Шпаргалка: Билеты по астрономии, 11 класс

К. обычно называют в честь их открывателей с указа­нием года, когда они наблюдались в последний раз. Подразделяются на короткопериодич. и долгоперио-дич. Короткопериодич. К. обращаются вокруг Солнца с периодом в неск. лет, в ср. ок. 8 лет; кратчайший пе­риод — немного более 3 лет — имеет К. Энке. Эти К. были захвачены гравитац. полем Юпитера и стали вра­щаться на относительно малых орбитах. Типичная из них имеет расстояние в перигелии 1,5 а.е. и полностью разрушается после 5 тыс. оборотов, порождая метеор­ный поток. Астрономы наблюдали распад К. Веста в 1976 г. и К. *Биэла. Напротив, периоды обращения долгопериодич. К. могут достигать 10 тыс., а то и 1 млн. лет, и их афелии могут находиться на '/з рассто­яния до ближайших звезд. В наст, время известно око­ло 140 короткопериодич. и 800 долгопериодич. К., и каждый год открывается около 30 новых К. Наши зна­ния о этих объектах неполны, т.к. их обнаруживают лишь тогда, когда они приближаются к Солнцу на рас­стояние примерно 2,5 а.е. Предполагается, что вокруг Солнца обращается ок. триллиона К.

Астероид (asteroid), малая планета, к-рая имеет близ­кую к круговой орбиту, лежащую вблизи плоскости эклиптики между орбитами Марса и Юпитера. Вновь открытым А. присваивается порядковый номер после определения их орбиты, достаточно точной, чтобы А. «не потерялся». В 1796 г. франц. астроном Жозеф Же-ром Лаланд предложил приступить к поискам «отсутствующей» планеты между Марсом и Юпитером, пред­сказываемой правилом Боде. В новогоднюю ночь 1801 г. итал. астроном Джузеппе Пиацци во время на­блюдений для составления звездного каталога открыл Цереру. Нем. ученый Карл Гаусс вычислил ее орбиту. К наст, времени известно около 3500 астероидов. Радиусы Цереры, Паллады и Весты — 512, 304 и 290 км соответственно, ос­тальных — меньше. По оценкам в гл. поясе находится ок. 100 млн. А., их суммарная масса, по-видимому, составляет около 1/2200 массы, первоначально присутствовавшей в этой области. Возникновение совр. А., возможно, связано с разрушением планеты (традиционная называемой Фаэтоном, совр. название — планета Ольберса) в рез-те столкновения с др. телом. Поверхности наблюдаемых А. состоят из металлов и скальных пород. В зависимости от состава астероиды делятся на типы (C, S, M, U). Состав типа U не опознан.

А. группируются также по элементам орбит, образуя т.н. семейства Хираямы. Большинство А. имеет период обращения ок. 8 час. Все А. радиусом меньше 120 км имеют неправильную форму, орбиты подвержены гравитац. воздействию Юпитера. В рез-те в распределении А. по большим полуосям орбит существуют пробелы, называемые люками Кирквуда. А., попавшие в эти люки, имели бы периоды, кратные орбитальному периоду Юпитера. Орбиты астероидов в этих люках крайне неустойчивы. Внутр. и внеш. края пояса А. лежат в областях, где это соотношение равно 1 : 4 и 1 : 2. А.

Когда протозвезда сжимается, она об­разует диск из вещества, окружающий звезду. Часть вещества этого диска па­дает обратно на звезду, повинуясь силе тяготения. Газ и пыль, что остаются в диске, постепенно охлаждаются. Когда температура опускается достаточно ни­зко, вещество диска начинает собирать­ся в небольшие сгустки – очаги конденсации. Так возникают планетезимали. В процессе формирования Солнеч­ной системы часть планетезималей раз­рушилась в результате столкновений, а другие объединились, чтобы образо­вать планеты. В наружной части Со­лнечной системы образовались боль­шие планетные ядра, которые способ­ны были удержать на себе некоторое количество газа в виде первичного об­лака. Более тяжелые частицы удерживались притяжением Солнца и под воздействием приливных сил долго не могли сформироваться в планеты. Так было положено начало обра­зованию «газовых гигантов» — Юпи­тера, Сатурна, Урана и Нептуна. У них, по всей вероятности, возникли со­бственные мини-диски из газа и пыли, из которых в конце концов образова­лись луны и кольца. Наконец, во внутренней Солнечной системе из твердого вещества формируются Меркурий, Венера, Земля и Марс.

