1. Теоретична разделителна способност на телескопа:
Където λ – средна дължинасветлинна вълна (5,5·10 -7 m), д– диаметър на лещата на телескопа, или , където д– диаметър на обектива на телескопа в милиметри.
2. Увеличение на телескопа:
Където Е– фокусно разстояние на обектива, f– фокусно разстояние на окуляра.
3. Височина на осветителните тела в кулминацията:
височина на осветителните тела в горната кулминация, кулминираща на юг от зенита ( д < й):
, Където й– географска ширина на мястото на наблюдение, д– деклинация на осветителното тяло;
височина на осветителните тела в горната кулминация, кулминираща на север от зенита ( д > й):
, Където й– географска ширина на мястото на наблюдение, д– деклинация на осветителното тяло;
височина на осветителните тела при долната кулминация:
, Където й– географска ширина на мястото на наблюдение, д- деклинация на осветителното тяло.
4. Астрономическа рефракция:
приблизителна формула за изчисляване на ъгъла на пречупване, изразен в дъгови секунди (при температура +10°C и атмосферно налягане 760 mmHg):
, Където z– зенитно разстояние на осветителното тяло (за z<70°).
звездно време:
Където а- право изкачване на звезда, T– неговия часови ъгъл;
средно аритметично слънчево време(средно местно време):
T m = T + ч, Където T– истинско слънчево време, ч– уравнение на времето;
универсално време:
Wherel е географската дължина на точката с местно средно време T m, изразено в часови единици, T 0 – универсално време в този момент;
стандартно време:
Където T 0 – универсално време; н– номер на часовата зона (за Гринуич н=0, за Москва н=2, за Красноярск н=6);
време за майчинство:
или 
6. Формули, свързващи звездния (звезден) период на революция на планетата Tсъс синодичния период на своята революция С:
за горните планети:
за долните планети:
, Където TÅ – звезден период на въртене на Земята около Слънцето.
7. Трети закон на Кеплер:
, Където Т 1И Т 2– периоди на революция на планетите, а 1 и а 2 – големи полуоси на тяхната орбита.
8. Закон за всемирното притегляне:
Където м 1И м 2– маси от привличащи материални точки, r– разстоянието между тях, Ж– гравитационна константа.
9. Третият обобщен закон на Кеплер:
, Където м 1И м 2– маси на две взаимно привличащи се тела, r– разстоянието между техните центрове, T– период на въртене на тези тела около общ център на масата, Ж– гравитационна константа;
за система Слънце и две планети:
, Където Т 1И Т 2– звездни (звездни) периоди на въртене на планетите, М– маса на Слънцето, м 1И м 2– масите на планетите, а 1 и а 2 – големи полуоси на планетарни орбити;
за системи слънце и планета, планета и спътник:
, Където М– маса на Слънцето; м 1 – масата на планетата; м 2 – масата на спътника на планетата; T 1 и а 1– периодът на въртене на планетата около Слънцето и голямата полуос на нейната орбита; T 2 и а 2– периодът на въртене на спътника около планетата и голямата полуос на неговата орбита;
при М >> м 1 , а м 1 >> м 2 ,
10. Линейна скоростдвижение на тялото по параболична орбита (параболична скорост):
, Където Ж М– маса на централното тяло, r– радиус вектор на избрана точка от параболична орбита.
11. Линейна скорост на движение на тяло по елиптична орбита в избрана точка:
, Където Ж– гравитационна константа, М– маса на централното тяло, r– радиус вектор на избрана точка от елиптичната орбита, а– голяма полуос на елиптичната орбита.
12. Линейна скорост на движение на тяло в кръгова орбита (кръгова скорост):
, Където Ж– гравитационна константа, М– маса на централното тяло, Р– орбитален радиус, v p – параболична скорост.
13. Ексцентричност на елиптичната орбита, характеризираща степента на отклонение на елипсата от кръга:
, Където ° С– разстояние от фокуса до центъра на орбитата, а– голяма полуос на орбитата, b– малка полуос на орбитата.
14. Връзка между разстоянията на периапсис и апоцентър с голямата полуос и ексцентрицитета на елиптичната орбита:
Където r P – разстояния от фокуса, където се намира централното небесно тяло, до периапсиса, rА – разстояния от фокуса, където се намира централното небесно тяло, до апоцентъра, а– голяма полуос на орбитата, д– орбитален ексцентрицитет.
15. Разстояние до звездата (в Слънчевата система):
, Където Р ρ
0 – хоризонтален паралакс на осветителното тяло, изразен в дъгови секунди,
или къде д 1 и д 2 – разстояния до звездите, ρ 1 и ρ 2 – техните хоризонтални паралакси.
