A continuación se muestra una lista de palabras útiles para la astronomía. Estos términos fueron creados por científicos para explicar lo que sucede en el espacio exterior.
Es útil conocer estas palabras, sin entender sus definiciones es imposible estudiar el Universo y explicarse sobre los temas de la astronomía. Espero que los términos astronómicos básicos permanezcan en su memoria.
Valor absoluto: qué tan brillante sería una estrella si estuviera a 32,6 años luz de la Tierra.
Cero absoluto: la temperatura más baja posible, -273,16 grados centígrados
Aceleración - Cambio de velocidad (velocidad o dirección).
Skyglow - El brillo natural del cielo nocturno se debe a las reacciones que ocurren en las capas superiores de la atmósfera terrestre.
Albedo: el albedo de un objeto indica la cantidad de luz que refleja. Un reflector ideal, como un espejo, tendrá un albedo de 100. La luna tiene un albedo de 7, la tierra tiene un albedo de 36.
Angstrom: unidad que se utiliza para medir la longitud de onda de la luz y otras radiaciones electromagnéticas.
Anular - Que tiene la forma de un anillo o que forma un anillo.
Apoaster - Cuando dos estrellas giran una alrededor de la otra, ¿a qué distancia pueden estar (distancia máxima entre cuerpos).
Afelio - Durante el movimiento orbital de un objeto alrededor del Sol, cuando ocurre la posición más distante del Sol.
Apogeo - La posición de un objeto en la órbita de la Tierra cuando está más lejos de la Tierra.
Aerolite es un meteorito de piedra.
Asteroide - Un cuerpo sólido, o un pequeño planeta, que gira alrededor del Sol.
Astrología - La creencia de que la posición de las estrellas y los planetas afecta los eventos de los destinos humanos. Esto no tiene justificación científica.
Unidad astronómica - Distancia de la Tierra al Sol Usualmente escrito como AU.
Astrofísica: el uso de la física y la química en el estudio de la astronomía.
Atmósfera - El espacio gaseoso que rodea un planeta u otro objeto espacial.
Átomo - La partícula más pequeña de cualquier elemento.
Aurora (Luces del Norte) - Hermosas luces sobre las regiones polares, que son causadas por la tensión de las partículas del Sol al interactuar con el campo magnético de la Tierra.
Eje: la línea imaginaria sobre la que gira el objeto.
Radiación de fondo - Radiación de microondas débil que emana del espacio en todas las direcciones. Se cree que es un remanente del Big Bang.
Baricentro - El centro de gravedad de la Tierra y la Luna.
Estrellas binarias: un dúo estelar que en realidad consta de dos estrellas que se orbitan entre sí.
Agujero negro: una región del espacio alrededor de un objeto muy pequeño y muy masivo en el que el campo gravitatorio es tan fuerte que ni siquiera la luz puede escapar de él.
Bolide: un meteoro brillante que puede explotar durante su descenso a través de la atmósfera terrestre.
Bolómetro - Un detector sensible a la radiación.
Esfera Celestial - Una esfera imaginaria que rodea la Tierra. El término se usa para ayudar a los astrónomos a explicar dónde están los objetos en el cielo.
Las cefeidas son estrellas variables que los científicos usan para determinar qué tan lejos está una galaxia o qué tan lejos está un cúmulo de estrellas de nosotros.
Dispositivo de carga acoplada (CCD): un dispositivo de imagen sensible que reemplaza a la fotografía en la mayoría de las ramas de la astronomía.
Cromosfera - Parte de la atmósfera del Sol, visible durante un eclipse solar total.
Estrella Circumpolar - Una estrella que nunca se pone, se puede ver durante todo el año.
Cúmulos: un grupo de estrellas o un grupo de galaxias que están unidas entre sí por las fuerzas de la gravedad.
Índice de color: una medida del color de una estrella que les dice a los científicos qué tan caliente está la superficie de la estrella.
Coma - Una nebulosa que rodea el núcleo de un cometa.
Cometa - Pequeñas masas congeladas de polvo y gas que orbitan alrededor del Sol.
Conjunción - Un fenómeno en el que un planeta se acerca a otro planeta o estrella, y se mueve entre el otro objeto y el cuerpo de la Tierra.
Constelaciones: un grupo de estrellas a las que los antiguos astrónomos les dieron nombres.
Corona - La parte exterior de la atmósfera del Sol.
Coronógrafo - Un tipo de telescopio diseñado para ver el Sol Corona.
Rayos cósmicos - Partículas de alta velocidad que llegan a la Tierra desde el espacio exterior.
Cosmología - El estudio del universo.
Día: la cantidad de tiempo que tarda la Tierra en girar alrededor de su eje.
Densidad - La compacidad de la materia.
Movimiento directo: los objetos que se mueven alrededor del Sol en la misma dirección que la Tierra se mueven en movimiento directo, a diferencia de los objetos que se mueven en la dirección opuesta, se mueven en movimiento retrógrado.
Movimiento diurno: el movimiento aparente del cielo de este a oeste, causado por el movimiento de la Tierra de oeste a este.
