Солнца. Это может объясц ЛЬ1°е эве»)
ным сжатием планеты и процессами радио Оос***ъШ
пала в недрах планеты. *BTlttiIiorQ
Задача 4. Звездный период обращения С
Солнца составляет 29.5 года. Каково спел»о аТуРва йо_
Сатурна до Солнца? РД*ее Рас^оЯа^
У планет Юпитер и Сатурн между центральным ядром и
протяженной атмосферой имеется оболочка со свойствами
Планеты-гиганты, как и Земля, обладают магнитным
полем, напряженность которого: у Юпитер 12 раз выше,
чем у Землину Сатурна близка к земной; у Ъ на примерно
равна земной; у Нептуна в 3 раза меньше, 4t " мли.
7 = 29,5 года,
Т3 = 1,0 год,
а3 =
а=:
”2= а3:
Ответ: 9,55 а. е.
Задача 5. Какой вид будет иметь кольцо С -yjHa Пя н,
блюдателя, находящегося на экваторе и ш поло хСа. эвд?
Решение:
Местоположение
наблюдя я
Вид эльц. ’’атур) для наб;.
; На экваторе Сат. а ' эк. горе ь
>чень узкой
На полюсах Сатурна Так ах к ьца Сатурна расположены
в пл< кости ь. о экватора, то с полюсов
^ан ы они не видны вообще
78-
УРОК 15
ТЕМА. ЛУНА. СПУТНИКИ ПЛАНЕТ
Солнечные сутки на Луне продолжаются синодический
месяц (29,5 земных суток). На Луне нет воды в жидком
виде и практически нет атмосферы. За лунный день, кото-
рый длится около 15 земных суток, поверхность успевает
нагреться до + 130 °C, а ночью охладиться до -170 °C. При
высоких температурах скорость газовых молекул пре-
вышает вторую космическую скорость для поверхности
Луны, равную 2,38 км с, поэтому газы, выделяющиеся из
недр спутника Земли или образующиеся при падении ме-
теорных тел, быстро покидают Луну. Без газовой атмосфе-
ры Луна подвержена воздействию всех видов электромаг-
нитного излучения Солнца, а также ударам метеорных тел
разного размера.
Какие детали на Луне видны невооруженным
и в телескоп?
гл а ом
‘ося повер: ость
гР«- в, > 'ьцев,
/ими. олг о в те
А зовв1 ям, на
Невооруженным глазом на лунной поверхнос t раз
личимы светлые и темные участки. К ые о ози-
тельно ровные области поверхности, в аые , я.
™ти...нь,.Б< ,е
занимают оставь
ГЯ наличием горнь
1оры и кратеры ра
многочисленными
” ’ «“«<>«« крате, "и, '"эа. ”
микроскопических до б< «е J О
I- пмые латерик! ,
ь хар .стер уюг-
•ско г. Самыми
/иной поверх-
т колеблются от
км В диаметре. Кра-
ДР—„и. когда еще м •в > •
да-С того времени до наших дней - ,„л„
уМ'Х< ОИСТВИЯ'МО₽'-'К[,“”' «>’ « горных
хребтов, тянущихся обычно вдол жр< Н мор СОЗВУЧНЫ
земным — Апеннины, К,- газ, К. чат и др. 1 гтеоы на-
зываются в честь земны J ,ных Коперник, Ари-
стотель и др.
Почему обрат, ук ruopt у Лунь да лось сфотогра-
фирое пь только npi об. т на космическом аппа-
рате?
'<3-84. эго, что период ращения Луны вокруг оси при-
мер о ра н периоду обращения по орбите вокруг Земли,
мы блю, ем тол. одну ее сторону. В 1959 г. советским
аппа том ’Т1 на-3» была впервые сфотографирована об-
ратна невидимая сторона Луны. В 1965 г. появилась пер-
вая 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 мелкообломоч-
ного материала — реголита и имеет толщину около 10 м.
В состав лунного реголита входят также стеклянные сфе-
рические микрочастицы. Дробление лунных пород проис-
ходит в основном из-за микрометеоритной бомбардировки
и резких перепадов температуры. Реголит обладает малой
плотностью (верхний слой 1200 кг/м3) и очень низкой те-
20 раз меньше ^лому узКе
поИро»^яОСТ1’10 Гм колебания температуры практИЧе.
^ глубине около 1 сКому составу лунные порода
Гн не ОШ5^ИМЫ- - типа базальтов. Породы луНнь1х
„Гень близки к земны е содержанием окислов жеЛеза
Горей отличаются»^ - высоким содержанием окислов
я титана, матери
тРеннее строение Луны. Каким обра.
Опишите вну
зон оно было и изучено по записям со-
Внутреннее стр метеорИТОВ> которые фиксировались
трясений от удар* сейсмографами. Под слоем рего-
доставленными толщина которой на видимой
лита ₽асп0^а3емле) СТороне составляет 60 км, а на об-
(обращеннои к корой находится маНтия, толщина
РаТН°И“ около Ю00 км. Зона глубже 1600 км напомина-
Темную мантию. имеет толщину 430 км и температуру
около 1800 К. Последние исследования подтвердили, что
в центре Луны существует металлическое ядро радиусом
около 300 км, масса которого составляет около 3 % от об-
щей массы Луны.
Какие гипотезы образования Луны вы знаете?
• Луна образовалась вместе с Землей из одной л ше ?-
зимали.
• Земля могла разделиться на две ча :ти.
• Луна образ далась при об ъеди нии i ?больпп. ка-
мешков, o6i п ттихся круг ?мл 4,5 трд лет
назад.
» При «косом» кнов ии круг ым шбесным те-
лом на околозем. ю ор ту < до зыброшено веще-
ство земной коры и ант! , из которых впоследствии
и сформировалась Л. а.
• -
лом? (Да.) Ле небес««м те-
2. Имеется ли на Луне атмосфера? (Нет.)
3. Ступала ли на Луне нога челове > (Да.)
4. Смог ли бы космонавт на Луне i ьзоваться ком-
пасом для ориентирования, как путей пенник на Земле?
5 Характерны ли для Луны р. иесь ,ы температур?
(Да.)
6. Похоже ли лунное вещ, сво а вулг тические зем-
ные породы — базал! (Да.)
7. Имеются ! в лун «ж •-ах следы шических
соединений? (Нет.
8. Верно ли утве к цен , что ь па< г лунных пород со-
став чет около 4,5 м • ц. л. ? ( Да.)
9 вязаны ли с Л о ния приливов и отливов на
емл гДа.)
10 чеется ли в лунных морях вода? (Нет.)
11. Я тяготея I кратеры самыми многочисленными об
ра. вали на Луне? (Да.)
1 Верно ли, что Луна повернута к Земле всегда одной
стороной? (Да.)
13. Можно ли изучать внутреннее строение Луны по за-
писям сотрясений от ударов метеоритов по ее поверхности?
(Да.)
14. Ось вращения Луны почти перпендикулярна к пло-
скости ее орбиты. Будет ли на небе Луны а Малой Медведи-
цы играть роль Полярной звезды? (Нет.)
Задача 3. Дополните рис. 15.1 и на его основе объясни-
те механизм явления приливов и отливов на Земле. Через
какие промежутки времени в среднем должны наступать
приливы и отливы в каждом данном месте на Земле?
-83-
В среднем приливы и отливы наступают дважды в сут-
ки, потому, что на ближней к Луне стороне Земли вода при-
тягивается сильнее, чем сама Земля. Поэтому получается
прилив. Но на дальней стороне Земли все наоборот: Земля
притягивается к Луне сильнее, чем вода. Тоже получается
прилив. Итого на Земле Луна вызывает сразу 2 приливные
волны. Поскольку над сидящим наблюдателем Луна (из-за
вращения Земли) проходит один раз в сутки, то мик -его
проходят 2 приливные волны.
Приливные изменения в каком-либо мес <. зе ih э"
шара — результат изменения положений Луны иол.
да относительно Земли совместно с эф ми вр< i ни.
Земли и особенностями данного рельеф. .
Хотя для земного шара сила тя. ения С тип я по г в
200 раз больше, ч сила тяготей в Лун. прил, шыесиль. ю-
рождаемые Луной ''чти я твое б< ,шепс ждя, угьгхд тнцем.
Задача 4. Испо д яка]. -Л. ы, на ис. ’ 5.2 найдите
и подпишите след^юь еобъ ты. оря кризисов, Изоби-
лия, Облаков и Споков вия), зрныс ребты (Альпы, Кав-
каз), кратеры (Архимед, рис зтель).
Кр ер Арх
Ь Спатер \ри<
Мор 'блаков
Море изисов
За ча 5. Море Мо ы, j ?г >ложенное на невидимой
сторо! Пуны, имеет п< ’реч^ около 300 км. Можно ли
v по б i и деть его с Зе ш невооруженным глазом, если
61 оно ходилось на доращенном к Земле полушарии
Лу и? О'. ?т обое Чте, принимая во внимание, что разре-
шав дая с к 'бность глаза 1’.
д. К
D = 300 км,
а = 1',
S = 384 000 км.
d —?
Решение.
Минимальный размер d объекта,
видимого невооруженным глазом,
определим по формуле:
S = 384 000 км;
d-S- si па;
d = 3,84 • 105 • sinl'« 112 км.
Так как D > d, то Море Москвы мож-
но было бы увидеть невооруженным
глазом.
— 85 —
УРОК 16
ТИНА МАЛЫЕ ТЕЛА СОЛНЕЧНОЙ
ТЬ СИСТЕМЫ
^Капликовые планеты представляют собой отдельный
класс небесных объектов, впервые введенных в августе
2006 г. на Ассамблее Международного астрономического
™ Беликовыми планетами считаются объекты, вращаю-
щиеся вокруг звезды, имеющие шарообразную форму, Но
не расчистившие близлежащее пространство и не являю-
щиеся спутни сами больших планет.
Карликовыми планетами являются: Плутон, Церера
Харон. Веста. Седла и др.
Расскажите, какие небесные объекты называют ма-
Все прочие объекты, кроме карликовых планет обра-
щающиеся вокруг Солнца и не являющиеся спутг ми
называются малыми телами Солнечной систем К дг но-
му типу относятся большинство астероидов меж, Мар м
и Юпитером, а также транснептуновыеобъектыш слКс -
пера, кометы и все остальные тела, об щтИес з
Солнца. К
Почему на стероидах не -п ат сферк?
цие 'едм ~
О.ч. -луд жать зов)
““°"'-* ,тсл ,ст1роидами?
При движении вок т Сол яи/.
»х орбит.ь,тягамюк Z. *** -спадаются. Вдоль
’ со хь-юмитю орбиту ч * “™икотоР“в“°‘Угпере-
— атмосферуЗеилн\ с космической скоро-
• ст и образует светящийся след.
чем один раз в 20 млн лет. Сущее jye е меъ
астероидов с поперечником 100 м i юле орби
200 тыс.
которых
ния с таким телом пр: чо1р; в 5 ,-ыс. лет. пи >том
на Земле образуете патер юпер> гг ком около к
Охарактеризуи ти мысл опят, «мег ;ор», «мете-
орит» «болид».
Пр вторжении с к: иче> ой скоростью метеорного
тела в чосферу Земли о в j льтате трения о воздух
"ревя "я, начинает пл иться и светиться — на небе по-
яь лете- "ненный след, 1 торый называется метеор.
1ень кий метеор, видимый на Земле как летящий по
небл 'гнев лй шар -этоболид.
О< аток эоритного тела, не сгоревший в земной ат-
мосф< е и уп<__>ший на поверхность Земли, называют мете-
орит.
Какова природа происхождения «звездных дождей»?
Метеоры, появляющиеся в определенное время года и
пя дающие десятками в час, принадлежат метеорным пото-
кам, или «звездным дождям». Метеорные потоки наблю-
даются, когда Земля пересекает орбиту метеорного роя.
Один раз в 33 года наблюдаются метеорные дожди с ра-
диантом в созвездии Льва, когда Земля встречается с самой
плотной частью роя. Этот рой вызывает метеорный поток
Леонид, наблюдающийся в середине ноября. Орбита дан-
ного метеорного роя практически совпадает с орбитой ко
меты 1866 I. Таким образом, надежно установлено родство
метеорных роев с кометами. Комета, разрушаясь, порож-
дает метеорный рой.
