Allpool on astronoomia jaoks kasulike sõnade loend. Need terminid lõid teadlased, et selgitada, mis kosmoses toimub.
Neid sõnu on kasulik teada, ilma nende määratlustest aru saamata on võimatu Universumit uurida ja end astronoomia teemadel selgitada. Loodan, et astronoomia põhiterminid jäävad teie mällu.
Absoluutväärtus – kui hele oleks täht, kui see oleks Maast 32,6 valgusaasta kaugusel.
Absoluutne null – madalaim võimalik temperatuur, -273,16 kraadi Celsiuse järgi
Kiirendus – kiiruse (kiiruse või suuna) muutus.
Skyglow – Öötaeva loomulik kuma tuleneb Maa atmosfääri ülemistes kihtides toimuvatest reaktsioonidest.
Albedo – objekti albeedo näitab, kui palju valgust see peegeldab. Ideaalse helkuri, näiteks peegli albeedo on 100. Kuu albeedo on 7, Maa albeedo on 36.
Angstrom – mõõtühik, mida kasutatakse valguse ja muu elektromagnetilise kiirguse lainepikkuse mõõtmiseks.
Rõngakujuline – omab rõnga kuju või moodustab rõnga.
Apoaster – kui kaks tähte tiirlevad teineteise ümber, kui kaugel võivad nad üksteisest olla (kehade vaheline maksimaalne kaugus).
Afeel – objekti orbitaalsel liikumisel ümber Päikese, kui tekib Päikesest kõige kaugem asend.
Apogee – objekti asukoht Maa orbiidil, kui see on Maast kõige kaugemal.
Aeroliit on kivimeteoriit.
Asteroid – tahke keha või väike planeet, mis tiirleb ümber Päikese.
Astroloogia – usk, et tähtede ja planeetide asend mõjutab inimsaatuse sündmusi. Sellel pole teaduslikku põhjendust.
Astronoomiline ühik – kaugus Maast Päikeseni Tavaliselt kirjutatakse kui AU.
Astrofüüsika – füüsika ja keemia kasutamine astronoomia uurimisel.
Atmosfäär – planeeti või muud kosmoseobjekti ümbritsev gaasiline ruum.
Aatom – mis tahes elemendi väikseim osake.
Aurora (virmalised) – Ilusad tuled polaaralade kohal, mis on põhjustatud Päikese osakeste pingest, kui nad suhtlevad Maa magnetväljaga.
Telg – kujuteldav joon, millel objekt pöörleb.
Taustkiirgus – nõrk mikrolainekiirgus, mis kiirgub kosmosest igas suunas. Arvatakse, et see on Suure Paugu jäänuk.
Barütsenter – Maa ja Kuu raskuskese.
Kaksiktähed – täheduo, mis tegelikult koosneb kahest üksteise ümber tiirlevast tähest.
Must auk – ruumipiirkond väga väikese ja väga massiivse objekti ümber, mille gravitatsiooniväli on nii tugev, et isegi valgus ei pääse sealt välja.
Boliid – hiilgav meteoor, mis võib läbi Maa atmosfääri laskudes plahvatada.
Bolomeeter – kiirgustundlik detektor.
Taevasfäär – Maad ümbritsev kujuteldav kera. Seda terminit kasutatakse selleks, et aidata astronoomidel selgitada, kus objektid taevas asuvad.
Tsefeidid on muutlikud tähed, mille abil teadlased määravad kindlaks, kui kaugel asub galaktika või kui kaugel on tähtede parv meist.
Charge-Coupled Device (CCD) – tundlik pildistamisseade, mis asendab fotograafiat enamikes astronoomiaharudes.
Kromosfäär – osa Päikese atmosfäärist, nähtav täieliku päikesevarjutuse ajal.
Tsirkumpolaarne täht – täht, mis ei looju kunagi, seda saab vaadata aastaringselt.
Parved – tähtede või galaktikate rühm, mis on omavahel seotud gravitatsioonijõudude abil.
Värviindeks – tähe värvi mõõt, mis annab teadlastele teada, kui kuum on tähe pind.
Kooma – komeedi tuuma ümbritsev udukogu.
Komeet – Päikese ümber tiirlevad väikesed külmunud tolmu- ja gaasimassid.
Konjunktsioon – nähtus, mille korral planeet läheneb teisele planeedile või tähele ning liigub teise objekti ja Maa keha vahel.
Tähtkujud – tähtede rühm, millele muistsed astronoomid andsid nimed.
Corona – Päikese atmosfääri välimine osa.
Koronagraaf – teatud tüüpi teleskoop, mis on mõeldud koroonapäikese vaatamiseks.
Kosmilised kiired – suure kiirusega osakesed, mis jõuavad kosmosest Maale.
Kosmoloogia – universumi uurimine.
Päev – aeg, mis kulub Maa pöörlemiseks ümber oma telje.
Tihedus – aine kompaktsus.
Otseliikumine – Päikese ümber Maaga samas suunas liikuvad objektid – nad liiguvad otseliikumisel, erinevalt vastassuunas liikuvatest objektidest – liiguvad tagurpidi.
Ööpäevane liikumine – taeva näiv liikumine idast läände, mille põhjustab Maa liikumine läänest itta.