Luz de ceniza: un débil resplandor de la Luna sobre el lado oscuro de la Tierra. La luz es causada por la reflexión de la Tierra.
Eclipse - Cuando vemos un objeto en el cielo bloqueado por la sombra de otro objeto o la sombra de la Tierra.
La eclíptica es el camino del sol, la luna y los planetas que todos siguen en el cielo.
Ecosfera: el área alrededor de una estrella donde la temperatura permite que exista vida.
Electrón - Una partícula negativa que gira alrededor de un átomo.
Elemento - Una sustancia que no se puede descomponer más. Hay 92 elementos conocidos.
Los equinoccios son el 21 de marzo y el 22 de septiembre. Dos veces al año, cuando el día y la noche son iguales en el tiempo, alrededor del mundo.
Segunda velocidad de escape: la velocidad requerida para que un objeto escape del control de la gravedad de otro objeto.
Exosfera - La parte exterior de la atmósfera terrestre.
Llamaradas - el efecto de las llamaradas solares. Hermosas erupciones en la parte exterior de la atmósfera del Sol.
Galaxia: un grupo de estrellas, gas y polvo que se mantienen unidos por la gravedad.
Gamma: radiación electromagnética energética de longitud de onda extremadamente corta.
Geocéntrico: simplemente significa que la Tierra está en el centro. La gente solía creer que el universo es geocéntrico; La tierra para ellos era el centro del universo.
Geofísica - Exploración de la Tierra usando la física.
Región HI - Nube de hidrógeno neutro.
Región NI - Una nube de hidrógeno ionizado (una región de la nebulosa de emisión de plasma caliente).
Diagrama de Hertzsprung-Russell: un diagrama que ayuda a los científicos a comprender diferentes tipos estrellas.
Constante de Hubble: la relación entre la distancia de un objeto y la velocidad a la que se aleja de nosotros. Además, el objeto se mueve más rápido, cuanto más se aleja de nosotros.
Los planetas que tienen una órbita menor que la de la Tierra: Mercurio y Venus, que se encuentran más cerca del Sol que la Tierra, se denominan planetas inferiores.
Ionosfera - La región de la atmósfera terrestre.
Kelvin: la medida de la temperatura se usa a menudo en astronomía. 0 grados Kelvin equivalen a -273 grados Celsius y -459,4 grados Fahrenheit.
Leyes de Kepler - 1. Los planetas se mueven en órbitas elípticas con el Sol en uno de los focos. 2. Una línea imaginaria que conecta el centro del planeta con el centro del Sol. 3. Tiempo requerido para que un planeta gire alrededor del Sol.
Kirkwood Gaps - Regiones en el cinturón de asteroides donde casi no hay asteroides. Esto se debe a que el gigante Júpiter cambia las órbitas de cualquier objeto que ingresa a estas áreas.
Un año luz es la distancia recorrida por un rayo de luz en un año. Esto es aproximadamente 6,000,000,000,000 (9,660,000,000,000 km) millas.
Extremidad - El borde de cualquier objeto en el espacio exterior. La zona de la Luna, por ejemplo.
Grupo Local - Un grupo de dos docenas de galaxias. Este es el grupo al que pertenece nuestra galaxia.
Lunación - El período entre lunas nuevas. 29 días 12 horas 44 minutos.
Magnetosfera: la región alrededor de un objeto donde se puede sentir el efecto del campo magnético del objeto.
Masa: no es lo mismo que peso, aunque la masa de un objeto ayuda a determinar cuánto pesará.
Meteoro: una estrella fugaz, estas son partículas de polvo que ingresan a la atmósfera terrestre.
Meteorito: un objeto del espacio exterior, como una roca, que cae a la Tierra y aterriza en su superficie.
Meteoroides: cualquier objeto pequeño en el espacio exterior, como nubes de polvo o rocas.
Micrometeorito - Objeto extremadamente pequeño. Son tan pequeños que cuando entran en la atmósfera terrestre no crean el efecto de una estrella.
La Vía Láctea es nuestra galaxia. (La palabra "Galaxia" en realidad significa la Vía Láctea en griego).
Planeta menor - Asteroide
Molécula - Un grupo de átomos unidos entre sí.
Estrellas Múltiples - Un grupo de estrellas que giran unas alrededor de otras.
Nadir: este es un punto en la esfera celeste, directamente debajo del observador.
Nebulosa - Una nube de gas y polvo.
Neutrino - Una partícula muy pequeña que no tiene masa ni carga.
Estrella de Neutrones - Los restos de una estrella muerta. Son increíblemente compactos y giran muy rápido, algunos giran 100 veces por segundo.
Novedad - Una estrella que de repente parpadea antes de desaparecer de nuevo - un destello muchas veces más fuerte que su brillo original.
Esferoide terrestre: un planeta que no es perfectamente redondo porque es más ancho en el medio y más corto de arriba a abajo.
Eclipse - Ocultación de un cuerpo celeste por otro.
Oposición: cuando el planeta está exactamente opuesto al Sol, de modo que la Tierra está entre ellos.