— 89 —
Радиант — отлеЛьных метеоров метеорного потока
дятея видимые пути од
ч Заполните таблицу: охарактеризуйте отлиЧй.
3“'“ м,л“х тел с°лне'"'°и системы-
Метеорные~
Кометы
• Падающая
Движущийся
диффузный объект,
Разнообраз-
дические кометы
Р - 300 лет)
Нт t
Каменистые
(в основном)
Остатки и оскол-
ки от столкнове-
•й планетези-
Проис-
хождение |i
Льды с примесью
каменных частич
есть органичг кие
молекул1 ’
метров до
метров
периодические —
Р > 200 лет; форма
орбит — вытянутые
эллипсы
С ятки во-
Л1 ИИ КС
I ме эсколки
тг сюлкно-
.ений
(размеры. астероидов
(а-2,8 а-е.;
р-5 лет);
2. Пояс Койпера
От десятков Ядро — от 1 км до
метров до сотен десятков киломе-
километров тров; хвост - 100
млн км; голова -
100 тыс. км
Средние
размеры
Послед-
столкио-
вения с
Землей
ДО неск
десятков
метров
II души й B3j ыв
(к Туш сский
мет с нт 1908 г.)
Воронка
на Земле,
метеорит
(иногда)
Т с. 16.1
теорных част;
ение зтеорного потока (роя ме-
тес, ых частиц) ?
М< горный поток образуется при распаде кометных
1ер.
От Чс < зависит период обращения метеорного пото-
ке <руг Солнца?
От периода обращения кометы-родоначальницы, от воз-
мущения планет, скорости выброса.
В каком случае на Земле будет наблюдаться наи-
большее количество метеоров (метеорный, или звезд-
ный, дождь)?
Когда Земля пересекает главную массу частиц метеор-
ного роя.
По какому принципу даются названия метеорным
потокам? Приведите названия некоторых из них.
По созвездию, где находится радиант (например, Персе-
иды, Дракониды, Леониды).
-91-
Задача 8. Какая энергия выделится при у таре м еори
та массой 50 кг, имеющего скорость у поверх зсти >мли
2 км/с?
Решение:
Кинетическую энергию Ек етеорит
формуле:
где т-мае з теорг ckoj ють метеорита.
9* КйК°Вй ЛЬШ полуось орбиты кометы Гал-
лея, если период ее об, -це) 1я76лет?
92-
Задача 10. Вычислите примерку i
потока Персеид в километрах, зв я, ч
с 16 июля по 22 августа.
они . Злюдаются
о3 = 30 км/с,
ti = 16 июля,
t2 = 22 августа.
М - til
т = 3,. 106 с,
>. • 106 = ъ,6 • Ю7 (км), или
; 9о млн км.
-93 —
ТЕМА: ИССЛЕДОВАНИЕ
Я дектромагнитного ИЗЛУЧЕНИЯ
НЕБЕСНЫХ ТЕЛ
Диапазоны электромагнитного излучения:
диапазоны подразделяется
Инфракрасные лучи
От 760 нм до 1 мм
От 390 до 760 нм
От 10 до 390 нм
От 0,01 до 10 нм
еныпе 0,01 нм
Почему с поверхности Земли нельзя весп
небесных объектов во всех диапазонах элек.
ного излучения?
Изучение электромагнитных во н, ъ
бесными телами, затрудняется из-за тоге
Земли пропускает излучение ли. в опр -деленнь
’1о0’ «<» -Аи
лучение, дохс ’ aKPat 'Г0 ’ Из-
с помощью оптич ких, ^':Н0СТг ЗМ ИССЛедуют
диотелескопов. Си ,ее в т °* ' 1лимый свет> и Рв‘
ротковолновую обл а‘ ПГфера поглощает ко-
апазона электромагнитного
ние, решают две основные задачи:
1) собрать от исследу» -о объ< а к к мож. больше
энергии излучения опрёд эл ного ап .зона элк р< маг-
нитных волн;
2) создать по во: мс н >ст. чаибо. рез1 е изображе-
ние объекта, чтобы мол о был выдели из .учение от от-
дел ьнь его точек, а тал 1 из. ригь угловые расстояния
гк м оно определит видимое увеличение оптиче-
ское 'ист. ы телескопа?
Bi чмое в ’личение (G) оптической системы — это
othoil чие у а, под которым наблюдается изображе-
ние, да мое оптической системой прибора, к угловому
а меру объекта при наблюдении его непосредственно
1 зом.
Докажите, что увеличение телескопа при визуаль-
ных наблюдениях равно отношению фокусных расстоя-
ний объектива и окуляра.
Видимое увеличение телескопа можно рассчитать по
формуле: Fo6
— фокусные расстояния объектива и окуляра.
— 95 —
Чт .Ппоницающейсило^
лескопа? Про ч способяостьЮ оптического телескОПа
ПодР^Ре1ЯаК’17шее угловое расстояние между ДвуМя
понимают найме быть вИдны в телескоп раздельао
звездами- ко^'аЮщая способность (в секундах
Теоретически разр желто.зеленых лучей, к кото-
визуального т^тв„телен глаз человека, может быТЬ ОЦе.
н7нГпХ°о1-иформулы:14^
п _„ямеТр объектива телескопа в миллиметрах.
ГДет^е важной характеристикой телескопа является пр0-
сила которая выражается предельной звездной
ниаающая доступноГо наблюдению с помощью
теле, ком при идеальных атмосферных условиях.
Для телес <опов с диаметром объектива D мм проницаю-
щая си та т , выраженная в звездных величинах при ви-
зуальных наблюдениях, оценивается по формуле:
mvis=2,0 + 5\gD.
Внеатмосферная астрономия ,ет небесные объ-
екты при помощи аппаратуры, -сенной за пределы
земной атмосферы. Различнее при чы, установленные
на искусственных спутни а. 'емл. ИСЗ) и автомати-
ческих межпланетных ст; щи (AN 1, позволяют изу-
чать космические объект! во 1 ?м ди азоне длин волн,
начиная от жести гамы изд учения в кчлометровых
радиоволн.
Задача 1. Дл укав huxi таете i спектра электромаг-
нитных волн ук< : тте;
а) степень noi щен я при прохождении сквозь зем-
ную атмосф; (си. ая, слабая);
методы иссл. звания (с поверхности Земли, внеат-
мосферные);
в, триемн и излучения.
Чем отличаются оптические телескопы от гдио
телескопов?
Для обнаружения и приема космического pt иоиг че-
ния используются приборы, которые по. 'ЧИЛ1 чазв ие
радиотелескопов. Радиотелескопы остоя из-; тень ои
устройства и чувствительной Щ .±ем; эй сис \ ты. Ътиче
ские телескопы предназначены для триема пти ’ кого
излучения. Так как радиоь ны им лот бол. тую «лину
волны, чс эптические. нтен. рад; >теле^К01 изготав-
ливаются с ч шер коват, гью поверх тости.
Pei ие:
Область
спектра|
Длина
волны
Поглощение
при прохож-
дении через
атмосферу
Методы I Приемники^
исследова- 1 „^лучения
Чем от. i ется гди ‘нте рер, метр от радиоте-
лескопа?
Если радиоиз. чень источника одновременно воспри-
нимается двумя и эле антеннами, расположенными на
некотором расстояь чруг от друга, и затем эти сигналы
-96 —
Гамма-
излуче-
Сильное по-
глощение N,
Рентге-
новское
излуче-
ние
I 0,01-10 нм
5 Зак. 1358
I Счетчики I
1В основном фотонов, I
внеатмо- I иониза- 1
сферные i ционные (
(космиче- камеры,
I ские раке- фотоэмуль-
ты, ИСЗ) сии, люми-
нофоры
— 97-
10-310 НМ
390-760 нм
приборы
ния Н20, С02
пзн^е- 390-360 ял
Частично с
поверхно-
сти Земли
различные
фотоэлек-
Сильное
молекулярное
поглощение
Болометры,
термопары,
фотосопро-
тивления,
специаль-
Пропускается I
около 1 мм, С пове
4,5 мм, 8 мм и ! ст;г Зе: гл
от 1 см до 20 ?
С аэтроста-
тов и кос-
I моса
Какие из участков шки. ч эл "кт шагни
нений яе?ются« окна и пр панно пи» для
теля, нал Чщегосяна >верх сти )емл ’
Атмосфе Зем. пре скает зл5
диапазонах
от1. t до 0 м и в нескольких
зош
длин волн; с ''Одо. 00 ь
* окнах* инфрь tacHOj ди<
Есть ли осно чия
мию всеволновой/
штать современную астроно-
Задача 3. Занесите в табл’ Ъорм\ л, характеризую-
щие основные оптические пет ам
чение(G)
Ре еша:
СП бность (ш)
щая способность радиоинтерфероме
' дача 4. Какие увеличения можно получить с помо-
щью школьного телескопа, в котором установлен объектив
с фокусным расстоянием 800 мм и имеются сменные оку-
ляры с фокусными расстояниями 28, 20 и 10 мм?
Дано:
Г = 800 м,
fy = 28 мм,
f2 = 20 мм,
f3 = 10 мм.
Gy, G2, G3 — ?
Решение.
Gy = 800 / 28 = 28,6;
G2 = 800 / 20 = 40;
G3 = 800/ 10 = 80.
Ответ: 28,6; 40; 80.
-99 —
Задача 6. На рис. 17.1 по-
казано отражение радио-
волн (Л = 0,038 м) от по-
верхности Эроса и
Меркурия. Какие выводы
о характере поверхности
этих тел можно сделать
сравнивая кривые отра-
женных сигналов?
Решение:
Меркурий имеет бол<>ь
сглаженную поверхно< ь
по сравнению с поверх
стью Эроса. У Эр- т разг
ры кратеров и н< р< ноет,
сравнимы ср м рь и это
го небес ог< Tt я. Ис вду-
ем 1 ^ч стоки грх. СТ Я
Меркури 1
б анома ь
Ч КИХСЮ1
’00-
УРОК 18
ТЕМА: СПЕКТРАЛЬНЫЙ ’ ЛИЗ
В АСТРОНОМИГ
Что такое спектр? Каки ени> (оказывают
В 1666 г. Исаак Hi 'он, пр iyci я пут света через
трехгранную стеклян , !ризм за етил.чз on не толь-
ко преломляется 'сннз; чю пр мы,ноира< ается на
цветовые составлю гцие. о луч» »ая на экране цветная
полоска, состоящая *s сеь основ х ц* 'тов, постепенно
переходящих один в 'roi 5ылань. »а спектром.
С ктральными л ням в юывают узкие участки в
спек 1х, на которы. птеь шость излучения усилена
тин! !злучения) ли! 'слаб л сна (линии поглощения).
Ст р излучения - это электромагнитное излучение
в; кого гагретот тела, наблюдаемое с помощью спек-
тр 1ЬНЫ. приборки.
тектр г лощения — это спектр, получающийся при
про я дении и поглощении электромагнитного излучения
в вещ гве. Он имеет вид темных линий на фоне сплошного
пектра.
Назовите и дайте определения трем основным ви-
дам спектров.
Спектры бывают сплошные (непрерывные), линейча-
тые 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 сплош
ной 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-
101 —
13Ы находЯТС1,
Установлено,
нии раскален
,й разделенных темными промежутка^
чт’о каждый химический элемент в состОя:
forO газа, состоящего из атомов, испускает
ько ему одному линейчатый спектр с харак-
терными цветными линиями, всегда расположенными на
“п^тыйои^Р (молекулярный) состоит из отдель.
, ^Гий™ливз«>иихея . полосы (четкие с одного края и
с другого), разделенные темными промежутка-
Тио» епек’Р испускают молекулы газов и паров.
Что такое спектральный анализ? Какое применение
он находит в астрономии?
Спектральный анализ - это метод исследования хи-
мического состава и физических характеристик небесных
объектов, основанный на изучении их спектров.
Для чего предназначен и как устроен спектрограф?
Что такое спектрограмма?
Для наблюдения и исследования спектров примени
ют прибор — спектроскоп. Для получения и регистрацг
спектров небесных тел используют специальный оптич
ский прибор — спектрограф.
Спектрограмма — это фотографический сг мок с ‘ктр;
небесного тела или график зависимости интен внос i из-
лучения небесного тела в зависимости о- (лины опт. 1ди
частоты.