Tuhavalgus – Kuu nõrk kuma Maa tumeda poole kohal. Valguse põhjustab peegeldus Maalt.
Varjutus – kui me näeme taevas objekti, mis on blokeeritud teise objekti või Maa varju poolt.
Ekliptika on päikese, kuu ja planeetide tee, mida kõik taevas järgivad.
Ökosfäär – ala tähe ümber, kus temperatuur võimaldab elul eksisteerida.
Elektron – negatiivne osake, mis tiirleb ümber aatomi.
Element – aine, mida ei saa edasi lagundada. Tuntud on 92 elementi.
Pööripäevad on 21. märts ja 22. september. Kaks korda aastas, kui päev ja öö on ajaliselt võrdsed, üle maailma.
Teine põgenemiskiirus – kiirus, mis on vajalik, et objekt pääseks teise objekti raskusjõu haardest.
Eksosfäär – Maa atmosfääri välimine osa.
Raketid – päikesekiirte mõju. Ilusad pursked Päikese atmosfääri välisosas.
Galaktika – tähtede, gaasi ja tolmu rühm, mida hoiab koos gravitatsioon.
Gamma – ülilühikese lainepikkusega energeetiline elektromagnetkiirgus.
Geotsentriline – tähendab lihtsalt, et Maa on keskmes. Inimesed uskusid, et universum on geotsentriline; Maa oli nende jaoks universumi keskpunkt.
Geofüüsika – Maa uurimine füüsika abil.
HI piirkond – neutraalse vesiniku pilv.
NI piirkond – ioniseeritud vesiniku pilv (kuuma plasma emissiooniudu piirkond).
Hertzsprung-Russelli diagramm – diagramm, mis aitab teadlastel mõista erinevat tüüpi tähed.
Hubble’i konstant – suhe objektist kauguse ja kiiruse vahel, millega see meist eemaldub. Edasi, mida kiiremini objekt liigub, seda kaugemale ta meist jõuab.
Planeete, mille orbiit on väiksem kui Maa oma – Merkuur ja Veenus, mis asuvad Päikesele lähemal kui Maa, nimetatakse madalamateks planeetideks.
Ionosfäär – Maa atmosfääri piirkond.
Kelvin – temperatuuri mõõtmist kasutatakse sageli astronoomias. 0 kraadi Kelvinit võrdub -273 kraadi Celsiuse järgi ja -459,4 kraadi Fahrenheiti järgi.
Kepleri seadused – 1. Planeedid liiguvad elliptilistel orbiitidel, mille ühes fookuses on Päike. 2. Mõtteline joon, mis ühendab planeedi keskpunkti Päikese keskpunktiga. 3. Aeg, mis kulub planeedil ümber Päikese tiirlemiseks.
Kirkwood Gaps – piirkonnad asteroidivöös, kus asteroide peaaegu pole. See on tingitud asjaolust, et hiiglaslik Jupiter muudab nendesse piirkondadesse siseneva objekti orbiite.
Valgusaasta on vahemaa, mille valguskiir läbib ühe aasta jooksul. See on ligikaudu 6 000 000 000 000 (9 660 000 000 000 km) miili.
Jäse – mis tahes objekti serv kosmoses. Näiteks Kuu tsoon.
Kohalik rühm – kahekümnest galaktikast koosnev rühm. See on rühm, kuhu meie galaktika kuulub.
Lunation – periood noorte kuude vahel. 29 päeva 12 tundi 44 minutit.
Magnetosfäär – objekti ümbritsev piirkond, kus on tunda objekti magnetvälja mõju.
Mass – ei ole sama mis kaal, kuigi objekti mass aitab määrata, kui palju see kaalub.
Meteor – langev täht, need on Maa atmosfääri sisenevad tolmuosakesed.
Meteoriit – kosmosest pärit objekt, näiteks kivi, mis langeb Maale ja maandub selle pinnale.
Meteoroidid – mis tahes väike objekt kosmoses, näiteks tolmupilved või kivid.
Mikrometeoriit – üliväike objekt. Need on nii väikesed, et Maa atmosfääri sisenedes ei tekita nad tähe efekti.
Linnutee on meie galaktika. (Sõna "Galaktika" tähendab kreeka keeles tegelikult Linnuteed.)
Väikeplaneet – asteroid
Molekul – omavahel seotud aatomite rühm.
Mitu tähte – rühm tähti, mis tiirlevad üksteise ümber.
Nadir – see on taevasfääri punkt, mis asub otse vaatleja all.
Udu – gaasi- ja tolmupilv.
Neutriino – väga väike osake, millel pole massi ega laengut.
Neutrontäht – surnud tähe jäänused. Need on uskumatult kompaktsed ja pöörlevad väga kiiresti, mõned pöörlevad 100 korda sekundis.
Uudsus – täht, mis äkitselt vilgub enne uuesti kadumist – algsest heledusest kordades tugevam välk.
Maapealne sferoid – planeet, mis ei ole täiesti ümmargune, kuna on keskelt laiem ja ülalt alla lühem.
Varjutus – ühe taevakeha varjamine teise poolt.
Opositsioon – kui planeet on täpselt Päikese vastas, nii et Maa on nende vahel.
Orbiit – ühe objekti teekond ümber teise.