16. Радиус на осветителното тяло:
Където ρ – ъгълът, под който радиусът на диска на светилото е видим от Земята (ъглов радиус), РÅ – екваториален радиус на Земята, ρ 0 – хоризонтален паралакс на светилото m – видима величина, Р– разстояние до звездата в парсеци.
20. Закон на Стефан-Болцман:
ε=σT 4 където ε – енергия, излъчена за единица време от единица повърхност, T– температура (в Келвин), и σ – константа на Стефан-Болцман.
21. Закон за виното:
Където λ max – дължина на вълната, при която се получава максималното излъчване на напълно черно тяло (в сантиметри), T– абсолютна температура в келвини.
22. Закон на Хъбъл:
, Където vе радиалната скорост на галактиката, ° С– скорост на светлината, Δ λ
– Доплерово изместване на линиите в спектъра, λ
– дължина на вълната на източника на радиация, z– червено отместване, r– разстояние до галактиката в мегапарсеци, з– Константа на Хъбъл, равна на 75 km/(s×Mpc).
От морето от информация, в което се давим, освен самоунищожението, има и друг изход. Експертите с достатъчно широка перспектива могат да създават актуализирани бележки или резюмета, които обобщават накратко основните факти в определена област. Представяме ви опита на Сергей Попов да направи такъв комплект жизненоважна информацияв астрофизиката.
С. Попов. Снимка И. Яровая
Противно на общоприетото схващане, училищното преподаване на астрономия също не беше на най-добро ниво в СССР. Официално предметът беше в учебната програма, но реално астрономията не се преподаваше във всички училища. Често, дори и да се провеждат уроци, учителите ги използват за допълнителни уроци по основните си предмети (основно физика). И в много малко случаи преподаването беше достатъчно качествено, за да може учениците да формират адекватна представа за света. Освен това астрофизиката е една от най-бързите развиващите се наукипрез последните десетилетия, т.е. Знанията по астрофизика, които възрастните са получавали в училище преди 30-40 години, са значително остарели. Нека добавим, че сега почти няма астрономия в училищата. В резултат на това в по-голямата си част хората имат доста неясна представа за това как работи светът в мащаб, по-голям от орбитите на планетите от Слънчевата система.
Спирална галактика NGC 4414
Куп от галактики в съзвездието Косите на Вероника
Планета около звездата Фомалхаут
В такава ситуация ми се струва разумно да се направи „Много кратък курс по астрономия“. Тоест да се подчертаят ключовите факти, които формират основите на съвременната астрономическа картина на света. Разбира се, различните специалисти могат да избират малко по-различни набори от основни понятия и явления. Но е добре, ако има няколко добри версии. Важно е всичко да може да бъде представено в една лекция или да се побере в една кратка статия. И тогава тези, които се интересуват, ще могат да разширят и задълбочат знанията си.
Поставих си задачата да направя набор от най-важните понятия и факти в астрофизиката, които да се поберат на една стандартна страница А4 (приблизително 3000 знака с интервалите). В този случай, разбира се, се предполага, че човек знае, че Земята се върти около Слънцето и разбира защо се случват затъмненията и смяната на сезоните. Тоест напълно „детски“ факти не са включени в списъка.
Регион на формиране на звезди NGC 3603
Планетарна мъглявина NGC 6543
Остатък от свръхнова Касиопея А
Практиката показва, че всичко в списъка може да бъде представено в около час лекция (или няколко урока в училище, като се вземат предвид отговорите на въпроси). Разбира се, за час и половина е невъзможно да се формира стабилна картина на устройството на света. Първата стъпка обаче трябва да бъде направена и тук трябва да помогне такова „изследване в големи щрихи“, което обхваща всички основни точки, които разкриват основните свойства на структурата на Вселената.
Всички изображения, получени от космическия телескоп Хъбъл и взети от сайтовете http://heritage.stsci.edu и http://hubble.nasa.gov
1. Слънцето е обикновена звезда (една от около 200-400 милиарда) в покрайнините на нашата Галактика - система от звезди и техните останки, междузвезден газ, прах и тъмна материя. Разстоянието между звездите в Галактиката обикновено е няколко светлинни години.
2. слънчева системасе простира отвъд орбитата на Плутон и завършва там, където гравитационното влияние на Слънцето се сравнява с това на близките звезди.
3. Звездите продължават да се образуват днес от междузвезден газ и прах. По време на живота си и в края на живота си звездите изхвърлят част от материята си, обогатена със синтезирани елементи, в междузвездното пространство. Ето как се променя в наши дни химичен съставвселена.
