Астрономия

Навигация:

Основные объекты звездного неба. Созвездия и самые яркие звезды неба. Астеризмы. Ориентирование на местности по Полярной звезде. Видимые отличия планет от звезд. Видимое движение Солнца по небу. Эклиптика, зодиакальные созвездия. Положение Солнца в созвездиях в зависимости от времени года. Солнечная система. Структура и состав Солнечной системы. Астрономическая единица. Планеты Солнечной системы. Обращение Земли вокруг Солнца, как причина смены времен года. Крупнейшие спутники планет. Системы мира Птолемея и Коперника. Вращение Земли. Полюс и экватор. Смена дня и ночи. Основные сведения о Луне. Движение Луны вокруг Земли, фазы Луны. Солнечные и лунные затмения. Начальные представления о структуре Вселенной. Основные типы объектов Вселенной: звёзды, галактики. Земля как планета. Форма Земли. Географические координаты Основные точки и линии на небесной сфере (горизонт, небесный меридиан, зенит, полюс мира, стороны света). Понятие конфигурации. Соединения, элонгации, противостояния, стояния. Оптические явления в атмосфере Земли. Радуга, солнечные и лунные гало, ложные светила, световые столбы, полярные сияния. Физические характеристики Солнца. Строение Солнца. Малые тела Солнечной системы. Карликовые планеты. Главный пояс астероидов, пояс Койпера и облако Оорта. Происхождение и эволюция комет. Метеоры и метеорные потоки на Земле. Метеориты. Система расстояний в астрономии. Скорость света, световой год. Характерные расстояния до объектов Вселенной в световых годах. Шкалы времени в астрономии. Осевое вращение Земли и солнечные сутки. Местное и поясное время. Связь с географической долготой. Основы небесной механики. Законы Кеплера. Космические скорости. Общие сведения об оптических приборах. Устройство простейших оптических приборов для астрономических наблюдений. Линзовые, зеркальные и зеркально-линзовые телескопы. Основные характеристики Солнца (вращение, химический состав). Солнечные пятна, циклы солнечной активности, активные образования в атмосфере Солнца. Строение и типы галактик. Классификация галактик по Э. Хабблу. Классификация звезд с учетом их спектральных характеристик. Спектральная классификация звезд. Диаграмма «цвет-светимость» (Герцшпрунга-Рассела). Звезды главной последовательности, гиганты, сверхгиганты. Эволюция звезд. Эволюция звезд различной массы и их перемещение по диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Межзвездная среда. Молекулярные облака. Туманности Космология. Большой взрыв. Закон Хаббла, космологическое красное смещение, реликтовое излучение. Космологический принцип

Основные объекты звездного неба. Созвездия и самые яркие звезды неба. Астеризмы. Ориентирование на местности по Полярной звезде. Видимые отличия планет от звезд.

Созвездия — участки, на которые разделено звёздное небо для удобства ориентирования. Всего насчитывается 88 созвездий.

Из-за вращения Земли вокруг Солнца созвездия, наблюдаемые на ночном небе, постепенно смещаются, и через полгода мы увидим ночью те же созвездия, которые сейчас находятся на дневном небе (и не видны из-за Солнца).

Астеризмы — хорошо заметные группы звёзд, формирующие легко узнаваемую фигуру. Например: Большой Ковш, Летне-осенний треугольник или Пояс Ориона.

Среди ярчайших звёзд нашего неба можно выделить десять самых ярких:

Главным видимым отличием звезды от планеты является то, что звезда испускает свой собственный свет, тогда как планета отражает свет звезды (в нашем случае — Солнца). Еще одна отличительная черта — характер светового излучения. Для звезд более характерно мерцание, вызванное колебанием воздуха. Планеты, в свою очередь, светят равномерно, хоть и более тускло. Наиболее эффективный метод распознать небесное тело — это наблюдение за объектом. Рекомендуется понаблюдать за небом в течение нескольких дней. Суть в том, что звезды располагаются неподвижно по отношению друг к другу. Единственное, что будет меняться для них — это время появления на небосклоне. Видимое движение планет непостоянно. Их орбиты находятся недалеко от линии эклиптики.

Видимое движение Солнца по небу. Эклиптика, зодиакальные созвездия. Положение Солнца в созвездиях в зависимости от времени года.

Солнце движется по эклиптике с запада на восток, в сторону, противоположную вращению небесной сферы, совершая полный оборот за один сидерический год — 365,2564 дня. За начало движение Солнца по эклиптике принимается день весеннего равноденствия (примерно 21 марта). В точке весеннего равноденствия Солнце в своём годовом движении переходит из Южного полушария небесной сферы в Северное. В день летнего солнцестояния (примерно 22 июня) Солнце находится в своём максимуме и затем постепенно идёт на убыль. После прохождения точки осеннего равноденствия (примерно 23 сентября), Солнце меняет своё склонение на южное. В Северном полушарии день продолжает убывать, а в Южном, наоборот, возрастает. И это будет продолжаться до тех пор, пока Солнце не достигнет точки зимнего солнцестояния (примерно до 22 декабря). В это время в Северном полушарии наблюдаются самые короткие дни и самые длинные ночи. В Южном, наоборот — в разгаре лето и самый длинный день.