Osoon – Maa atmosfääri ülaosas asuv ala, mis neelab palju kosmosest tulevat surmavat kiirgust.
Parallaks – objekti nihe kahest erinevast kohast vaadatuna. Näiteks kui sulgete ühe silma ja vaatate oma pisipilti ja seejärel vahetate silmi, näete taustal olevat kõike edasi-tagasi nihkumas. Teadlased kasutavad seda tähtede kauguse mõõtmiseks.
Parsek - 3,26 valgusaastat
Penumbra – varju hele osa on varju serval.
Periastra – kui kaks teineteise ümber tiirlevat tähte on oma lähimas punktis.
Perigee – punkt objekti orbiidil ümber Maa, kui see on Maale kõige lähemal.
Periheel – kui objekt, mis tiirleb ümber päikese, on päikesele lähimas punktis
Häired – häired taevaobjekti orbiidil, mis on põhjustatud teise objekti gravitatsioonilisest tõmbejõust.
Faasid – Kuu, Merkuuri ja Veenuse kuju ilmselgelt muutumine tulenevalt sellest, kui suur osa päikesepoolsest küljest on Maa poole suunatud.
Fotosfäär – Päikese hele pind
Planeet – objekt, mis liigub ümber tähe.
Planetaarne udukogu – tähte ümbritsev gaasiudu.
Pretsessioon – Maa käitub nagu tipp. Tema poolused, mis pöörlevad ringides, panevad poolused aja jooksul erinevatesse suundadesse. Maa ühe pretsessiooni lõpuleviimiseks kulub 25 800 aastat.
Õige liikumine – tähtede liikumine taevas Maalt vaadatuna. Lähedal asuvad tähed liiguvad paremini kui kaugemal asuvad tähed, nagu meie autos – tundub, et lähemad objektid, nt. liiklusmärgid, liikudes kiiremini kui kauged mäed ja puud.
Prooton on aatomi keskel asuv elementaarosake. Prootonitel on positiivne laeng.
Kvaasar on väga kauge ja väga hele objekt.
Särav – ala taevas meteoriidisaju ajal.
Raadiogalaktikad – galaktikad, mis on äärmiselt võimsad raadiokiirguse kiirgajad.
Punane nihe – kui objekt Maast eemaldub, venib selle objekti valgus, mis muudab selle punasemaks.
Pööra – kui miski liigub ringis ümber teise objekti, näiteks Kuu ümber Maa.
Pööramine – kui pöörleval objektil on vähemalt üks fikseeritud tasapind.
Saros (draakoonia periood) - 223 sünoodilise kuu (umbes 6585,3211 päeva) pikkune ajavahemik, mille järel Kuu- ja Päikesevarjutused korduvad tavapärasel viisil. Sarose tsükkel – 18 aastat ja 11,3 päeva kestev periood, mille jooksul varjutused korduvad.
Satelliit – orbiidil olev väike objekt. Ümber Maa tiirleb palju elektroonilisi objekte.
Twinkling – vilkuvad tähed. Tänu Maa atmosfäärile.
Vaade – Maa atmosfääri seisund teatud ajahetkel. Kui taevas on selge, on astronoomide sõnul hea vaatepilt.
Selenograafia on Kuu pinna uurimine.
Seyferti galaktikad on väikeste heledate keskustega galaktikad. Paljud galaktikad on Seyfertid head allikad raadiolained
Shooting Star – Maale langeva meteoriidi tagajärjel atmosfääri paiskuv valgus.
Sideeraalne periood – ajavahemik, mille jooksul objektil ruumis kulub tähtede suhtes üks täielik pööre.
Päikesesüsteem – planeetide ja muude Päikese ümber tiirlevate objektide süsteem.
Päikesetuul – Päikesest igas suunas pidev osakeste voog.
Pööripäev – 22. juuni ja 22. detsember. Aastaaeg, mil päev on kas kõige lühem või pikim, olenevalt teie asukohast.
Spicules on peamised elemendid, mille läbimõõt on kuni 16 000 kilomeetrit, Päikese kromosfääris.
Stratosfäär – Maa atmosfääri tase on ligikaudu 11-64 km kõrgusel merepinnast.
Täht on isehelendav objekt, mis paistab läbi selle tuumas toimuvates tuumareaktsioonides toodetud energia.
Supernoova – superhele tähe plahvatus. Supernoova suudab sekundis toota sama palju energiat kui terve galaktika.
päikesekell - iidne instrument Kasutatakse kellaaja määramiseks.
Päikeselaigud on tumedad laigud Päikese pinnal.
Välisplaneedid – planeedid, mis asuvad Päikesest kaugemal kui Maa.
Sünkroonne satelliit - tehissatelliit, mis liigub ümber Maa sama kiirusega kui Maa pöörleb, nii et see on alati samas Maa osas.
Revolutsiooni sünoodiline periood – aeg, mis kulub ruumis oleva objekti ilmumiseks samas punktis kahe teise objekti, näiteks Maa ja Päikese suhtes.
Syzygy – Kuu asend oma orbiidil, uues või täisfaasis.
Terminaator – joon päeva ja öö vahel mis tahes taevaobjektil.
Termopaar – instrument, mida kasutatakse väga väikese soojushulga mõõtmiseks.