4. Слънцето се развива. Възрастта му е по-малко от 5 милиарда години. След около 5 милиарда години водородът в ядрото му ще свърши. Слънцето ще се превърне в червен гигант, а след това в бяло джудже. Масивните звезди експлодират в края на живота си, оставяйки след себе си неутронна звезда или черна дупка.
5. Нашата Галактика е една от многото такива системи. Във видимата вселена има около 100 милиарда големи галактики. Те са заобиколени от малки сателити. Размерът на галактиката е около 100 000 светлинни години. Най-близката голяма галактика е на около 2,5 милиона светлинни години.
6. Планетите съществуват не само около Слънцето, но и около други звезди, те се наричат екзопланети. Планетарните системи не си приличат. Сега познаваме повече от 1000 екзопланети. Очевидно много звезди имат планети, но само малка част може да са подходящи за живот.
7. Светът, какъвто го познаваме, е с ограничена възраст - малко под 14 милиарда години. В началото материята е била в много плътно и горещо състояние. Частиците от обикновената материя (протони, неутрони, електрони) не съществуват. Вселената се разширява и развива. По време на разширяването от плътно горещо състояние Вселената се охлади и стана по-малко плътна и се появиха обикновени частици. Тогава се появиха звезди и галактики.
8. Поради крайната скорост на светлината и крайната възраст на наблюдаваната Вселена, само краен регион от пространството е достъпен за наблюдение, но физическият свят не свършва на тази граница. На големи разстояния, поради крайната скорост на светлината, ние виждаме обектите такива, каквито са били в далечното минало.
9. Мнозинство химически елементи, които срещаме в живота (и от които сме съставени), са възникнали в звездите по време на техния живот в резултат на термоядрени реакции или в последните етапи от живота на масивни звезди - при експлозии на свръхнови. Преди да се образуват звездите, обикновената материя е съществувала предимно под формата на водород (най-разпространеният елемент) и хелий.
10. Обикновената материя допринася само с около няколко процента за общата плътност на Вселената. Около една четвърт от плътността на Вселената се дължи на тъмната материя. Състои се от частици, които слабо взаимодействат помежду си и с обикновената материя. Засега наблюдаваме само гравитационния ефект на тъмната материя. Около 70 процента от плътността на Вселената се дължи на тъмната енергия. Поради него разширяването на Вселената става все по-бързо и по-бързо. Природата на тъмната енергия е неясна.
По-долу е даден списък с думи, полезни за астрономията. Тези термини са създадени от учени, за да обяснят какво се случва в космоса.
Полезно е да се знаят тези думи; без разбиране на техните определения е невъзможно да се изучава Вселената и да се обясняват темите на астрономията. Надяваме се, че основните астрономически термини ще останат в паметта ви.
Абсолютна величина - Колко ярка би била една звезда, ако е на 32,6 светлинни години от Земята.
Абсолютна нула - Най-ниската възможна температура, -273,16 градуса по Целзий
Ускорение - Промяна в скоростта (скорост или посока).
Skyglow - Естествено, нощното небе свети поради реакции, протичащи в горната атмосфера на Земята.
Албедо - Албедото на даден обект показва колко светлина отразява. Идеален рефлектор, като огледало, ще има албедо 100. Луната има албедо 7, Земята има албедо 36.
Angstrom - блок, който се използва за измерване на дължината на вълната на светлината и друго електромагнитно излъчване.
Пръстенообразен - Оформен като или образуващ пръстен.
Apoaster - Когато две звезди се въртят една около друга, колко далеч могат да бъдат една от друга (максимално разстояние между телата).
Афелий - По време на орбиталното движение на обект около Слънцето, когато той достигне най-отдалеченото си положение от Слънцето.
Апогей - позицията на обект в орбитата на Земята, когато той е най-отдалечен от Земята.
Аеролитът е каменен метеорит.
астероид - Твърди, или малка планета, въртяща се около Слънцето.
Астрология - Вярването, че положението на звездите и планетите влияе върху събитията в човешките съдби. Това няма научна основа.
Астрономическа единица - Разстоянието от Земята до Слънцето Обикновено се изписва AU.
Астрофизика - Използването на физиката и химията в изучаването на астрономията.
Атмосфера - Газообразното пространство около планета или друг космически обект.
Атом - Най-малката частица от всеки елемент.
Аврора (Северно сияние) - Красиви светлини над полярните региони, причинени от напрежението на частици от Слънцето, взаимодействащи с магнитното поле на Земята.
Ос - въображаема линия, по която се върти обект.
Фонова радиация – Слаба микровълнова радиация, излъчвана от космоса във всички посоки. Смята се, че е остатък от Големия взрив.
Барицентър - Центърът на тежестта на Земята и Луната.