1. Определение условий видимости планеты Венера по  данным «Школьного астрономического календаря».

БИЛЕТ № 13

1. Солнце, как типичная звезда. Его основные характеристики.

Солнце, центральное тело Солнечной системы, пред­ставляет собой раскаленный плазменный шар. Звезда, вокруг которой обращается Земля. Обычная звезда главной по­следовательности спектрального класса G2, самосве­тящаяся газовая масса, состоящая на 71% из водорода и на 26% из гелия. Абсолютная звездная величина +4,83, эффективная температура поверхности 5770 К. В цен­тре Солнца она 15*106 К, что обеспечивает давление, спо­собное противостоять силе гравитации, которая на по­верхности Солнца (фотосфере) в 27 раз больше, чем на Земле. Такая высокая температура возникает за счет термо­ядерных реакций превращения водорода в гелий (протон-протонная реакция) (вы­ход энергии с поверхности фотосферы 3,8*1026 Вт). Солнце — сферически симметричное тело, находящееся в равновесии. В зависимости от изменения физических условий Солнце можно разделить на несколько концентрических слоев, постепенно переходящих друг в друга. Почти вся энергия Солнца генерируется в центральной области — ядре, где протекает реакция термоядерного синтеза. Ядро за­нимает менее 1/1000 его объема, плотность — 160 г/см3  (плотность фотосферы в 10 млн. раз меньше плотности воды). Из-за огромной массы Солнца и непрозрачности его вещества излучение идет из ядра к фотосфере очень медлен­но — около 10 млн. лет. За это время уменьшается частота рентгеновского излучения, и оно становится видимым светом. Однако нейтрино, образующиеся в ядерных реакциях, свободно покидают Солнце и в принципе обеспе­чивают непосредственное получение информации о яд­ре. Расхождение между наблюдаемым и предсказанным теорией потоком нейтрино породило серьезные споры о внутреннем строении Солнца. На протяжении последних 15% радиуса находится конвективная зона. Конвективные движения также играют роль в переносе магнитных полей, генерируемых токами в его вра­щающихся внутренних слоях, что проявляется в виде сол­нечной активности, причем наиболее сильные поля на­блюдаются в солнечных пятнах. За пределами фото­сферы находится солнечная атмосфера, в которой температура до­стигает минимального значения 4200 К, а затем снова увеличи­вается вследствие диссипации ударных волн, порожда­емых подфотосферной конвекцией, в хромосфере, где резко возрастает до значения 2*106 К, характерного для короны. Высокая температура последней ведет к непрерывному истечению плазменного вещества в межпланет­ное пространство в виде солнечного ветра. В отдельных об­ластях может быстро и сильно возрастать напряжен­ность магнитного поля. Этот процесс сопровождается целым комплексом явлений солнечной активности. К ним от­носятся солнечные вспышки (в хромосфере), протубе­ранцы (в солнечной короне) и корональные дыры (осо­бые области короны).

Масса Солнца 1,99*1030 кг, средний радиус, определяемый приблизительно сферической фотосферой, — 700 000 км. Это эквивалентно 330 000 массам и 110 радиусам Земли соответственно; в Солнце может уместиться 1,3 млн. таких тел, как Земля. Вра­щение Солнца вызывает движение его поверхностных обра­зований, таких, как солнечные пятна, в фотосфере и расположенных над ней слоях. Средний период вращения 25,4 дня, причем на экваторе он составляет 25 суток, а на полю­сах — 41 день. Вращением обусловлено сжатие сол­нечного диска, составляющее 0,005%.

1. Определение условий видимости планеты Марс по  данным «Школьного астрономического календаря».

