Практическая работа №6-7.

«Планеты солнечной системы.Спутники планет. Малые тела Солнечной системы»
Цель: исследовать характеристики планет Солнечной системы.

Ход работы
1) Ознакомьтесь с содержанием § 15 учебника.
2) Укажите основание, согласно которому происходит разделение планет на две группы.
3) Используя данные § 15 и приложения VI учебника, охарактеризуйте группы планет по их физическим характеристикам.

Проанализируйте указанные значения, ответив на следующие вопросы:
1. По каким критериям планеты двух групп имеют наиболее значимые отличия?
2. Плотности планет какой группы больше? Чем можно объяснить различия в плотности физических тел?

3. Используя данные § 15 учебника, охарактеризуйте физико-химические свойства каждой из групп планет Солнечной системы.

Проанализируйте указанные значения, ответив на следующие вопросы:
1. В чем состоит сходство химического состава планет двух групп?
2. В чем состоит различие химического состава планет двух групп?
3. На каком этапе формирования тел Солнечной системы, согласно рассмотренной ранее гипотезе, возникло различие в химическом составе планет двух групп?
4) Используя данные приложения VI учебника, исследуйте особенности взаимодействия групп планет в гравитационно-взаимосвязанной системе тел.

5) Проанализируйте указанные значения, ответив на вопрос: «По каким критериям планеты двух групп имеют наиболее значимые отличия?»
6) Сформулируйте вывод об особенностях групп планет Солнечной системы, физических основах их различий и сходств.

7)Используя материал § 20 учебника, охарактеризуйте астероиды ,карликовые планетыкометы как группу малых тел Солнечной системы, заполнив соответствующий столбец таблицы.

8) Проанализируйте указанные значения, ответив на вопрос: «По каким критериям малые тела Солнечной системы имеют наиболее значимые отличия и сходства?»
9) Сформулируйте вывод об особенностях групп малых планет Солнечной системы, физических основах их различий и сходств.

10) В таблице приведено описание одной из планет Солнечной системы. Заполните таблицу — характеристику планеты. Составьте аналогичную таблицу для планеты Солнечной системы — представителя  другой группы.

Мы уже с вами как-то говорили о том, что всю информацию о звёздах мы получаем лишь на основе приходящего от них излучения. Все звёзды, как и наше Солнце, излучают свет потому, что их наружные слои сильно нагреты и имеют температуру равную многим тысячам градусов по шкале Кельвина. Звезда излучает свет так же, как и любое нагретое тело, например нить накаливания в электрической лампе. При этом чем выше температура нити накаливания, тем более белый свет она излучает.

Аналогично и с излучением звёзд: чем выше температура звезды, тем более голубоватым выглядит её свечение (как, например, у Плеяд — рассеянного звёздного скопления в созвездии Тельца).

И наоборот, холодные звёзды кажутся нам красноватыми. Это хорошо заметно на примере такого гиганта, как Бетельгейзе (альфа Ориона).

Однако наиболее полное представление об этой зависимости даёт изучение звёздных спектров. Важнейшие различия спектров звёзд заключаются в количестве и интенсивности наблюдаемых спектральных линий (в особенности линий поглощения), а также в распределении энергии в непрерывном спектре.

В 1893 году немецкий учёный Вильгельм Вин установил, что длина волны, на которую приходится максимум излучения, зависит от температуры излучающего тела. При этом по мере роста температуры положение максимума смещается в коротковолновую область спектра. Длина волны, которой соответствует максимум в распределении энергии, связана с абсолютной температурой соотношением, которое называют законом смещения Ви́на:

Давайте, используя этот закон, определим температуру звезды, если в её спектре максимум интенсивности излучения приходится на длину волны равную 230 нм.

Изучение различных типов звёзд показало, что температура большинства из них заключена в пределах от 2000 до 60 000 К кельвинов. Также было установлено, что изменение температуры меняет состояние атомов и молекул в атмосфере звёзд, что отражается в их спектрах. С учётом видов спектральных линий и их интенсивности строится спектральная классификация звёзд.

Современная спектральная классификация звёзд была создана в двадцатые (20-е) годы двадцатого (ХХ) века в Гарвардской обсерватории (США). В ней спектральные типы принято обозначать большими буквами латинского алфавита в порядке, соответствующем убыванию температуры:

Для запоминания этой последовательности астрономами было придумано мнемоническое правило. В оригинале оно звучит так: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me. В русском эквиваленте вариант такой: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь.

Давайте чуть подробнее остановимся на каждом из классов. Итак, звёзды, принадлежащие классу О, являются очень горячими, с температурой 30—60 тыс. К. При такой высокой температуре наибольшая интенсивность излучения приходится на ультрафиолетовую область спектра. Поэтому такие звёзды имеют ярко выраженный голубой оттенок. Типичным представителем данного класса является Хека — Лямбда Ориона.

К классу В относятся звёзды, температура которых колеблется в пределах 10—30 тыс. К. Они имеют голубовато-белый цвет. А типичным представителем класса является звезда Спика, находящаяся в созвездии Девы.

Звёзды белого цвета, с температурой поверхности 7500—10 000 К относятся к классу А. Их яркими представителями являются звёзды Вега и Сириус.

Классу F принадлежат звёзды, температура которых лежит в диапазоне 6000—7500 К. Они имеют жёлто-белый цвет. Знаменитые звёзды — Порцион в созвездии Малого Пса и Канопус в созвездии Киля.

Жёлтые звёзды, с температурой поверхности 5000—6000 К относятся к классу G. Известным представителем этого класса является наше Солнце.

Звёзды, принадлежащие классу К, обладают оранжевым цветом. А температура их поверхности заключена в пределах 3500—5000 К. К этому классу относятся звёзды Арктур в созвездии Волопаса и Альдебаран в Тельце.

И, наконец, класс М. К нему относятся холодные звёзды с минимальной температурой равной 2000—3500 К. Их цвет — ярко-красный, иногда тёмно-оранжевый. К этому классу относится знаменитая звезда Бетельгейзе в созвездии Ориона.

По мере усовершенствования методов наблюдения за звёздами и их спектрами Гарвардская спектральная классификация дополнялась и расширялась. Так, например, буквой Q стали обозначать спектральные классы новых (молодых) звёзд. Спектры планетарных туманностей причислили к классу Р. А буквой W или WR стали обозначать спектры звёзд типа Вольфа — Райе — это очень горячие звёзды, температура превышает звёзды O класса и достигает 100 000 К.

В 1995 году были впервые были обнаружены звёзды, температура которых не превышала 2000 К — коричневые карлики. Так появились спектральные классы L, Т и Y. Причём класс Y появился относительно недавно — в августе 2011 года.

К нему относятся ультрахолодные коричневые карлики, с температурой 300—500 К.

Тонкие различия внутри каждого класса дополнительно подразделяют на 10 подклассов — от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Лишь спектральный класс O делится на меньшее количество подклассов: от 4 до 9,5. Например, наше Солнце принадлежит к спектральному классу G2.

Измерение положения спектральных линий позволяет не только получить информацию о химическом составе звёзд, но и определить скорость их движения.

Ещё 1842 году Кристиан Доплер, наблюдая за волнами на воде, обнаружил, что при движении источника волн происходит изменение частоты и, соответственно, длины волны излучения, воспринимаемое наблюдателем.

Давайте поясним это на простом примере. Представьте, что вы стоите на остановке и ждёте автобус. Где-то вдалеке от вас слышится звук сирены, например машины скорой помощи. По мере её приближения к вам частота звуковых волн, издаваемых сиреной, будет увеличиваться. Как следствие, вы будете слышать её более высокий тон. Происходит это из-за того, что за время испускания одного пика волны́ от сирены до следующего машина успеет проехать некоторое расстояние в вашу сторону. Из-за этого источник каждого следующего пика волны будет ближе, а волны будут достигать ушей чаще. Когда же машина будет проезжать рядом с вами, вы услышите тот тон, который издаёт сирена на самом деле. В дальнейшем, по мере удаления машины, тон сирены будет становиться более низким из-за уменьшения частоты звуковых волн.

То же самое происходит и с электромагнитными волнами. При уменьшении расстояния между звездой и наблюдателем длина волны её излучения уменьшается и соответствующая линия в спектре смещается к фиолетовому концу спектра. И наоборот, при удалении звезды длина волны излучения увеличивается, а линия смещается в красную часть спектра.

Это явление получило название эффекта Доплера, согласно которому зависимость разности длин волн от скорости источника по лучу зрения и скорости света выражается формулой:

В этой формуле  — это длина волны спектральной линии для неподвижного источника, а  — в спектре движущегося источника. Соответственно,  — это скорость источника (в нашем случае звезды), а  — скорость света в вакууме.

Ещё одним фактором, влияющим на вид спектра звезды, является её светимость, которая не учитывается в Гарвардской классификации. Хотя различия в светимостях приводят к различию в спектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых Гарвардских спектральных классов. Поэтому в 1943 году в Йеркской обсерватории была разработана ещё Йеркская классификация, которая учитывает светимость звёзд. Иначе её называют МКК — по первым буквам фамилий учёных: Уильям Морган, Филипп Кинан и Эдит Келлман.

С учётом двух классификаций наше Солнце имеет спектральный класс G2V.

В заключение отметим, что ещё в начале ХХ века американский астроном Норрис Рассел и датский астроном Эйнар Герцшпрунг независимо друг от друга обнаружили существование зависимости между видом спектра и светимостью звёзд. Они задались вопросом: «Что будет, если выстроить звёзды в одну систему координат, где их положение по вертикальной оси зависело бы от их светимости (или абсолютной звёздной величины), а по вертикальной — от температуры (спектрального класса)?»

Если бы звезды распределились по системе равномерно, никакого открытия не было бы. Но любое отклонение от порядка показало бы закономерность в устройстве светил, объясняющую многие загадки. Так и случилось. Если светимость звезды будет расти по Y снизу вверх, а температура по оси Х — справа налево, то звезды делятся на чётко выраженные группы — последовательности.

Посередине, с верхнего левого в нижний правый угол, тянется так называемая Главная последовательность — ряд обычных, карликовых звёзд, составляющих около 90 % от всех звёзд во Вселенной. Здесь же располагается и наше Солнце.