Двойни звезди - Звездно дуо, което всъщност се състои от две звезди, орбитиращи една около друга.
Черна дупка – регион от пространството около много малък и много масивен обект, в който гравитационното поле е толкова силно, че дори светлината не може да излезе от него.
Огнена топка - брилянтен метеор, който може да експлодира по време на спускането си през земната атмосфера.
Болометър - Радиационно чувствителен детектор.
Небесна сфера - Въображаемата сфера, заобикаляща Земята. Терминът се използва, за да помогне на астрономите да обяснят къде са обектите в небето.
Цефеидите са променливи звезди; учените ги използват, за да определят колко далеч е дадена галактика или колко далеч е звезден куп от нас.
Устройство със зарядна връзка (CCD) - Чувствително устройство за изображения, което замества фотографията в повечето клонове на астрономията.
Хромосфера - Част от слънчевата атмосфера, видима по време на пълно слънчево затъмнение.
Циркумполярна звезда - звезда, която никога не залязва, може да се гледа през цялата година.
Купове – група звезди или група галактики, които са свързани чрез гравитационни сили.
Цветов индекс - Мярка за цвета на звездата, която казва на учените колко гореща е повърхността на звездата.
Кома - мъглявина, заобикаляща ядрото на комета.
Комета - малки, замръзнали маси от прах и газ, обикалящи около Слънцето.
Съвпад - Феномен, при който планета се приближава до друга планета или звезда и се движи между другия обект и тялото на Земята.
Съзвездия - Група от звезди, на които са дадени имена от древните астрономи.
Корона - външната част на слънчевата атмосфера.
Коронаграф - вид телескоп, предназначен за наблюдение на Слънцето Корона.
Космическите лъчи са високоскоростни частици, които достигат до Земята от космоса.
Космология - изследване на Вселената.
Ден - Времето, през което Земята, въртейки се, се върти около оста си.
Плътност - компактност на материята.
Директно движение - Обектите, движещи се около Слънцето в същата посока като Земята - те се движат в движение напред, за разлика от обектите, движещи се в обратна посока - те се движат в ретроградно движение.
Дневно движение - видимото движение на небето от изток на запад, причинено от движението на Земята от запад на изток.
Пепеляста светлина - Слабото сияние на Луната над тъмната страна на Земята. Светлината се причинява от отражение от Земята.
Затъмнение – Когато видим обект в небето, блокиран от сянката на друг обект или сянката на Земята.
Еклиптика - Пътят на Слънцето, Луната и планетите, който следват всички в небето.
Екосфера - Областта около звезда, където температурата позволява съществуването на живот.
Електрон - отрицателна частица, която обикаля около атом.
Елемент - Вещество, което не може да бъде разложено по-нататък. Има 92 известни елемента.
Равноденствията са 21 март и 22 септември. Два пъти в годината, когато денят и нощта са равни по време, по целия свят.
Втора скорост на бягство - Скоростта, необходима на даден обект да се измъкне от хватката на гравитацията на друг обект.
Екзосфера - външната част на земната атмосфера.
Изригвания - ефектът на Слънчевите изригвания. Красиви изригвания във външната част на слънчевата атмосфера.
Галактика - група от звезди, газ и прах, които се държат заедно от гравитацията.
Гама - енергийно електромагнитно излъчване с изключително къса дължина на вълната.
Геоцентричен - Просто означава, че Земята е в центъра. Хората са вярвали, че Вселената е геоцентрична; Земята за тях беше центърът на Вселената.
Геофизика - изучаването на Земята с помощта на физика.
HI област - Облак от неутрален водород.
NI област - Облак от йонизиран водород (област на гореща плазмена емисионна мъглявина).
Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел – Диаграма, която помага на учените да разберат различните типове звезди.
Константа на Хъбъл - Връзката между разстоянието до даден обект и скоростта, с която той се отдалечава от нас. Освен това обектът се движи толкова по-бързо, колкото по-далеч става от нас.
Планети, чиято орбита е по-малка от тази на Земята - Меркурий и Венера, които се намират по-близо до Слънцето от Земята, се наричат долни планети.
Йоносфера - област на земната атмосфера.
Келвин - измерването на температурата често се използва в астрономията. 0 градуса по Келвин е равно на -273 градуса по Целзий и -459,4 градуса по Фаренхайт.
Законите на Кеплер - 1. планетите се движат по елиптични орбити със Слънцето в един фокус. 2. Въображаема линия, свързваща центъра на планетата с центъра на Слънцето. 3. Времето, необходимо на планетата да обиколи Слънцето.