Aja aeglustumine – valguse kiirusele lähenedes aeg aeglustub ja mass suureneb (selline teooria on olemas).
Trooja asteroidid – asteroidid, mis tiirlevad ümber Päikese, järgides Jupiteri orbiiti.
Troposfäär – Maa atmosfääri alumine osa.
Vari – päikese varju tume sisemine osa.
Muutuvad tähed – tähed, mille heledus on kõikuv.
Zenith – see on otse teie pea kohal öötaevas.
1.2 Mõned olulised mõisted ja valemid üldisest astronoomiast
Enne varjutavate muutuvate tähtede kirjelduse juurde asumist, millele käesolev töö on pühendatud, kaalume mõningaid põhikontseptsioone, mida edaspidi vajame.
Taevakeha tähesuurus näitab selle sära astronoomias. Glitter on vaatlejani jõudva valguse intensiivsus või kiirgusvastuvõtjal (silm, fotoplaat, fotokordisti jne) tekkiv valgustus Sära on pöördvõrdeline allikat ja vaatlejat eraldava kauguse ruuduga.
Suurus m ja heledus E on seotud valemiga:
Selles valemis on E i m i -nda tähesuurusega tähe heledus, E k on m k -nda tähesuurusega tähe heledus. Seda valemit kasutades on hästi näha, et esimese tähesuurused (1 m) on heledamad kui kuuenda tähesuurused (6 m), mis on palja silmaga nähtavuse piiril nähtavad täpselt 100 korda. Just see asjaolu oli tähesuuruste skaala koostamise aluseks.
Võttes arvesse valemi (1) logaritmi ja võttes arvesse, et lg 2,512 = 0,4, saame:
, (1.2)
(1.3)
Viimane valem näitab, et suurusjärkude erinevus on otseselt võrdeline suurussuhte logaritmiga. Miinusmärk selles valemis näitab, et tähe suurus suureneb (väheneb) koos heleduse vähenemisega (suurenemisega). Tähesuuruste erinevust saab väljendada mitte ainult täisarvuna, vaid ka murdarvuna. Ültäpsete fotoelektriliste fotomeetrite abil on võimalik määrata tähtede suuruste erinevust 0,001 m täpsusega. Kogenud vaatleja visuaalsete (silma)hinnangute täpsus on umbes 0,05 m.
Tuleb märkida, et valem (3) võimaldab arvutada mitte tähtede suurusi, vaid nende erinevusi. Tähtede suuruste skaala koostamiseks peate valima selle skaala nullpunkti (võrdluspunkti). Ligikaudu võib Vegat (lüürat) pidada selliseks nullpunktiks, nullsuurusega täheks. On tähti, millel on negatiivne suurus. Näiteks Sirius (a Suur koer) on maa taeva heledaim täht ja selle suurus on -1,46 m.
Silma järgi hinnatud tähe sära nimetatakse visuaalseks. See vastab tähesuurusele, mida tähistatakse m u . või m viisad. . Tähtede sära, mida hinnatakse nende kujutise läbimõõdu ja fotoplaadil mustamise astme järgi (fotoefekt), nimetatakse fotograafiliseks. See vastab fotograafilisele suurusele m pg või m phot. Erinevust C \u003d m pg - m ph, sõltuvalt tähe värvist, nimetatakse värviindeksiks.
On mitmeid tavapäraselt aktsepteeritud magnituudisüsteeme, millest enim kasutatakse suurusjärke U, B ja V. Täht U tähistab ultraviolettkiirguse suurusi, B on sinine (lähedane fotograafiale), V on kollane (lähedane visuaalsele). Vastavalt sellele määratakse kaks värviindeksit: U - B ja B - V, mis on puhasvalgete tähtede puhul võrdsed nulliga.
Teoreetiline teave muutlike tähtede varjutamise kohta
2.1 Varjutavate muuttähtede avastamise ja klassifitseerimise ajalugu
Esimene varjutav muutuv täht Algol (b Perseus) avastati 1669. aastal. Itaalia matemaatik ja astronoom Montanari. Seda uuriti esmakordselt 18. sajandi lõpus. Inglise amatöörastronoom John Goodryke. Selgus, et palja silmaga nähtav üksiktäht b Perseus on tegelikult mitmekordne süsteem, mida ei eraldata isegi teleskoopvaatlustega. Kaks süsteemi kuuluvatest tähtedest tiirlevad ümber ühise massikeskme 2 päeva 20 tunni ja 49 minutiga. Teatud ajahetkedel sulgeb üks süsteemi kuuluv täht vaatleja eest teise, mis põhjustab süsteemi koguheleduse ajutise nõrgenemise.
Algoli valguskõver, mis on näidatud joonisel fig. 1
See graafik põhineb täpsetel fotoelektrilistel vaatlustel. Näha on kaks heleduse hääbumist: sügav esmane miinimum - põhivarjutus (hele komponent on peidetud nõrgema taha) ja väike heleduse vähenemine - sekundaarne miinimum, kui heledam komponent ületab nõrgema.
Need nähtused korduvad 2,8674 päeva pärast (või 2 päeva 20 tundi 49 minutit).