В верхнем правом углу собрались звёзды, которые очень яркие, но температура их фотосферы достаточно низкая — на это указывает их красный цвет. Они образуют последовательность красных гигантов.

В верхней части диаграммы располагается последовательность сверхгигантов. Это звёзды с очень высокой светимостью, низкой плотностью, в десятки и сотни раз большими диаметрами, чем у Солнца.

Под главной последовательностью расположены горячие звёзды со слабой светимостью. Это последовательность белых карликов. Их размеры сравнимы с размерами Земли, а массы близки к массе Солнца.

Полученная диаграмма называется диаграммой «спектр — светимость» или диаграммой Герцшпрунга — Рассела.

Наш вам совет: держите в голове эту диаграмму. Она не сложная для понимания, но имеет огромное значение в эволюции звёзд.

Наше Солнце справедливо называют типичной звездой. Но среди большого и разнообразного числа звёзд есть немало таких, которые значительно отличаются от него по своим физическим характеристикам и химическому составу. Поэтому полное представление о звёздах даст такое определение:

Звезда — это массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза.

Мысли о том, что звёзды — это далёкие солнца, высказывались ещё в глубокой древности. Но из-за колоссальных расстояний до них диски звёзд не видны даже в самые мощные телескопы. Поэтому, чтобы найти возможность сравнивать звёзды между собой и с Солнцем, необходимо было придумать способы определения расстояний до них.

Ещё Аристотель предполагал, что если Земля движется вокруг Солнца, то, наблюдая за звездой из двух диаметрально противоположных точек земной орбиты, можно заметить изменение направления на звезду — её параллактическое (то есть кажущееся) смещение.

Такая же идея измерения расстояний была предложена и Николаем Коперником после опубликования им гелиоцентрической системы мироустройства. Однако ни Копернику, ни тем более Аристотелю не удалось обнаружить это смещение.

Лишь к середине XIX века, когда на телескопы стали ставить оборудование для точного измерения углов, удалось измерить такое смещение у ближайших звёзд. Как удалось установить, кажущееся перемещение более близкой звезды на фоне очень далёких звёзд происходит по эллипсу с периодом в один год и отражает движение наблюдателя вместе с Землёй вокруг Солнца. Этот небольшой эллипс, который описывает звезда, называется параллактическим эллипсом.

В угловой мере его большая полуось равна величине угла, под которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду. Этот угол называется годичным параллаксом и обозначается греческой буквой π или латинской буквой р.

Зная годичное параллактическое смещение звезды, можно легко определить расстояние до неё:

В записанной формуле а — это средний радиус земной орбиты.

Если учесть, что годичные параллаксы звёзд измеряются десятитысячными долями секунды, а большая полуось земной орбиты равна одной астрономической единице, то можно получить формулу для вычисления расстояния до звезды в астрономических единицах:

Первые надёжные измерения годичного параллакса были осуществлены почти одновременно в Германии, России и Англии в 1837 году.

В России первые измерения годичного параллакса были проведены Василием Яковлевичем Струве для яркой звезды Северного полушария Веги. Давайте по его данным определим расстояние до этой звезды.

Согласитесь, что для измерения расстояний до звёзд астрономическая единица слишком мала. Даже ближайшая к нам звезда — альфа-Центавра — расположена более чем в 273,5 тысячах а. е. Поэтому для удобства определения расстояний до звёзд в астрономии применяется специальная единица длины — парсек (сокращённо пк), название которой происходит от двух слов — «параллакс» и «секунда».

Парсек — это расстояние, с которого средний радиус земной орбиты, перпендикулярный лучу зрения, виден под углом в одну угловую секунду:

1 пк = 206 265 а. е. =30,8586 трлн км.

Исходя из определения, расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса:

Вернёмся к нашей задаче и определим расстояние до Веги в парсеках, воспользовавшись полученным нами уравнением.

Также, помимо парсека, в астрономии используется ещё одна внесистемная единица измерения расстояний — световой год.

Световой год — это расстояние, которое свет, распространяясь в вакууме, проходит за один год:

1 пк = 3,26 св. г. = 206 265 а. е. = 3 ∙ 1013 км.

В 1989 году Европейским космическим агентством был запущен спутник «Гиппаркос». За 37 месяцев своей работы ему удалось измерить годичные параллаксы более чем миллиона звёзд. При этом точность измерений для более ста тысяч из них составила одну угловую миллисекунду.

Однако после того, как астрономы научились определять расстояния до звёзд, возникла ещё одна проблема. Оказалось, что звёзды, находящиеся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, могут отличаться друг от друга по видимой яркости (блеску). При этом видимый блеск не характеризует реального излучения звезды. Например, Солнце нам кажется самым ярким объектом на небе лишь потому, что оно находится гораздо ближе к Земле, чем остальные звёзды. Поэтому для сравнения истинного блеска звёзд необходимо было определять их звёздную величину на определённом одинаковом расстоянии от Земли. За такое одинаковое (или стандартное) расстояние принято 10 пк. Видимая звёздная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на расстоянии 10 пк, называется абсолютной звёздной величиной.

Почему в качестве эталонного расстояния было выбрано 10 парсек? Да для простоты расчётов. Итак, предположим, что видимая звёздная величина звезды на некотором расстоянии D равна т а её блеск — I.

Напомним, что блеск двух источников, звёздные величины которых отличаются на единицу, отличаются в 2,512 раза. То есть для двух звёзд, звёздные величины которых равны т1 и т2 соответственно, отношение их блесков выражается соотношением:

Тогда по определению видимая звёздная величина звезды с расстояния в 10 пк будет равна абсолютной звёздной величине М. Если обозначить блеск звезды на этом расстоянии через I0, то для видимой и абсолютной звёздных величин одной и той же звезды предыдущее уравнение будет выглядеть так:

В тоже время из физики известно, что блеск меняется обратно пропорционально квадрату расстояния:

Подставим данное выражение в предыдущее уравнение, при этом учтём, что :

Теперь прологарифмируем полученное выражение:

И упростим его:

Если учесть, что расстояние до звезды обратно пропорционально её годичному параллаксу, то получим формулу, по которой можно вычислить абсолютную звёздную величину близко расположенных к нам звёзд

Теперь давайте по полученной формуле рассчитаем абсолютную звёздную величину нашего Солнца. Для этого учтём, что его видимая звёздная величина равна–26,8т, а среднее расстояние до него составляет одну астрономическую единицу

То есть наше Солнце выглядит слабой звёздочкой почти пятой звёздной величины.

Зная абсолютную звёздную величину звезды, можно вычислить её действительное общее излучение или светимость.

Светимостью называют полную энергию, излучаемую звездой за единицу времени. Светимость звезды можно выразить в ваттах, но чаще её выражают в светимостях Солнца.

Используя формулу Погсона, можно записать соотношение между светимостями и абсолютными звёздными величинами какой-либо звезды и Солнца:

Данную формулу можно переписать, если учесть, что светимость Солнца принята за единицу, а его абсолютна звёздная величина равна 4,8m:

По светимости (то есть мощности излучения) звёзды значительно отличаются друг от друга. Так мощность излучения некоторых звёзд-сверхгигантов больше мощности излучения Солнца в 330 тыс. А некоторые звёзды-карлики, обладающие наименьшей светимостью, излучают свет в 480 тыс. раз слабее нашего Солнца.

Практическая работа  №4  по теме «Солнце»

Цель работы:  проверить знания по теме «Солнце», умение анализировать, сравнивать звезды и Солнце по их характеристикам, использовать полученные знания для расширения компетенций.

Дидактическое оснащение практического занятия:

• указания по выполнению практического задания;
• рабочая тетрадь с конспектами

I.  Солнце 
А. Солнце - это:

1) звезда; 2) планета; 3) комета; 4) галактика.
Б. Масса Солнца: 

1) 1022 кг, или равна массе Луны;
2) 6× 1027 кг, или почти равна массе Земли;
3) 2× 1030 кг, или в 333 000 раз больше массы Земли;
4) 1032 кг, или в 30 миллионов раз больше массы Земли.

В. Солнце: 

1) красная звезда класса М;
2) желтая звезда класса G;
3) оранжевая звезда класса К;
4) белая звезда класса А.

Г.Размеры:

 1) Солнце - самая большая из известных звезд;
2) Солнце - самая маленькая из известных звезд;
3) Солнце совпадает по размерам с Землей;
4) Солнце больше Земли по размерам в 109 раз.

Д. Температура на видимой поверхности Солнца: 

1) 3000 К; 2) 4500 К; 3) 10000 К; 4) 6000 К

II. Укажите следующие солнечные явления:

А. Яркая область, окружающая солнечное пятно в фотосфере –
Б. Мелкие светлые фотосферные пятнышки, которые выглядят как рисовые зерна –
В. Темные, относительно холодные области на фоне яркой фотосферы –
Г. Массы яркого газа, как пламя вздымающиеся на сотни тысяч километров над краем диска –
Д. Мощные короткоживущие взрывные выбросы света и вещества –
1) вспышка; 2) гранулы; 3) факельная область (флоккул); 4) протуберанец; 5) солнечные пятна.

"Определение массы звёзд. Двойные звёзды"

На прошлом уроке мы с вами узнали, что звёзды отличаются большим разнообразием. И при первом знакомстве со звёздным небом обращает на себя внимание тот факт, что звёзды разнятся по цвету. Гораздо сильнее это заметно при рассмотрении их спектров. С учётом видов спектральных линий и их интенсивности строится спектральная классификация звёзд, которая отражает уменьшение температуры атмосферы звезды от класса О к классу М.

Однако не только цветом и температурой могут отличаться звёзды. Как показали наблюдения, многие из них образуют пары или являются членами сложных систем. При этом только в нашей Галактике примерно половина всех звёзд принадлежит к двойным системам.

Двойными звёздами называют близко расположенные пары звёзд.

Среди звёзд, которые видны на небе рядом, различают оптические двойные и физические двойные. В первом случае две звезды проецируются на небесную сферу рядом друг с другом. Хотя в действительности они могут располагаться на огромном расстоянии друг от друга.

А вот физические двойные звёзды действительно расположены в пространстве рядом друг с другом. Они не только связаны между собой силами тяготения, но и обращаются около общего центра масс.