Kirkwood Gaps - региони в астероидния пояс, където почти няма астероиди. Това се дължи на факта, че гигантският Юпитер променя орбитите на всеки обект, който навлиза в тези области.
Светлинна година - Разстоянието, което един светлинен лъч изминава за една година. Това е приблизително 6 000 000 000 000 (9 660 000 000 000 км) мили.
Крайник - ръбът на всеки обект в космоса. Лунната зона, например.
Местна група - група от две дузини галактики. Това е групата, към която принадлежи нашата Галактика.
Лунация - Периодът между новолунията. 29 дни 12 часа 44 минути.
Магнитосфера - Областта около обекта, където има влияние магнитно полеобектът може да се усети.
Маса - Не е същото като теглото, въпреки че масата на даден обект помага да се определи колко ще тежи.
Метеор - падаща звезда е частица прах, навлизаща в земната атмосфера.
Метеорит – обект от космоса, като скала, който пада на Земята и се приземява на нейната повърхност.
Метеороиди – Всеки малък обект в космоса, като облаци прах или камъни.
Микрометеорити - Изключително малки обекти. Те са толкова малки, че когато навлязат в земната атмосфера, не създават звезден ефект.
Млечният път е нашата галактика. (Думата "галактика" всъщност означава Млечен път на гръцки.)
Малка планета - астероид
Молекула - Група от атоми, свързани заедно.
Множество звезди - Група от звезди, които се въртят една около друга.
Надир - Това е точката на небесната сфера точно под наблюдателя.
Мъглявина - облак от газ и прах.
Неутрино - много малка частица, която няма маса или заряд.
Неутронна звезда - останки от мъртва звезда. Те са невероятно компактни и се въртят много бързо, някои се въртят 100 пъти в секунда.
Новост – Звезда, която внезапно пламва, преди да изчезне отново – пламък многократно по-силен от първоначалната си яркост.
Земен сфероид – планета, която не е идеално кръгла, защото е по-широка в средата и по-къса отгоре надолу.
Затъмнение - Закриването на едно небесно тяло от друго.
Опозиция - Когато една планета е точно срещу Слънцето, така че Земята е между тях.
Орбита - Пътят на един обект около друг.
Озон - област в горната атмосфера на Земята, която абсорбира много от смъртоносните лъчения, идващи от космоса.
Паралакс - Изместването на обект, когато се гледа от две различни места. Например, ако затворите едното си око и погледнете миниатюрата си и след това смените очите си, ще видите всичко заден планпремества напред и назад. Учените използват това за измерване на разстоянието до звездите.
Парсек - 3,26 светлинни години
Penumbra – Светлата част на сянката е на ръба на сянката.
Периастра - Когато две звезди, които обикалят една около друга, са в най-близката си точка.
Перигей – точката в орбитата на обект около Земята, когато той е най-близо до Земята.
Перихелий - Когато обект, който обикаля около Слънцето, е в най-близката си точка до слънцето
Смущения - Смущения в орбитата на небесен обект, причинени от гравитационното привличане на друг обект.
Фази - Очевидно се променя формата на Луната, Меркурий и Венера поради това каква част от слънцето е обърната към Земята.
Фотосфера - ярката повърхност на Слънцето
Планета - обект, движещ се около звезда.
Планетарна мъглявина - мъглявина от газ, заобикаляща звезда.
Прецесия - Земята се държи като връх. Неговите полюси се въртят в кръгове, карайки полюсите да сочат в различни посоки с течение на времето. Необходими са 25 800 години, за да завърши Земята една прецесия.
Правилно движение - движението на звездите по небето, гледано от Земята. Близките звезди имат по-високо собствено движение от по-отдалечените, както в нашата кола - по-близките обекти, като пътни знаци, изглежда се движат по-бързо от далечните планини и дървета.
протон - елементарна частицав центъра на атома. Протоните имат положителен заряд.
Квазар - Много далечен и много ярък обект.
Радиант - Област в небето по време на метеоритен дъжд.
Радиогалактики - Галактики, които са изключително мощни излъчватели на радиоизлъчване.
Червено отместване – когато даден обект се отдалечава от Земята, светлината от този обект се разтяга, което го прави да изглежда по-червен.
Завъртане - Когато нещо се движи в кръг около друг обект, като Луната около Земята.
Въртене - Когато въртящ се обект има поне една фиксирана равнина.
Сарос (драконов период) е времеви интервал от 223 синодични месеца (приблизително 6585,3211 дни), след който затъмненията на Луната и Слънцето се повтарят по обичайния начин. Цикъл Сарос - Период от 18 години 11,3 дни, в който затъмненията се повтарят.
Сателит - малък обект в орбита. Има много електронни обекти, които обикалят около Земята.