БИЛЕТ № 14

1. Важнейшие проявления солнечной активности, их связь с геофизическими явлениями.

Солнечная активность является следствием конвекции средних слоев звезды. Причина этого явления заключается в том, что кол-во энергии, поступающей от ядра гораздо больше отводимого теплопроводностью. Конвекция вызывает сильные магнитные поля, генерируемые токами в конвектирующих слоях. Основными проявлениями солнечной активности, воздействующими на землю, являются солнечные пятна, солнечный ветер, протуберанцы.

Солнечные пятна, образования в фотосфе­ре Солнца, наблюдались с древних времен, и в настоящее, время их считают областями фотосферы с темп-рой на 2000 К ниже, чем в окружающих, из-за наличия сильно­го магнитного поля (ок. 2000 Гс). С.п. состоят из относитель­но темной центр, части (тени) и более светлой волокни­стой полутени. Поток газа из тени в полутень называ­ется эффектом Эвершеда (V=2км/с). Число С.п. и их появление меняются в течение 11-летнего цикла солнечной ак­тивности, или цикла солнечных пятен, который описывается законом Шперера и графически иллюст­рируется бабочковидной диаграммой Маундера (перемещение пятен по широте). Цю­рихское относительное число солнечных пятен указывает общую площадь поверхности, покрытую С.п. На основной 11-летний цикл накладываются долгопериодичные вариации. Напр., С.п. меняют магн. полярность в течение 22-летнего цик­ла солнечной активности. Но наиб, поразительный пример долгопериодичных вариаций — это минимум. Маундера (1645—1715), когда С.п. отсутствовали. Хо­тя общепризнанно, что вариации числа С.п. определяют­ся диффузией магнитного поля из вращающихся солнечных недр, процесс еще не понят до конца. Сильное магнитное поле солнечных пятен воздействует на поле Земли вызывая помехи радиосвязи и полярное сияние. существует неск. неопровержимых короткопериодичных эффектов, утверждение о существо­вании долгопериодич. связи между климатом и числом С.п., особенно 11-летним циклом, весьма спорно, что обусловлено трудностями соблюдения условий, к-рые необходимы при проведении точного статистического анализа данных.

Солнечный ветер Истечение высокотемпературной плазмы (электроны, протоны, нейтроны и адроны) солнечной короны, излучение интенсивных волн радиоспектра, рентгеновских лучей в окружающее пространство. Образует т.н. гелиосферу, простирающуюся на 100 а.е. от Солнца. Солнечный ветер так интенсивен, что способен повреждать внешние слои комет, вызывая появление «хвоста». С.В. ионизирует верхние слои атмосферы, благодаря чему образуется озоновый слой, вызывает полярные сияния и повышение радиоактивного фона и помехи радиосвязи в местах разрушения озонового слоя.

Последний максимум солнечной активности был в 2001 году. Максимум солнечной активности означает наибольшее количество пятен, излучения и протуберанцев. Давно установлено, что изменение солнечной активности Солнце влияет на следующие факторы:

*      эпидемиологическую обстановку на Земле;

*      количество разного рода стихийных бедствий (тайфуны, землетрясения, наводнения и т. д.);

*      на количество автомобильных и железнодорожных аварий.

Максимум всего этого приходится на годы активного Солнца. Как установил учёный Чижевский, активное Солнце влияет на самочувствие человека. С тех пор составляются периодические прогнозы самочувствия человека.

2.Определение условий видимости планеты Юпитер по  данным «Школьного астрономического календаря».

БИЛЕТ № 15

1. Способы определения расстояний до звезд, единицы расстояния и связь между ними.

Для измерения расстояния до тел Солнечной системы применяется метод параллакса. Радиус земли оказывается слишком малым, чтобы служить базисом для измерения параллактического смещения звёзд и расстояния до них. Поэтому пользуются годичным параллаксом вместо горизонтального.

Годичным параллаксом звезды называют угол (p), под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты, если она перпендикулярна лучу зрения.

   a – большая полуось земной орбиты,

         p – годичный параллакс.