Сформул пуйте и запишит. законе гещени. Зини
закон Стефа -Больцман Как знач ние эти гконы
имеют вс
Закон смет н Виь заь ывае ся в виде формулы:
Т = Ь, где бук ми о зна чы: ,мах — длина волны,
которой соответству маю мумь4 определении энергии;
а солютная темь ат} а; b — постоянная Вина, кото-
рая равна 2,9- 10~3м-К
где буквами обозначены: е - мои. . H3J .ения едини.
цы поверхности нагретого тела; ,ТОЯ1 >я Стефана-
Больцмана, которая равна 5,67 • О 8 /(м2- д Т — абсо-
лютная температура.
В первом приближ н t мои э считать, о везды,
и в частности Со це, и. учаю к аб< олю черное
тело.
В ч 'м. заключаете рфе пДопл^л . Какое примене-
ние н одит эффект пле^ астрономии?
Пр щижении ист шика излучения относительно
н люд еля возникав эффект Доплера. Сущность эф-
фе га <х гоит в тедующем: если источник излучения
дв1 сется то лучу зрения наблюдателя со скоростью иг,
наз заемс тучевой скоростью, то вместо длины волны
Х.о, к фую излучает источник, наблюдатель фиксирует
волну длиной X..
Лучевой скоростью называют проекцию пространствен-
ной скорости небесного объекта на луч зрения (на направ-
ление от объекта к наблюдателю).
Лучевая скорость связана со сдвигом спектральных ли-
ний формулой: -^-=Нс или иг =—с > где Х.о длина вол-
А.о с Х.о
ны, которую излучает источник; ДХ. — разность между X. и
Х.о (X. — длина волны, фиксируемая наблюдателем); иг,
лучевая скорость; с — скорость света.
Эффект Доплера используется в космологии для опреде-
ления скоростей небесных тел и измерений расстояний до
них.
102 -
— 103-
„«ките неправильные ут|„.р*
Ч. ВьГ’вряьЯОгоанализа н астрономии- ”””•
...••••”м‘л‘'ть т’м"ч»пи,
можно определить хиМИЧеский
б)1Ъ>
определять характер-ре.
. Перед тем как отправиться в космос, с,._
3а1аЧа езды должен пройти через ее атМоС(Ье?
Лмя из »’« ^стей 0б₽азУет --"Иры,7^
„7гри»"“щения?
Решение Ш
Непрерыьнь. спек оС зуео фотосфера, спектр по-
глощения — атм Ьера.
Задача 6. Лини/ эдг ода с длиной волны 434,00 нм на
спектрограмме звезд -казалась равной 433,12 нм. К нам
или от нас движется з> -да, и с какой скоростью?
104 -
УРОК 19
ТЕМД; СОЛНЦЕ КАК ЗВЕЗДА
„ солнечная постоянная? Как ее оПреде
Чт0 такое солнечна
ли? поеделами земной атмосферы по«аа
Измерения за пр положенную перпендикул^/11’
что „ ^екувдно поступает 1,37 кВт “°
солнечным лучам, тически не меняется в Те
гии. Эта велнт1" Утка времени, поэтому она Полу,Л®
длительного про поСТОЯННОй. Максимум солнечного £
название солне оптический диапазон.
•учения приходи
Что понимают под с.етимост.ю Солнца? ЧеМу
'’“'с^тмот Солвпа, или полное количество энергии, из,
шчаемое Солнцем по всем направлениям в единицу време-
ни определим следующим образом: величину солнечна !
постоялкой умножим на площадь сферы с радиус,,.. 1
аиу астрономическую едивицу(1 а. е. = 149,6 10е, ).Оа
получится равной:
L@ = 4^1370 Вт = 3,85 1026 Вт.
эблй
Какие химические элементы являю/
щи ми для Солнца?
Анализ спектральных линт пок зал, чи тре> -л даю-
щим эле чентом на Солнце; тле гея i щород нае долю
приход* я свыше 70 масс Солн а, около 5 % прихо-
дится на коло. % на уги< элек* тты.
Опишт чнут, нн, стр нис Солнца. На какие
зоны уело но >дра.> ля ^ся i дра Солнца? Какие про-
цессы происхо тек чедои ч /тих зон?
В центре Сол а н содится ядро. На расстояниях до
радиуса от це» и издаются условия, благоприятные
- 106-
легких химических элементов в атомы более тяжелые. Из
ядер водорода образуется гелий. Выделяющаяся энергия
поддерживает излучение Солнца. Через слои, окружаю-
щие центральную часть звезды, эта энергия передается
наружу. В области от 0,3 до 0,7 рад са от центра Солн-
ца находится зона лучистого равн ?сия энергии, где
энергия распространяется через погл ие и излучение
На протяжении последней трети р, луса Солнца на-
ходится конвективная зона. 3 де энер я передается не
излучением, а посредством кнве ’,ии ( пемешивания).
Конвективная зона простир; тся ракт1 -ски до самой
видимой поверхност’ 'лица ф< осферь
Что являег исто шко. пнечнойэ гии?
В солнечном яд э про, кают >моя зрные реакции. Из
ядер водорода обр. уется ^елий. тя образования одного
ядр гелия требует! 1 яд водорода. На промежуточных
ста/ 1х образуются фа • елого водорода (дейтерия) и
ядра зотопа Не3. Эт; зеакц^я называется протон-протон-
ой. 1 и реакции неб льшое количество массы реагирую-
их я, р водорода теряется, преобразуясь в огромное ко-
л честь энерго. Выделяющаяся энергия поддерживает
иг учен* Золнца.
Задача 1. Руководствуясь схемой строения Солнца
(рис. 19.1), укажите названия внутренних областей и слоев
атмосферы Солнца.
Рис. 19.1
-107-
Дано:
г® =16',
а= 149,6- 10в км.
я®-?
Решение.
Я® = а • ainr®-,
Я® = 149,6 • 10в81 Ч 696000 (км)
или 109 Н3.
Ответ-. 109 земны пдиусов.
Задача 4. Определите масс. Со .од, . ,и Земля об-
ращается вокруг Солнца на ра< гоя. и 1 а с периодом
один год. Орбиту Земл штай- Крх овой
G s67 10-uHm2
i бите и-
Т
WQ . _ 4к*а3
а2 ’ ®~ GT* ’
4л* 1,496* 10”
6.67 10 " 3.156* 10й
«2 103° кг
Ответ: 2 • 1О30 кг.
Задача 5. Звезда Ригель из созвездия Орион излучает
света примерно в 60 тыс. раз больше нашего Солнца. Объ-
ясните, почему же тогда Солнце выглядит ярче, чем Ри-
гель?
Решение:
Солнце — ближайшая к нам звезда, и она в 23 млн раз
ближе, чем Ригель.
Задача 6.
Определите светимость Солнца,
если солнеч
ная постоянная равна
Солнца — 1 а. е.
1370 Вт, а расстояние от Земли до
— 109 -
Хромосфера представляется наблюдателю в виде про-
долговатых вытянутых язычков или зубчиков - спикул —
длиной порядка 10 тыс. км.
Вспышка — наиболее мощный взрывной процесс в ак-
тивной области атмосферы Солнца.
Протуберанец — гигантское плазменное образование в
солнечной короне в виде выступов и арок, опирающихся на
хромосферу.
Что такое солнечная активность и какова ее ци-
Совокупность нестационарных процессов, периоди-
чески возникающих в солнечной атмосфере, называется
солнечной активностью. Проявлением солнечной активно-
сти являются пятна, факелы в фотосфере, протуберанцы,
вспышки и выбросы вещества в атмосфере и короне.
Задача 2. Во время нижних
соединений Меркурия с Солн-
цем планету иногда можно на-
блюдать на фоне солнечного
диска. По каким признакам ее
можно отличить от пятен, кото
рые в это врем также могут на-
блюдаться на С нце?
Решение:
При наблюде Ь Мер. эи<
на фоне солнечного -ска. от-
личие от пятен он бу, вьп я-
Деть более темным и ере е.
чаться с заметной скоро •<
Рис. 20.1
12
пятна. Произведя соответствуй >щ,1 изме чия непосред-
ственно на рис. 20.1, получим что =50 и d„ = 2 мм.
Приняв во внимание о реал ’ый намет 'от ща равен
1 392 000 км, получи i, амет] ят ia равна 1. В ООО км.
Это составит 4,4 аметр Земл
Задача 4. На pi 20.1 юказа. дв а последовательно
еде. иных снимка С нца м. с штабе 5800 км в 1 мм. Из-
мер высоту протуС анц<_ снимках, определите сред-
Решение:
Скорость движения вещества протуберанца определим
из соотношения о=^.р. где At - разница времени полу-
чения снимков; Д< — изменение высоты протуберанца; р —
масштаб снимков.
,рнИя на рис. 20.2 позволя.
____ ппемени (Ьотогт-л,-
HenoeP*“cT 12 мМ. я ,?тоМ случае получим, ЧТо
ют и»*™ С'
ки ня-х°-я’‘м’
д/ Л.5800^83-^-
температуру солнечного пятна,
^яЧя 5. рдГХеньШ^ яркости окружающей его
фотосфеР^
t площади фотосферы, а /ц —
' \= 9. Используя
Тп = 3340 К.
УРОК 21
ТЕМА: ВЛИЯНИЕ С ЛИПА
НА ЖИЗНЬ ЗЕХ И
Как земная атмосфера ел- 'п на '«хождение раз-
личных видов солнечного изл i не я к 3 iae?
Электромагнитное излучен е С 1нца, кспмум кото-
рого приходится на bi тую ч ть лектра оо одит стро-
гий отбор в земв TT? :ot ере. < я«прозрач только для
видимого света и асти' о ул. «афис етови.о и инфра-
красного излуче пи а тал :е для 1 ди < волн в сравнитель-
но узком диапазоне.
П. му на Земле сто. .блюдается нарушение сея-
на » ютких радио 'лнах?
1ент1 човско л ультрафиолетовое излучение Солнца
1 ашас -»я в верхних слоях атмосферы Земли. Оно ио-
низ. 7' т I. ;ы земной атмосферы. Ионизированный слой
верхи атмосферы Земли называется ионосферой. Ио-
’ к'фера Земли полностью определяет распространение
коротких радиоволн между удаленными пунктами земной
поверхности. При сильных всплесках солнечного рентге-
новского излучения от хромосферных вспышек происхо-
дит нарушение связи на коротких радиоволнах.
Какова роль озонового слоя в атмосфере Земли? Ка-
ким образом активность Солнца может влиять на
толщину озонового слоя Земли?
Длинноволновое (мягкое) ультрафиолетовое излуче-
ние Солнца способно проникать в атмосферу Земли до
высоты 30-35 км. Там оно разделяет молекулы кислоро-
-11
— 115 —
й расширяющийся поток разреженной
Непрерывный н блИЗИтельно радиально от Солнца
плазмы. пс*0ЛЯЩ1яженНОСти магнитного поля и заполня-
вдоль линии ва°Р1анетное пространство, называется сол-
ющий собой мея^ состав входят протоны, электроны,
вечным ветР°тицы и в незначительных количествах ряд
а также а-ч атомов (кислород, кремний, сера,
ЖеЛ меое их^ения от Солнца. Вблизи Земли скорость
со Хечного ветра достигает 450 км/с, а плотность составлю
ет несколько частиц в кубическом сантиметре.
Что называют магнитосферой Земли? Какое вл н-
ние на нее оказывает солнечный ветер?
Поток солнечной плазмы не может преоА теть отиь 1
действие магнитного поля Земли и обтекает е гх> П2 этот,
образуется полость — магнитосфе - 2 агнитс 1 ера меет
каплеобразную форму. Со стороны Со. нца ма ито» зера|
сжата давлением солнечного тра. Гр ница м. тите э-
ры, обрат ная к Солнцу нахо тсян; расстояк i в сред-
нем 10—12 ч Зе.м. . С nj гивополом ой (ночной)
стороны маг госфг вы нута в добь . кометы, и
ее протяжен i ь дос гае оасст< (нш равного 6000 ра-
диусов Земли. < змен» нем хоро< ти и плотности частиц
солнет лен. .'<"яи.4 >рма мягнитпсфирИт
их ап арат
тепроводов и к вь -у из с ,оя х сист
Последствия магш та л бур ск зыввютс
нескольких сотен ампер) и и от, очен. Во-вторых —
Магнитны б. ипрп „.........__
посфере (нижлем т >е ач эсферы м и, в результате раз-
Е' ваются циклон,
•С колебаниям с аечн ктивности особенно чувстви-
те на нервная си< >ма Человека. Статистически досто-
ве- ) установлено, то число больных, поступающих в
кли. жи, pe:<' i увеличивается в дни подъема солнечной
акти. ости, предполагается, что солнечная активность
лияе. 1 человека через возмущения магнитного поля
Каковы причины происхождения полярных сияний?