Блещукащи - Блещукащи звезди. Благодарение на земната атмосфера.
Тип - Състоянието на земната атмосфера в определен момент от времето. Ако небето е ясно, астрономите казват, че има добра видимост.
Селенография - изследване на повърхността на Луната.
Сейфертовите галактики са галактики с малки ярки центрове. Много Сейфертови галактики са добри източници на радиовълни.
Падаща звезда - светлина в атмосферата в резултат на падане на метеорит на Земята.
Сидеричен период - Периодът от време, който е необходим на обект в космоса, за да извърши едно пълно завъртане по отношение на звездите.
Слънчева система - система от планети и други обекти в орбитата на звездата Слънце.
Слънчев вятър - постоянен поток от частици от Слънцето във всички посоки.
Слънцестоене – 22 юни и 22 декември. Времето от годината, когато дните са или най-къси, или най-дълги, в зависимост от това къде се намирате.
Спикулите са основните елементи с диаметър до 16 000 километра в хромосферата на Слънцето.
Стратосфера - Нивото на земната атмосфера от приблизително 11-64 km над морското равнище.
Звезда - самосветещ обект, който свети през енергията, произведена при ядрени реакции в ядрото му.
Супернова - Супер ярка експлозия на звезда. Една свръхнова може да произведе същото количество енергия за секунда като цялата галактика.
слънчев часовник - Старинен инструмент, използвани за определяне на времето.
Слънчеви петна - Тъмни петна по повърхността на Слънцето.
Външни планети - Планети, които се намират по-далеч от Слънцето, отколкото Земята.
Синхронен сателит - Изкуствен спътник, който се движи около Земята със същата скорост, с която се върти Земята, така че винаги е в една и съща част на Земята.
Синодичен орбитален период - Времето, необходимо на обект в космоса да се появи отново в същата точка по отношение на два други обекта, като Земята и Слънцето
Сизигия - позицията на Луната в нейната орбита, в нова или пълна фаза.
Терминатор - границата между деня и нощта на всеки небесен обект.
Термодвойка - Инструмент, използван за измерване на много малки количества топлина.
Разширяване на времето - Когато се доближите до скоростта на светлината, времето се забавя и масата се увеличава (има такава теория).
Троянски астероиди - Астероиди, които обикалят около Слънцето, следвайки орбитата на Юпитер.
Тропосфера - долната част на земната атмосфера.
Сянка - Тъмната вътрешна част на сянката на слънцето.
Променливи звезди - Звезди с променлив блясък.
Зенит - Той е точно над главата ви в нощното небе.
1. Местно време.
Времето, измерено на даден географски меридиан, се нарича местно време този меридиан. За всички места на един и същи меридиан часовият ъгъл на пролетното равноденствие (или слънцето, или средното слънце) е един и същ във всеки един момент. Следователно по целия географски меридиан местното време (звездно или слънчево) е едно и също в един и същи момент.
Ако разликата в географската дължина на две места е D л, тогава в по-източно местоположение часовият ъгъл на всяко светило ще бъде на D лпо-голям от часовия ъгъл на същата звезда в по-западно местоположение. Следователно разликата във всяко местно време на два меридиана в един и същи физически момент винаги е равна на разликата в дължините на тези меридиани, изразена в часова мярка (в единици време):
тези. местното средно време на всяка точка на Земята винаги е равно на универсалното време в този момент плюс географската дължина на тази точка, изразена в часови единици и считана за положителна на изток от Гринуич.
В астрономическите календари моментите на повечето явления са посочени във всемирното време. T 0 . Моменти от тези явления в местно време T t.се определят лесно по формула (1.28).
3. Стандартно време. IN ЕжедневиетоИзползването на местно средно слънчево време и универсално време е неудобно. Първият е, защото по принцип има толкова местни часови системи, колкото и географски меридиани, т.е. безброен. Следователно, за да се установи последователността от събития или явления, отбелязани в местното време, е абсолютно необходимо да се знае, освен моментите, също и разликата в географската дължина на онези меридиани, на които са се случили тези събития или явления.
Последователността на събитията, отбелязани с универсалното време, е лесна за установяване, но голямата разлика между универсалното време и местното време на меридианите, разположени на значителни разстояния от Гринуич, създава неудобство при използването на универсалното време в ежедневието.