Órbita: la trayectoria de un objeto alrededor de otro.
Ozono: un área en la atmósfera superior de la Tierra que absorbe muchas de las radiaciones mortales provenientes del espacio.
Parallax: el cambio de un objeto cuando se ve desde dos ubicaciones diferentes. Por ejemplo, si cierra un ojo y mira su miniatura y luego cambia de ojos, verá que todo en el fondo se mueve de un lado a otro. Los científicos usan esto para medir la distancia a las estrellas.
Parsec - 3,26 años luz
Penumbra: la parte clara de la sombra está en el borde de la sombra.
Periastra - Cuando dos estrellas que giran una alrededor de la otra están en su punto más cercano.
Perigeo - El punto en la órbita de un objeto alrededor de la Tierra cuando está más cerca de la Tierra.
Perihelio: cuando un objeto que gira alrededor del sol está en su punto más cercano al sol.
Perturbaciones - Perturbaciones en la órbita de un objeto celeste causadas por la atracción gravitatoria de otro objeto.
Fases - Obviamente cambiando la forma de la Luna, Mercurio y Venus debido a la cantidad de lado del sol que mira hacia la Tierra.
Fotosfera - La superficie brillante del Sol
Planeta - Un objeto que se mueve alrededor de una estrella.
Nebulosa planetaria - Nebulosa de gas que rodea a una estrella.
Precesión - La Tierra se comporta como un trompo. Sus polos que giran en círculos hacen que los polos apunten en diferentes direcciones con el tiempo. La Tierra tarda 25.800 años en completar una precesión.
Movimiento propio: el movimiento de las estrellas en el cielo visto desde la Tierra. Las estrellas cercanas tienen un movimiento propio mayor que las más distantes, como en nuestro automóvil; parece que los objetos más cercanos, como las señales de tráfico, moviéndose más rápido que montañas y árboles distantes.
El protón es una partícula elemental en el centro de un átomo. Los protones tienen carga positiva.
Un cuásar es un objeto muy distante y muy brillante.
Brillante - Un área en el cielo durante una lluvia de meteoritos.
Galaxias de radio - Galaxias que son emisores extremadamente poderosos de emisión de radio.
Desplazamiento al rojo: a medida que un objeto se aleja de la Tierra, la luz de ese objeto se estira, lo que hace que parezca más rojo.
Rotar: cuando algo se mueve en un círculo alrededor de otro objeto, como la Luna alrededor de la Tierra.
Rotación: cuando un objeto giratorio tiene al menos un plano fijo.
Saros (período draconiano) - un intervalo de tiempo de 223 meses sinódicos (aproximadamente 6585,3211 días), después del cual los eclipses de Luna y Sol se repiten de la manera habitual. Ciclo de Saros - Período de 18 años 11,3 días en el que se repiten los eclipses.
Satélite - Un pequeño objeto en órbita. Hay muchos objetos electrónicos que giran alrededor de la Tierra.
Centelleo - Estrellas centelleantes. Gracias a la atmósfera de la Tierra.
Ver: el estado de la atmósfera de la Tierra en un momento determinado. Si el cielo está despejado, los astrónomos dicen que hay una buena visualización.
La selenografía es el estudio de la superficie de la luna.
Las galaxias Seyfert son galaxias con pequeños centros brillantes. Muchas galaxias son Seyfert buenas fuentes ondas de radio
Estrella fugaz - Luz en la atmósfera como resultado de la caída de un meteorito a la Tierra.
Período sideral: el período de tiempo que tarda un objeto en el espacio en completar una revolución completa en relación con las estrellas.
Sistema solar: un sistema de planetas y otros objetos que orbitan alrededor del sol.
Viento solar - Un flujo constante de partículas del Sol en todas las direcciones.
Solsticio - 22 de junio y 22 de diciembre. La época del año en la que el día es más corto o más largo, dependiendo de dónde se encuentre.
Las espículas son los elementos principales, de hasta 16.000 kilómetros de diámetro, en la cromosfera solar.
Estratosfera - El nivel de la atmósfera de la Tierra es de aproximadamente 11 a 64 km sobre el nivel del mar.
Una estrella es un objeto autoluminoso que brilla a través de la energía producida en las reacciones nucleares dentro de su núcleo.
Supernova: una explosión súper brillante de una estrella. Una supernova puede producir la misma cantidad de energía por segundo que una galaxia entera.
Reloj de sol - instrumento antiguo El utilizado para determinar el tiempo.
Las manchas solares son manchas oscuras en la superficie del Sol.
Planetas exteriores: planetas que se encuentran más alejados del Sol que la Tierra.
Satélite síncrono - Satélite artificial, que se mueve alrededor de la Tierra a la misma velocidad que gira la Tierra, por lo que siempre está en la misma parte de la Tierra.
Período sinódico de revolución: el tiempo que tarda un objeto en el espacio en reaparecer en el mismo punto en relación con otros dos objetos, como la Tierra y el Sol.
Syzygy - La posición de la Luna en su órbita, en una fase nueva o completa.