Впервые идея о существовании двойных звёзд была выдвинута английским учёным и священником Джоном Мичеллом в 1767 году. А наблюдательные подтверждения этой гипотезы были опубликованы в 1802 году Уильямом Гершелем.

Первая известная ещё с древности звёздная пара — это Мицар и Алькор, наблюдаемые в ручке «ковша» Большой Медведицы. Эта звёздная пара — хороший пример оптической двойной звезды, так как Алькор отстоит от Мицара примерно на 12 угловых минут.

Но, если посмотреть на Мицар в телескоп, то легко можно заметить, что он состоит из двух очень близко расположенных звёзд, названных Мицаром А и Мицаром В. Эта звёздная пара — пример физической двойной звезды.

Когда число звёзд в системе, связанных взаимным тяготением, оказывается больше двух, то их называют кратными. Существуют звёзды тройные, четверные и даже более высокой кратности. Примером кратных звёзд может служить тройная звезда α Центавра. Причём, что интересно, одна из компонентов — Проксима — является ближайшей к Земле звездой после Солнца.

К кратным звёздам принято причислять звёзды, имеющие менее 10 компонентов. Если же в системе насчитывается большее количество звёзд, то её называют звёздным скоплением. Классическим примером служит рассеянное скопление Плеяд, видное на ночном небе невооружённым глазом.

Физические двойные звёзды, в зависимости от способа их наблюдения, принято делить на несколько классов. Рассмотрим их поподробнее.

Визуально-двойные звёзды — это двойные звёзды, компоненты которых можно увидеть раздельно (в телескоп или сфотографировать). Возможность наблюдать звезду как визуально-двойную определяется разрешающей способностью телескопа. Поэтому все известные визуально-двойные звёзды расположены в окрестностях Солнца с очень большим периодом обращения (вплоть до нескольких тысяч лет). А их орбиты сравнимы по размерам с орбитами планет-гигантов нашей Солнечной системы. В связи с этим, из свыше 110 000 таких объектов менее чем у сотни орбиты определены с большой точностью.

Оказалось, что относительное видимое движение компонентов совершается по эллипсу и удовлетворяет закону площадей. Следовательно, в двойных системах обращения звёзд вокруг общего центра масс происходят в соответствии с законами Кеплера и подчиняются закону всемирного тяготения Ньютона.

Из этого следует, что при известном расстоянии до этих систем использование третьего обобщённого закона Кеплера позволяет определить их массу. Для этого достаточно сравнить движение спутника звезды с движением Земли вокруг Солнца.

Приняв массу Солнца равной единице большую полуось земной орбиты равной одной астрономической единице и пренебрегая массой Земли по сравнению с массой Солнца, получим соотношение, по которому можно определить суммарную массу двойной системы, выраженную в массах Солнца:

Если же необходимо вычислить массу каждого компонента звёздной пары, то надо изучить движение каждой из них и вычислить их расстояния от общего центра масс:

Тогда отношение масс компонентов звёздной пары будет обратно пропорционально отношению больших полуосей их орбит:

Для примера давайте с вами определим сумму масс и массу звёзд двойной звезды, годичный параллакс которой составляет 0,08’’. Будем считать, что период обращения компонентов равен 56 годам, а большая полуось видимой орбиты равна 3’’. Компоненты звезды отстоят от центра масс на расстояниях, относящихся как 1 : 7.

Наблюдения за двойными звёздами и оценка их масс для различных типов показали, что:

·                   массы звёзд колеблются в пределах 0,03—60 масс Солнца. Причём наибольшее количество звёзд имеет массу от 0,4 до 3 масс Солнца;

·                   существует зависимость между массами звёзд и их светимостями, что даёт возможность оценивать массы одиночных звёзд. Так, если масса звезды лежит в интервале от 0,5 до 10 масс Солнца, то её светимость пропорциональна 4 степени массы. Если же масса звезды больше 10 масс Солнца, — то 2 степени.

Второй класс двойных систем составляют затменно-двойные или затменно-переменные звёзды. Они представляют собой тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких суток по орбитам, большая полуось которых сравнима с самими звёздами. Это приводит к тому, что угловое расстояние между звёздами очень мало. Поэтому мы не можем увидеть компоненты системы по-отдельности.

Однако судить о том, что система действительно является двойственной, можно по периодическим колебаниям её блеска. Предположим, что плоскости орбит звёзд по лучу зрения практически совпадают. Тогда при обращении звёздной пары, когда один из компонентов оказывается впереди или сзади другого, наблюдаются затмения.

Разность звёздных величин в минимуме и максимуме блеска называется амплитудой. А промежуток времени между двумя последовательными наименьшими минимумами — периодом переменности.

Классическим примером затменно-переменной звезды является звезда β Персея (Алголь). Она каждые 2,567 суток затмевается на девять 9,6 часа.

Пока известно около 4000 затменно-двойных звёзд.

Следующий класс представляют спектрально-двойные звёзды. Это такие звёзды, двойственность которых устанавливается лишь на основании спектральных наблюдений.

Представьте, у нас есть две звезды: одна массивная и яркая А, вторая — менее яркая и массивная В. Обе они обращаются вокруг общего центра масс системы, то приближается к наблюдателю, то удаляется от него.

Вследствие эффекта Доплера в первом случае линии в спектре звезды будут смещаться в фиолетовую область спектра, а во втором — в красную. Причём период этих смещений будет равен периоду обращения звёзд.

Интересно, что благодаря этому методу в 1995 году у звезды 51 Пегаса был обнаружен спутник, масса которого составляла около половины массы Юпитера. Так была найдена первая экзопланета (так называют планеты, находящиеся вне Солнечной системы).

На середину октября 2017 года спектральным методом достоверно подтверждено существование 3672 экзопланет в 2752 планетных системах.

И последний класс двойственных систем представляют астрометрически-двойные звёзды. Они представляют собой очень тесные звёздные пары, в которых одна из звёзд или очень мала по размерам, или имеет низкую светимость.

Двойственность такой звезды можно обнаружить лишь по отклонениям яркой компоненты от прямолинейной траектории то в одну, то в другую сторону. Вычисления показали, что такие возмущения пропорциональны массе спутника.

Среди близких к Солнцу звёзд обнаружено около 20 астрометрически-двойных систем.

Тест 1Определение массы звёзд. Двойные звёзды

Вопрос 1

Для каждого из определений подберите правильные ответы.

Варианты ответов

1. двойные звёзды, компоненты которых можно увидеть раздельно (в телескоп или сфотографировать).
2. тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких суток по орбитам, большая полуось которых сравнима с самими звёздами.

3. .звёзды, двойственность которых устанавливается лишь на основании спектральных наблюдений.

4. очень тесные звёздные пары, в которых одна из звёзд или очень мала по размерам, или имеет низкую светимость.

Вопрос 2

Близко расположенные пары звёзд называются

Варианты ответов

1. двойными звёздами
2. двойными системами
3. кратными звёздами
4. оптическими двойными звёздами

Вопрос 3

Укажите типы двойных звёзд.

Варианты ответов

1. Оптические двойные
2. Физические двойные
3. Мнимые двойные
4. Кратные двойные

Вопрос 4

Укажите, какие высказывания относятся к определению физической двойной звезды.

Варианты ответов

1. система из двух гравитационно связанных звёзд
2. звёзды обращаются вокруг общего центра масс
3. звёзды обращаются по замкнутым орбитам
4. расстояние между звёздами очень велико
5. звёзды не связаны друг с другом силами гравитации

Вопрос 5

Первая звезда, у которой была открыта её физическая двойственность

Вопрос 6

Пара визуально-двойных звёзд, известная ещё с глубокой древности.

Варианты ответов

1. Мицар и Алькор
2. Алголь А и Алголь В
3. Альфа Центавра и Хадар
4. Сириус А и Сириус В

Вопрос 7

Изменение вида кривой блеска затменно-переменной звезды позволяет определить следующие характеристики её компонентов:

Варианты ответов

1. период обращения
2. эксцентриситет орбиты
3. наклонение плоскости орбиты
4. массу компонентов

Вопрос 8

Определите массу двойной звезды (в массах Солнца) период обращения компонентов которой равен 56 годам, а большая полуось видимой орбиты равна 3''. Ответ округлите до десятых.

Вопрос 9

Укажите порядок следования определений:
1. Амплитуда
2. Период переменности
3. Экзопланета
4. Кратная звезда

Варианты ответов

1. разность звёздных величин в минимуме и максимуме блеска
2. промежуток времени между двумя последовательными наименьшими минимумами.
3. планета, находящаяся вне Солнечной системы.
4. система из трёх или более звёзд, которые связаны друг с другом силами гравитации

"Переменные и нестационарные звёзды"

На одном из прошлых уроков мы с вами говорили о том, что во Вселенной существует огромное количество звёздных систем, состоящих из двух и более звёзд, связанных между собой силами тяготения и обращающихся вокруг общего центра масс. Их изучение позволило оценить массы и, соответственно, размеры звёзд различных типов.

Наряду с исследованиями двойных звёзд важную роль в развитии представлений о физической природе звёзд сыграли исследования физических переменных или нестационарных звёзд. В отличие от затменно-переменных звёзд, они меняют свою светимость в результате физических процессов, происходящих в самих звёздах. И кстати, не следует путать переменность звёзд с их мерцанием, которое происходит из-за колебаний воздуха земной атмосферы. При наблюдении из космоса звёзды не мерцают.

В зависимости от характера процессов физические переменные звёзды принято подразделять на пульсирующие и эруптивные.

Пульсирующие переменные звёзды — это физические переменные звёзды, у которых происходят периодические колебания блеска.

Самая первая пульсирующая звезда была открыта в далёком 1596 году немецким астрономом Давидом Фабрициусом в созвездии Кита. А Ян Гевелий дал ей имя — Мира, то есть «удивительная».

Период изменения блеска этой звезды составляет около 332 дней, в течение которых видимая звёздная величина изменяется от 2m (в максимуме блеска) до 10,1m — в минимуме.

Долгопериодические звёзды (типа Миры Кита) с периодами от нескольких недель до года и более называют миридами. Практически все они являются красными гигантами огромных размеров и большой светимости, находящимися на конечных этапах своей эволюции.

Предполагается, что изменение блеска мирид связано с их периодическим сжатием и расширением, вызванным нарушениями равновесия между силами гравитационного притяжения и лучевого давления. Такие периодические колебания переменных звёзд называются пульсационными.