През 1884 г. е предложено поясна система за изчисляване на средното време,чиято същност е следната. Времето се брои само с 24 основенгеографски меридиани, разположени един от друг на дължина точно 15° (или 1 час), приблизително в средата на всеки часова зона. Времеви зони са зоните от земната повърхност, на които тя условно е разделена от линии, минаващи от нейния северен полюс към юг и отдалечени приблизително на 7°.5 от главните меридиани. Тези линии или граници на часовите зони следват точно географските меридиани само в открити морета и океани и в необитаеми земни зони. В останалата част от дължината си те следват държавни, административни, икономически или географски граници, отдръпвайки се от съответния меридиан в една или друга посока. Часовите зони са номерирани от 0 до 23. За основен меридиан на нулевата зона се приема Гринуич. Главният меридиан на първата часова зона се намира от Гринуич точно на 15° изток, на втората - 30°, на третата - 45° и т.н. до 23-та часова зона, главният меридиан на която е с източна дължина на Гринуич 345° (или западна дължина 15°).
Стандартно времеT pе местното средно слънчево време, измерено на началния меридиан на дадена часова зона. Използва се за следене на времето на цялата територия, попадаща в дадена часова зона.
Стандартно време на тази зона Псвързани с универсалното време чрез очевидна връзка
| Tn = T 0 +nч . | (1.29) |
Също така е съвсем очевидно, че разликата между часовете на зоните на две точки е цяло число часове, равно на разликата в номерата на техните часови зони.
4. Лятно време. За да се разпредели по-рационално електроенергията, използвана за осветление на предприятия и жилищни помещения, и да се използва най-пълно дневната светлина през летните месеци на годината, в много страни (включително нашата република) часовниковите стрелки на часовниците работят в стандартно време се преместват напред с 1 на час или половин час. Така нареченият лятно време . През есента часовниците отново се сверяват на стандартно време.
Връзка за лятно часово време T lвсяка точка със стандартното си време T pи с универсалното време T 0 се дава от следните отношения:
 | (1.30) |
1.2 Някои важни понятия и формули от общата астрономия
Преди да преминете към описанието на затъмняващите променливи звезди, които са посветени на тази работа, нека разгледаме някои основни понятия, които ще ни трябват по-късно.
Звездната величина на небесното тяло е мярка за неговия блясък, приета в астрономията. Гланцът е интензитетът на светлината, достигаща до наблюдателя, или осветеността, създадена в приемника на лъчение (око, фотографска плака, фотоумножител и др.), е обратно пропорционална на квадрата на разстоянието, разделящо източника и наблюдателя.
Магнитудът m и магнитудът E са свързани по формулата:
В тази формула E i е яркостта на звезда с m i -та величина, E k е яркостта на звезда с m k -та величина. Използвайки тази формула, е лесно да се види, че звездите от първа величина (1 m) по-ярък от звездитешеста величина (6 m), които се виждат на границата на видимост с просто око точно 100 пъти. Именно това обстоятелство формира основата за изграждането на мащабната скала.
Като вземем логаритъм от формула (1) и вземем предвид, че log 2,512 =0,4, получаваме:
, (1.2)
(1.3)
Последната формула показва, че разликата в звездните величини е право пропорционална на логаритъма на отношението на светлината. Знакът минус в тази формула показва, че величината се увеличава (намалява) с намаляване (увеличаване) на яркостта. Разликата в звездните величини може да се изрази не само като цяло число, но и като дроб. С помощта на фотоелектрически фотометри с висока точност е възможно да се определи разликата в звездните величини с точност до 0,001 m. Точността на визуалните (очни) оценки от опитен наблюдател е около 0,05 m.
Трябва да се отбележи, че формула (3) ви позволява да изчислите не звездните величини, а техните разлики. За да изградите мащабна скала, трябва да изберете определена нулева точка (референтна точка) от тази скала. Приблизително Вега (лира), звезда с нулева величина, може да се счита за такава нулева точка. Има звезди с отрицателни величини. Например Сириус (а Голямо куче) е най-ярката звезда на земното небе и има величина -1,46 m.
Яркостта на звездата, оценена от окото, се нарича визуална. Съответства на величина, означена с m u. или m визи. . Яркостта на звездите, оценена по диаметъра на изображението им и степента на почерняване върху фотографска плака (фотографски ефект), се нарича фотографска. Съответства на фотографската величина m pg или m phot. Разликата C = m pg - m phot, в зависимост от цвета на звездата, се нарича индекс на цвета.
Съществуват няколко конвенционално приети системи от звездни величини, от които най-широко използваните са системите от величини U, B и V. Буквата U означава ултравиолетови величини, B означава синьо (близко до фотографското), V означава жълто (близо към визуално). Съответно се определят два цветни индекса: U – B и B – V, които са равни на нула за чисто бели звезди.