При взаимодействии магнитосферы Земли с солнеч-
ной плазмой быстрые протоны и электроны, сталкиваясь
с молекулами воздуха на высоте 100-200 км, ионизуют
их и заставляют светиться. В результате ионизации на
Земле, преимущественно в околополярных широтах, на-
блюдаются полярные сияния. При высокой геомагнит-
ной активности полярные сияния появляются на высо-
те 300-400 км, и их можно наблюдать даже на широтах
Республики Беларусь.
-117 —
Почему за ци^3емли?
тельно наблюдаю ерИЗуют активность Солн-
Пятнообразоваяия магнитосферу и атмосферу
ца. что оказывает алия
Земли- , наблюдения показывают неодинаковую ско-
Залача 2. НабЛ голнечных пятен, которая уменыца-
рость перемещения экватора к полюсам Солнца. На
ется при их удален пятен в некоторый началь-
рис. 21.1 показано п Солнца вокруг оси (<у)
НЫЙ момеН1(ячЯНУ данного явления.
Объясните причи .
Рис. 21.1
Решение:
Солнечные слои вращаются : рас лично! koj ст >ю.
Угловая скорость вращения ~ -лица уб явает о ква. а к
полюсам, -этому экват риал ые сл >и обгош уг^во вре-
мя вращен, га бол 1 высс нпи;>отнь слои (то есть
лежащие бл, ° к оса. .
Задача 3. В счесть ха^ <т^рястики пятнообразова-
тельной деятелы ти t । Солнце в астрономии исполь-
118-
э рис. 21.2 находим, что g = 3, f = 4+ 6 + 4 = 14. Тогда
W = (19g- =10-3 + 14 = 44.
Зад., ja 4. Определите среднюю продолжительность
+ :ла солнечной активности, если известно, что с 1755
(март) по 1996 (октябрь) прошло точно 22 цикла сол-
нечной активности, считающиеся от минимума чисел
Вольфа.
Решение:
Т2-Т. 1996,8-1755,3 „ _
t = ——-=------------= 11,0 лет.
N 22
Задача 5. Подсчитайте:
а) за какое время солнечный свет достигает Земли;
- 119-
цяОТИЦМ ... ..*.......
б)аа какое время (.корОстью ЮОО км/с, достигну,.
^'‘^'’^йЗемди.
окрестное к и
Решение: „ расстояние от Земли до
Считая. что сК0₽° деления расстояния на скорость
Солнца известны. « торОв солнечный свет достигает Зем-
получим: время, за ТОЯЯИе от Солнца до Земли на
ли за S.3 мин-потока, найдем, что поток до-
скорость КОРПУСКУЛА
Зе-Я»»'-73 "
120-
УРОК 22
ТЕМА: ОСНОВНЫЕ ХАРА ГЕРИСТИКИ
ЗВЕЗД. СВЕТИМ ТТ.
Годичный параллакс (п) р ве.
пендикулярная наттрлвлени на в иду.
Что такое пар . е. свеп, ой од?
Парсек— pacci «ние, горо> > рад юмной ор-
биты был бы в» по углом 1". 1 к = 206 265 а. е. =
= 3,086 1013 см
Световой год । асе in <е, ко.„рое электромагнитное
1 учение (в ваку. ') пр < щт за 1 год. 1 пк = 3,26 св. г.
ем отличает- абсолютная звездная величина от
вь пой звездной ь личины?
А ол ютн звездная величина — видимая звездная ве-
1И‘ и , которую бы звезда имела, находясь на стандарт-
ом ра оянии 10 пк. Видимая звездная величина — мера
" подаемого блеска (освещенности, создаваемой свети-
ли... па приемнике лучистой энергии) небесного объекта,
видимого с Земли.
Как можно определить абсолютную звездную вели-
чину звезды, если известно расстояние до нее или годич-
ный параллакс?
М = m + 5-51gr.
Учитывая, что г = —, данную формулу можно записать
к
в виде:
M = m+5+51gn".
— 121-
Полва
°М наПрав_
Обычно светим'
мОстя Солнца-Све
j цыри№- " ънетц.
, Солнца равна 3,85 10 Вт.
Mttuem зависимость между ceemuMlQc
Яздыиее'абсолютной звездной величиной?
сстояние (в парсеках и световых го-
Определите р^юи^й годичный параллакс 0,5 ".
‘ ва₽сек“6улет оп₽еделяться >“•
ряжением:
„ значение годичного параллакса, получим г =
1 пк-3.26ев. г., получим,-=6.52с,.
Задача 2. Дополниврис. 22.1 необходи-
мыми буквенными обозначениями, выпол-
ните следующие задания:
а) введите понятие годичного параллакса;
б) запишите формулы, по которым мож-
но определить расстояния до звезд (в
астрономических единицах и парсе-
ках), если известен их паралл. ко. 1
Решение:
а) Годичн г параллакс - этс гол ( 1,
под которым ’ ви; а болх ая i о
луось (а) земн- орби п пенд1 ул>
ная направлен; к а звег
б) Для определен я рас оянь до звезд
> астрономических ини< ах используют
рис. 22.1
122 —
Соотношения между единицами:
а) 1 пк = 3,26 св. лет;
б) 1 пк = 206 265 а. е.;
в) 1 пк = 3,086-1013 км.
Задача 5. Какое предельное расстояние до звезд можно
определять методом параллакса, если современная астро-
номическая аппаратура позволяет надежно (уверенно) из-
мерять угол до 0,001"?
Решение:
л" = 0,001"; D =—; D=——=1000 (пк), или 1 кпк.
п" 0,001
Задача 6. Зная видимую звездную величину (т) звезд,
указанных в задаче 4, определите их абсолютные звездные
величины (М) и светимость (L).
— 123-
ГД Для звезда 61 & ₽ (М = 0 48->. L _ 52,О£0) и ® •
дяалогичнояялод Данные вносим в таблицу.
0,48т
[а Лиры(Вега)__----
r~i
0,076£@
52>0^_
1>9£®
124
УРОК 23
ТЕМА: ТЕМПЕРАТУРА РАЗМЕРЫ ЗВЕЗД
Каким образом, используя з . м Стефана — Больц-
мана и Вина, можно определим мпературу звезды,?
В первом приближение кно < 'тать, что звезды из-
лучают как абсолютно ч 'рн тел Тогда температуру
Т поверхности (фотосфер ) 31 щ мо ,о определить, вос-
пользовавшись »• оном луп НИЯ С ha а—Больцмана,
так же как мы э' >. еде.ь ш .риопр^ п нии температу-
ры Солнца( § 18
По каким nj щик производится спектральная
к сификация з зд?
1жпейшие различия спектров звезд заключаются в
ве тнтенсивности наблюдаемых спектральных
также в распределении энергии в непрерывном
чектр С учетом видов спектральных линий и их интен-
с юсти строится спектральная классификация звезд.
К какому классу и подклассу спектральной класси-
фикации звезд относится наше Солнце?
Солнце принадлежит к спектральному классу G2.
Из каких химических элементов в основном состоят
звезды?
Химический состав атмосфер большинства звезд почт1
одинаков. Наружные слои звезд состоят из водородно-ге
лиевой смеси с очень малой добавкой более тяжелых эл(
ментов. Например, аналогичные нашему Солнцу звезд
содержат в своих атмосферах 73 % водорода, 25 % гелия
2 % всех остальных элементов.
-125-
звеа - о R звезды -------------- есЛ0
Линейный ралиУ с р„ и расстояние до звезды г
оформуле:
R = r Sinp.
205265’
Так . как г=
е., для углового радИуса
- о-
, ТО имеем я-—,
sinp 206265'
Задача 1. Заполните таблицу с характеристиками клас-
сов звездных спектров.
Решение:
30-10
Голуб
вато-бс
лый
Характеристики спектральных классов
Темпе-
ратура,
Особенности
спектра
Голубой I 55-30 I Характерны линии ис
или
голубо-
ватый
низированного i дя.
видны линии м нс >-
кратно ио )ов.1нь
го углеро; ki
кре.лгния и азот;
ЮВанъ
Г 1ксим< -ное коли •
с. j лин, ней ” тьт
'го лия с осте .,..ьп
ул: тонне к классу
'9; . -юш< видны ли-
га к изировянных
'емния, азота и угле-
Ч-лда
(Спика),
у Ориона
(Белла-
трикс)
126 -
ы. но an Пса(Про-
GL229B
Около 2
ный
Корич-
невый
а Возни-
чего (Ка-
пелла)
Сильная полоса погло-
щения СгН; линии ред-
ких щелочных метал-
лов, цезия, рубидия
Очень сильны линии
нейтральных металлов;
в классе К5 появляются
следы полос поглоще-
ния молекул окиси ти-
Особенно выделяются
полосы окиси титана;
встречаются спектры с
одной или несколькими
водородными линиями
1одо, ,е линии но!
швные среди мощных
нейтральных линий
а Волопа I
са (Арк- I
тур),
а Тельца
(Альдеба-
ран)
а Ориона
(Бетель-
гейзе),
а Скор-
пиона
(Антарес)
— 127 —
о 2 Для переменной звезды в максимуме бЛе
Задача 2. * приходился на длину волны 414 -
минимуме блеска - на длину волны, равную 527
^«менялась температура звезды?
Нм.
ИспользуяформулузаконасмещенияВина Т = на-
уолим Г, для М = 414 нм и Т2 для = 527 нм. Получим, ЧТо
Т = 7000 К и Т2 = 5500 К. Тогда LT = Тг - Т2 - 1500 К. Это
означает что температура звезды изменилась на 1500 К.
Задача 3. Выведите формулу для определения размера
звезды при известной ее светимости и температуре.
Решение:
Обозначив светимость звезды L и ее радиус R, а также
приняв для Солнца Lq = 1, Tq = 6000 К и Rq = 1 можем за-
писать в общем виде для звезды и Солнца: L = 4nR2 су-Т4
и Lq =4itR£-<y-T4. Разделив эти уравнения друг на друга, по-
лучим L=R2I — 1 , или R=4l[ — (в радиусах Солнца).
Задача 4. Найдите размеры звезды Альтаир р Эрла
если ее светимость равна десяти светимост т Сол ца, а
температура фотосферы 8400 К.
Решение:
Приняв для Солнца светимся ь Lo = , TQ = 6 Э0 К л
I - in/ а ТаЮ учитывая> ' 7,0 све мост, звезды Альтаир
О,можс У1 ом 01 эта пр ыдуг гей задачи запи-
Ь R ; осяе j цст ’овки гисловых данных по-
лучим \1,6 радиуса солнца.
К я - : в
128-
Решение:
Радиус звезды Регул определим и муле R = Dsinp,
где D — расстояние до звезды, р — уг ой диаметр. После
подсчетов получим, что R = 3,8R^.
— 129 —
УРОК 24
ТЕМА. ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ- МАССА ЗВЕЗД
классификацию и '' называют близко расположенные
Двойными звездам оптяческяе я физические двойные
пары звезд. РазлИ™”Йвые звезды (пары) составляются
звезды. ОптИЧеСлоуГ от друга в пространстве звезд, кото-
из весьма далеких ДО проецируютСя на небесную сферу
рые случайным ^зические двойные звезды представля-
по лучу зрей»< _ близко расположенных в пространстве
звезд^мзанных силами тяготения и обращающихся оКо-
"SSSX «езды • зависимости 7 способа их
н.блюдеиий подразделяются на визуально-двоиные звезды
компоненты можно увидеть при помощи телескопа ви.
“о или сфотографировать), затменно-двойные звезды
Сих компоненты периодически загораживают друг др,^.
от наблюдателя), спектрально-двойные звезды (двойс, зен.