Terminator: la línea entre el día y la noche en cualquier objeto celeste.
Termopar - Un instrumento usado para medir cantidades muy pequeñas de calor.
Desaceleración del tiempo: a medida que se acerca a la velocidad de la luz, el tiempo se ralentiza y la masa aumenta (existe tal teoría).
Asteroides troyanos - Asteroides que giran alrededor del Sol, siguiendo la órbita de Júpiter.
Troposfera - La parte inferior de la atmósfera terrestre.
Sombra - La parte interior oscura de la sombra del sol.
Estrellas variables: estrellas que fluctúan en brillo.
Zenith: está justo encima de tu cabeza en el cielo nocturno.
1.2 Algunos conceptos y fórmulas importantes de la astronomía general
Antes de pasar a la descripción de las estrellas variables eclipsantes, a las que está dedicado este trabajo, consideramos algunos conceptos básicos que necesitaremos a continuación.
La magnitud estelar de un cuerpo celeste es una medida de su brillo aceptada en astronomía. El brillo es la intensidad de la luz que llega al observador o la iluminación creada en el receptor de radiación (ojo, placa fotográfica, fotomultiplicador, etc.) El brillo es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que separa la fuente del observador.
La magnitud m y el brillo E están relacionados por la fórmula:
En esta fórmula, E i es el brillo de una estrella de m i -ésima magnitud, E k es el brillo de una estrella de m k -ésima magnitud. Usando esta fórmula, es fácil ver que las estrellas de primera magnitud (1 m) son más brillantes que las estrellas de sexta magnitud (6 m), que son visibles en el límite de visibilidad a simple vista exactamente 100 veces. Fue esta circunstancia la que sirvió de base para construir la escala de magnitudes estelares.
Tomando el logaritmo de la fórmula (1) y teniendo en cuenta que lg 2.512 = 0.4, obtenemos:
, (1.2)
(1.3)
La última fórmula muestra que la diferencia de magnitud es directamente proporcional al logaritmo de la razón de magnitud. El signo menos en esta fórmula indica que la magnitud estelar aumenta (disminuye) con una disminución (aumento) del brillo. La diferencia en las magnitudes estelares se puede expresar no solo como un número entero, sino también como un número fraccionario. Con la ayuda de fotómetros fotoeléctricos de alta precisión, es posible determinar la diferencia de magnitudes estelares con una precisión de 0,001 m. La precisión de las estimaciones visuales (del ojo) de un observador experimentado es de aproximadamente 0,05 m.
Cabe señalar que la fórmula (3) permite calcular no las magnitudes estelares, sino sus diferencias. Para construir una escala de magnitudes estelares, debe elegir algún punto cero (punto de referencia) de esta escala. Aproximadamente uno puede considerar a Vega (una Lyra) como un punto cero, una estrella de magnitud cero. Hay estrellas que tienen magnitudes negativas. Por ejemplo, Sirius (un Perro grande) es la estrella más brillante del cielo terrestre y tiene una magnitud de -1,46 m.
El brillo de una estrella, estimado por el ojo, se llama visual. Corresponde a una magnitud estelar, denotada por m u . om visas. . El brillo de las estrellas, estimado por el diámetro de su imagen y el grado de ennegrecimiento en una placa fotográfica (efecto fotográfico), se llama fotográfico. Corresponde a la magnitud fotográfica m pg o m phot. La diferencia C \u003d m pg - m ph, según el color de la estrella, se denomina índice de color.
Hay varios sistemas de magnitud aceptados convencionalmente, de los cuales los más utilizados son los sistemas de magnitud U, B y V. La letra U denota magnitudes ultravioleta, B es azul (cercana a la fotográfica), V es amarilla (cercana a la visual). En consecuencia, se determinan dos índices de color: U - B y B - V, que son iguales a cero para estrellas de color blanco puro.
Información teórica sobre estrellas variables eclipsantes
2.1 Historia del descubrimiento y clasificación de estrellas variables eclipsantes
La primera estrella variable eclipsante Algol (b Perseus) fue descubierta en 1669. Matemático y astrónomo italiano Montanari. Fue explorado por primera vez a finales del siglo XVIII. El astrónomo aficionado inglés John Goodryke. Resultó que la estrella única b Perseo, visible a simple vista, es en realidad un sistema múltiple que no se separa ni siquiera con observaciones telescópicas. Dos de las estrellas incluidas en el sistema giran alrededor de un centro de masa común en 2 días 20 horas y 49 minutos. En determinados momentos del tiempo, una de las estrellas incluidas en el sistema cierra a la otra al observador, lo que provoca un debilitamiento temporal del brillo total del sistema.
La curva de luz de Algol que se muestra en la Fig. 1
Este gráfico se basa en observaciones fotoeléctricas precisas. Se ven dos desvanecimientos de brillo: un mínimo primario profundo: el eclipse principal (el componente brillante se oculta detrás del más débil) y una pequeña disminución del brillo: el mínimo secundario, cuando el componente más brillante eclipsa al más débil.