Из перечня созвездий отдельно выделяется 13 зодиакальных, расположенных на линии эклиптики — линии, по которой происходит видимое годичное движение Солнца. Все большие планеты и Луна также двигаются вдоль эклиптики.

Хочется обратить внимание, что время, когда Солнце находится в одном из зодиакальных созвездий, не совпадает с популярной привязкой к «астрологии», где насчитывается 12 зодиакальных знаков (отсутствует Змееносец).

Солнечная система. Структура и состав Солнечной системы. Астрономическая единица. Планеты Солнечной системы. Крупнейшие спутники планет. Системы мира Птолемея и Коперника.

Солнечная система включает в себя центральную звезду Солнце, восемь больших планет и множество более мелких космических тел.

Планеты земной группы (состоят из каменных пород и металлов): Меркурий, Венера, Земля, Марс.

Газовые гиганты (очень массивны, состоят из газов, в основном из водорода и гелия): Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун.

Астрономическими единицами (а.е.) измеряют расстояния в Солнечной системе. 1 а.е. = 150 млн. км — среднее расстояние между Солнцем и Землёй.

Сравнительная таблица основных параметров планет по сравнению с Землёй (кроме плотности):

Крупнейшими естественными спутниками планет являются Ганимед (Юпитер), Титан (Сатурн), Каллисто (Юпитер), Ио (Юпитер), Луна (Земля), Европа (Юпитер) и Тритон (Нептун). Ганимед превосходит по размерам планету Меркурий, Титан — единственный в Солнечной системе спутник с плотной атмосферой, Ио известна высокой геологической активностью, Европа имеет жидкий океан под ледяной толщей, а Тритон — единственный крупный спутник с ретроградным движением по орбите (движением, которое противоположно вращению главного тела — Нептуна).

Система мира Птолемея (или геоцентрическая система мира) — представление об устройстве мироздания, которое гласит что Земля — центр Вселенной, вокруг которой вращаются Солнце, Луна, планеты и звёзды. Впервые возникла в Древней Греции, являлась основой античной и средневековой астрономии и космологии. Клавдий Птолемей (100-170 гг.) — один из древнегреческих учёных, сформулировавших подробную геоцентрическую систему.

В ходе научной революции XVII века геоцентризм постепенно был оставлен учёными. Одним из главных событий, приведшими к отказу от геоцентрической системы, были создание гелиоцентрической системы мира Николаем Коперником (1473-1543 гг.). В ней Солнце является центральным объектом. Гелиоцентрическая система мира предваряла современную космологическую модель Вселенной.

Вращение Земли. Полюс и экватор. Смена дня и ночи.

Вращение Земли происходит в том же направлении, что и движение Земли вокруг Солнца: с запада на восток, то есть при наблюдении с Полярной звезды или северного полюса эклиптики вращение Земли происходит против часовой стрелки. Полный оборот вокруг своей оси Земля делает за 23 часа 56 минут 4 секунды (т.н. звёздные сутки — время, за которое Земля совершает один оборот вокруг своей оси по отношению к звёздам). Солнечные сутки — промежуток времени, за который Земля совершает 1 поворот вокруг своей оси относительно центра Солнца. Их среднее значение — 24 часа 0 минут 0 секунд.

Ось вращения Земли пересекает земную поверхность в точках, называемых географическими полюсами — северным и южным. Плоскость, проходящая через центр Земли и перпендикулярная оси вращения, называется экваториальной плоскостью. Линия пересечения экваториальной плоскости с поверхностью Земли — экватор.

На большей части земной поверхности Солнце ежедневно восходит из-под горизонта и заходит за него — происходит смена дня и ночи. Лишь в приполярных широтах возможны полярный день и полярная ночь, когда Солнце в течение нескольких суток находится над горизонтом или под горизонтом. На полюсах Земли полярный день и полярная ночь продолжаются примерно по полгода.

Основные сведения о Луне. Движение Луны вокруг Земли, фазы Луны. Солнечные и лунные затмения.

Солнечное затмение — полное или частичное покрытие Луной солнечного диска.

Лунное затмение — полное или частичное попадание Луны в конус земной тени от Солнца.

Начальные представления о структуре Вселенной. Основные типы объектов Вселенной: звёзды, галактики.

Звезда — массивный плазменный шар, излучающий свет и удерживаемый в состоянии равновесия силами своей гравитации и внутренним давлением. В её недрах происходят (или уже происходили) реакции термоядерного синтеза: превращение водорода в гелий.