ность проявляется в периодических смещениях ил: Раз.
двоениях линий их спектров), астрометриям ги-двс <Ые
звезды (одна звезда не видна и возмущает пря ьное )и_
жение соседней).
Известными двойными звездами явля г< я ицар
Алькор в созвездии Большой Мед i . ы, Ан • >ес д :оз зез-
дии Скорпиона и др.
«^подателю, то удаляется от него. Вследствие эффекта До-
плера в первом случае линии в спек • звездыбудутедвину-
ты к фиолетовой области спектра, > 1Тором к красной
причем период этих смещений равен эподу обращения ’
Задача 1. Для каждого из опред л чй подберите пра-
вильные ответы из общего пер' я;
а) визуально-двойные звез ;ы,
б) спектрально-двойные з здь
в) оптические двой чые зв< цы;
г) физические дв .. ыезв. '.ы ,
д)затменн, перем ные кы.
Решение:
Две звезды, дв» щи я i окр? щего центра масс под
де твием сил тяге >ия - физические двойные звезды.
разрешимые "елее п пары звезд, видимая звезд-
ная личина котор. меняется, так как плоскость их ор-
5ит с .падает с лучо.л зрения наблюдателя, — затменные
ерей (ные ав цы.
Дво ль е звезды, двойственность которых обнаружива-
е я в те скоп, — визуально-двойные звезды.
г е звезды, случайно спроецированные в близкие точки
на небесной сфере, — оптические двойные звезды.
Тесные пары звезд, в спектре которых наблюдается пе-
риодическое смещение или раздвоение спектральных ли-
ний, — спектрально-двойные звезды.
Что та. 9 амплитуд т и i. оиод ере мен i emu зат-
менно перем ных звезд
Разность зв тньъ. ель чн в иш и максимуме
блеска называ< •» • ам. ит ой, пр. межуток времени
между двумя пис>. юва\ чьи ми j а именьшими миниму-
мами — периодом п eiaei гости.
Примером оптической двойной звезды являются Мицар
и Алькор.
Разность звездных величин в минимуме и максимуме
блеска называется амплитудой блеска.
Промежуток времени между двумя последовательными
максимумами или минимумами блеска называется перио-
дом переменности.
130 -
-131-
звезды по^°ляеТн;о;: период обращения, эксценТрИс *
Исходя из третьего закона Кеплера, обобщу.
Задача 3. "случите формулу для определения Сум
ного НьЮТ^,нентов физической двойной звезды.
масс визуально-двойных звезд определяют с Ис.
пользХХ третьего закона Кеплера в фор„улировкв
Ньютона:
м и м9 — масса звезды и ее спутника, Мо — масса
Солнца Ms - масса Земли, Т - период обращения спут-
ника вокруг главной звезды, Т9 - период обращения Зем-
ли вокруг Солнца, a - большая полуось орбиты спутника
звезды, as - большая полуось земной орбиты.
Если пренебречь малой по сравнению с массой Солнца
массой Земли Ме, период двойной звезды выразить в го-
дах, а — в астрономических единицах; массу звезды j L
спутника в единицах солнечной массы, то можно защ ать:
Из наблюдений двойной звезды опред Тяют ольц ю
полуось орбиты а" в угловой мере (в секунда дугь ЧтоУ
перевести ее в астрономические ед «I ы, над з чат. тарал
„ гт. а”
лаке звезды я . Тогда а=—, " npe^ Ь1Ду ;ую ф0^ /лу <но
записать в те: М +М2 (в массах Солнца).
Задача 4. эйнои <ез^ годи гый. гараллакс составля-
ет , , болы да. голуо ви, чой < тбиты равна 2" и период
ращения компо чтов Юле. Найдите сумму масс звезд,
а также массу каж. i зв< ды в отдельности, если звезды от-
стоят от центра масс ра стояниях, относящихся как 4:1.
-132-
а) если яркосз и спектры звезд, составляющих пару,
Сл щы, то в спек ре двойной звезды наблюдается перио-
д I ское ра воение линий;
б v приближающейся звезды спектральные линии сме-
стят». фиолетовому концу спектра;
в) у удаляющейся звезды спектральные линии сместят-
c. к красному концу спектра.
Задача 6. Каким положениям на кривой видимои ярко-
сти затменно-двойной звезды соответствуют взаимные рас-
положения ее компонентов в пространстве (рис. 24.1)?
Рис. 24.1
— 133 —
Время
/>ellle""e'
Рис. 24.2
134
УРОК 25
ТЕМА. ЭВОЛЮЦИЯ ВЕЗД
По какому принципу строится диаг мма «спектр—
светимость» (диаграмма Герци пунг Рессела)?
Существует зависимость м< еду новь ли физически-
ми характеристиками чезд. 1 » ос ове на ю, гний опре-
деляются спектралы ь. клас i з 1езд, а звестному
расстоянию — аГ пютн г звег • ie вег ичи или свети-
мости звезд.
В начале XX i . в вис мо др>> >т дъуга датский астро-
ном : тнар Герцшпр i1 и сколько позже американский
астре <зик Генри Р< ел у - новили связь между этими
>рак листиками. Э зависимость можно представить
в иде аграммы: по >ризонтальной оси откладывается
сп стрл. ный кл^сс (или температура) звезд, а по верти-
ка. ной х ск гимость (в абсолютных величинах или
в ел ниць ветимости Солнца). Каждой звезде соответ-
ствуе точка на этой диаграмме. Такая диаграмма называ-
е"ся диграммой Герцшпрунга—Рессела или диаграммой
пектр—светимость»
Как на диаграмме «спектр—светимость» распола-
гаются звезды различного размера?
В верхней части диаграммы «спектр—светимость» рас-
полагается последовательность сверхгигантов. Это звезды
с рчень высокой светимостью, низкой плотностью, в десят-
ки и сотни раз большими диаметрами, чем у Солнца.
В левой нижней части диаграммы расположены горя
чие звезды слабой светимости последовательность бе
лых карликов. Их размеры сравнимы с размерами Земли
а массы близки к массе Солнца.
- 135 -
Сверхгиганты
они должны быстрее.
Красные гиганты имеют массы ненамного превосходя-
щие солнечную (1,3 раза), радиусы большие где-то в 20 раз,
светимости — в 220 раз. Эти звезды имеют неоднородную
структуру. По мере выгорания водорода в звездах главной
последовательности, область энерговыделения постепенно
смещается в периферические слои. Внутри звезды образу-
ется гелиевое ядро, а оболочка разрастается.
Белый карлик — компактная звезда с массой, равной
примерно массе Солнца, радиусом примерно в 100 раз
меньше Солнца. Плотность таких звезд более чем в 100
тыс. раз превосходит плотность воды.
Красные карлики — это звезды с малой массой, мень-
шей, чем у Солнца. Если масса меньше 0,3 массы Солнца.
звезды остаются полностью конвективными всегда. Лучи
стое ядро у них никогда не образуется. Температура в ен-
тре таких звезд мала для того, чтобы полностью раб ал
протон-протонный цикл. Он обрывается на < "зова ти
изотопа 3Не, а сам 4Не уже не синтезирует
Что понимают под эволюцией зв( д?
Эволюция звезд — постепенно изд мнение теч шем
времени физических характепистлк, в <утрен1 ю с е-
ния и химического состав. ’ звез,
Опишите с бип черп г пре ссоб'зазо. шия звезд.
По совреме! м пр ста ения зве ,ды образуются в
результате сж, i (гра. таь шно конденсации) веще-
ства межзвездной еды. везд рождаются группами из
гигантских газоны, ых омплексов размерами до 100
ПК и массой в десяткг я ю эгда и сотни тысяч солнечных
которые продолжаю.
тяготения, называют протозвездак-
сжатии газ в протозвезде разогрева ,ч
чать в инфракрасном диапаз. >
ющее ядро протозвезды, па юз
су И температуру. Когда Д! 1ем
звезды, становитсн достать
прекращается. Д: П1е и.
дущих звезд г пи- щ t в не,
Вращенп • ютоз зд hi
нейшей эво ik tn. 1 сто >
образуется вок] г це> оально.,
г зопылевой ди<
н i система. Сэь
т< тература в цет.
"еличивая его мае-
'"мое излучением
•W пие вещества
тет массу бу
' асе Солнца.
она начинает налу
г'пект| Вещество, окружа-
1 него ---------
. соад
10 Г ПЬЩИМ
'чг ня огра
1 М'ЪКО ДОНЯТЬ ______
»т ват ную роль в их далъ-
'ВЩ| ющейся прото-звезды
«*»• ущения протяженный
ИЗ т< рого потом образуется планет-
ие 1 озвезды прекращается, когда
»е ядра достигнет нескольких миллио-
н радусов, тогда включаются термоядерные источники
энп1 ии, pea ’ии протон-протонного цикла. Момент нача-
па Tt моядерных реакций есть момент рождения звезды,
"епер. емпература и плотность внутренних слоев стано-
тся такими, что сила их упругости может противодей-
ствовать весу наружных слоев. После начала водородных
реакций и установления равновесного состояния звез-
да попадает на главную последовательность диаграммы
«спектр—светимость».
Что понимают под классами светимости?
Классы светимости — звездные группы, учитывающие
особенности спектральных линий и светимость звезд.
Задача 1. По данным, приведенным в следующей та-
блице, отметьте на диаграмме Герцшпрунга Рессела
(рис. 25.1) положение соответствующих звезд, а затем до-
полните таблицу недостающими характеристиками.
-137-
1±римечание. На рис. 25.1 приводится шкала показате-
ля цвета (Color Index). Это характеристика спектра излуче-
ния звезды, выражаемая разностью звездных величин, из-
меренных в двух диапазонах спектра. Впервые показатель
цвета был введен в начале XX в., когда выяснилось, что от-
носительная яркость звезд на фотопластинках отличается
от наблюдаемой визуально (поскольку глаз человека нал
более чувствителен к желтым лучам, а фотопластинка -
к синим). Более холодные — желтые и красные — звезд]
выглядят ярче для глаза, а более горячие — белые и гол;
бые — ярче получаются на фотопластинке. Следовательн
цвет звезды указывает ее температуру. Красные звездь
низкой температурой поверхности имеют показатель цв«
-139-
б) уплотнение масс газа и пыли;
в) сжатие в протозвезду;
г) гравитационное сжатие красного гиганта;
ядерная реакция);
Решение:
установлено, что для звезд, принадлежащих к главной по-
следовательности, в интервале 0,5ЛГ@ < М < 10М@ (М& —
масса Солнца) светимость L звезды пропорциональна чет-
вертой степени ее массы: L - М4. Проведите необходимые
расчеты и отметьте на диаграмме Герщппрунга—Рессела
(рис. 25.1) местонахождение звезд, имеющих массу:
а)0,5М@;
б)5М@;
в)ЮМ@.
Решение:
а) Из формулы, связываюде; све имс ти (L) аб<
лютные звезднь величины О дву. >везд дна из з ‘зд —
Солнце, для коте го-пимем Э = 1 нацд зм абсолютную
звездную величин. см< юйЛ 0,5,г •
— "2,512" , ОТК Д 'flv ат, - КЯ1
4 > z igL. ак . :ак цо= 5ОТ, то
«м5аД5,гЛОТКУДа" 5’ 51^ ^5 = 8.Такимобра-
ВвЛ !ИВ«’«езды с массой 0,5Ме
чин нахе яи °СИ КОО₽Д' я абсолютных звездных вели-
чи« «ходим значение -et и проводим горизонтальную
положение звезды с массой 0.5М
тъпо формуле
сти (время жизни), еслг
а) М = 10М©;
б) М = М&
в)М = 0,5М©.
_ °.-121=10
Л- Itf
б) =10 лет;
в) t 8 10х лет.
— 141 —
УРОК 26
ТЕМА: НЕСТАЦИОНАРНЫЕ ЗВЕЗДЫ
Чем отличаются физические переменные звезды от
затменно-переменных звезд?
Многие звезды изменяют свои физические характери-
стики в течение относительно короткого периода времени.
Такие звезды называются нестационарными. В отличие от
затменно-переменных звезд они меняют свою светимость в
результате физических процессов, происходящих в самих
звездах. По этой причине их называют физическими пере-
менными звездами.
Какова причина пульсаций цефеид?