Estos fenómenos se repiten después de 2,8674 días (o 2 días 20 horas 49 minutos).
Se puede ver en el gráfico de cambios de brillo (Fig. 1) que inmediatamente después de alcanzar el mínimo principal (el valor de brillo más bajo), Algol comienza a aumentar. Esto significa que se está produciendo un eclipse parcial. En algunos casos, puede haber eclipse total, que se caracteriza por la persistencia del valor mínimo de luminosidad de la variable en el mínimo principal durante un determinado periodo de tiempo. Por ejemplo, la estrella variable eclipsante U Cephei, que es accesible para las observaciones con binoculares potentes y telescopios de aficionados, tiene una duración de fase total de unas 6 horas como mínimo principal.
Al examinar detenidamente el gráfico de cambios en el brillo de Algol, puede encontrar que entre los mínimos principal y secundario, el brillo de la estrella no permanece constante, como podría parecer a primera vista, sino que cambia ligeramente. Este fenómeno puede ser explicado de la siguiente manera. Fuera del eclipse, la luz de ambos componentes del sistema binario llega a la Tierra. Pero ambos componentes están cerca uno del otro. Por lo tanto, un componente más débil (a menudo de mayor tamaño), iluminado por un componente brillante, dispersa la radiación que incide sobre él. Es obvio que la mayor cantidad de radiación dispersa llegará al observador de la Tierra en el momento en que la componente débil se encuentre detrás de la brillante, es decir cerca del momento del mínimo secundario (teóricamente, esto debería ocurrir inmediatamente en el momento del mínimo secundario, pero el brillo total del sistema disminuye drásticamente debido al hecho de que uno de los componentes está eclipsado).
Este efecto se denomina efecto de reemisión. En el gráfico, se manifiesta como un aumento gradual del brillo general del sistema a medida que se acerca al mínimo secundario y una disminución del brillo, que es simétrica a su aumento en relación con el mínimo secundario.
en 1874 Goodryk descubrió la segunda estrella variable eclipsante - b Lyra. Cambia de brillo relativamente lentamente con un período de 12 días 21 horas 56 minutos (12.914 días). A diferencia de Algol, la curva de luz tiene una forma más suave. (Fig.2) Esto se debe a la proximidad de los componentes entre sí.
Las fuerzas de marea que surgen en el sistema hacen que ambas estrellas se estiren a lo largo de una línea que conecta sus centros. Los componentes ya no son esféricos, sino elipsoidales. Durante el movimiento orbital, los discos de los componentes, que tienen forma elíptica, cambian suavemente su área, lo que conduce a un cambio continuo en el brillo del sistema incluso fuera del eclipse.
en 1903 se descubrió la variable eclipsante W Ursa Major, en la que el período de revolución es de unas 8 horas (0,3336834 días). Durante este tiempo se observan dos mínimos de igual o casi igual profundidad (Fig. 3). Un estudio de la curva de luz de la estrella muestra que los componentes son casi iguales en tamaño y casi tocan superficies.
Además de estrellas como Algol, b Lyra y W Ursa Major, existen objetos más raros que también se clasifican como estrellas variables eclipsantes. Estas son estrellas elipsoidales que giran alrededor de un eje. Un cambio en el área del disco provoca pequeños cambios en el brillo.
Hidrógeno, mientras que las estrellas con una temperatura de alrededor de 6 mil K. tienen líneas de calcio ionizado ubicadas en el borde de las partes visible y ultravioleta del espectro. Nótese que este tipo de I tiene el espectro de nuestro Sol. La secuencia de espectros de estrellas obtenida al cambiar continuamente la temperatura de sus capas superficiales se denota con las siguientes letras: O, B, A, F, G, K, M, desde la más caliente hasta ...
No se observarán líneas (debido a la debilidad del espectro del satélite), pero las líneas del espectro de la estrella principal fluctuarán de la misma forma que en el primer caso. Los periodos de cambios que ocurren en los espectros de las estrellas binarias espectroscópicas, que obviamente son también los periodos de su rotación, son bastante diferentes. El más corto de los períodos conocidos es de 2,4 horas (g de Ursa Minor) y el más largo, decenas de años. Para...
1. La resolución teórica del telescopio:
Dónde λ - la longitud media de la onda de luz (5,5 10 -7 m), D es el diámetro del objetivo del telescopio, o , donde D es el diámetro del objetivo del telescopio en milímetros.
2. Ampliación del telescopio:
Dónde F es la distancia focal de la lente, F es la distancia focal del ocular.
3. La altura de las luminarias en el clímax:
la altura de las luminarias en el clímax superior, culminando al sur del cenit ( d < j):
, Dónde j- latitud del lugar de observación, d- declinación de la estrella;
la altura de las luminarias en el clímax superior, culminando al norte del cenit ( d > j):
, Dónde j- latitud del lugar de observación, d- declinación de la estrella;
la altura de las luminarias en el clímax inferior:
, Dónde j- latitud del lugar de observación, d- declinación de la luminaria.