Масса и радиус звезды чаще всего обозначается в сравнении с массой и радиусом Солнца: М☉ ≈ 2·1030 кг и R☉ ≈ 7·105 км = 7·108 м.

За основу температуры звезды берётся температура её видимой поверхности — фотосферы.

Светимость звезды — это количество энергии, испускаемое звездой в виде излучения за определённый промежуток времени. Светимость измеряется в ваттах, либо в сравнении со светимостью Солнца: L☉ ≈ 3,8·1026 Вт.

Каждой звезде, наблюдаемой с Земли, приписана видимая звёздная величина, связанная с количеством энергии, которую мы получаем от этой звезды в единицу времени. Видимая звёздная величина зависит от светимости объекта и расстояния до него. Чем меньше видимая звёздная величина (в т.ч. имея отрицательные значения), тем объект ярче.

Ближайшей к нам звездой является Солнце. На ясном ночном небе при остром зрении можно разглядеть около 6 000 звёзд, по 3 000 в каждом полушарии. Все видимые с Земли невооружённым глазом звёзды находятся в нашей Галактике Млечный Путь.

Галактика — это система звёзд, а также межзвёздного газа и пыли. Галактики могут содержать миллиарды звёзд, однако и самих галактик в обозримой части Вселенной многие миллиарды. Они образуют группы, скопления и сверхскопления галактик, в конечном счёте формируя крупномасштабную структуру Вселенной.

Земля как планета. Форма Земли. Географические координаты

Земля — крупнейшая из планет земной группы в Солнечной системе. Её основные физические характеристики:

• масса М⊕ ≈ 6·1024 кг;

• ускорение свободного падения на поверхности g ≈ 9,8 м/с2;

• полярный радиус RП ≈ 6356,8 км;

• экваториальный радиус RЭ ≈ 6378,1 км;

• период вращения вокруг оси T⊕ = 1 сутки = 86400 сек;

• средняя плотность ρ⊕ ≈ 5,5 г/см3;

• наклон оси вращения к плоскости орбиты φ ≈ 23°26ʹ

Форма Земли представляет собой геоид и близка к сплюснутому эллипсоиду. В частности, поверхность геоида является точкой отсчёта высот над уровнем моря.

Для обозначения точек на поверхности Земли вводятся географические координаты — широта и долгота.

Широта отсчитывается от экватора Земли в сторону полюсов. Точки на экваторе имеют широту 0°, северный полюс — 90° с.ш., южный полюс — 90° ю.ш.

Долгота отсчитывается от от меридиана Гринвичской обсерватории в Лондоне («нулевого меридиана») вдоль экватора к западу и к востоку. Меридиан, противоположный гринвичскому (проходящий по Тихому океану) имеет долготу 180° з.д. = 180° в.д. Северный и южный полюсы долготы не имеют.

Основные точки и линии на небесной сфере (горизонт, небесный меридиан, зенит, полюс мира, стороны света).

Как высчитать высоту объекта над горизонтом: нужно рассчитать угол между направлением на объект и плоскостью горизонта. Объект с высотой 0° расположен непосредственно на горизонте, объект с высотой 90° — в зените, объект с высотой 45° — посередине между зенитом и горизонтом.

Склонением (δ) светила называется дуга круга склонения от небесного экватора до светила, или угол между плоскостью небесного экватора и направлением на светило. Склонения отсчитываются в пределах от 0° до +90° к северному полюсу мира и от 0° до −90° к южному полюсу мира.

Часовым углом (t) светила называется дуга небесного экватора от верхней точки небесного экватора (то есть точки пересечения небесного экватора с небесным меридианом) до круга склонения светила. Часовые углы отсчитываются в сторону суточного вращения небесной сферы, то есть к западу от верхней точки небесного экватора, в пределах от 0° до 360° (в градусной мере) или от 0h до 24h (в часовой мере).

Карты звёздного неба, как правило, изображают так, что небесная сфера располагается видимой, в отличие от карт земной поверхности, не под, а над наблюдателем. При этом для наблюдателя, смотрящего в направление небесного экватора, впереди будет юг, сзади — север, слева — восток и справа — запад.

Понятие конфигурации. Соединения, элонгации, противостояния, стояния.

Оптические явления в атмосфере Земли. Радуга, солнечные и лунные гало, ложные светила, световые столбы, полярные сияния.

Радуга наблюдается при освещении ярким источником света множества водяных капель. Радуга состоит из цветов спектра видимого света, поскольку солнечный свет преломляется и отражается капельками воды. Эти капельки по-разному отклоняют свет разных цветов. Наблюдатель, который стоит спиной к источнику света, видит разноцветное свечение, которое исходит из пространства по концентрическим окружностям (дугам). Угловой радиус окружности — 42о. Чем выше точка наблюдения, тем дуга полнее (с самолёта можно увидеть и полную окружность).