Пульсация звезды происходит благодаря клапанному
механизму, когда непрозрачность наружных слоев звез
ды задерживает часть излучения внутренних слоев. Роль
такого клапана играет тот слой звезды, где част! ч э ио-
низован гелий. Нейтральный гелий непрозра . к ул 'ра-
фиолетовому излучению звезды, которое задерж вает г и
нагревает газ. Этот нагрев и вызванное .mj есшир тле с. >-
собствуют ионизации гелия, слог '•тан >вит а проз], 'ны
поток выходящ -о излучения увел тивает я. Но за при
водит к охлажде! ю и сжатие из-зг его г алии снова ста-
новится нейтралы м, и сьв >цесс евтс ' ^тт снова.
В чем состоит ччие >вь тез ы от сверхновой?
Вспышка новой не про )ждается внутренней пере-
трщкой звезды и мо ?т повториться неоднократно.
Вспышка сверхновой свид явствует о гибели звезды.
— U2
внезапном по-
ддавшейся
3ДЬ1-ГОСТЬИ»,
даже днем.
ь ' еще через
. ~«гщЯгП|.
явленииТ вИС1054 ГТ™”* вминает
китайскими и японскмГХр,’’Г™ ”
которая казалась ярче Венеры бь *
Спустя два месяца эта звезда н ' ВИД
несколько месяцев со певд<. /гасат> ™Рез
В наше время с пбмощьь юста, 1Ла из ‘ ’я зрения,
в этом созвездии ь жно i цеть ’ / М01 НЫх окопов
формы, напомин по. у о п хвуще 'а“Н° гь п₽ИчУДливой
ность так и назвали Хра В11 ^над 4 де краба- Туман-
ли, чт она расширяв я с Я‘ 11аол1°Дейия показа-
.жнс -аключить, ч Крас .
ос аток зрыва сверхнс эй 1054 г.
2 гков причи ы взрыва новых и сверхновых звезд?
П ичинс взрыва новых звезд является обмен вещества
межд. эмпонентами тесных двойных пар, к которым при-
длежат все достаточно детально исследованные бывшие
новые звезды. Многие новые звезды вспыхивают неодно-
кратно. Если вспышка повторяется, такую звезду называ-
ют повторной новой.
Сверхновая звезда вспыхивает вследствие схлопыва-
ния своего массивного ядра. Происходит это следующим
образом. На разных этапах жизни массивной звезды в
ее ядре протекают термоядерные реакции, при которых
сначала водород превращается в гелий, затем гелий в
углерод и так далее до образования ядер элементов груп-
пы железа (Fe, Ni, Со). Постепенно звезда все больше и
больше «расслаивается». Ядерные реакции с образовани-
возникает ударная волна, ДвижухщцЯ
В итоге наружные слои звезды вы.
брасываются с огромной скоростью, о I—‘ ’ ната-
строфического изменения структуры звезды происходи»
Пульсары это источники узконаправленного пуль-
сирующего радиоизлучения, возникающего в результате
взаимодействия плазмы с быстровращающейся сильно на-
магниченной нейтронной звездой.
Какой объект называют «черной дырой»? Какими
свойствами обладает «черная дыра»?
«Черная дыра» — это область замкнутого пространства,
в которой массивное тело создает такое гравитационное
поле, что ее ничто не может покинуть — ни частица, ни из-
лучение.
Другими словами: гравитационное поле «черной мры»
настолько сильное, что даже свет не в состоянии < i, ipe-
одолеть.
Что понимают под гравитацион ым адиус \?
Критичеек, радиус, до и торо долж .сжатье звез
ад, чтобы „радр и-,.,,.,. ,уюд язы,
адтвциоииымре. ,сс. ,рад. ,омИп ₽
Для массивных r cl ив
лометровиможе, 61 *раС1 ,Th юЛ ' °десягков ки’
рис< ить то ф )муле:
;м
Цефеиды
16000-2
До 2,510го
Абсолютная
звездная
величина
Изменение
блеска
Светимо' ч
(в 'ТИМ тях
HaO,5m
I астич- Перекачка \ Конечная
I стадия
окончанием
I паре с нор- протекания
термоядер-
ных реак-
Причз а не. а- Слс
циона! ости ноионизи- (вещества
I рованного в двойной ’ звезды с
гелия поддер-1 тесной
живает коле-
бания звезды I мальвой
за счет своей I звезды на
непрозрачно- белый кар-1 ций; взрыв
I при грави-
| тационном
! сжатии
сти, которая лик; при
зависит от достиже-
температуры нии кри-
тической
массы —
взрыв
7 Зак. 1358
Задача 3. На диаграмме «спектр—светимость»
(рис. 25.1) отметьте расположение цефеид, если:
а) они являются классическими цефеидами (5 Цефея)
или долгопериодическими звездами спектральных
классов F и G с абсолютными звездными величина - ш
от —Зт до -6т;
б) они являются короткопериодическими т 'феид. ги
(RR Лиры) — звездами спектральных клас 'В A i Р
со средней абсолютной звездной вели ч чой -+
Решение:
См. на рис. 25.1 отмеченные об racTi для кл зич< ких
и короткой* иодических цефь. ч coon тствень «Цеч л- |
ды», «RRJ1. у».
I
Задача 4 рис. 6.1 верх bhj , —.казаны кри-
вые изменен! *здн> ве 'чин , теипературы, спек-
тра, лучевой ckoj. "тиь ад;. ч з .езды 5 Цефея в зави-
х < । и от период. На нове анализа представленных
графиков сделайте ; во ы и ответьте на вопросы.
146 —
Решение:
Каков период пульсации звезды? (Период равен 5,4
суток.)
Как с изменением звездной величины меняется спектр?
(С уменьшением звездной величины спектральный класс
звезды переходит от G1 до F3.)
Как происходит изменение спектра звезды в максимуме
и минимуме блеска? (Из максимума блеска спектр звезды
F3 переходит в спектр G1 в минимуме блеска.)
Когда звезда достигает максимальной и минимальной
температуры? (Максимальной температуры звезда дости-
— 147-
расширения — вблизи максимума блеска, а наибольшая
скорость сжатия ~ вблизи минимума блеска.)
Задача 5. Изменение яркости новой звезды составляет
10 звездных величин при примерно постоянной температу-
ре расширяющейся фотосферы. Во сколько раз изменяется
радиус звезды?
Лт - 10т. I зашгшем отношение светимостей:
~/а отктаа Л, S
VA
Так как ^=2,512", то ^- = 72,512“ =100.
А
Ответ: радиус звезды увеличится в 100 раз.
£
4
--------------елоной карте созвезвс х
проходит Млечный Путь. ’ которые
Млечный Путь проходит через озь Лия: i Ъея
оПеи, Персея, Возничего, Близн< «в, ртош \ду’™Х
Большого Пса, Кормы, Компаса 1еб %я, Ли. 'ki Стпе-
лЫ, Орла, Щита, Стрел Змег Чм шосца, о пиона,
Волка, Жертвенника, эго 1 клычка, vtaepa,
Южного Креста, М -,Кил Пар в.
Почем!/ наблн да ч по, чаходх уся на Земле,
д/лечн.ь|й Путь npedi ель лея прерывистым и клоч-
jcoeambi ?
,о с; *ано с тем, ч в плоскости нашей Галактики
М)1О мех вездной пыл1 и газа, которые поглощают свет
дГле1 'хзв ’Д.
Ка/ fc/np а наша Галактика?
Наш Галактика представляет собой огромную звезд-
но систему, имеющую форму плоского линзообразного
ц. а поперечником около 30 и толщиной около 4 кпк (или
соответственно около 100 и 12 тыс. световых лет). Звезд-
ный диск Галактики имеет структуру в виде спиральных
ветвей (рукавов). Шарообразное утолщение в середине дис-
ка получило название балдж (от английского bulge — взду-
тие). 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 гало,
радиус которого не менее 20 кпк. Гало окружает очень раз-
— 149 —
ряженная и большая по размерам (50-60 кпк) внешняя
часть Галактики — корона.
Каково положение Солнечной системы в Галактике?
Солнечная система в Галактике находится далеко от
центра на расстоянии около 8 кпк и лежит почти в галак-
тической плоскости.
Чем отличаются звезды диска Галактики от звезд
Звезды диска более молодые, имеют голубовато-белый
цвет. Звезды гало — старые, желто-красные.
Как распределены шаровые скопления в Галактике?
Чем они отличаются от рассеянных скоплений?
Шаровые звездные скопления в отличие от рассеянных
имеют сферическую или эллипсоидальную форму и насчи-
тывают от десятков тысяч до миллионов звезд. Шаровые
скопления образуют протяженное гало вокруг центра Га-
лактики, сильно концентрируясь к нему. Звездное насе-
ление шаровых скоплений состоит из давно проэволюцио-
нировавших звезд — красных гигантов и сверхгигантов а
рассеянные скопления состоят преимущественно из м цс.
дых голубоватых звезд.
Как было доказано, что звезды движутся ’
В 1718 г. английский астроном Эдмунд paj л< Cpaj Ил
наблюдавшиеся в его время положени я зне г < те и, к<
паилюдавшиеся в его время положения зне с те и, к,
рые были приведены в каталогах сарха I в.
Ученый заметил смещение ярких зве: ( Сири < а и Гпопи
она на 0,7°. Арктура, бо ее м на 1 На ощ зан это-
го факта бы. делан выв< (о щ -траг твенног движении
звезд относи-, -Олн, Так пер ые С но обваХ”
но, что звезды глсъ я Руже
звезд относив
но, что звезды
чжу. ч. VJT
Что попила, i по пр три ,ст«енной. пичевой и
тангенциальной, .рос ями геадьв УЧев°и “
етра^ХХ, ’ " Со™ °бЪеКТа (ЗВеЗДЫ) В ПР°-
олнца называется простран-
150-
о,), модул» --«»•
чевой скороолей ’
м соотношением-.
СП.«.РО е». „вШ1 ..
1. Все звезды дВй^а Гале ?ик б тики?
ядра по орбитам, бл 1МК1 ^ращ тс . В0Круг ее
2. Угловая opt ст чращ , “
ния от центра 4 7611 ’a« и мере удале-
3. Линейна п орос вращ ,я
уда гением от цент - Гал тики, диетиг^1В°3раСТает с
ло О км/с) на ра оян • ,Олнца поев Г&ксимума Шко-
лен . убывает. ЛНЦа’ ПОСЛе чего *№ мед-
4 Толный перис обращения Солнца вокруг ядоа Г«
Шт 1 < составляет примерно 220 млн лет (галактический
г 0-
>. Зь яды и скопления звезд сферической составляю-
щс Гала., гики движутся по сильно вытянутым и накло-
ненх м к плоскости диска под разными углами орбитам.
Сколько раз за свою жизнь Солнце успело обернуться
вокруг центра Галактики?
Если принять время жизни Солнца — 10 млрд лет, то
наше светило сделает 45,5 оборотов вокруг центра Галак-
тики.
Задача 2. На рис. 27.1 показано строение нашей Галак-
тики (вид с «ребра»). Укажите положение Солнца в Га-
лактике и основные ее структурные элементы: ядро, диск
гало, корону, центральное сгущение (балдж).
См. рис. 27.1-
Задача 3. Изобразите
ваде .сверху* »
„ро. спиральные P'f-ава.
схематично
лп укажите
нашу Галактику в
положение Солнца,
Решение:
•ИС. 27.2
Зал ш 5. И перечисленного состава .иаеелевия. г.
л. тик. зь пшь те отдельно объекты, относящиеся к гД
„ ску: грасные гиганты, 2) Долгоперводическве цефе-
идь Я голубые гиганты и сверхгиганты. 4) короткоиери-
ззич, кие цефеиды, 51 красные карлики. 61 газопылевые
блака, 7) шаровые звездные скопления, 8) рассеянные
ззездные скопления.
Решение:
Гало — 1,4, 5,7
Диск — 2, 3, 6,8
Задача 6. У звезды Альтаир (а Орла) годичный парал-
лакс равен 0,198", собственное движение 0,658" и лучевая
скорость -26,3 км/с. Определите тангенциальную и про-
странственную скорости звезды. На рис. 27.3 постройте
векторы скоростей.
-153-
Рис. 27.3
Дано:
я" = 0,198",
р = 0,658",
иг--26,3 км/с. ।
и,-?