Теоретична информация за затъмняващите променливи звезди
2.1 История на откриването и класификацията на затъмняващите променливи звезди
Първата затъмняваща променлива звезда Алгол (b Персей) е открита през 1669 г. Италиански математик и астроном Монтанари. За първи път е проучен в края на 18 век. Английски астроном любител Джон Гудрайк. Оказа се, че единичната звезда b Персей, видима с просто око, всъщност е множествена система, която не се разделя дори при телескопични наблюдения. Две от звездите, включени в системата, обикалят около общ център на масата за 2 дни, 20 часа и 49 минути. В определени моменти от време една от звездите, включени в системата, блокира друга от наблюдателя, което причинява временно отслабване на общата яркост на системата.
Кривата на светлината на Algol, която е показана на фиг. 1
Тази графика се основава на точни фотоелектрични наблюдения. Виждат се две затъмнения: дълбок първичен минимум - основното затъмнение (яркият компонент е скрит зад по-слабия) и леко затъмнение - вторичен минимум, когато по-яркият компонент затъмнява по-слабия.
Тези явления се повтарят след 2,8674 дни (или 2 дни 20 часа 49 минути).
От графиката на промените на яркостта става ясно (фиг. 1), че при Алгол, веднага след достигане на основния минимум (най-ниската стойност на яркостта), започва нейното нарастване. Това означава, че се случва частично затъмнение. В някои случаи може да се наблюдава и пълно затъмнение, което се характеризира със запазване на минималната стойност на яркостта на променливата в основния минимум за определен период от време. Например за затъмняващата променлива звезда U Cephei, която може да се наблюдава с мощни бинокли и любителски телескопи, при основния минимум продължителността на общата фаза е около 6 часа.
След като внимателно разгледахме графиката на промените в яркостта на Алгол, можем да открием, че между главния и вторичния минимум яркостта на звездата не остава постоянна, както може да изглежда на пръв поглед, но се променя леко. Това явление може да се обясни по следния начин. Извън затъмнението светлината от двата компонента на двойната система достига Земята. Но и двата компонента са близки един до друг. Следователно по-слаб компонент (често по-голям по размер), осветен от ярък компонент, разсейва падащото върху него лъчение. Очевидно е, че най-голямо количество разсеяна радиация ще достигне до земния наблюдател в момента, когато слабата компонента се намира зад ярката, т.е. близо до момента на вторичния минимум (теоретично това трябва да се случи веднага в момента на вторичния минимум, но общата яркост на системата рязко намалява поради факта, че един от компонентите е затъмнен).
Този ефектнаречен ефект на преизлъчване. На графиката това се проявява чрез постепенно увеличаване на общата яркост на системата при приближаване до вторичния минимум и намаляване на яркостта, което е симетрично на нейното нарастване спрямо вторичния минимум.
През 1874г Гудрайк откри втората засенчваща променлива звезда - b Лира. Той променя яркостта сравнително бавно с период от 12 дни 21 часа 56 минути (12,914 дни). За разлика от Algol, светлинната крива има по-плавна форма. (фиг.2) Това се обяснява с близостта на компонентите един до друг.
Приливните сили, възникващи в системата, карат двете звезди да се разтягат по линия, свързваща центровете им. Компонентите вече не са сферични, а елипсовидни. По време на орбитално движение съставните дискове, които имат елипсовидна форма, плавно променят площта си, което води до непрекъсната промяна в яркостта на системата дори извън затъмнение.
През 1903г Открита е затъмняващата променлива W на Голямата мечка с орбитален период от около 8 часа (0,3336834 дни). През това време се наблюдават два минимума с еднаква или почти еднаква дълбочина (фиг. 3). Изследването на кривата на светлината на звездата показва, че компонентите са почти еднакви по размер и повърхностите им почти се докосват.
В допълнение към звезди като Алгол, b Lyrae и W Голяма мечка, има по-редки обекти, които също се класифицират като затъмняващи променливи звезди. Това са елипсовидни звезди, които се въртят около ос. Промяната на областта на диска причинява малки промени в яркостта.
Водород, докато звездите с температура около 6 хиляди K имат линии от йонизиран калций, разположени на границата на видимата и ултравиолетовата част на спектъра. Имайте предвид, че спектърът на нашето Слънце има този тип I. Последователността от спектри на звездите, получена в резултат на непрекъсната промяна в температурата на техните повърхностни слоеве, се обозначава със следните букви: O, B, A, F, G, K, M, от най-горещите до...
Няма да се наблюдават линии (поради слабостта на сателитния спектър), а спектралните линии главна звездаще варира по същия начин, както в първия случай. Периодите на промени, настъпващи в спектрите на спектроскопичните двойни звезди, които очевидно са и периоди на тяхната революция, са много различни. Най-краткият известен период е 2.4H (g Малка мечка), а най-дългият е десетки години. За...