Гало — оптическое атмосферное явление, представляющее собой светящееся кольцо вокруг источника света. Гало обычно возникают вокруг Солнца и Луны. Вызваны они преимущественно ледяными кристаллами в перистых облаках на высоте 5–10 км в верхних слоях тропосферы.

Ложные светила представляют собой разновидности гало и выглядят как светлые радужные пятна на уровне настоящего светила. Возникают вследствие преломления солнечного света в кристалликах льда, парящих в атмосфере. Есть ложные солнца (паргелии) и ложные луны (парселены).

Световой (солнечный) столб — также одно из разновидностей гало, который представляет собой вертикальную полосу света, тянущуюся от Солнца во время его заката или восхода (ночью наблюдаются также столбы от Луны или от наземных источников света). Явление вызывается отражением света на почти горизонтальных плоских гранях шестиугольных плоских либо столбовидных ледяных кристаллов, взвешенных в воздухе.

Полярное сияние — свечение верхних атмосферных слоёв у планет с магнитным полем, с которым взаимодействуют заряженные частицы солнечного ветра. На Земле полярные сияния наблюдаются преимущественно в высоких широтах полушарий, соответствующих магнитным полюсам планеты. При всплесках солнечной активности сияния могут наблюдаться в средних и даже южных широтах Земли.

Физические характеристики Солнца. Строение Солнца.

Солнце — обычная звезда, ближайшая к Земле и единственная в Солнечной системе. В настоящее время возраст Солнца составляет примерно 4,5 млрд. лет. Оно образовалось при сжатии газопылевого облака, вместе с планетной системой.

• Масса Солнца — 1,9885·1030 кг (332 940 масс Земли)

• Радиус (на экваторе) — 6,9551·108 м

• Средний диаметр — 1,392·109 м (109 диаметров Земли)

• Средняя плотность — 1,409 г/см³

• Видимая звёздная величина — −26,74м

• Абсолютная звёздная величина — 4,83м

Солнце включает в себя:

• ядро — здесь идут термоядерные реакции превращения водорода в гелий, Температура ядра составляет примерно 15 000 000 К. Это единственное место на Солнце, где тепло и энергия получается от термоядерной реакции, остальная часть звезды лишь нагрета ею.

• зона лучистого переноса — передача энергии из ядра проходит здесь через излучение и поглощение фотонов. При этом направление движения многократно переизлученного фотона совершенно хаотично, и время, за которое он достигает внешних слоёв, может достигать в среднем 170 000 лет. Диапазон температуры от 7 000 000 К в глубине зоны до 2 000 000 К во внешних слоях.

• конвективная зона — перенос энергии идёт через конвекцию (перемешивание) плазмы. Температура постепенно понижается до 5 800 К по мере приближения к поверхности.

• фотосфера — видимая поверхность Солнца. Из неё исходит большая часть видимого излучения звезды. Толщина фотосферы в среднем 300 км. В зависимости от глубины температура варьируется от 6 600 до 4 400 К. По фотосфере определяются размеры Солнца, расстояние до него и т. д.

• хромосфера — внешняя оболочка Солнца, простирающаяся до 2 000 км от фотосферы. Её температура может достигать 20 000 К.

• корона — состоит из различных энергетических и плазменных извержений, образующих протуберанцы и солнечный ветер. Температура короны высока и составляет в среднем 2 000 000 К.

• солнечный ветер — поток заряженных частиц, идущий до границ Солнечной системы. Многие природные явления на Земле связаны с возмущениями в солнечном ветре, в том числе геомагнитные бури и полярные сияния.

Малые тела Солнечной системы. Карликовые планеты. Главный пояс астероидов, пояс Койпера и облако Оорта. Происхождение и эволюция комет. Метеоры и метеорные потоки на Земле. Метеориты.

Существует 5 карликовых планет (космических тел, недостаточно крупных, чтобы считаться настоящей планетой и не расчищающих свои орбиты): Церера (в поясе астероидов), Плутон, Эрида, Макемаке и Хаумеа (в поясе Койпера).

Астероиды — относительно небольшие тела, обращающиеся вокруг Солнца. Они значительно уступают по массе и размерам планетам, имеют неправильную (не сферическую) форму и не имеют атмосферы. В Солнечной системе есть две крупные области, заполненные астероидами: пояс астероидов между Марсом и Юпитером и пояс Койпера за орбитой Нептуна.

Кометы — небольшие космические тела, обращающиеся вокруг Солнца по вытянутой орбите. При приближении к Солнцу ядро кометы начинает испаряться и образует кому (газопылевое облако) и хвост (может и не один). Различают короткопериодические и долгопериодические кометы. Последние имеют крайне вытянутую орбиту и попадают во внутреннюю область Солнечной системы очень редко.