4. Refracción astronómica:
Fórmula aproximada para el cálculo del ángulo de refracción, expresada en segundos de arco (a una temperatura de +10°C y una presión atmosférica de 760 mmHg):
, Dónde z es la distancia cenital de la estrella (para z<70°).
tiempo sideral:
Dónde a- la ascensión recta de una luminaria, t es su ángulo horario;
hora solar media (hora media local):
T metro = T + h, Dónde T- tiempo solar verdadero, h es la ecuación del tiempo;
hora mundial:
Donde l es la longitud del punto con el tiempo medio local T m , expresado en horas, T 0 - tiempo universal en este momento;
tiempo estándar:
Dónde T 0 - tiempo universal; norte– número de zona horaria (para Greenwich norte=0, para Moscú norte=2, para Krasnoyarsk norte=6);
tiempo de maternidad:
o 
6. Fórmulas que relacionan el período sideral (estelar) de la revolución del planeta T con el período sinódico de su circulación S:
para planetas superiores:
para los planetas inferiores:
, Dónde TÅ es el período sideral de la revolución de la Tierra alrededor del Sol.
7. Tercera ley de Kepler:
, Dónde T 1 Y T 2- períodos de rotación de los planetas, a 1 y a 2 son los principales semiejes de su órbita.
8. Ley de la gravedad:
Dónde metro 1 Y m2 son las masas de puntos materiales atraídos, r- la distancia entre ellos, GRAMO es la constante gravitacional.
9. Tercera ley generalizada de Kepler:
, Dónde metro 1 Y m2 son las masas de dos cuerpos mutuamente atraídos, r es la distancia entre sus centros, T es el período de revolución de estos cuerpos alrededor de un centro de masa común, GRAMO es la constante gravitatoria;
para el sistema Sol y dos planetas:
, Dónde T 1 Y T 2- períodos siderales (estelares) de revolución planetaria, METRO es la masa del sol, metro 1 Y m2 son las masas de los planetas, a 1 y a 2 - semiejes mayores de las órbitas de los planetas;
para los sistemas Sol y planeta, planeta y satélite:
, Dónde METRO es la masa del Sol; metro 1 es la masa del planeta; metro 2 es la masa del satélite del planeta; T 1 y un 1- el período de revolución del planeta alrededor del Sol y el semieje mayor de su órbita; T 2 y un 2 es el período orbital del satélite alrededor del planeta y el semieje mayor de su órbita;
en METRO >> metro 1, y metro 1 >> metro 2 ,
10. Velocidad lineal del cuerpo en una órbita parabólica (velocidad parabólica):
, Dónde GRAMO METRO es la masa del cuerpo central, r es el radio vector del punto elegido de la órbita parabólica.
11. Velocidad lineal del cuerpo en una órbita elíptica en un punto elegido:
, Dónde GRAMO es la constante gravitacional, METRO es la masa del cuerpo central, r es el radio vector del punto elegido de la órbita elíptica, a es el semieje mayor de una órbita elíptica.
12. Velocidad lineal del cuerpo en una órbita circular (velocidad circular):
, Dónde GRAMO es la constante gravitacional, METRO es la masa del cuerpo central, R es el radio de la órbita, v p es la velocidad parabólica.
13. La excentricidad de la órbita elíptica, que caracteriza el grado de desviación de la elipse del círculo:
, Dónde C es la distancia del foco al centro de la órbita, a es el semieje mayor de la órbita, b es el semieje menor de la órbita.
14. Relación de distancias de periapsis y apoapsis con semieje mayor y excentricidad de órbita elíptica:
Dónde r P - distancias desde el foco, en el que se encuentra el cuerpo celeste central, hasta el periapsis, r A - distancias desde el foco, en el que se encuentra el cuerpo celeste central, hasta el apocentro, a es el semieje mayor de la órbita, mi es la excentricidad de la órbita.
15. Distancia a la luminaria (dentro del sistema solar):
, Dónde R ρ
0 - paralaje horizontal de la estrella, expresado en segundos de arco,
o donde D 1 y D 2 - distancias a las luminarias, ρ 1 y ρ 2 – sus paralajes horizontales.
16. Radio de la luminaria:
Dónde ρ - el ángulo en el que el radio del disco de la luminaria es visible desde la Tierra (radio angular), RÅ es el radio ecuatorial de la Tierra, ρ 0 - paralaje horizontal de la estrella m - magnitud aparente, R es la distancia a la estrella en parsecs.
20. Ley de Stefan-Boltzmann:
ε=σT 4, donde ε es la energía radiada por unidad de tiempo desde una unidad de superficie, T es la temperatura (en kelvins), y σ es la constante de Stefan-Boltzmann.
21. Ley del vino:
Dónde λ max - longitud de onda, que representa la radiación máxima de un cuerpo negro (en centímetros), T es la temperatura absoluta en kelvins.
22. Ley de Hubble:
, Dónde v es la velocidad radial de la galaxia que se aleja, C es la velocidad de la luz, Δ λ
es el desplazamiento Doppler de las líneas en el espectro, λ
es la longitud de onda de la fuente de radiación, z- corrimiento al rojo, r es la distancia a la galaxia en megaparsecs, H es la constante de Hubble igual a 75 km/(s × Mpc).