19 октября 1784 года молодой английский астроном-любитель Джон Гудрайк, наблюдая за звездой Дельта Цефея, обнаружил, что её блеск меняется со строгой периодичностью (период составляет 5 дней и 9 часов), а амплитуда изменения светимости составляет примерно одну звёздную величину.

Причём рост блеска происходил гораздо быстрее, чем спад. Так был открыт новый очень обширный класс ярких переменных звёзд-сверхгигантов и гигантов классов F и G — класс цефеид.

В настоящее время цефеидами называют пульсирующие переменные звёзды, блеск которых плавно и периодически меняется от 0,5 до 2 звёздных величин с периодом изменения блеска от 1,5 до 70 суток.

Изучение спектров цефеид показало, что изменение их светимости сопровождается изменениями их лучевой скорости и температуры (в среднем на 1500 оС). Причиной этому является пульсация наружных слоёв звёзды — они периодически то расширяются, то сжимаются.

В начале ХХ века было замечено, что период пульсации цефеид зависит от их светимости: чем она больше, тем больший период пульсации. То есть цефеиды обладают очень важной зависимостью «период — светимость»:

В записанной формуле Р — это период изменения блеска (то есть период пульсации) в сутках, а М — средняя абсолютная звёздная величина.

Таким образом, получается, что по известному из наблюдений периоду можно определить абсолютную звёздную величину или светимость звезды. А далее, сравнивая абсолютную звёздную величину цефеида с его видимой звёздной величиной, можно легко определить расстояние до него:

M = m + 5 – 5lg D;

lg D = 0,2(M – m) + 1.

Как мы уже говорили, цефеиды — это звёзды-сверхгиганты, которые обладают очень высокой светимостью. Она, наряду с переменностью блеска, позволяет обнаруживать цефеиды в других звёздных системах, находящихся от нас на расстоянии до 20 Мпк. Их наблюдают в ближайших галактиках, определяя таким образом расстояния до этих звёздных систем. Поэтому не зря цефеиды часто называют «маяками Вселенной».

Ещё одной разновидностью пульсирующих переменных звёзд являются звёзды типа RR Лиры. Все они являются гигантами спектрального класса А с периодами от 0,2 до 1,2 дня.

Иногда в звёздном небе появляются звёзды, видимые невооружённым глазом в тех местах, где их раньше никогда не наблюдали. Это новые звёзды. Как правило, их блеск внезапно увеличивается в тысячи и миллионы раз в течении нескольких суток. А затем в течение года и более блеск звезды ослабевает до своего первоначального значения.

Обращаем ваше внимание на то, что термин «новая звезда» не подразумевает, что звезда родилась. Так называют звёзды, у которых внезапно увеличивается блеск. Так, например, в июне 1918 года в созвездии Орла вспыхнула самая яркая новая звезда, зарегистрированная за последние 300 лет — V603 Орла. Изначально на месте новой была маленькая звёздочка одиннадцатой звёздной величины. Но 9 июня (в максимуме блеска) её звёздная величина достигла –1,4m. После этого звезда стала постепенно угасать, пока в марте следующего года она стала не видна невооружённым глазом.

Интересно, что первые описания новых звёзд были найдены в китайских и японских летописях 532 г. до н. э. Однако механизм образования новых звёзд был не ясен вплоть до середины XIX века. Современные наблюдения за новыми звёздами показали, что все они являются компонентами тесных двойных систем, состоящих из белого карлика и звезды-компаньона (чаще красного гиганта). Из-за их близкого расположения на белый карлик перетекает газ из атмосферы компаньона.

Аккрецируемый газ накапливается на поверхности белого карлика, образуя обогащённый водородом слой, температура и плотность которого постоянно увеличивается — создаются условия для начала протекания термоядерных реакций превращения водорода в гелий. Но эти реакции протекают настолько быстро, что приобретают взрывной характер. Во время взрыва внешние слои расширяются и выбрасываются в космическое пространство. Их свечение мы-то и наблюдаем как вспышку новой звезды.

Кстати, за время вспышки новая звезда излучает столько энергии (1038 Дж), сколько наше Солнце излучает примерно за сто тысяч лет!

Вскоре после вспышки начинается новый цикл накопления водородного слоя. И через некоторое время вспышка повторяется. Интервал между вспышками составляет от десятков лет у повторных новых до тысяч лет у классических новых звёзд.

Однако в некоторых случаях взрывной процесс может приобрести характер катастрофы. Так, если при перетекании вещества масса белого карлика превысит 1,4M⨀, то возникает взрыв, который может полностью разрушить звезду. Происходит вспышка сверхновой первого класса.

Сверхновые звёзды — это одно из самых грандиозных и захватывающих космических явлений. Отдельные сверхновые звёзды в максимуме блеска превышают светимость Солнца в десятки миллиардов раз, достигая при этом –20т…–21т. Во время вспышки выделяется такое количество энергии, которое наше Солнце может излучить за всё время своего существования (1045 Дж).

Сверхновые второго класса представляют собой звёзды на заключительном этапе своей эволюции и наблюдается у массивных звёзд, масса которых в десятки раз превосходит массу Солнца. Звезда вспыхивает вследствие коллапса (схлопывания) своего массивного ядра. Объясняется такой феномен следующим образом. Вы знаете, что на разных этапах жизни массивной звезды в её ядре протекают термоядерные реакции, при которых сначала водород превращается в гелий, затем гелий — в углерод и так далее до образования ядер железа, никеля и кобальта. Последующие реакции с образованием более тяжёлых элементов должны идти уже с поглощением энергии.

Поэтому лишённое энергии железное ядро буквально за несколько миллисекунд коллапсирует (то есть катастрофически сжимается). Внутренние слои буквально обрушиваются к центру звёзды и происходит термоядерный взрыв огромной мощности. В итоге наружные слои звезды выбрасываются с огромной скоростью и наблюдается вспышка сверхновой. От огромной звезды остаются лишь расширяющаяся с огромной скоростью газовая оболочка и нейтронная звезда или чёрная дыра.

Нейтронная звезда образуется в том случае, когда масса звезды до взрыва была в 8 раз больше массы Солнца. Она представляет собой космическое тело, состоящее в основном из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1—2 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. При массе, сравнимой с массой Солнца, нейтронная звезда обладает очень маленьким радиусом — около 10—20 км. Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра.

Если нейтронная звезда обладает очень быстрым вращением и мощным магнитным полем, то её называют пульсаром. Он представляет собой источник строго периодических радиоимпульсов с периодом от 0,0014 до 11,8 с.

Интересно, что первый пульсар был открыт в июле 1967 года. Но результаты открытия несколько месяцев хранились в тайне, а первому открытому пульсару присвоили имя LGM-1 (от английского Little Green Men)— «маленькие зелёные человечки»). Такое название было связано с предположением, что эти строго периодические импульсы радиоизлучения имеют искусственное происхождение.

Наиболее замечательный пульсар в точности совпадает с одной из звёздочек в центре Крабовидной туманности в созвездии Тельца. Интересна она тем, что Крабовидная туманность является остатками сверхновой звезды, вспыхнувшей в 1054 году.

Её наблюдали китайские и японские астрономы в виде внезапно появившейся «звезды-гостьи», которая казалась ярче Венеры и была видна даже днём.

Иногда взрываются и очень массивные звёзды с массой более 80 масс Солнца. Сила их взрыва в 10 раз превышает мощность взрыва обычной сверхновой звезды. Такие звёзды стали называть гиперновыми.

Если после взрыва масса оставшегося вещества превосходит 2—3М⨀ солнечные массы, то звезда сжимается в крошечное плотное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякое внутреннее сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению чёрной дыры. Это область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что даже свет не может его преодолеть.

Критический радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в чёрную дыру, называется гравитационным радиусом или радиусом Шварцшильда. Для массивных звёзд гравитационный радиус может быть определён как

Как правило, для массивных звёзд он составляет всего несколько десятков километров.

Из-за того, что чёрные дыры непосредственно наблюдать нельзя, их поиски во Вселенной сопряжены с очень большими трудностями. Поэтому обнаружить такой объект пока возможно лишь двумя способами. Проще всего найти чёрную дыру можно тогда, когда она является одним из компонентов тесной двойной звёздной пары. В этом случае наблюдается обращение второго компонента вокруг массивного «пустого места».

Второй способ предполагает, что в тесных двойных системах мощное гравитационное поле чёрной дыры вызывает падение на неё газа из атмосферы звезды-спутника. В этом случае из-за сильного нагрева должно возникать мощное рентгеновское излучение. Примером может служить звезда Лебедь Х-1. Она представляет собой массивную двойную систему, одним из компонентов которой является чёрная дыра массой около 14,8 масс Солнца, а второй компонент — это голубой сверхгигант.

Тест 2 Переменные и нестационарные звезды

Вопрос 1

Переменные звёзды, изменения блеска которых обусловлены физическими процессами, происходящими в их недрах.

Варианты ответов

1. Физические переменные звёзды
2. Оптические переменные звёзды
3. Химические переменные звёзды
4. Астрометрические переменные звёзды

Вопрос 2

Укажите типы физических переменных звёзд.

Варианты ответов

1. пульсирующие
2. эруптивные
3. затменные
4. спектральные

Вопрос 3

Сопоставьте определения и понятия.

Варианты ответов

1. физические переменные звёзды, у которых происходят периодические колебания блеска.
2. класс пульсирующих переменных звёзд с периодом от нескольких недель до года и более.
3. класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период-светимость.
4. катаклизмическая переменная звезда, являющаяся результатом взрыва белого карлика.

Вопрос 4

Источники узконаправленного пульсирующего радиоизлучения, вызванного взаимодействием плазмы звезды с её сильным магнитным полем.

Вопрос 5

Сопоставьте причину нестационарности звёзд.
1. Цефеиды
2. Новые звёзды
3. Сверхновые звёзды

Варианты ответов

1. Изменения лучевой скорости и температуры звезды.
2. Акреция (перекачка) вещества со звезды компаньона на белый карлик.
3. Конечная стадия эволюции звезды с окончанием протекания термоядерных реакций.