Облако Оорта — сферическая внешняя область Солнечной системы, заполненная ядрами долгопериодических комет.

Метеороид — небесное тело, промежуточное по размеру между космической пылью и астероидом. Метеороид, попавший в атмосферу Земли, сгорает — видимый след сгорающего метеороида называется метеором (особо яркий метеор называется болидом). Если остаток метеороида достиг поверхности Земли, он называется метеоритом. По своей структуре различают железные, каменные и железо-каменные метеориты.

Метеорный поток — большое количество метеоров в атмосфере из-за попадания в неё множества метеороидов. Метеорные потоки наблюдаются в строго определённое время года, когда Земля проходит точку пересечения орбит Земли и метеорного роя. Радианты потоков (видимые области источников метеоров) при этом оказываются в строго определённой точке на небе и метеорные потоки называются по имени созвездия в этой точке. Орбиты многих метеорных роёв очень близки к орбитам существующих или существовавших в прошлом комет.

Система расстояний в астрономии. Скорость света, световой год. Характерные расстояния до объектов Вселенной в световых годах.

Скорость света — это абсолютная величина скорости распространения электромагнитных волн в вакууме. Скорость света в вакууме — фундаментальная постоянная и предельная скорость движения частиц и распространения взаимодействий. Она равна 299 792 458 м/с или приблизительно 300 000 км/с.

Световой год — единица измерения расстояния в астрономии, равная расстоянию, которое электромагнитное излучение (свет) проходит в вакууме за один земной год.

Примеры космических расстояний, характеризующих скорость света и световые года, а также масштабы обозримой части Вселенной:

• среднее расстояние от Земли до Луны — 380 000 км. Свету нужно примерно 1,3 сек, чтобы преодолеть его;

• между Солнцем и Землёй — около 150 000 000 км (1 а.е.) — свет преодолевает это расстояние за 8 минут;

• свету нужно полутора лет, чтобы пройти от Солнца до внешнего края облака Оорта — около 100 000 а.е;

• ближайшая к нам звезда (помимо Солнца) Альфа Центавра расположена в 4,2 св. годах от нас;

• диаметр диска Млечного Пути — 100 000 св. лет;

• ближайшая к нам галактика Андромеды (М31) удалена на 2,5 млн св. лет;

• до скопления Девы, ближайшего скопления галактик — 58 000 000 св. лет;

• расстояние от Земли до края наблюдаемой Вселенной в любом направлении — 4,57·1010 св. лет

Подобные расстояния также указывают на относительность времени наблюдения. Например, Солнце мы наблюдаем таким, каким оно было 8 минут назад, галактика Андромеды выглядит так, какая она была 2,5 млн лет назад. Возможно, в настоящее время каких-то далёких объектов уже не существует, хотя их свет мы всё ещё видим.

Шкалы времени в астрономии. Осевое вращение Земли и солнечные сутки. Местное и поясное время. Связь с географической долготой.

Для изучения движения небесных тел помимо знания координат необходимо знать момент времени наблюдения (или эпоху), а также промежуток времени между наблюдениями. В зависимости от используемого периодического процесса в современной астрономии определены и используются определённые шкалы времени, среди которых:

• шкалы солнечного времени;

• шкалы звёздного времени

Местное солнечное время может обозначать:

• местное истинное солнечное время, определяемое в месте нахождения наблюдателя видимым положением солнца на небесной сфере;

• местное среднее солнечное время в некоторой точке на поверхности Земли

Звёздное время (s) — часовой угол точки весеннего равноденствия. Звёздное время используется астрономами, чтобы определить, куда надо направить телескоп, чтобы увидеть нужный объект.

Земля совершает один оборот вокруг своей оси за 1 сутки или за 86400 секунд. В астрономии принято несколько определений суток:

Звёздные сутки равны примерно 23 ч 56 мин 4 сек, т. е. времени, за которое Земля совершает один оборот вокруг своей оси по отношению к далёким звёздам.

Солнечные сутки — промежуток времени, за который Земля совершает 1 поворот вокруг своей оси относительно центра Солнца.

Для удобства исчисления времени вся поверхность Земли разделена на часовые пояса, внутри которых гражданское (поясное) время исчисляется одинаково. В основу современной системы часовых поясов положено всемирное координированное время, от которого зависит время всех часовых поясов. Для того чтобы не вводить местное время для каждого градуса (или каждой минуты) долготы, поверхность Земли условно поделена на 24 часовых пояса. Часовые пояса вокруг земного шара относительно нулевого меридиана (Гринвичского меридиана) выражаются как положительное (к востоку) и отрицательное (к западу) смещение от UTC. В России 11 часовых поясов. Новокузнецк находится в часовом поясе UTC+7 (Москва+4), то есть местное поясное время отличается от времени «по Гринвичу» на 7 часов.