Del mar de información en el que nos estamos ahogando, aparte de la autodestrucción, hay otra salida. Los expertos con una mente lo suficientemente amplia pueden crear resúmenes actualizados o resúmenes que resumen brevemente los hechos clave de un área determinada. Presentamos un intento de Sergei Popov de hacer tal colección de la información más importante sobre astrofísica.
S. Popov. Foto de I. Yarovaya
Contrariamente a la creencia popular, la enseñanza escolar de la astronomía tampoco estaba a la altura en la URSS. Oficialmente, la materia estaba en el plan de estudios, pero en realidad, la astronomía no se enseñaba en todas las escuelas. A menudo, incluso si las lecciones se impartían, los maestros las usaban para clases adicionales en sus materias principales (principalmente física). Y en muy pocos casos, la enseñanza fue de calidad suficiente para tener tiempo de formarse una imagen adecuada del mundo entre los escolares. Además, la astrofísica ha sido una de las ciencias de más rápido desarrollo en las últimas décadas; el conocimiento de astrofísica que los adultos recibieron en la escuela hace 30-40 años está significativamente desactualizado. Agregamos que ahora casi no hay astronomía en las escuelas. Como resultado, en su mayor parte, las personas tienen una idea bastante vaga de cómo funciona el mundo en una escala mayor que las órbitas de los planetas del sistema solar.
Galaxia espiral NGC 4414
Cúmulo de galaxias en la constelación Coma Berenices
Planeta alrededor de la estrella Fomalhaut
En tal situación, creo que sería prudente hacer "Muy curso corto astronomía". Es decir, resaltar los hechos clave que forman los cimientos de la imagen astronómica moderna del mundo. Por supuesto, diferentes especialistas pueden elegir conjuntos ligeramente diferentes de conceptos y fenómenos básicos. Pero es bueno si hay varias versiones buenas. Es importante que todo se pueda exponer en una conferencia o caber en un pequeño artículo. Y luego aquellos que estén interesados podrán ampliar y profundizar sus conocimientos.
Me impuse la tarea de hacer un conjunto de los conceptos y hechos más importantes sobre astrofísica que cabría en una página A4 estándar (alrededor de 3000 caracteres con espacios). Al mismo tiempo, por supuesto, se supone que una persona sabe que la Tierra gira alrededor del Sol, entiende por qué ocurren los eclipses y el cambio de estaciones. Es decir, los hechos absolutamente "infantiles" no están incluidos en la lista.
Región de formación estelar NGC 3603
Nebulosa planetaria NGC 6543
Remanente de supernova Cassiopeia A
La práctica ha demostrado que todo lo que está en la lista se puede exponer en aproximadamente una hora de clase (o en un par de lecciones en la escuela, teniendo en cuenta las respuestas a las preguntas). Por supuesto, en una hora y media es imposible formarse una imagen estable de la estructura del mundo. Sin embargo, se debe dar el primer paso, y aquí debería ayudar un "estudio con grandes trazos", en el que se capturen todos los puntos principales que revelan las propiedades básicas de la estructura del Universo.
Todas las imágenes fueron tomadas por el Telescopio Espacial Hubble y tomadas de http://heritage.stsci.edu y http://hubble.nasa.gov
1. El Sol es una estrella común (una de aproximadamente 200-400 mil millones) en las afueras de nuestra Galaxia: un sistema de estrellas y sus restos, gas interestelar, polvo y materia oscura. Las distancias entre las estrellas de la galaxia suelen ser de unos pocos años luz.
2. sistema solar se extiende más allá de la órbita de Plutón y termina donde la influencia gravitacional del Sol se compara con la de las estrellas cercanas.
3. Las estrellas continúan formándose hoy a partir del gas y el polvo interestelar. Durante su vida y al final de ella, las estrellas vierten parte de su materia, enriquecida con elementos sintetizados, al espacio interestelar. Así es como cambia estos días composición química universo.
4. El sol está evolucionando. Su edad es de menos de 5 mil millones de años. En unos 5.000 millones de años, se quedará sin hidrógeno en su núcleo. El Sol se convertirá en una gigante roja y luego en una enana blanca. Las estrellas masivas explotan al final de sus vidas, dejando una estrella de neutrones o un agujero negro.
5. Nuestra Galaxia es uno de muchos sistemas de este tipo. Hay alrededor de 100 mil millones de galaxias grandes en la parte visible del universo. Están rodeados de pequeños satélites. La galaxia tiene unos 100.000 años luz de diámetro. La galaxia grande más cercana está a unos 2,5 millones de años luz de distancia.
6. Los planetas existen no solo alrededor del Sol, sino también alrededor de otras estrellas, se les llama exoplanetas. Los sistemas planetarios no son iguales. Ahora conocemos más de 1.000 exoplanetas. Aparentemente, muchas estrellas tienen planetas, pero solo una pequeña parte puede ser apta para la vida.