Heleduse muutuste graafikult (joonis 1) on näha, et kohe pärast peamise miinimumi (madalaima heleduse väärtuse) saavutamist hakkab Algol tõusma. See tähendab, et toimub osaline varjutus. Mõnel juhul võib esineda täielik varjutus, mida iseloomustab muutuja minimaalse heleduse väärtuse püsimine peamises miinimumis teatud ajaintervalli jooksul. Näiteks varjutava muutuvtähe U Cephei, mis on ligipääsetav tugevate binoklite ja amatöörteleskoopidega vaatlustele, faasi kogukestus on minimaalselt umbes 6 tundi.
Algoli heleduse muutuste graafikut hoolikalt uurides võib tõdeda, et põhi- ja sekundaarmiinimumide vahel ei jää tähe heledus konstantseks, nagu esmapilgul võib tunduda, vaid muutub veidi. Seda nähtust saab seletada järgmiselt. Väljaspool varjutust jõuab kahendsüsteemi mõlema komponendi valgus Maale. Kuid mõlemad komponendid on üksteise lähedal. Seetõttu hajutab ereda komponendiga valgustatud nõrgem komponent (sageli suurema suurusega) sellele langevat kiirgust. On ilmne, et suurim hulk hajutatud kiirgust jõuab Maa vaatlejani hetkel, kui nõrk komponent asub heleda taga, s.o. sekundaarse miinimumi hetke lähedal (teoreetiliselt peaks see toimuma kohe sekundaarse miinimumi hetkel, kuid süsteemi summaarne heledus väheneb järsult, kuna üks komponentidest on varjutatud).
Seda efekti nimetatakse reemissiooniefektiks. Graafikul väljendub see süsteemi üldise heleduse järkjärgulise tõusuna, kui see läheneb sekundaarsele miinimumile, ja heleduse vähenemisena, mis on sümmeetriline selle suurenemise suhtes sekundaarse miinimumi suhtes.
Aastal 1874 Goodryk avastas teise varjutava muutuva tähe – b Lyra. See muudab heledust suhteliselt aeglaselt perioodiga 12 päeva 21 tundi 56 minutit (12 914 päeva). Erinevalt Algolist on valguskõver sujuvama kujuga. (Joon.2) Selle põhjuseks on komponentide lähedus üksteisele.
Süsteemis tekkivad loodete jõud põhjustavad mõlema tähe venitamist mööda nende keskpunkte ühendavat joont. Komponendid ei ole enam sfäärilised, vaid ellipsoidsed. Orbitaalliikumise ajal muudavad elliptilise kujuga komponentide kettad sujuvalt oma pindala, mis toob kaasa pideva süsteemi heleduse muutumise ka väljaspool varjutust.
Aastal 1903 avastati varjutusmuutuja W Ursa Major, milles pöördeperiood on umbes 8 tundi (0,3336834 päeva). Selle aja jooksul täheldatakse kahte võrdse või peaaegu võrdse sügavusega miinimumi (joonis 3). Tähe valguskõvera uurimine näitab, et komponendid on peaaegu võrdse suurusega ja peaaegu puudutavad pindu.
Lisaks sellistele tähtedele nagu Algol, b Lyra ja W Ursa Major on haruldasemaid objekte, mis liigitatakse ka varjutavate muutuvate tähtede hulka. Need on ellipsoidsed tähed, mis pöörlevad ümber telje. Ketta pindala muutus põhjustab väikeseid heledusmuutusi.
Vesinik, tähtedel, mille temperatuur on umbes 6 tuhat K., on aga ioniseeritud kaltsiumi jooned, mis asuvad spektri nähtava ja ultraviolettkiirguse piiril. Pange tähele, et seda tüüpi I-l on meie Päikese spekter. Tähtede spektrite jada, mis saadakse nende pinnakihtide temperatuuri pideval muutmisel, on tähistatud järgmiste tähtedega: O, B, A, F, G, K, M, kuumimast kuni ...
Jooni ei täheldata (satelliidi spektri nõrkuse tõttu), kuid põhitähe spektri jooned kõiguvad samamoodi nagu esimesel juhul. Spektroskoopiliste kaksiktähtede spektrites toimuvate muutuste perioodid, mis on ilmselgelt ka nende pöörlemise perioodid, on üsna erinevad. Lühim teadaolevatest perioodidest on 2,4 tundi (g Ursa Minor) ja pikim - kümneid aastaid. Sest...
1. Teleskoobi teoreetiline eraldusvõime:
Kus λ - valguslaine keskmine pikkus (5,5 10 -7 m), D on teleskoobi objektiivi läbimõõt või , kus D on teleskoobi objektiivi läbimõõt millimeetrites.
2. Teleskoobi suurendus:
Kus F on objektiivi fookuskaugus, f on okulaari fookuskaugus.
3. Valgustite kõrgus haripunktis:
valgustite kõrgus ülemises haripunktis, kulmineerudes seniidist lõuna pool ( d < j):
, Kus j- vaatluskoha laiuskraad, d- tähe deklinatsioon;
valgustite kõrgus ülemises haripunktis, mis kulmineerub seniidist põhja pool ( d > j):
, Kus j- vaatluskoha laiuskraad, d- tähe deklinatsioon;
valgustite kõrgus alumises haripunktis:
, Kus j- vaatluskoha laiuskraad, d- valgusti deklinatsioon.