= 4 74.2^58«15,8 (км/с);
' 0,198
и=У(-2« 3)2+15,8* = 30,7 0 /с).
Так 1к лу зая ci эрость от, щатель-
чая, еевеь она равл< получузре-
। як блюд, элю
Задача?. По 1 зиод., бра. ни Солнца приблизитель-
но оцените массу j такт <и в массах Солнца. (Воспользуй-
тесь третьим уточн чы,- законом Кеплера.)
154 -
вращения м
Золнца, можно вычислить РаДиус
,рбиты Солнца, используя*»^ Части 1
СМ. §11): Формулу
m=HZ.
Приняв, что U = 2,2-lQ5 м/с
х 1011 Нм /кг2, получим, чт<’ . к ,
90 млрд масс Солнца. Масса I ,ла кг’Ил
радиусом 15 кпк оцениваете» ,ол Целм
С учетом остальной ети Taj MJ ма "
примерно в 1012ма< 1Нца. ’ ** ои
УРОК 28
ТЕМА: МЕЖЗВЕЗДНЫЕ ГАЗ И ПЫЛЬ
Что понимают под межзвездной средой? Чем она за-
полнена?
Межзвездная среда — это вещество и поля, запол-
няющие межзвездное пространство внутри Галактики.
Большая часть массы межзвездного вещества приходится
на разреженный газ и пыль. Вся межзвездная среда про-
низывается магнитными полями, космическими лучами,
электромагнитным излучением.
Какова масса межзвездного вещества нашей Галак-
тики?
Общая масса межзвездного вещества нашей Галактики
(не считая короны) оценивается в 2 % от общей массы всей
Галактики.
Что понимают под туманностями? Назовите ос
новные виды туманностей. Почему одни туманности
светлые, другие — темные?
Области ионизированного водорода с теь х. зату] й
8000-10 000 К проявляют себя в оптиче. 'м дь пазе '
как светлые диффузные туманности Их свеь ние j збух
дается ультрафиолетовым излучеь хем лизко, i по. жен-
ных горячих звезд (спектр, 1ль ых класс >вВис
Если бли ?жащие зв< ды з столь горячи не м ут
ионизировать л, то умав сть < зетится с счет от-
ражения звез 1Г0 с та. 1анш ту ппо< ;и содержат
много пыли.
Особым типом мал эстх явл гются планетарные ту-
манности, которы. ыгл 1ятю.. слабо светящиеся диски
или кольца, напом> эю ;ие диски планет. Планетарные
156
° суще.
* Единений.
’ п опесгв-»
правильной формы раЗМерОм
из тугоплавкого яДра и обо*
Пыль играет активную роль
ный компонент в протекаюи
Из каких наблн) п , й
ствовании ме чездк - пыл с<,ел«*|
Из-за пыли са ые nj гные i лвъ
лек-лярные обла! - Uj ктическ?^^0^** ' «о-
дя, а небе как теь ieo« ч< ги, почти Г/Зрачны и *ыгля-
А ичти лишенные звезд
h ово происхы ение газопылевы*
оЛеь лярных облаков? Уманностей и
Осне пая чисть межзвездного газа сосредоточена в
си палы ix ветвях Галактики, где он распределен также
нер аомерно: собран в клочковатые образования разме-
рами в десятки и сотни парсек со средней концентрацией
частиц несколько атомов в 1 см . Около половины массы
межзвездного газа содержится в гигантских молекуляр-
ных облаках со средней массой 10° масс Солнца и диаме-
тром около 40 пк. Из-за низкой температуры (около ЮК)
и повышенной плотности (до 103 частиц в 1 см3) водород и
другие элементы в этих облаках объединены в молекулы.
Таких молекулярных облаков в Галактике насчитывает-
СЯ ОКОЛО 4000.
-157-
скими лучами. Они пронизывают все межпланетное и меж
Задача 1. Из перечисленных ниже вычеркните объек
ты, не входящие в межзвездную среду: водород, бактерии,
маленькие частички пыли, водяной пар, электромагнит-
ное излучение, гелий, ядра тяжелых элементов.
Решение:
В межзвездную среду не входят бактерии и водяной пар;
Задача 2. Кратко изложите теорию происхождения га-
зопылевых туманностей.
Решение:
В процессе эволюции галактик происходит круговорот
вещества: из первичного вещества образуются звезды, о-
торые в процессе своей эволюции пополняют межзвезд} ю
среду пылью и тяжелыми элементами.
Задача 3. Заполните таблицу физически хар стер
стик межзвездного газа в различи) . тояни ч
Решение:
I---------- -----------г-------------------— -
Характерна -=---------- ?С°.С аза __ _______________
/ "" [ 'XT Ато, .РВ, ~У окуляр-
/ Температу-
ра, К
Структура
Методы на-
блюдения
Pасполо»
ние в галг
I тиках
Задача 4. Ощ .делите массу Большой газопылевой ту-
м .нести Орионе, если ее видимые размеры составляют
ок о 1°, расстояние до нее 400 пк, а плотность газопыле-
вой еды «10-19 кг/м3.
Дано:
а = 0,198",
D = 400 пк.
R = D sin-;
М = -лВ3р; J
В = 400 • sin0,5°
р = Ю"19 кг/м3.
Учитывая, что 1 пк = 3 • Ю16 м, получим:
мЛиз.5-31<Г)’10“»4.81в“(«>.
3 v
или 240 масс Солнца.
— 159-
Межзвездное магнитное поле — это слабое магнитное
поле, пронизывающее Галактику, линии индукции кото-
рого в основном параллельны галактической плоскости и,
изгибаясь, направлены вдоль спиральных рукавов Галак-
тики. Магнитная индукция этого поля — около 1О10 Тл,
но в облаках.
160 —
УРОК 29
спираль»
в пр,
ИЛИ!
раю.
вет.
ТЕМА: ЗВЕЗДНЫЕ СИСТЕМА
СИСТЕМЫ - ГАЛАКТИКИ
KU отличаются от спираль» реальные гапакти
сится наша Галактика? К какому типу отко-
Эллиптические галак . впп
ру выглядят как круги ИД1 лли. ци“ на небесную сфе-
плавно убывает от цен ia > паю ^Исло звезд в них
желтые и краг -е зве ы раки ’И °держат только
пыли и молода х зезд -сг <ой 41 не име1°т газа,
вины изу1 ЧЫХ1 ’актн тнос ти. Около поло-
r=L v Z ™-ие^
алактики) и , мм сииральаоГеттХГА” X
их галактик ?тщ 40 „ ур Размеры
„ _ w кпк> а светимости — 10й све-
мостеи Солнь В окпужвютнрм
хи илружающем уплотнение диске име-
13 Я две или бо,хее клочковатые спиральные ветви. При-
ме то у г овины спиральных галактик в центральной
час ' имеется почти прямая звездная перемычка — бар,
от кс зрой начинают закручиваться спиральные рукава,
кие галактики называются спиральными с перемычкой.
К неправильным галактикам относят маломассивные
галактики неправильной структуры. У них не наблюдает-
ся четко выраженного ядра и вращательной симметрии.
Видимая яркость таких галактик создается молодыми
звездами высокой светимости и областями ионизирован-
ного водорода. Массы неправильных галактик состав-
ляют от 108 до 1О10 масс Солнца, размеры этих галактик
достигают 10 кпк, а светимости их не превышают 10
светимостей Солнца.
Линзовидные галактики внешне (если видны плашмя
очень похожи на эллиптические, но имеют сплюснуты
звездный диск. По структуре подобны спиральным г;
-161-
лактикам, °ДВ*К° спиральных галактик, наблюдаемых
ральных ветвей, иг в отличаются отсутствием
с ребра, линзовидные галактики
полосы темной материи.
Наша Галактика — спиральная.
Каким образом определяют расстояния до галактик?
J— ^‘r;’K°ZmZ ПРиМе'
няется для определения расстоянии до галактик.
Расстояния до ближайших галактик определяются По
оценкам видимых звездных величин цефеид. Для долго-
периодических цефеид установлена зависимость «период
колебаний — светимость». С помощью этой зависимости
определяют абсолютную звездную величину по длительно-
сти колебаний блеска: чем короче период колебаний бле-
ска, тем цефеида слабее по абсолютной звездной величине.
Расстояние г вычисляется по формуле:
Igr = 0,2(т - М)+1,
гдетиМ- видимая и абсолютная звездные величины.
Для галактик, где не обнаружены цефеиды или их не-
возможно увидеть, в качестве индикаторов расстояний
используют ярчайшие звезды — сверхгиганты, новые -
сверхновые звезды, шаровые звездные скопления. Виду
мую звездную величину оценивают из наблюдений а аб
солютную считают известной (средней) для да. того гасса
объектов. Например, сверхновые звезд как ю сл гует
из наблюдений, имеют примерно одинаков то at элю'1 vjo
величину в максимуме блеска.
Расстояния до далеких гал^ тик шреде. от т кже по
их угловым размерам или п тидимот звезднс вели хне, а
до очень ; теких галак ик — склю ительно о величине
красногос. щёгчявих пект]
Сформу.:, ,йте об снит зак эн Хаббла.
Закон Хаибл ложь сфс, тули ювать таким образом: от-
ельное уве^ тени длин ь ли линий в спектрах галак-
тик пропорционалт эр, .стоянию г до них, т е г
.— 162-
лено движением галактик Г
в направлении от набл
рость галактики по ише^ен*’ М°ЖемНа»
НИЮ длины волны еренному отное»",
ы вентральных н” й "ТеЛЬНомУ смеще-
С учетом закона
где Н коэффициент пр( опп
постоянной Хаббл Коэфс Тй, называемый
сколько километ] . се 4 т Xaf*> пс взывает, на
тик с увелич' тИе д t ?СТОй «Рагтае рость галак.
ние Н постояь -» уто яется 0 п * ’* Мпк- Значе’
заключено в пре <аХ. 50 ра' ’^ным оценкам оно
чаще всего прин. ют = ?5 км/^-МпкГ ’ПРИРаСЧеТаХ
ак оцениваю! tacce алактик?
. лесы галактиь ,ожно оценить на основании линей-
ных коростеи вращения их внешних частей. Скости
оащ гия и ганавливают путем сравнения смещений
< ектр ных линий в различных частях галактики.
1К, основываясь на наблюдениях, можно отличить
звезды от квазаров?
Спектры квазаров содержат яркие эмиссионные линии,
сильно смещенные в красную сторону, как у далеких галак-
тик. Расстояния, определенные по красному смещению,
оказались более 5 млрд световых лет. На фотографиях ква-
зары выглядят очень яркими по сравнению с удаленными
галактиками и в радиодиапазоне излучают так же сильно,
как близкие радиоисточники.
Какими особенностями обладают квазары?
Природа активности радиоизлучения квазаров точно
пока не установлена, однако с определенной уверенностью
можно сказать следующее:
-163-
тонн„к’Тш«и«ого и инфракрасного излучений, т е. это
Гемические объекты с колоссальной поверхностной ярко.
стью излучения.
Задача 1. По внешнему виду и структуре галактики,
согласно классификации, предложенной Э. Хабблом,
подразделяются на три класса: эллиптические Е, спи-
ральные - S, неправильные (иррегулярные) — 1Г. Каж-
дый из типов галактик имеет свои подклассы. В табли-
це сделайте эскизы и дайте описание соответствующих
классов галактик. По возможности приведите примеры
их названий.
- 164 -
'(-омбреро
—^пп 00ъ.
' Раскрыты.
” '"MeAw-Sb)
иетви широ-
чатый ил гп меютклочко-
ИД-(Выворот-Sc)
?“= ==
Галактики SBa.SBb и SBc обо-
значаются в зависимости от
характера спирального узора
аналогично нормальным спи-
ральным галактикам. (NGC
1300 - SBb)
(NGC 1073-SBc)
Это маломассивные галакти-
ки неправильной формы, с
высоким содержанием меж-
звездного газа и молодых
звезд. (Малое и Большое Ма-
геллановы Облака)
Задача 2. Знаком
О Е2; О Е0-
ф Sb; О SO;
б) Эллиптические сравнении со спиральными;
ф вращаются мед * сравнении со спиральными;
О вращаются примерно с такой же скоростью, как и
спиральные;
О неподвижны.