Основы небесной механики. Законы Кеплера. Космические скорости.

Небесная механика — раздел астрономии, применяющий законы механики для изучения и вычисления движения небесных тел и явлений.

Впервые математически движение планет описал Иоганн Кеплер в XVI веке. Сформулированные им три закона движения планет названы затем в его честь. Они описывают идеализированную гелиоцентрическую орбиту планеты. В основе законов Кеплера лежит тот факт, что оба взаимодействующих тела движутся в одной плоскости. Это означает, что и сила гравитации всегда лежит в той же плоскости.

Космическая скорость (v) — это минимальная начальная скорость, которую необходимо придать объекту (например, космическому аппарату) на поверхности небесного тела в отсутствие атмосферы, чтобы:

• при первой к. с. — объект стал искусственным спутником центрального тела, то есть стал вращаться по круговой орбите вокруг него на нулевой или пренебрежимо малой высоте относительно поверхности; Первая космическая скорость вычисляется по формуле 𝑉𝐼=√𝐺𝑀 / 𝑅, где М — это масса центрального притягивающего тела, R — радиус орбиты (считается от центра притягивающего тела), G = 6.67·10—11 Н·м2/кг2 — гравитационная постоянная. Первая космическая скорость в случае тела, обращающегося вокруг Земли на небольшой высоте примерно равна 7,9 км/с. Круговая скорость обращения Земли вокруг Солнца около 30 км/с.

• при второй к. с. — объект преодолел гравитационное притяжение центрального тела и начал двигаться по параболической орбите, получив тем самым возможность удалиться на бесконечно большое расстояние от него;

• при третьей к. с. — при запуске с планеты объект покинул планетную систему, преодолев притяжение звезды, то есть это параболическая скорость относительно звезды;

• при четвёртой к. с. — при запуске из планетной системы объект покинул галактику.

Общие сведения об оптических приборах. Устройство простейших оптических приборов для астрономических наблюдений. Линзовые, зеркальные и зеркально-линзовые телескопы.

Оптическими называются приборы, в которых преобразуется оптическое излучение. Они могут увеличивать, уменьшать или улучшать качество изображения. Основными оптическими приборами в наблюдательной астрономии являются телескопы.

Телескоп — прибор, с помощью которого можно наблюдать отдаленные объекты путём сбора электромагнитного излучения (например, видимого света). Телескопы различают по виду используемого излучения: оптические, радиотелескопы, рентгеновские телескопы и другие.

Оптический телескоп — телескоп, собирающий и фокусирующий электромагнитное излучение оптического диапазона. Его основные задачи увеличить блеск и видимый угловой размер объекта, то есть, увеличить количество света, приходящего от небесного тела и дать возможность изучить мелкие детали наблюдаемого объекта.

По своей оптической схеме делятся на:

• Линзовые (рефракторы) — в качестве объектива используется линза или система линз.

• Зеркальные (рефлекторы) — в качестве объектива используется вогнутое зеркало.

• Зеркально-линзовые телескопы (катадиоптрики) — в качестве объектива используется сферическое зеркало, а линза или система линз служат для компенсации погрешностей

Основные характеристики Солнца (вращение, химический состав). Солнечные пятна, циклы солнечной активности, активные образования в атмосфере Солнца.

Один оборот Солнца вокруг своей оси занимает 25,38 дней. Эта скорость вращения Солнца с широты 26° от экватора, на полюсах же движение медленнее. Внутренние слои и солнечное ядро вращаются вместе как твердое тело, а внешние слои, конвективная зона и фотосфера, вращаются с разной скоростью.

Средняя скорость вращения Солнца вокруг центра Млечного Пути составляет 828 000 км/ч. Один оборот занимает около 230 миллионов лет.

Солнце состоит из водорода (73 % от массы и 92 % от объёма), гелия (25 % от массы и 7 % от объёма) и других элементов с гораздо меньшей концентрацией: железа, никеля, кислорода, азота, кремния, серы, магния, углерода, неона, кальция и хрома. Солнечный спектр содержит линии ионизированных и нейтральных металлов, а также водорода и гелия.

Солнечные пятна — области на Солнце, температура в которых понижена примерно на 1 500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу мощных магнитных полей, поэтому пятна являются одними из главных показателей солнечной магнитной активности. Частота появления солнечных пятен, их активность и срок жизни связаны с солнечным циклом.

Один солнечный цикл охватывает примерно 11 лет. В периоды минимума активности пятен на Солнце очень мало или нет вообще, в то время как в период максимума их может наблюдаться несколько сотен. При прошествии двойного цикла (22 года), полярность солнечного магнитного поля меняется на противоположную.