4. Astronoomiline murdumine:
Ligikaudne valem murdumisnurga arvutamiseks, väljendatuna kaaresekundites (temperatuuril +10°C ja atmosfäärirõhul 760 mmHg):
, Kus z on tähe seniidi kaugus (z<70°).
sidereaalne aeg:
Kus a- valgusti õige tõus, t on selle tunninurk;
keskmine päikeseaeg (kohalik keskmine aeg):
T m = T + h, Kus T- tõeline päikeseaeg, h on aja võrrand;
maailma aeg:
Kus l on punkti pikkuskraad kohaliku keskmise ajaga T m , väljendatuna tundides, T 0 - universaalaeg antud hetkel;
standardaeg:
Kus T 0 - universaalaeg; n– ajavööndi number (Greenwichi jaoks n=0, Moskva jaoks n=2, Krasnojarski jaoks n=6);
sünnitusaeg:
või 
6. Planeedi revolutsiooni sidereaalset (tähe)perioodi seostavad valemid T selle ringluse sünoodilise perioodiga S:
ülemiste planeetide jaoks:
madalamate planeetide jaoks:
, Kus TÅ on Maa ümber Päikese pöördeline periood.
7. Kepleri kolmas seadus:
, Kus T 1 Ja T 2- planeetide pöörlemisperioodid, a 1 ja a 2 on nende orbiidi peamised poolteljed.
8. Gravitatsiooniseadus:
Kus m 1 Ja m2 on ligitõmbavate materiaalsete punktide massid, r- nendevaheline kaugus, G on gravitatsioonikonstant.
9. Kepleri kolmas üldistatud seadus:
, Kus m 1 Ja m2 on kahe vastastikku tõmbunud keha massid, r on nende keskpunktide vaheline kaugus, T on nende kehade pöördeperiood ümber ühise massikeskme, G on gravitatsioonikonstant;
Päikese ja kahe planeedi süsteemi jaoks:
, Kus T 1 Ja T 2- planetaarse revolutsiooni sidereaalsed (tähelised) perioodid, M on päikese mass, m 1 Ja m2 on planeetide massid, a 1 ja a 2 - planeetide orbiitide peamised poolteljed;
süsteemide jaoks Päike ja planeet, planeet ja satelliit:
, Kus M on Päikese mass; m 1 on planeedi mass; m 2 on planeedi satelliidi mass; T 1 ja a 1- planeedi pöördeperiood ümber Päikese ja selle orbiidi poolpeatelje; T 2 ja a 2 on satelliidi tiirlemisperiood ümber planeedi ja selle orbiidi poolpeatelg;
juures M >> m 1 ja m 1 >> m 2 ,
10. Keha lineaarkiirus paraboolsel orbiidil (paraboolkiirus):
, Kus G M on keskkeha mass, r on paraboolse orbiidi valitud punkti raadiuse vektor.
11. Keha lineaarkiirus elliptilisel orbiidil valitud punktis:
, Kus G on gravitatsioonikonstant, M on keskkeha mass, r on elliptilise orbiidi valitud punkti raadiuse vektor, a on elliptilise orbiidi poolpeatelg.
12. Keha lineaarkiirus ringorbiidil (ringkiirus):
, Kus G on gravitatsioonikonstant, M on keskkeha mass, R on orbiidi raadius, v p on paraboolne kiirus.
13. Elliptilise orbiidi ekstsentrilisus, mis iseloomustab ellipsi ringjoonest kõrvalekaldumise astet:
, Kus c on kaugus fookusest orbiidi keskpunktini, a on orbiidi poolpeatelg, b on orbiidi väike pooltelg.
14. Periapsise ja apoapsise kauguste seos poolsuurtelje ja elliptilise orbiidi ekstsentrilisusega:
Kus r P - kaugused fookusest, milles asub keskne taevakeha, kuni periapsini, r A - kaugused fookusest, milles asub keskne taevakeha, kuni apotsentrini, a on orbiidi poolpeatelg, e on orbiidi ekstsentrilisus.
15. Kaugus valgustist (päikesesüsteemi piires):
, Kus R ρ
0 - tähe horisontaalne parallaks, väljendatud kaaresekundites,
või, kus D 1 ja D 2 - kaugused valgustitest, ρ 1 ja ρ 2 – nende horisontaalsed parallaksid.
16. Valgusti raadius:
Kus ρ - nurk, mille all valgusti ketta raadius on Maast nähtav (nurgaraadius), RÅ on Maa ekvaatori raadius, ρ 0 - tähe horisontaalne parallaks. m - näiv suurus, R on kaugus tähest parsekides.
20. Stefan-Boltzmanni seadus:
ε=σT 4, kus ε on ühikpinnalt ajaühikus kiiratud energia, T on temperatuur (kelvinites) ja σ on Stefan-Boltzmanni konstant.
21. Veini seadus:
Kus λ max - lainepikkus, mis moodustab musta keha maksimaalse kiirguse (sentimeetrites), T on absoluutne temperatuur kelvinites.
22. Hubble'i seadus:
, Kus v on galaktika taandumise radiaalkiirus, c on valguse kiirus Δ λ
on Doppleri joonte nihe spektris, λ
on kiirgusallika lainepikkus, z- punane nihe, r on kaugus galaktikast megaparsekides, H on Hubble'i konstant 75 km / (s × Mpc).