7. El mundo tal como lo conocemos tiene una edad finita de poco menos de 14 mil millones de años. Al principio, la materia se encontraba en un estado muy denso y caliente. Las partículas de materia ordinaria (protones, neutrones, electrones) no existían. El universo se está expandiendo, evolucionando. En el curso de la expansión desde un estado denso caliente, el universo se enfrió y se volvió menos denso, aparecieron partículas ordinarias. Luego estaban las estrellas, las galaxias.
8. Debido a la finitud de la velocidad de la luz y la edad finita del universo observable, solo una región finita del espacio está disponible para la observación, pero el mundo físico no termina en este límite. A grandes distancias, debido a la finitud de la velocidad de la luz, vemos los objetos como eran en un pasado lejano.
9. La mayoría de los elementos químicos que encontramos en la vida (y de los que estamos hechos) se originaron en las estrellas durante su vida como resultado de reacciones termonucleares, o en las últimas etapas de la vida de estrellas masivas, en explosiones de supernovas. Antes de la formación de las estrellas, la materia ordinaria existía principalmente en forma de hidrógeno (el elemento más común) y helio.
10. La materia ordinaria solo contribuye a la densidad total del universo en el orden de un pequeño porcentaje. Alrededor de una cuarta parte de la densidad del universo está asociada con la materia oscura. Consiste en partículas que interactúan débilmente entre sí y con la materia ordinaria. Hasta ahora, solo estamos observando la acción gravitatoria de la materia oscura. Alrededor del 70 por ciento de la densidad del universo está asociada con la energía oscura. Por eso, la expansión del universo va cada vez más rápido. La naturaleza de la energía oscura no está clara.
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Sirio, Sol, Algol, Alfa Centauro, Albireo. Encuentre un objeto adicional en esta lista y explique su decisión. Solución: El otro objeto es el Sol. Todas las demás estrellas son binarias o múltiples. También se puede señalar que el Sol es la única estrella de la lista alrededor de la cual se han encontrado planetas. 2.
Estime la presión atmosférica cerca de la superficie de Marte si se sabe que la masa de su atmósfera es 300 veces menor que la masa de la atmósfera de la Tierra, y el radio de Marte es aproximadamente 2 veces menor que el radio de la Tierra. Solución: Se puede obtener una estimación simple pero bastante precisa si suponemos que toda la atmósfera de Marte se acumula en una capa cercana a la superficie de densidad constante, igual a la densidad en la superficie. Luego, la presión se puede calcular usando la conocida fórmula , donde es la densidad de la atmósfera cerca de la superficie de Marte, es la aceleración de la caída libre en la superficie y es la altura de esa atmósfera homogénea. Tal atmósfera resultará ser bastante delgada, por lo que se puede despreciar el cambio con la altura. Por la misma razón, la masa de la atmósfera se puede representar como donde está el radio del planeta. Dado que donde es la masa del planeta, es su radio, es la constante gravitatoria, la expresión de la presión se puede escribir como Relación proporcional a la densidad del planeta, por lo que la presión en la superficie es proporcional a. Obviamente, el mismo razonamiento se puede aplicar a la Tierra. Dado que las densidades medias de la Tierra y Marte, dos planetas terrestres, son cercanas, se puede despreciar la dependencia de la densidad media del planeta. El radio de Marte es aproximadamente 2 veces menor que el radio de la Tierra, por lo que la presión atmosférica en la superficie de Marte se puede estimar como la de la Tierra, es decir, sobre kPa (en realidad se trata de kPa). 3.
Se sabe que la velocidad angular de rotación de la Tierra alrededor de su eje disminuye con el tiempo. ¿Por qué? Solución: Debido a la existencia de mareas lunares y solares (en el océano, la atmósfera y la litosfera). Las jorobas de marea se mueven a lo largo de la superficie de la Tierra en dirección opuesta a la dirección de su rotación alrededor de su eje. Dado que el movimiento de las jorobas de marea en la superficie de la Tierra no puede ocurrir sin fricción, las jorobas de marea ralentizan la rotación de la Tierra. 4.
¿Dónde es más largo el día 21 de marzo: en San Petersburgo o en Magadan? ¿Por qué? La latitud de Magadán es . Solución: La duración del día está determinada por la declinación promedio del Sol durante el día. Alrededor del 21 de marzo, la declinación del Sol aumenta con el tiempo, por lo que el día será más largo donde el 21 de marzo llegue más tarde. Magadan se encuentra al este de San Petersburgo, por lo que la duración del día 21 de marzo en San Petersburgo será más larga. 5.
En el núcleo de la galaxia M87 hay un agujero negro con la masa de la masa del Sol. Encuentre el radio gravitacional del agujero negro (la distancia desde el centro donde la segunda velocidad cósmica es igual a la velocidad de la luz) y la densidad promedio de la materia dentro del radio gravitatorio. Solución: La segunda velocidad cósmica (también es la velocidad de escape o velocidad parabólica) para cualquier cuerpo cósmico se puede calcular mediante la fórmula: donde 