Также используется единица расстояния парсек. Парсек – расстояние, с которого большая полуось земной орбиты, перпендикулярная лучу зрения видна под углом 1².

1 парсек = 3,26 светового года = 206265 а. е. = 3 * 1011 км.

Измерением годичного параллакса можно надёжно установить расстояние до звёзд, находящихся не далее 100 парсек или 300 св. лет.

Если известны абсолютная и видимая звездные величины, то расстояние до звезды можно определить по формуле lg(r)=0.2*(m-M)+1

1. Определение условий видимости Луны по  данным «Школьного астрономического календаря».

БИЛЕТ № 16

1. Основные физические характеристики звезд, взаимосвязь этих характеристик. Условия равновесия звезд.

Основные физические характеристики звезд: светимость, абсолютная и видимая звездные величины, масса, температура, размер, спектр.

Светимость – энергия, излучаемая звездой или другим небесным телом за единицу времени. Обычно дается в единицах светимости Солнца, выражается формулой lg (L/Lc) = 0,4•(Mc – M), где L и M – светимость и абсолютная звездная величина источника, Lc и Mc – соответствующие величины для Солнца (Mc = +4,83). Также определяется по формуле L=4πR2σT4. Известны звезды, светимость которых во много раз превосходит светимость Солнца. Светимость Альдебарана в 160, а Ригеля в 80 000 раз больше, чем Солнца. Но подавляющее большинство звезд имеют светимости сравнимые с солнечной или меньше ее.

Звездная величина – мера яркости звезды. З.в. не дает истинного представления о мощности излу­чения звезды. Близкая к Земле слабая звезда может вы­глядеть ярче, чем далекая яркая звезда, т.к. поток излу­чения, принимаемый от нее, уменьшается обратно про­порционально квадрату расстояния. Видимая З.в. — блеск звезды, к-рый видит наблюдатель, глядя на небо. Абсолютная З.в. — мера истинной яркости, пред­ставляет собой уровень блеска звезды, к-рый она имела бы, находясь на расстоянии 10 пк. Гиппарх изобрел си­стему видимых З.в. во 2 в. до н.э. Звездам были приписа­ны числа в зависимости от их видимой яркости; ярчай­шие звезды были 1-й величины, а самые слабые — 6-й. В сер. 19 в. эта система была модифицирована. Современная шкала З.в. была установлена путем определения З.в. представительной выборки звезд вблизи сев. полюса мира (сев. полярный ряд). По ним определялись З.в. всех др. звезд. Это логарифмическая шкала, на к-рой звезды 1-й величины в 100 раз ярче звезд 6-й величины. По мере роста точности измерений пришлось вводить десятые доли. Самые яркие звезды ярче 1-й величины, а нек-рые даже имеют отрицательные звездные величины.

Масса звездная – параметр, непосредст­венно определяемый только для компонентов двойных звезд с известными орбитами и расстояниями (M1 +M2 = R3/T2). Т.о. установлены массы лишь нескольких десятков звезд, но для гораздо больше­го числа массу можно определить из зависимости масса – светимость. Массы больше 40 солнечных и менее 0,1 солнечных очень редки. Массы большинства звезд меньше солнечной. Температура в центре таких звезд не может дости­гать уровня, при котором начинаются реакции ядерного синтеза, и источником их энергии является только сжа­тие Кельвина – Гельмгольца. Такие объекты называют­ся коричневыми карликами.

Масса—светимость соотношение , найденное в 1924 г. Эддингтоном соотношение между светимостью L и звездной массой М. Соотно­шение имеет вид L/Lс = (М/Мс)а, где Lс и Мс — светимость и масса Солнца соответствен­но, значение а обычно лежит в диапазоне 3—5. Соотно­шение следует из того факта, что наблюдаемые св-ва нормальных звезд определяются главным образом их массой. Это соотношение для звезд-карликов хорошо согласуется с наблюдениями. Считается, что она справедлива также для сверхгиган­тов и гигантов, хотя их масса плохо поддается прямым измерениям. Соотношение не применимо к белым карликам, т.к. завышает их светимость.