Infomerest, millesse me uppume, on peale enesehävitamise veel üks väljapääs. Piisavalt laia silmaringiga eksperdid saavad koostada ajakohaseid kokkuvõtteid või kokkuvõtteid, mis võtavad lühidalt kokku antud valdkonna põhifakte. Tutvustame Sergei Popovi katset koostada selline kogumik kõige olulisemast astrofüüsika teabest.
S. Popov. Foto I. Yarovaya
Vastupidiselt levinud arvamusele ei olnud koolis astronoomiaõpetus ka NSV Liidus tasemel. Ametlikult oli aine õppekavas, kuid tegelikkuses kõigis koolides astronoomiat ei õpetatud. Sageli, isegi kui tunnid peeti, kasutasid õpetajad neid oma põhiainete (peamiselt füüsika) lisatundides. Ning väga vähestel juhtudel oli õpe piisavalt kvaliteetne, et oleks aega koolilaste seas maailmast adekvaatse pildi kujundamiseks. Lisaks on astrofüüsika olnud viimastel aastakümnetel üks kiiremini arenevaid teadusi; 30-40 aastat tagasi täiskasvanud koolis saadud astrofüüsika teadmised on oluliselt vananenud. Lisame, et praegu pole koolides astronoomiat peaaegu üldse. Selle tulemusena on inimestel enamasti üsna ähmane ettekujutus sellest, kuidas maailm toimib suuremal skaalal kui Päikesesüsteemi planeetide orbiidid.
Spiraalgalaktika NGC 4414
Galaktikaparv Coma Berenicese tähtkujus
Planeet ümber tähe Fomalhaut
Sellises olukorras oleks minu arvates mõistlik teha „Väga lühikursus astronoomia". See tähendab, et tuua esile peamised faktid, mis moodustavad tänapäevase astronoomilise maailmapildi aluse. Muidugi võivad erinevad spetsialistid valida veidi erinevaid põhimõistete ja nähtuste komplekte. Aga hea, kui on mitu head versiooni. Oluline on, et kõik saaks ära öeldud ühes loengus või mahuks ühte väikesesse artiklisse. Ja siis on huvilistel võimalik oma teadmisi täiendada ja süvendada.
Seadsin endale ülesandeks teha astrofüüsika olulisematest mõistetest ja faktidest komplekt, mis mahuks ühele standardsele A4 lehele (umbes 3000 tähemärki koos tühikutega). Samas eeldatakse muidugi, et inimene teab, et Maa tiirleb ümber Päikese, saab aru, miks tekivad varjutused ja aastaaegade vaheldumine. See tähendab, et absoluutselt "lapselikud" faktid pole nimekirjas.
Tähtede moodustamise piirkond NGC 3603
Planetaarne udukogu NGC 6543
Supernoova jäänuk Cassiopeia A
Praktika on näidanud, et kõik, mis nimekirjas on, saab välja öelda umbes tunnises loengus (või koolis paaris tunnis, arvestades vastuseid küsimustele). Muidugi on pooleteise tunniga võimatu kujundada stabiilset pilti maailma ülesehitusest. Esimene samm tuleb siiski astuda ja siin peaks aitama selline “suurte löökidega uuring”, milles on tabatud kõik peamised punktid, mis paljastavad Universumi ehituse põhiomadusi.
Kõik pildid on tehtud Hubble'i kosmoseteleskoobiga ja tehtud saidilt http://heritage.stsci.edu ja http://hubble.nasa.gov
1. Päike on tavaline täht (üks umbes 200–400 miljardist) meie galaktika äärealadel – tähtedest ja nende jäänustest, tähtedevahelisest gaasist, tolmust ja tumeainest koosnev süsteem. Tähtede kaugused galaktikas on tavaliselt paar valgusaastat.
2. Päikesesüsteem ulatub Pluuto orbiidist kaugemale ja lõpeb seal, kus Päikese gravitatsioonimõju on võrreldav lähedalasuvate tähtede omaga.
3. Tähed arenevad täna jätkuvalt tähtedevahelisest gaasist ja tolmust. Oma elu jooksul ja selle lõpus viskavad tähed osa sünteesitud elementidega rikastatud ainest tähtedevahelisse ruumi. Nii see tänapäeval muutub keemiline koostis universum.
4. Päike areneb. Selle vanus on alla 5 miljardi aasta. Umbes 5 miljardi aasta pärast saab selle tuumas vesinik otsa. Päikesest saab punane hiiglane ja seejärel valge kääbus. Massiivsed tähed plahvatavad oma eluea lõpus, jättes neutrontähe või musta augu.
5. Meie Galaxy on üks paljudest sellistest süsteemidest. Universumi nähtavas osas on umbes 100 miljardit suurt galaktikat. Neid ümbritsevad väikesed satelliidid. Galaktika laius on umbes 100 000 valgusaastat. Lähim suur galaktika asub umbes 2,5 miljoni valgusaasta kaugusel.
6. Planeedid ei eksisteeri mitte ainult Päikese, vaid ka teiste tähtede ümber, neid nimetatakse eksoplaneetideks. Planeedisüsteemid ei ole sarnased. Nüüd teame üle 1000 eksoplaneedi. Ilmselt on paljudel tähtedel planeedid, kuid ainult väike osa võib olla eluks sobiv.