Вопрос 6

Изменение яркости новой звезды составляет 10m при примерно постоянной температуре расширяющейся фотосферы. Во сколько раз изменяется радиус звезды? Ответ округлите до целого числа

Вопрос 7

Укажите звёзды, которые дали названия классам пульсирующих переменных звёзд.

Варианты ответов

1. Мира
2. Дельта Цефея
3. R Зайца
4. RR Лиры
5. Полярная звезда

Вопрос 8

Почему цефеиды называют "маяками Вселенной"?

Варианты ответов

1. они обладают важной зависимостью «период - светимость», по которой можно определить расстояние до звезды или далёкой галактики.
2. это звёзды-сверхгиганты, которые обладают очень высокой светимостью.
3. их легко обнаружить в других звёздных системах (на расстояниях до 20 Мпк).
4. "маяками Вселенной" называют не цефеиды, а сверхновые звёзды.

Вопрос 9

Новая звезда - это

Варианты ответов

1. звёзды, светимость которых внезапно увеличивается в 103-106 раз в течение суток.
2. звёзды, которое только что родились из протозвезды.
3. катаклизмическая переменная звезда, являющаяся результатом взрыва белого карлика.
4. массивная одиночная звезда, находящаяся на конечном этапе эволюции.

Вопрос 10

Космическое тело, состоящее из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов, и являющаяся остатками сверхновой звезды.

Конспект урока "Состав и строение Солнца"

В течение уже довольно длительного времени мы с вами изучаем строение нашей Солнечной системы. Мы познакомились с её 8 большими планетами, карликовыми планетами и малыми телами.

Теперь пришло время поговорить о центральном объекте Солнечной системы — о Солнце. Оно занимает исключительное положение в нашей с вами жизни. Солнце обеспечивает нас светом, теплом, а также является источником всех видов энергии, используемых человечеством.

Солнце — это всего лишь одна из около 200 млрд звёзд нашей Галактики. Детально изучая его физическую природу, мы, скорее всего, получаем важнейшие сведения о природе остальных звёзд и процессах, проходящих в них.

Человечество на протяжении всей своей истории восхищалось и поклонялось Солнцу. Это было самое могущественное божество у большинства древних народов мира, а культ непобедимого Солнца был одним из самых распространённых (Ге́лиос — греческий бог Солнца, Аполлон — бог Солнца у римлян, Митра — у персов, Ярило — у славян). В честь Солнца возводились огромные храмы, о нём слагались песни и ему приносились жертвы.

Сейчас же учёные с помощью башенных солнечных телескопов и телескопов, установленных на бортах спутников, активно изучают природу Солнца и выясняют его влияние на нашу планету. А важнейшую информацию о физических процессах, происходящих на Солнце, даёт изучение его спектра. Дело в том, что химические элементы, которые присутствуют в атмосфере Солнца, поглощают из непрерывного спектра, излучаемого фотосферой, свет определённой частоты. В результате в непрерывном спектре появляются тёмные линии — линии поглощения.

Впервые они были обнаружены в 1802 году английским физиком Уильямом Волластоном. Однако учёный не придал им особого значения, считая, что их появление зависит от внешних причин. Лишь в 1814 году немецкий физик Йозеф Фраунгофер, исследуя эти линии, убедился, что их причина не оптический обман, а природа солнечного света. Он также смог выделить и обозначить 576 тёмных линий, которые впоследствии были названы фраунгоферовыми линиями солнечного спектра. Сейчас же в солнечном спектре зарегистрировано более 30 тысяч фраунгоферовых линий, принадлежащих 72 химическим элементам.

Их анализ показал, что преобладающим элементом на Солнце является водород — на его долю приходится примерно 73,5 % солнечной массы. Ещё почти 25 % массы Солнца приходится на гелий. Однако сразу же оговоримся, что данных о соотношении элементов в глубинных слоях Солнца очень и очень немного.

Вещество Солнца представляет собой сильно ионизированную плазму, средняя плотность которой составляет порядка 1400 кг/м3. Однако по мере приближения к центру Солнца его плотность, как и температура с давлением, достигают максимальных значений.

Огромное давление внутри Солнца обусловлено действием вышележащих слоёв. Силы тяготения стремятся сжать Солнце. Этому препятствуют силы упругости горячего газа и давление излучения, идущие из недр и стремящиеся расширить Солнце. Тяготение с одной стороны, упругость газов и давление излучения с другой стороны, уравновешивают друг друга. Причём равновесие имеет место во всех слоях от поверхности до центра Солнца. Такое состояние Солнца и звёзд называется гидростатическим равновесием. Эта простая идея была выдвинута в 1924 г. английским астрофизиком Артуром Эддингтоном. Она позволила составить уравнения, по которым рассчитывают модели внутреннего строения «спокойного» Солнца, а также других звёзд. Такие модели показывают зависимость физических свойств звёздного вещества (и, в частности, Солнца) от глубины.

Данная модель Солнца даёт основания предполагать, что в центре нашей звезды находится ядро, радиус которого может достигать примерно 150—175 тыс. километров.

Над ядром, в области 0,2—0,7 радиуса Солнца, располагается зона лучистого переноса. В ней происходит перенос энергии от ядра к более высоким слоям посредством поглощения и излучения фотонов высоких энергий. При этом слои не меняются своими местами, а энергия, излучённая нижним слоем, поглощается верхним и затем переизлучается им. То есть происходит очень медленное, иногда длящееся до миллиона лет «просачивание» излучения от центра Солнца к поверхности.

В последней трети радиуса Солнца находится конвективная зона. В ней передача энергии осуществляется посредством конвекции (то есть перемешиванием).

Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца — атмосферы (о её строении мы с вами поговорим на ближайших уроках).

Солнце — это типичный представитель звёзд, представляющий собой раскалённый плазменный шар. Его масса примерно равна 2 ∙ 1030 килограммам, что в 333 000 раз больше массы Земли, и составляет почти 99,87 % суммарной массы всех тел Солнечной системы. Средний диаметр Солнца в 109 раз превышает диаметр нашей планеты. А его объём в 1 301 019 раз больше объёма Земли.

Такой гигантский плазменный шар излучает в космическое пространство колоссальный по мощности поток излучения. Однако Земля получает всего одну двухмиллиардную долю солнечного излучения. При этом измерения за пределами земной атмосферы показали, что на поверхность площадью 1 м2, расположенную перпендикулярно солнечным лучам, ежесекундно поступает энергия, практически не меняющаяся в течение длительного промежутка времени. Эта величина была названа солнечной постоянной:

Второй не менее важной характеристикой Солнца является его светимость или полное количество энергии, излучаемое Солнцем по всем направлениям за единицу времени. Она определяется как произведение величины солнечной постоянной и площади сферы радиусом в одну астрономическую единицу:

L⨀ = E ∙ 4πR2.

Подставив в уравнение значения входящих в него величин и проведя необходимые вычисления, получаем, что светимость нашей звезды составляет примерно 3,8 ∙ 1026 Вт.

Самостоятельно подумайте, почему для вычислений радиус сферы принимается равным 149,6 миллиона километров.

С Земли мы видим диск Солнца — ослепительный жёлтый (реже белый) круг со средним угловым диаметром около 32’. Это видимый слой атмосферы Солнца — фотосфера. Она даёт основную часть излучения Солнца. При этом считается, что Солнце излучает энергию, как абсолютно чёрное тело. Тогда температура фотосферы Солнца может быть рассчитана по закону Стефана — Больцмана, согласно которому мощность излучения абсолютно чёрного тела прямо пропорциональна четвёртой степени температуры:

Е = σТ4.

В записанной формуле σ — это постоянная Стефана — Больцмана (σ = 5,67 ∙ 10–8 Вт/(м2 ∙ К4)).

Подставив это уравнение в формулу для определения светимости Солнца нетрудно выразить температуру фотосферы Солнца:

После подстановки чисел получим, что температура фотосферы примерно равна 5745 К. Очевидно, что такая высока температура может поддерживаться лишь за счёт постоянного притока энергии из недр Солнца.

Вы уже знаете, что наша звезда излучает свет и тепло более 4,5 миллиардов лет. Конечно же, долгое время учёные не могли найти ответ на главный вопрос о том, что является «топливом», за счёт которого Солнце вырабатывает столь огромное количество энергии в течении такого длительного промежутка времени.

Например, Уильям Гершель считал, что Солнце — это холодное и твёрдое тело, которое окружено огромным огненным океаном. Правда, в этом случае такой океан должен был полностью выгореть через несколько тысяч лет после начала горения. А Герман Гельмгольц предполагал, что увеличение внутренней энергии и как следствие увеличение температуры Солнца происходит из-за его медленного гравитационного сжатия. Чтобы компенсировать потери энергии на излучение, достаточно было бы, чтобы диаметр Солнца ежегодно уменьшался на 75 метров. Но в этом случае срок «службы» Солнца увеличивался до нескольких миллионов лет, но никак не до миллиардов.

И лишь в 30-х годах ХХ в. американский астрофизик Ханс Альбрехт Бетэ высказал предположение о том, что энергию Солнце получает за счёт термоядерных реакций, происходящих в его недрах.

Им же был открыт водородный (или протон-протонный) цикл — цепочка из трёх термоядерных реакций, приводящая к образованию гелия из водорода:

Обратите внимание на то, что для образования двух ядер , необходимых для третьей реакции, первые две должны произойти дважды.

Чтобы представить, какое огромное количество энергии выделяется Солнцем в результате превращения водорода в гелий, достаточно знать, что в среднем оно теряет примерно 4 миллиона тонн водорода в секунду! На первый взгляд, эта величина может показаться огромной. Однако она ничтожна, по сравнению с полной массой Солнца. А расчёты специалистов показывают, что «топлива» в его недрах достаточно для поддержания термоядерных реакций ещё в течение примерно 5 миллиардов лет. После этого в недрах Солнца начнутся необратимые реакции, которые приведут к его гибели.

Конспект урока "Атмосфера Солнца и солнечная активность"

Солнечная атмосфера состоит из нескольких слоёв: фотосферы, хромосферы и короны.

Фотосфера — это самый нижний слой солнечной атмосферы. Её толщина не превышает и 300 километров.

Температура фотосферы по мере приближения к её внешнему краю уменьшается с 6600 К до 4400 К. При таких температурах раскалённый газ излучает энергию преимущественно в оптическом диапазоне волн. Именно этот нижний слой атмосферы, видимый как желтовато-яркий диск, зрительно воспринимается нами как Солнце.