в) Галактика типа Е1 в еравиеиии . галактикой типа Е5
имеет:
ф большее сжатие;
О меньшее сжатие;
О такое же сжатие.
г) Из указанных галактик ближе к нам находится:
О туманность Андромеды;
© Малое Магелланово Облако;
О ♦ Водоворот» в созвездии Гончих Псов;
О Центавр А.
Примечание. В соответствии с недавними исследовани
ями структура нашей Галактики была уточнена, ее стали
относить к типу спиральных галактик с перемычкой (S ЛЬ).
166 -
Задача 4. Расположите приведен к
увеличения их размера: а) зве <=л пл, ЪеКТ“ в поРяДке
г) скопление галактик; д) Со аеч я сис Галактика;
Решение:
Задача 5. Ощ делит расе, ни
ней обнаружь a i в,.яз зда, в, -
которой равна +17 , а аС
на т?
ние i галактики, если в
тла 1 звездная величина
'лютная звездная величина рав-
Д но:
т 17т,
7W
Э-.
Р еь ни е.
p = 7n + 5-lgB; lgD = 0,2(zn-n)+l;
xgD = 0,2(17+7)+1; В = 6,3 105пк.
Ответ'. 6,3 • 105 пк.
Задача 6. Галактика удаляется от нас со скоростью
6000 км/с и имеет видимый угловой размер 2'. Каково рас-
стояние до галактики и ее линейные размеры?
Дано: Решение.
иг= 6000. км/с, pr = H-D; D = —\
а = = 0,033°. rood о in?
-----------— D = =80 (Мпк), или 8 • 107 пк;
D — ? 75
d _ ? d = Dsina; d = 8 • 10 • sin0,033° -
= 4,7 • Ю4 (пк), или 47 кпк.
Ответ: 4,7 ' Ю4 пк>
— 167 —
Задача 8. С помощью графика зависимости скорости
вращения звезд от расстояния до центра спиральных г -
лактик NGC 4984 и NGC 7664 (рис. 29.1) оцените их масщ Ш
Расстояние от ядра галактик принимайте равным 2( кпк.
Решение:
Из графиков видно, что на расстоян т 20 i [к oi дра
скорость вращения звезд для галактики rGC < 84 р 'на
Uj = 350 км/с, а для галактики h 664 - = 2 0 км;
Учитывая, что С = 6,6710 г Н м кг-2 и к= 1016 м,
по форм. ч М= - & , ( пред гимзн чениям. с галактик:
20 /Ч 5.105i
1 = ~ Г ------------------ 111 'кг>’ или 5>5 1011
масс Солнца;
Л/2-3,610 , ИЛ1 1,810 масс Солнца.
"олнца СраВНеНИЯ’ Гтактика имеет массу ~ 2 •
— 168 —
УРОК 30
ТЕМА:₽лсШИРЯЮщ сявселенная
Г алактики, как и звезд'
Известно около 7000 ск< Ле1 &ЗУК пуппыископления,
жайших галактик, из , топ **’ Около 40 бли'
наша Галактик ’ тума о<£ 'ее чассиЕные -
стему галактик эь 1ерам < / ндро 'ь' образуют си-
котораяпо ти.та 1Вани 0»*° ЬК° «килопарсек,
Более к Ж групьы галактик.
Более к зу и е о едине я гг а ктик группируются в
системы гала. , к. < „ оде„ ™ тысячи га" aZx „
х размер сос-. тяе-. г колько мегапарсек. Ближайшее
эупное объеди яие i актик размером примерно 5 Мпк
ходится в наг явлении созвездия Девы на расстоянии
. по 20 Мпк.
оьшле. ы скоплений галактик размерами 30-60 Мпк,
соде ащих десятки скоплений, называются сверхскопле-
яцями галактик. Скопление галактик в созвездии Девы яв-
ляется центральным сгущением в сверхскоплении галак-
тик, в которое входит и наша Местная группа галактик.
Общее число галактик нашего сверхскопления, исключая
карликовые, около 2000, а размер — около 60 Мпк. Пока
выявлено около 50 сверхскоплений. Скоплений более вы-
сокого ранга не обнаружено.
Как объясняется красное смещение и о чем оно свиде-
тельствует?
Одно из важнейших свойств Вселенной - ее постоянное
расширение, «разлет, скоплений галактик о нем свиде-
тельствует красное смещение в спектрах галактик.
теории расширяющейся
Нееленной:
Вселенной на основе общей тео-
Гипотезу о расшир строгих расчетов выдвинул
.’^^ХийХяныйАиекеандР Александрович Фрид-
м,в Расчеты показали, что Вселенная не может быть ста-
цХаХ; а зависимое™ от средней плотности вещества
во Вселенной она должна либо расширяться, либо сжи-
маться. Нестационарная модель Вселенной утвердилась в
науке лишь после того, как Э. Хаббл обнаружил разбега-
ние галактик.
Л* каким выводам о стационарности Вселенной, при-
шел А.А. Фридман?
Из расчетов Фридмана вытекали три возможных след-
ствия; Вселенная и ее пространство расширяются с течени-
ем времени; Вселенная через определенное время начнет
сжиматься; во Вселенной чередуются через большие про-
межутки времени циклы сжатия и расширения.
Что такое критическая плотность Вселенной? I'ка-
кой взаимосвязи критическая плотность находин я с
расширением или сжатием Вселенной?
При создании модели расширяющейся . елен >й 61 о
показано, что существует некоторое зт- шени< срит <ескс
плотности ркр Вселенной, ©предел щм< по фо; л уле
l‘,"“ ' О тая Хаббла.
И0Й 'то 10 2вкг/ма По
современным ям г кг/м. но
ка к кпитич^ - ' * ЦеСТва Вселенной близ-
яемногоменьшеГ Ю:°" !,б° «емкого больше, либо
гиляктнческоп/гГ КОНЧательно ВОГ1Р°с об учете меж-
кого газа „ скрытой массы»). Если фактическая
170-
. - .... «горя-
'И а . Леме И .А. Гамов. Она
ской,товбудущемрас1^«в« Пленной больше критиче- I
ее сжатием. Если Среднян°*ДОЛЖносмениться 1
меньше критической, то расшипГ^ Вещества то Вселенной
’То расширение продолжится. 1
О„и„втелодельгорячей1
в основе современной астгхч
об эволюции Вселенной лежит 1еской картины мира
В соответствии с ней, наг - горячей Вселенной,
ленная характеризовал} ь i расшиРения Все-
вещества, но и его высей й* °ЛЬЕ ’Ь1С0К0Й плотностью
чей Вселенной» ыдвин и *, “ леме "и *ГОря’
получила назв; t. Боль, то взрыва М°В’ °На
Согласи этой ории ,дПо. ’ _
возникла сь „1Ш „ рез „тат взрыва и, ЛХ™»”
очень выооко 1ло, 1СТЬЮ рии, обладающей огром-
энергией. 0На v ьное состояние материи называ-
тся сингуляр} тыо точечный объем с бесконечной
отностью. Ра шрение Вселенной нельзя рассматри-
в. ь как расширение сверхплотной вначале материи
в ружав ,ую пустоту, ибо окружающей пустоты не
был ’селенная — это все существующее. Вещество Все-
леннои с самого начала однородно заполняло все безгра-
чное пространство. И хотя давление было огромным,
оно не создавало расширяющей силы, так как везде было
одинаковым. Причины начала расширения Вселенной
до конца не известны. По мере ее расширения темпера-
тура падала от очень большой до очень низкой, что и обе-
спечило благоприятные условия для образования звезд
и галактик.
Что понимается под «закрытой» и «открытой» мо-
делями Вселенной?
Существуют две теоретические модели будущего Все-
ленной — «закрытая» и «открытая».
-171-
как грандиозная закрытая система,
расширения сменяется циклом последующего сжатия До
возвращения в сингулярное состояние, затем новый взрыв
и т. д. Полный цикл расширения и сжатия Вселенной со-
ставляет примерно 100 млрд лет. Каждый раз, возвраща-
ясь к сингулярности, Вселенная теряет «память» о про-
шлом состоянии и может снова «родиться» с совершенно
новым набором физических констант.
В «открытых» моделях Вселенной рассматриваются
разные варианты ее «тепловой смерти». Предполагается,
что уже через 1014 лет многие звезды остынут, и это в по-
следующем приведет к отрыву планет от своих звезд, а те,
в свою очередь, начнут покидать галактики. Затем цен-
тральные части галактик коллапсируют, образуя «черные
дыры», и тем самым прекращают свое существование.
Задача 1. Знаком «+» отмечены верные ответы.
а) Скорости разбегания галактик...
О пропорциональны их возрасту;
О пропорциональны расстоянию от центра Вселец4
Ф пропорциональны расстоянию от наблюд и тя;
О обратно пропорциональны расстоян* э от щто
Вселенной; н
О не подчиняются никакой за оноь ерност
° радиус;
о массу;
© возраст;
О светимость;
О среднюю темщ. ту/у.
172 —
Расстояние до нед^"^" С° СК0Р°стью 3000 км/с, то
° 4 Мпк;
О10 Мпк;
® 40 Мпк;
0400 Мпс;
о невозможно определть
Указание-, постоянную Хя
= 75 км/(с-Мпк). пР«ь айте равной Н =
Задача 2. Прини посте чук
определите расстоя )гаЛ! 7Ь'«/(с-Мпс),
в ее спектре сс г чАяет 0001 ' ',еС икр смещение
Решение:
Применив зако абб ,: шишем:
v 10000
Н 75 W1 (Мпм'
О> «т: 133 Мпк.
Зада 3. Сравнение смещений спектральных линий в
pt II чных частях одной и той же галактики показывает,
что и смещения неодинаковы по величине. Какой вывод
можно 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
направлениям в космосе расположено примерно равное
число галактик и все они от нас удаляются. Значит ли это,
что наша Галактика — центр всей Вселенной? Ответ обо
снуйте.
-173-
Наша Галактика не является центром всей Вселенной.
У Вселенной вообще нет центра. Согласно модели расши-
ряющейся Вселенной пространство как бы раздувается, но
центр расширения отсутствует. Из любого места картина
расширения будет представляться одинаково.
Задача 5. Величина, обратная постоянной Хаббла, дает
примерную оценку^ времени, которое прошло с момента на-
чала расширения Вселенной. Подсчитайте это время.
Решение:
t=~^; f~4 Ю17(с), или ~ 13 млрд лет.
Ответ: 13 млрд лет.
СОДЕРЖАНИЕ
УРОК 2 ^Редмет «строномии ’.’ ..’’
УРОК 3. НебТсные11^’ Не6есная сФ«Ра-
У₽ОК4.кульМинаХ₽Х ’.............
УРОК к °Пределение геограч
УРОК 5. Измерение времениЧ
Определение геогпп
УРОКв. Гелпоцентпи- ” кой долто™..........23
УРОК 7. Видимое X е. X, ...™
УРОК 8. Законы Кеи; "Л>»“.......33
УРОК 10. On, е деки. ...тоянн*
С4 'Л1 1НОИ Т6МР uv
ж --
уроки, с сие: оактер. .кипланет.
УРОК 1 ч п СХС Че НИе Солыечной системы.....61
УРОК 13. Пл еты ной группы.......... rr
УРОК 14. Пла ты-гиганты................... 73
РОК 15. Спутники планет.................. 80
ЭОК16 Малые тела Солнечной системы........88
О £ 17. Исследование электромагнитного
ОЙ широты
. 8
.13
.18
'КОЙ долготы ...
'Ла Коперника.
излучения небесных тел...........94
УРОК 18. Спектральный анализ в астрономии.101
УРОК 19. Солнце как звезда...............106
УРОК 20. Строение солнечной атмосферы....111
УРОК 21. Влияние Солнца на жизнь Земли...115
УРОК 22. Основные характеристики звезд.
Светимость..............................121
УРОК 23. Температура и размеры звезд.....125
УРОК 24. Двойные звезды. Масса звезд.....130
УРОК 25. Эволюция звезд.....................
УРОК 26. Нестационарные звезды...........14'
УРОК 27. Наша Галактика..................141
УРОК 28. Межзвездные газ и пыль...........1&
УРОК 29. Звездные системы — галактики.....16
УРОК 30. Расширяющаяся Вселенная..........Iе