Среди активных образований в атмосфере Солнца, помимо солнечных пятен, можно выделить:

• солнечные вспышки — взрывные процессы выделения энергии, проходящие через фотосферу, хромосферу и корону Солнца;

• факелы — яркие поля вокруг солнечных пятен, возникающие при усилении конвекции плазмы, вызванной слабым магнитным полем;

• флоккулы — волокнистые образования повышенной яркости и плотности, являющиеся, по сути, продолжениями факелов в хромосфере;

• протуберанцы — плотные облака более холодного, по сравнению с короной, вещества, которые поднимаются и удерживаются над солнечной поверхностью магнитным полем

Строение и типы галактик. Классификация галактик по Э. Хабблу.

Основные составные части галактик (развитие той или иной части зависит от класса галактики):

• ядро — небольшая центральная часть галактики, в которой чаще всего происходят активные процессы звездообразования и выделение большого количества энергии;

• диск — относительно тонкий слой, в котором сконцентрировано большинство объектов галактики;

• балдж — наиболее яркая часть галактики и её диска;

• гало — слабо выделенная внешняя часть галактики, бедная объектами;

• спиральный рукав — уплотнение из межзвёздного газа и преимущественно молодых звёзд в виде спирали;

• бар — перемычка из ярких звёзд, пересекающая плоскость галактики через центр

Классификация галактик по морфологическим (визуально наблюдаемым) признакам предложена Эдвином Хабблом в 1926 г.

• эллиптические галактики (Е): гладкая эллиптическая форма без отличительных деталей с равномерным уменьшением яркости от центра к периферии; населены преимущественно старыми звёздами и почти нет газопылевых облаков;

• спиральные галактики (S): уплощённый диск из газа и звёзд, с ярким балджем и обширным гало, а также яркими спиральными рукавами; существуют обычные спиральные галактики и спиральные пересечённые (с баром) (SB);

• линзовидные галактики (S0): схожи со спиральными по строению, но в них отсутствует спиральная структура; промежуточный класс между эллиптическими и спиральными галактиками;

• неправильные галактики (I): галактики, лишённые симметрии и ярко выраженного ядра; отличаются небольшими размерами, обилием газопылевых облаков и молодыми звёздами

Классификация звезд с учетом их спектральных характеристик. Спектральная классификация звезд. Диаграмма «цвет-светимость» (Герцшпрунга-Рассела). Звезды главной последовательности, гиганты, сверхгиганты.

Спектральные классы — это классификация звёзд по спектру излучения, главным образом, по температуре фотосферы. В настоящее время принято 7 спектральных классов.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела показывает взаимозависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции.

Эволюция звезд. Эволюция звезд различной массы и их перемещение по диаграмме Герцшпрунга-Рассела.

Звёздная эволюция — последовательная совокупность изменений звезды в течение её жизни.

Звезда начинает свою жизнь как холодное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием гравитации. При сжатии температура протозвезды возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 млн К, начинаются термоядерные реакции, прекращается сжатие и объект становится полноценной звездой. В первую стадию жизни звезды доминируют реакции водородного цикла. В таком состоянии она пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. В итоге весь водород в центре звезды превращается в гелий, а термоядерное горение водорода продолжается на внешних слоях. Светимость звезды растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий — в углерод, углерод — в кислород, кислород — в кремний, и наконец — кремний в железо). То, что происходит далее, также зависит от массы звезды.

Маленькие и холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности десятки миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты сходят с главной последовательности уже через несколько десятков миллионов (а некоторые спустя всего несколько миллионов) лет после формирования. Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет (сейчас Солнце в середине своего жизненного цикла).

• Звёзды от 0,4 до 3,4 М☉ в конце жизненного цикла, после стадии красного гиганта, постепенно сбрасывают свои оболочки, которые превращаются в планетарные туманности. В центре находится медленно остывающее ядро, называемое белым карликом. Они имеют массу до 0,5–0,6 солнечных масс и диаметр порядка диаметра Земли.

• Звёзды с массой свыше 3-5 М☉, где термоядерные реакции в конце жизненного цикла привели к синтезу железа, происходит стремительный коллапс ядра и взрыв сверхновой. Сверхновые — главный поставщик элементов тяжелее железа в межзвёздной среде. В некоторых сверхновых мощная гравитация в центре заставляет электроны поглощаться атомными ядрами, где они сливаются с протонами и образуют нейтроны. Этот остаток звезды носит название нейтронной звезды. Они не более размера крупного города, и имеют невообразимо высокую плотность и скорость вращения. Если нейтронная звезда наклонена так, что её излучение можно ловить на Земле с определённым периодом, то она называется пульсаром.