При близком рассмотрении фотосферы можно заметить, что её поверхность состоит как бы из отдельных зёрен — гранул. Это огромные пузыри плазмы, диаметр которых может достигать 700—1000 километров.

Существует одна такая гранула недолго — в среднем 5—10 минут. Затем на её месте появляется новая гранула, которая будет отличаться от прежней по форме и размерам. Процесс постоянного возникновения и исчезновения гранул в фотосфере называется грануляцией.

Наиболее приметными и самыми известными объектами фотосферы Солнца являются солнечные пятна. Их диаметр может достигать 200 000 километров, что существенно больше диаметра нашей планеты. Но есть и маленькие пятна, которые принято называть порами.

Интересно, что первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к 800 году до нашей эры. А первые зарисовки солнечных пятен найдены в хронике Иоанна Вустерского 1128 года.

Солнечные пятна — это области «холодного» газа. Их температура примерно на 2000—2500 оС меньше, чем температура окружающей фотосферы. Поэтому на общем фоне поверхности Солнца они выглядят темнее.

Наблюдение за солнечными пятнами в начале XVII века показали, что их положение на Солнце постоянно меняется. Так было установлено, что наша звезда вращается вокруг своей оси. Причём её вращение совпадает с направлением движения планет. Однако период вращения частей Солнца неодинаков. Так на экваторе время полного оборота вокруг оси составляет 25,05 дней. У полюсов же сидерический период увеличивается до 34,3 дня.

Солнечные пятна — это не статичные объекты. Сначала они наблюдаются как маленькие тёмные участки, диаметр которых не превышает 3000 километров. Большинство таких участков в скором времени исчезает. Однако некоторые из них могут увеличиваться в несколько десятков раз, сливаться в большие группы, менять форму и размеры на протяжении нескольких оборотов Солнца.

Возникновение тёмных пятен на Солнце учёные связывают с колебаниями его магнитного поля. Так, в обычных условиях его индукция лишь в 2 раза превышает индукцию магнитного поля Земли. Но иногда в небольшой области возникают концентрированные магнитные поля, индукция которых может достигать 0,5 Тл. Такие мощные поля не дают горячей плазме подняться к поверхности. В результате чего вместо светлых гранул образуется тёмное пятно.

Несмотря на то, что наблюдение за Солнечными пятнами идёт уже не одно столетие, учёные до сих пор не знают механизма и частоту их формирования. 17 января 2017 года стало известно, что учёным Европейской южной обсерватории с помощью самого мощного микроволнового телескопа на Земле «АЛМА» удалось заглянуть «внутрь» солнечного пятна и сделать его снимки на волне 1,25 мм. Они надеются, что в будущем это поможет разгадать тайну этих магнитных структур.

Вместе с тем вблизи пятен, где магнитное поле слабее, конвективные движения усиливаются. И тогда в этих местах появляются хорошо заметные яркие образования — факелы. Факелы имеют сложную волокнистую структуру, а их температура на несколько сотен градусов превышает температуру фотосферы.

Во время полного солнечного затмения вокруг диска Луны бывает видна тонкая полоска красновато-фиолетового или розового цвета. Это хромосфера Солнца.

Её толщина составляет порядка 10 000 километров. А температура вещества в ней увеличивается с высотой от 4000 К до 20 000 К. Несмотря на такую высокую температуру, яркость хромосферы невелика из-за малой плотности вещества в ней.

Основным элементом структуры хромосферы Солнца являются спикулы. Они представляют собой достаточно тонкие, в масштабах Солнца, столбики светящейся плазмы. Одна такая спикула в среднем живёт около 5—10 минут. А её максимальная длина может достигать 20 000 километров. Из-за этого в конце XIX века итальянский астроном Анджело Секки, наблюдая хромосферу в телескоп, сравнил её с горящими прериями.

Самая разреженная и самая горячая оболочка атмосферы Солнца — это солнечная корона. Её толщина составляет несколько радиусов Солнца. А температура плазмы в ней достигает 2 000 000 К.

Корона в основном состоит из протуберанцев и солнечных извержений. Протуберанцы наблюдаются на самом краю солнечного диска. Они похожи на гигантские арки, которые опираются на хромосферу Солнца.

Как правило, в большинстве протуберанцев вещество движется медленно, а время их существования может достигать нескольких месяцев. Но иногда потоки вещества в них начинают довольно быстро двигаться. Говорят, что протуберанец стал активным. Активный протуберанец может жить от нескольких десятков минут до нескольких суток. Затем он либо исчезает, либо превращается в эруптивный протуберанец. Они по внешнему виду напоминают гигантские фонтаны, которые в некоторых случаях бьют на высоту до 2 000 000 километров. Скорость вещества в таких образованиях достигает нескольких сотен километров в секунду.

Детальное изучение данного явления показало, что происходит оно в основном во время вспышек. Вспышки — это самые мощные проявления солнечной активности, во время которых иногда выделяется энергия, эквивалентная взрыву примерно 160 миллиардов мегатонных атомных бомб (6 ∙ 1025 Дж). Для сравнения: это объём мирового потребления электроэнергии за миллион лет.

Облака плазмы, обусловленные солнечными вспышками и корональными выбросами, достигают Земли примерно через двое-трое суток. Они приводят к возникновению геомагнитных бурь на Земле, которые определённым образом влияют на технику и биологические объекты (в том числе и человека).

Число пятен и протуберанцев, частота и мощность вспышек на Солнце меняются с определённой, хотя и не очень строгой периодичностью. Эти периодические изменения солнечной активности называют солнечной цикличностью.

Наиболее известным и лучше всего изученным является солнечный цикл Швабе, длительностью около 11 лет (хотя фактически, колебания циклов происходит в пределах от 7,5 до 16 лет).

Спустя два цикла Швабе (то есть спустя 22 года) магнитное поле Солнца возвращается в своё исходное состояние. Этот цикл получил название цикла Хейла в честь американского астронома Джорджа Эллери Хейла.

Из внешней части солнечной короны истекает солнечный ветер. Он представляет собой непрерывный расширяющийся поток разреженной плазмы, радиально исходящий от Солнца вдоль линий напряжённости магнитного поля и заполняющий собой межпланетное пространство.

Вблизи нашей планеты его скорость составляет порядка 450 км/с, и она увеличивается по мере удаления от Солнца. А плотность солнечного ветра вблизи Земли составляет всего несколько частиц в кубическом сантиметре.

Поток солнечной плазмы не может преодолеть противодействие магнитного поля Земли и обтекает его. При этом образуется полость каплеобразной формы — магнитосфера. Как мы уже знаем, она имеет сложную форму. Со стороны Солнца граница магнитосферы сжата давлением солнечного ветра. С ночной же стороны она вытягивается длинным цилиндрическим хвостом на значительное расстояние, и где заканчивается — неизвестно (хотя некоторые учёные считают, что длина магнитного хвоста Земли составляет порядка 6000 её радиусов).

Небольшая часть захваченных геомагнитным полем заряженных частиц образует вокруг нашей планеты радиационный пояс. Здесь движутся протоны, ионы и электроны, обладающие самой высокой энергией. Эти частицы, попадая из в верхние слои атмосферы в районе полюсов, заставляют светиться её основные составляющие — азот и кислород, вызывая полярные сияния.

В настоящее время для изучения Солнца, помимо земных солнечных телескопов, активно используются космические аппараты. Так, например, 26 октября 2006 года для изучения солнечной активности НАСА вывела на гелиоцентрическую орбиту два одинаковых космических аппарата «СТЕРЕО». Они находятся в разных точках орбиты Земли и позволяют изучать магнитные облака, летящие к Земле, «со стороны».

А 1 февраля 2010 года была запущена космическая обсерватория солнечной динамики. На её борту находится аппаратура, способная получать 12 различных видов изображений Солнца.

А разрешение снимков таково, что учёные могут наблюдать на поверхности Солнца детали с угловым размером 0,6 угловой секунды. В период с 2010 по 2015 годы космической обсерваторией было собрано около 2600 терабайт данных, в том числе более 200 млн фотографий поверхности Солнца.

И последнее. Знаете ли вы, что Солнце светит почти белым светом? Но из-за рассеяния и поглощения коротковолновой части спектра атмосферой Земли прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает желтоватый оттенок.

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ ПЕНЗЕНСКОЙ ОБЛАСТИ

Государственное бюджетное профессиональное образовательное учреждение Пензенской области

«Кузнецкий многопрофильный колледж»

МЕТОДИЧЕСКИЕ РЕКОМЕНДАЦИИ

ПО ВЫПОЛНЕНИЮ ПРАКТИЧЕСКИХ РАБОТ

ПО УЧЕБНОЙ ДИСЦИПЛИНЕ   «АСТРОНОМИЯ»

общеобразовательного учебного цикла

для студентов 1 курса по специальностям:

36.03.01 Ветеринария

49.02.01 Физическая культура

44.02.01 Дошкольное образование

г.Кузнецк 2019

Содержание

1.   Пояснительная записка    ………………………………………………………..   2

2. Тематика  практических работ………………………. …… .................................... 4

3. Методические указания по выполнению практических

 работ…………………………………………………………………………………......7

Пояснительная записка.

      Практические занятия служат связующим звеном между теорией и практикой. Они необходимы для закрепления теоретических знаний, полученных на уроках теоретического обучения, а так же для получения практических знаний. Практические задания выполняются студентом самостоятельно, с применением знаний и умений, полученных на уроках, а так же с использованием необходимых пояснений, полученных от преподавателя при выполнении практического задания. К практическому занятию от студента требуется предварительная подготовка, которую он должен провести перед занятием. Список литературы и вопросы, необходимые при подготовке, студент получает перед занятием из методических рекомендаций к практическому занятию.

        Практические задания разработаны в соответствии с учебной программой.

В зависимости от содержания они могут выполняться студентами индивидуально или фронтально.

      Зачет по каждой практической работе студент получает после её выполнения, а также ответов на вопросы преподавателя, если таковые возникнут при проверке выполненного задания

     Методические указания для выполнения практических работ являются частью основной профессиональной образовательной программы по всем специальностям.