7. Maailma sellisel kujul, nagu me seda teame, on piiratud vanus veidi alla 14 miljardi aasta. Alguses oli aine väga tihedas ja kuumas olekus. Tavalise aine osakesi (prootoneid, neutroneid, elektrone) ei eksisteerinud. Universum paisub, areneb. Tihedast kuumast olekust paisumise käigus universum jahtus ja muutus vähem tihedaks, tekkisid tavalised osakesed. Siis olid tähed, galaktikad.
8. Tulenevalt valguse kiiruse lõplikkusest ja vaadeldava universumi lõplikust vanusest on meile vaatluseks saadaval vaid piiratud ruumipiirkond, kuid füüsiline maailm ei lõpe selle piiriga. Suurte vahemaade tagant näeme valguse kiiruse lõplikkuse tõttu objekte nii, nagu nad olid kauges minevikus.
9. Suurem osa keemilistest elementidest, millega elus kokku puutume (ja millest oleme valmistatud), tekkisid tähtedest nende elu jooksul termotuumareaktsioonide tulemusena või massiivsete tähtede elu viimastel etappidel – supernoova plahvatustes. Enne tähtede teket eksisteeris tavaline aine peamiselt vesiniku (kõige tavalisem element) ja heeliumi kujul.
10. Tavaline aine moodustab universumi kogutihedusest vaid mõne protsendi. Umbes veerand universumi tihedusest on seotud tumeainega. See koosneb osakestest, mis suhtlevad omavahel ja tavaainega nõrgalt. Siiani jälgime ainult tumeaine gravitatsioonilist toimet. Umbes 70 protsenti universumi tihedusest on seotud tumeenergiaga. Tänu sellele toimub universumi paisumine üha kiiremini. Tumeenergia olemus on ebaselge.
1.
Siirius, Päike, Algol, Alfa Centauri, Albireo. Otsige sellest loendist üles lisaobjekt ja selgitage oma otsust. Lahendus: Teine objekt on Päike. Kõik teised tähed on kahend- või mitmekordsed. Samuti võib märkida, et Päike on ainus täht nimekirjas, mille ümbert on leitud planeete. 2.
Hinnake atmosfäärirõhku Marsi pinna lähedal, kui on teada, et selle atmosfääri mass on 300 korda väiksem Maa atmosfääri massist ja Marsi raadius on ligikaudu 2 korda väiksem kui Maa raadius. Lahendus: Lihtsa, kuid üsna täpse hinnangu saab, kui eeldada, et kogu Marsi atmosfäär on kogutud pinnalähedasesse kihti, mille tihedus on võrdne pinna tihedusega. Seejärel saab rõhku arvutada tuntud valemiga , kus on atmosfääri tihedus Marsi pinna lähedal, vaba langemise kiirendus pinnal ja on sellise homogeense atmosfääri kõrgus. Selline atmosfäär osutub üsna õhukeseks, seega võib kõrguse muutumise tähelepanuta jätta. Samal põhjusel võib atmosfääri massi esitada nii, et kus on planeedi raadius. Kuna kus on planeedi mass, on selle raadius, on gravitatsioonikonstant, võib rõhu avaldise kirjutada suhtena, mis on võrdeline planeedi tihedusega, seega on rõhk pinnale võrdeline . Ilmselgelt saab sama arutluskäiku rakendada ka Maa kohta. Kuna kahe maapealse planeedi Maa ja Marsi keskmised tihedused on lähedased, võib sõltuvuse planeedi keskmisest tihedusest jätta arvestamata. Marsi raadius on umbes 2 korda väiksem kui Maa raadius, seega võib atmosfäärirõhku Marsi pinnal hinnata Maa omaks, s.o. umbes kPa (tegelikult on see umbes kPa). 3.
On teada, et Maa pöörlemise nurkkiirus ümber oma telje väheneb aja jooksul. Miks? Lahendus: Kuu ja päikese loodete olemasolu tõttu (ookeanis, atmosfääris ja litosfääris). Loodete kühmud liiguvad mööda Maa pinda vastupidises suunas selle pöörlemissuunale ümber oma telje. Kuna hoovuste liikumine Maa pinnal ei saa toimuda ilma hõõrdumiseta, aeglustavad loodete mügarid Maa pöörlemist. 4.
Kus on 21. märtsi päev pikem: kas Peterburis või Magadanis? Miks? Magadani laiuskraad on . Lahendus: Päeva pikkuse määrab Päikese keskmine deklinatsioon päeva jooksul. 21. märtsi paiku suureneb Päikese deklinatsioon ajaga, mistõttu on päev pikem seal, kus 21. märts tuleb hiljem. Magadan asub Peterburist ida pool, mistõttu 21. märtsi päeva kestvus Peterburis on pikem. 5.
M87 galaktika tuumas on Päikese massiga must auk. Leidke musta augu gravitatsiooniraadius (kaugus keskpunktist, kus teine kosmiline kiirus võrdub valguse kiirusega) ja aine keskmine tihedus gravitatsiooniraadiuses. Lahendus: Iga kosmilise keha teist kosmilist kiirust (see on ka põgenemiskiirus või paraboolkiirus) saab arvutada valemiga: kus 