Температура звездная – температура некоторой области звезды. Относится к числу важнейших физических характеристик любого объекта. Однако из-за того, что температура различных областей звезды отличается, а также из-за того, что температура – термодинамическая величина, которая зависит от потока электромагнитного излучения и присутствия различных атомов, ионов и ядер в некоторой области звездной атмосферы, все эти различия объединяют в эффективную температуру, тесно связанную с излучением звезды в фотосфере. Эффективная температура, параметр, характеризующий полное кол-во энергии, из­лучаемой звездой с единицы площади ее поверхности. Это однозначный метод описания звездной температуры. Э.т. определяется через температуру абсолютно черного те­ла, которое бы, согласно закону Стефана—Больцмана, излучало такую же мощность на единицу площади по­верхности, как и звезда. Хотя спектр звезды в деталях значительно отличается от спектра абсолютно черного тела, тем не менее эффективная температура характеризует энергию газа во внешних слоях звездной фотосферы и позволяет, используя закон смещения Вина (λmax=0,29/Т), определить, на какую длину волны приходится максимум звездного излучения, а следовательно и цвет звезды.

По размерам звезды делятся на карлики, субкарлики, нормальные звезды, гиганты, субгиганты и сверхгиганты.

Спектр звезд зависит от ее температуры, давления плотности газа ее фотосферы, силы магнитного поля и хим. состава.

Спектральные классы, классифика­ция звезд по их спектрам (в первую очередь по относит, интенсивностям спектральных линий), впервые введен­ная итал. астрономом Секки. Ввел буквенные обозна­чения, к-рые были модифицированы по мере расширения знаний о внутр. строении звезд. Цвет звезды зависит от темп-ры ее поверхности, поэтому в совр. спектральной классификации Дрэпера (гарвардс­кой) С.к. расположены в порядке убывания темп-ры:

Герцшпрунга – Ресселла диаграмма, график, позволяющий определить две основные характеристики звезд, выражает связь между абсолютной звездной величиной и температурой. Названа в честь датского астронома Герцшпрунга и американского астронома Ресселла, опубликовавших первую диаграмму в 1914 г. Самые горячие звезды лежат в левой диаграммы, а звезды самой высокой светимости – вверху. От верхнего левого угла к нижнему правому проходит главная последовательность, отражающая эволю­цию звезд, и заканчивающуюся звездами-карликами. Большинство звезд принадлежит этой последователь­ности. Солнце относится также к этой последователь­ности. Выше этой последователь­ности располагаются в указанном порядке субгиганты, сверхгиганты и гиганты, ниже – субкарлики и белые карлики. Эти группы звезд называются классами светимости.

Условия равновесия: как известно, звёзды являются единственными объектами природы, внутри которых происходят неуправляемые термоядерные реакции синтеза, которые сопровождаются выделением большого количества энергии и определяют температуру звёзд. Большинство звёзд находятся в стационарном состоянии, т. е. не взрываются. Некоторые звёзды взрываются (так называемые новые и сверхновые звёзды). Почему же в основном звёзды находятся в равновесии? Сила ядерных взрывов у стационарных звёзд уравновешивается силой тяготения, вот почему эти звёзды сохраняют равновесие.

1. Вычисление линейных размеров светила по известным угловым размерам и расстоянию.

БИЛЕТ № 17

1.    Физический смысл закона Стефана-Больцмана и его применение для определения физических характеристик звезд.

Стефана—Больцмана закон, соотно­шение между полной мощностью излучения абсолютно черного тела и его темп-рой. Полная мощность еди­ничной площади излучения в Вт на 1 м2 дается форму­лой Р = σ Т4, где σ = 5,67*10-8 Вт/м2 К4 — постоянная Стефана—Больцмана, Т — абсолютная температура абсолютного черного тела. Хотя астроном, объекты редко излучают, как абсолютно черное тело, их спектр излучения часто является удач­ной моделью спектра реального объекта. Зависимость от температуры в 4-й степени является очень сильной.

Страницы: 1, 2, 3, 4