     Методические указания по выполнению практических  работ адресованы  студентам очной формы обучения.

     Методические указания включают в себя учебную цель, краткие теоретические и учебно-методические материалы по теме, вопросы для закрепления теоретического материала, задания для практической работы студентов, порядок и образец отчета о проделанной работе.

        Задачами практических занятий являются:

• расширение, углубление и детализация научных знаний, полученных на лекциях.
• повышение уровня усвоения учебного материала;
• привитие умений и навыков;
• развитие научного мышления и речи студентов;
• проверка и учет знаний. Все формы практических занятий являются важным средством более действенной проверкой знаний, оперативной обратной связи, осуществляемой по формуле «студент-преподаватель»;
• развитие научного кругозора и общей культуры;
• развитие познавательной активности;
• привитие навыков ведения коллективной беседы, участие в творческой дискуссии.

Все эти задачи должны быть направлены на достижение конечной цели – всестороннего развития личности будущего специалиста.

Методические рекомендации для выполнения практических занятий

      Для того чтобы практические занятия приносили максимальную пользу, необходимо помнить, что упражнение и решение ситуативных задач проводятся по вычитанному на лекциях материалу и связаны, как правило, с детальным разбором отдельных вопросов лекционного курса. Следует подчеркнуть, что только после усвоения лекционного материала с определенной точки зрения (а именно с той, с которой он излагается на лекциях) он будет закрепляться на практических занятиях как в результате обсуждения и анализа лекционного материала, так и с помощью решения ситуативных задач. При этих условиях студент не только хорошо усвоит материал, но и научится применять его на практике, а также получит дополнительный стимул (и это очень важно) для активной проработки лекции.

При самостоятельном решении поставленных задач нужно обосновывать каждый этап действий, исходя из теоретических положений курса. Если обучающийся  видит несколько путей решения проблемы (задачи), то нужно сравнить их и выбрать самый рациональный. Полезно до начала решения поставленных задач составить краткий план решения проблемы (задачи). Решение проблемных задач или примеров следует излагать подробно, нужно сопровождать комментариями, схемами, чертежами и рисунками, инструкциями по выполнению.

   Следует помнить, что решение каждой учебной задачи должно доводиться до окончательного логического ответа, которого требует условие, и по возможности с выводом. Полученный результат следует проверить способами, вытекающими из существа данной задачи.  

    Практические задания разработаны в соответствии с рабочей учебной программой дисциплины «Астрономия» на основе требований ФГОС среднего общего образования, предъявляемых к структуре, содержанию и результатам освоения учебной дисциплины «Астрономия» в соответствии с Приказом Министерства образования и науки Российской Федерации от 07.06.2017 г. № 506

    Цель выполнения практических работ: формирование предметных и метапредметных результатов освоения обучающимися основной образовательной программы базового курса астрономиии.

Тематика практических работ:

Рекомендации студентам при решении задач

Практические занятия по курсу «Астрономия» проводятся следующим образом:

- учащиеся самостоятельно в письменной форме отвечают на вопросы для самоконтроля, затем решают задачи (с использованием рекомендуемой литературы или интернета), после чего делается анализ выполненной работы;

- занятие осуществляется с использованием ИКТ;

- занятие проводится под руководством преподавателя.

При решении задач можно пользоваться любыми астрономическими таблицами и необходимыми формулами.

Решение задач не предполагает громоздких математических вычислений. Очень часто задачи по астрономии носят качественный, оценочный характер и могут решаться несколькими способами. При записи числового ответа в виде десятичной дроби достаточно ограничиться одним – двумя десятичными знаками, а в часовой и градусной мере – минутами времени и минутами дуги.

Критериями оценки результатов практических занятий студентов является умение студента использовать теоретические знания при решении задач.

Контроль результатов практических занятий студентов осуществляется преподавателем на учебных занятиях по физике. Оценка, полученная студентом за выполненную работу, является формой текущего контроля.

Правила оформления результатов практического занятия

Результаты оформляются в виде письменного отчета, при написании которого необходимо придерживаться следующих требований:

- записать дату выполнения, тему и цель работы,

- записать условие задачи в краткой форме (дано);

- записать вопрос задачи в краткой форме (найти);

- обосновать необходимость применения тех или иных формул для решения задачи;

- при решении задач на построение проанализировать условие задачи и выполнить чертеж, дав описание всех построений,

- записать ответ.

Для выполнения работы рекомендуется использовать следующий атлас звездного неба: Атлас звездного неба / Под ред. В.К. Абалакина и др. – М., 1991. Электронная версия атласа доступна по адресу http://solar.tsu.ru. Однако допускается использовать любой другой атлас звездного неба, масштаб карт которого позволяет с точностью не менее 1m по прямому восхождению и 1′ по склонению определять положения объектов.

Для работы с электронной версией атласа звездного неба желательно его распечатать на принтере, однако можно пользоваться им и с экрана компьютера.

Для определения экваториальных координат объектов звездного атласа используйте линейку. Вычислите, сколько минут (m) прямого восхождения и минут (′) склонения укладывается, например, в 1 см. Измеряя расстояние от ближайших к объекту кругов, параллельных небесному экватору, и кругов склонений, можно определить прямое восхождение и склонение объекта.

Практическая работа № 1.

Нахождение характеристик оптического телескопа

Цель работы: знакомство с астрономическими приборами, определение главных характеристик телескопов.

Содержание:

1. Показать на чертеже ход лучей в телескопе для системы данного варианта (система: Ньютона, Шмидта, Кассегрена, Нэсмита, Максутова, Грегори).
2. Зарисовать горизонтальную и экваториальную (параллактическую) монтировки телескопов. Показать направление главных осей монтировок.
3. Измерить диаметр объектива телескопа D и фокусное расстояние объектива F. Записать фокусное расстояние окуляра f.
4. Вычислить основные характеристики телескопов: относительное отверстие; геометрическую светосилу объектива; разрешающую силу телескопа; увеличение телескопа.

Основные сведения из теории

Наблюдения — основной источник информации о небесных телах, процессах и явлениях, происходящих во Вселенной. Наибольшая часть сведений получена благодаря исследованию света звезд. Свет, излучаемый звездами, распространяется в форме волны. Световая волна представляет собой электромагнитное колебание, которое переносит энергию от звезд к сетчатке нашего глаза. Для проведения наблюдений созданы астрономические обсерватории, которые оснащены крупными оптическими телескопами, представляющими собой сложные и в значительной степени автоматизированные инструменты.

Оптический телескоп:

• увеличивает угол зрения, под которым видны небесные тела;
• собирает во много раз больше света, приходящего от небесного светила, чем глаз наблюдателя.

Благодаря этому телескоп дает возможность изучить мелкие детали наблюдаемого объекта и увидеть множество слабых звезд.

В астрономии расстояние между объектами на небе измеряют углом, образованным лучами, идущими из точки наблюдения к объектам. Такое расстояние называется угловым, и выражается оно в градусах и долях градуса. В крупные телескопы удается наблюдать раздельно звезды, угловое расстояние между которыми составляет сотые или даже тысячные доли секунды.

Существует несколько типов оптических телескопов. В телескопах-рефракторах лучи от небесных светил собирает линза или система линз, и используется преломление света. В телескопах-рефлекторах — вогнутое зеркало, способное фокусировать отраженные лучи. В зеркально-линзовых телескопах — комбинация зеркал и линз.

Пример решения задач

Задача 1. Какова была разрешающая и проницающая сила телескопа с объективом в 75см, находившегося в Пулковской обсерватории до ее разрушения фашистами?

Ответ: разрешающая сила объектива равна 0″,15; проницающая сила 16,88 звездной величины.

Задача 2. Если окуляр при фокусном расстоянии объектива в 160 см дает увеличение в 200 раз, то какое увеличение он даст при фокусном расстоянии объектива в 12 м?

Ответ: Окуляр дает увеличение в 1500 раз при фокусном расстоянии объектива 12 м.

Контрольные вопросы

1. Какова роль наблюдений в астрономии?
2. Типы оптических телескопов.
3. Дать определения основным характеристикам телескопа.

Практическая работа № 2.

«Звездное небо.Небесные координаты».

Цель работы: Практическое закрепление теории астрономических координат, знакомство со звездными картами, каталогом и умение работать с ними.

Методические указания: к выполнению практической работы следует приступить после изучения §10-17 [1] и стр.15-22 [2].

Исходные данные для выполнения практической работы и справочная информация приведены в приложении N1.

• Циркуль, линейка, цветные стержни;
• Карта звездного неба;
• Звездный глобус;
• Подвижная карта звездного неба;
• Звездный каталог.

Содержание:

1. Нарисовать основные точки, круги и линии небесной сферы. Изобразить небесную сферу в проекциях на плоскости небесного горизонта, небесного экватора и небесного меридиана.
2. Сделать чертежи горизонтальной и экваториальных систем координат. Нанести на них астрономический объект по заданным координатам своего варианта.
3. На звездной карте найти созвездие, зарисовать его и записать латинское название. Снять с карты и записать координаты (α, δ) ярчайшей звезды созвездия. Найти эту звезду в каталоге звезд, записать ее собственное имя, звездную величину и спектральный класс.
4. Определить по заданным координатам (α, δ) с помощью карты звездного неба звезду; записать название созвездия, в котором она находится на русском и латинском языках, ее собственное имя, звездную величину и спектральный класс.
5. С помощью астрономического календаря на заданную в варианте дату выписать экваториальные координаты Солнца (α, δ). По звездному глобусу или карте звездного неба определить, в каком созвездии находится Солнце в данную дату.

Основные сведения из теории

Небесной сферой называется воображаемая сфера произвольного радиуса, в центре которой находится точка наблюдения. На эту сферу проектируем положения всех небесных тел. Расстояния на небесной сфере можно измерять только в угловых единицах (например, в градусах). Для этого на ее поверхности наносятся основные линии и точки, по отношению к которым производятся измерения.

Наблюдаемое суточное вращение небесной сферы (оно происходит с востока на запад) — кажущееся явление, отражающее действительное вращение земного шара вокруг своей оси (с запада на восток). Ось видимого вращения небесной сферы называется осью мира. Она проходит через центр сферы и пересекает ее в точках P (северный полюс мира) и P′ (южный полюс мира) (рис.1.1). Вблизи северного полюса мира в настоящее время находится α Малой Медведицы — Полярная звезда. Ось мира параллельна земной оси . Плоскость, перпендикулярная оси мира, проходящая через центр сферы, пересекается с ней по большому кругу (QWQ′Е) — небесному экватору. Плоскость небесного экватора параллельна плоскости земного экватора.