• Далеко не все звёзды, пройдя фазу взрыва сверхновой, становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает очень высокой массой, то коллапс ядра такой звезды продолжится, и она превратится в чёрную дыру. Гравитация чёрной дыры не позволяет материи и излучению покидать её ни при каких условиях. В настоящее время чёрные дыры доступны только для косвенных наблюдений с помощью расчётов и по поведению вещества вблизи таких объектов.

Межзвездная среда. Молекулярные облака. Туманности

Межзвёздная среда — это вещество и различное излучение в межзвёздном пространстве. Её состав: межзвёздный газ, пыль (1 % от массы газа), электромагнитные поля и космическое излучение. Плотность межзвёздной среды крайне мала: примерно от 1 до 1 000 атомов/см3.

Межзвёздное облако — общее название для скоплений газа, плазмы и пыли. Оно имеет более высокую плотность, чем средняя плотность межзвёздной среды. Межзвёздные облака подразделяются на различные типы в зависимости от их плотности, размера или температуры. Обычно около 70 % массы межзвёздного облака составляет водород, оставшаяся часть приходится в основном на гелий. В облаках также присутствуют следы тяжёлых элементов, ряда неорганических (например, вода, сероводород, оксид углерода) и органических соединений (например, формальдегид, муравьиная кислота, этанол).

Молекулярными облаками называются те межзвёздные облака, плотность и размер которых позволяют образовываться молекулам (в первую очередь — водорода).

Туманность — это участок межзвёздной среды со своим ярко выраженным типом излучения (или поглощения излучения) на общем фоне. Они состоят из газа, пыли и плазмы. Именно по критерию «излучение или поглощение» (за некоторым исключением) туманности делят на различные виды.

Виды туманностей:

• тёмные туманности: плотные (обычно молекулярные) облака, непрозрачные из-за межзвёздного поглощения света пылью. Примеры: Конская Голова, Угольный Мешок.

• отражательные туманности: газово-пылевые облака, подсвеченные звёздами. Пример: туманность звёздного скопления Плеяд.

• эмиссионные туманности: облака плазмы, излучающие в видимом спектре; ионизация газа обычно идёт от близлежащей горячей звезды или её остатка (последнее — в случае с планетарной туманностью или остатком сверхновой — см. «Эволюция звёзд»).

Космология. Большой взрыв. Закон Хаббла, космологическое красное смещение, реликтовое излучение. Космологический принцип

Космология — раздел астрономии, изучающий свойства и эволюцию Вселенной в целом.

Возникновение современной космологии связано с созданием А. Эйнштейном Общей теории относительности (1917 г.) и физики элементарных частиц. А. Эйнштейн вывел три предположения: Вселенная однородна, изотропна и стационарна. Его работы в дальнейшем дополнил А. А. Фридман (1922 г.), выдвинув теорию, в которой Вселенная расширялась из начальной сингулярности (периода максимальной плотности энергии и пространства-времени). Подтверждением теории нестационарной вселенной стало открытие в 1929 году Э. Хабблом космологического красного смещения (сдвига спектральных линий элементов в длинноволновую, красную, сторону) галактик. Таким образом, возникла общепринятая сейчас теория Большого взрыва.

Закон Хаббла (закон всеобщего разбегания галактик) описывает расширение Вселенной и имеет вид u=H0r, где u — скорость галактики, r — расстояние до неё, H0 — постоянная Хаббла. Она примерно равна 66,93 ± 0,62 (км/с)/Мпк. Следуя постоянной, можно сказать, что в современную эпоху две галактики, разделённые расстоянием в 1 Мпк (мегапарсек), в среднем разлетаются со скоростью около 70 км/с.

Возраст Вселенной составляет примерно 13 млрд. лет. Большое значение для определения возраста Вселенной имеет периодизация основных протекавших во Вселенной процессов:

• отделение гравитационных взаимодействий от остальных после начала расширения Вселенной (10−43 с после Большого взрыва);

• формирование кварков и разделение видов взаимодействий (10−11 с после Большого взрыва);

• эпоха образования ядер первичных элементов, звёзд, галактик, Солнечной системы (0,01 с после Большого взрыва, продолжается до сих пор).

• понижение температуры и плотности Вселенной сделало возможным образование атомов водорода, а материя стала прозрачной для излучения (380 000 лет после Большого взрыва). Это излучение, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде реликтового излучения.

Космологический принцип гласит, что Вселенная в любой данный момент времени выглядит одинаково для наблюдателя в любой точке пространства. Принцип опровергает ложное представление о Большом взрыве, когда вещество начинает расширяться из небольшого объёма в окружающую пустоту, образуя сферическое газовое облако с чётким фронтом расширения, за пределами которого — вакуум. На самом деле Большой взрыв происходил во всех точках пространства одновременно и синхронно, нельзя указать на какую-либо точку как на центр взрыва. Большой взрыв следует представлять как расширение самого пространства вместе с содержащейся в нём материей, которая в среднем в каждой данной точке покоится.