Отвесная (вертикальная) линия ZZ′ проходит через центр небесной сферы, пересекает ее в точках зенита (Z), и надира (Z′). Отвесная линия направлена вдоль вектора силы тяжести. Зенит находится над головой наблюдателя. Плоскость, проходящая через центр сферы и проведенная перпендикулярно отвесной линии, — математический или истинный горизонт.

Плоскость, содержащая через отвесную линию и ось мира, называется плоскостью небесного меридиана,которая в сечении с небесной сферой дает линию —небесный меридиан PZSP′Z′Q′N. Пересечение горизонта с меридианом происходит в точках юга (S) и севера (N), а плоскости этих кругов пересекаются по полуденной линии (NS). Отвесная линия перпендикулярна полуденной линии. Небесный экватор пересекается с истинным горизонтом в точках востока (Е) и запада (W). Вертикальная плоскость, перпендикулярная к плоскости меридиана и горизонта, называется плоскостью первого вертикала и пересекается с горизонтом в точках Е и W. Большой полукруг небесной сферы, проходящий через зенит, надир и точку, в которой в данный момент находиться светило, называется вертикалом или кругом высоты. Большой круг небесной сферы, проходящий через полюсы мира и наблюдаемое светило, называется кругом склонения.

Угол наклона оси мира к горизонту равен географической широте (φ) места наблюдения (т.е. высота полюса мира hp над горизонтом равна географической широте φ места наблюдения, hp=φ).

Небесный меридиан делит сферу на два полушария (восточное и западное). Математический горизонт SWNE делит поверхность небесной сферы на две:

• видимую для наблюдателя, с вершиной в зените Z;
• невидимую, с вершиной в надире Z′.

     Небесный экватор делит небо на северное полушарие и южное.

Большой круг небесной сферы, по которому в течении года перемещается центр Солнца называется эклиптикой . Эклиптика проходит через тринадцать созвездий, расположенных в пределах пояса шириной примерно 16o. Эклиптика пересекается с экватором под углом ε≈S23o,5 в точках весеннего и осеннего равноденствия. Точка весеннего равноденствия обозначается γ и находится в созвездии Рыб, точка осеннего равноденствия обозначается  и находится в созвездии Девы.

     При вращении небесной сферы положение эклиптики относительно горизонта меняется, в противоположность всем остальным перечисленным линиям небесной сферы. Положение светил на небесной сфере определяются двумя сферическими координатами. Наиболее часто используются три системы координат:

• горизонтальная;
• первая экваториальная;
• вторая экваториальная.

Горизонтальная система координат

Положение светила σ относительно горизонта и небесного меридиана определяется двумя координатами: высотой (h) и азимутом (А), которые называютсягоризонтальными. Высота светила — это дуга вертикального круга Мσ от горизонта до светила, или центральный угол МОσ между плоскостью горизонта и направлением на светило. Астрономический азимут светила определяет положение вертикального круга — дуга математического горизонта SM от точки юга S (по часовой стрелке) вдоль горизонта до его пересечения с кругом высоты, проходящим через светило, или двугранный угол SOM между плоскостью небесного меридиана и плоскостью вертикального круга, проходящего через светило. Вместо высоты h часто употребляют зенитное расстояние z, равное 90°— h, т.е. угловое расстояние светила от зенита. Зенитное расстояние или высота и А зависят от широты места и от момента наблюдения. Они измеряются в пределах: 
-90° ≤ h ≤ +90°, 0° ≤ Z ≤ 180°, 0° ≤ A ≤ 360°. 

Первая экваториальная система координат

Склонение светила δ — дуга Мσ от небесного экватора до светила вдоль круга склонения или центральный угол МОσ между плоскостью небесного экватора и направлением на светило. Склонение выражается в градусах, минутах и секундах. В северном полушарии неба склонение положительно, в южном — отрицательно. Часовой угол t отсчитывается от точки Q пересечения экватора с меридианом по часовой стрелке (к западу) до пересечения экватора с кругом склонения, проходящим через светило. Часовой угол выражается в часовой мере и зависит от времени наблюдения. Они измеряются в пределах: 
0h ≤ t ≤ 24h, -90° ≤ σ ≤+90°.

Данная система координат используется при построении различных систем измерения времени.

Вторая экваториальная система координат

Склонение светила δ — та же координата, что и в первой экваториальой системе координат. Прямое восхождение α отсчитывается от точки весеннего равноденствия γ против хода часовой стрелки вдоль экватора до его пересечения с кругом склонения, проходящим через светило. Оно выражается обычно в часовой мере. Исходя из того, что 24ч=360°: 1ч=15°; 1м=15'; 1с=15''; 1°=4м.

Во второй экваториальной системе координат (δ и α) положение светила не зависит ни от суточного вращения небесной сферы, ни от места наблюдения. Они измеряются в пределах: 0h ≤ α ≤ 24h, -90° ≤ δ ≤ +90°.

Данная система координат используется при составлении каталогов координат светил.

номеров карт.

1. Разберите решение задачи. Каково склонение звёзд, которые в Москве () кульминируют на высоте ?

Дано:                                                   Решение.

      Запишите формулу высоты светила в верхней кульминации: .

  Преобразуйте формулу и выразите склонение:

Найти:        Рассчитайте склонение: .

    =?            Ответ: склонение звёзд равно .

2. Разберите решение задачи. На какой географической широте звезда Альтаир кульминирует в зените?

Склонение звезды Альтаир (Орла) найдите в таблице «Основные сведения о наиболее ярких звёздах». Высота зенита равна .

Дано:                                                   Решение.

        Запишите формулу высоты светила в верхней кульминации: .

   Преобразуйте формулу и выразите широту: .

Найти:        Рассчитайте широту: .

 ?            Ответ:  северной широты.

3. Разберите решение задачи. Какова высота Солнца в полдень в день зимнего солнцестояния в Мурманске ()?

Полдень – это верхняя кульминация Солнца.  В день зимнего солнцестояния склонение Солнца равно .

Дано:                                                   Решение.

       Запишите формулу высоты светила в верхней кульминации: .

  Рассчитайте высоту:

Найти:        Ответ: (Солнце находится под горизонтом, в Мурманске – полярная ночь).

4. Решите задачу. Каково склонение звёзд, которые в Ростове-на-Дону () кульминируют в зените? 
5. Решите задачу.  На какой географической широте звезда Спика кульминирует на высоте ?
6. Решите задачу. Какова высота Солнца в полдень в день весеннего равноденствия в Новосибирске ()?

Практическая работа N3
Измерение времени.Определение географической долготы и широты.

Цель: изучить основные понятия и термины, единицы времени, общие понятия о летоисчислении.

Главные вопросы:

1.  Необходимость измерения времени, первые единицы меры времени.

2.  Связь астрономии, географических координат и единиц времени.

3.  Общие понятия о летоисчислении, календарь как система летоисчисления.

4. Нравственно-этические проблемы при обсуждении хронологических аспектов.

ОСНОВНЫЕ ПОНЯТИЯ И ТЕРМИНЫ

1. Координаты – числа, с помощью которых указывают положение точки на поверхности. Выражаются, обычно, в угловых расстояниях (градусах, радианах и т.д.). Координаты определяются широтой и долготой.
2. Широта – величина, определяемая астрономически – высота полюса мира (Полярной звезды) над горизонтом. Одна из первых статичных математических величин, применяемых в астрономии. Астрономы умели вычислять широту уже в III веке до н.э. Основа первых звездных каталогов.
3. Точки с одинаковыми значениями широты образуют параллели. Нулевая параллель – экватор (Полярная звезда на экваторе видна на линии горизонта).
4. Долгота – величина, которую невозможно определить только с помощью астрономических наблюдений. Долгота – разность времени на различных меридианах (в часовых угловых расстояниях). Долготу достаточно уверенно научились определять во 2-й половине XVIII века, когда появились механические часы хронометры.
5. Меридиан – линия, соединяющая полюса и проходящая через заданную точку. За нулевой меридиан (мистическое название – «Линия Розы») с 1884 года взята линия, проходящая через Гринвичскую обсерваторию (окраина Лондона). До 1884 года нулевой меридиан проходил Парижский Лувр и Парижскую обсерваторию.

ЕДИНИЦЫ ВРЕМЕНИ

1. Год – промежуток времени между двумя прохождениями Солнца через основные точки Эклиптики (осеннее и весеннее равноденствие, летнее и зимнее солнцестояние) – равен 365, 24 суток.
2. Месяц – промежуток времени полного оборота Луны вокруг Земли (полный период смены фаз Луны) – равен 29, 53 суток.
3. Неделя – условное деление, основанное на религиозных традициях.
4. Сутки – промежуток времени между двумя последовательными положениями Солнца (как правило, верхними или нижними кульминациями – полднями или полночами) на одном и том же географическом меридиане.
5. Час – промежуток времени, равный 1/24 части суток, промежуток времени между положениями солнца на меридианах с расстоянием в 150.
6. Минута – 1/60 часть часа (15 ' углового расстояния)
7. Секунда – 1/60 часть минуты, 1/86400 доля продолжительности солнечных суток, постоянная единица времени в Международной системе измерений, одна из 7 основных единиц системы СИ.

Основные термины, связанные со временем:

• Всемирное время – время на Гринвичском меридиане
• Московское время – время на меридиане г. Москвы
• Местное время – условное время, принятое для данного региона
• Поясное время – единое условное время между двумя меридианами с расстоянием в 150.
• Зимнее время – перевод времени на 1 час назад по сравнению с поясным.
• Летнее время – поясное время в период с апреля по октябрь

ИНФОРМАЦИОННАЯ СПРАВКА «КАЛЕНДАРИ»

Календарь – система счисления длительных промежутков времени, основанная на периодичности таких явлений природы как смена дня и ночи (сутки), смена фаз Луны(месяц), смена времен года (год). Составлять календари, следить за летоисчислением всегда было обязанностью служителей церкви.

Выбор начала летоисчисления (установление эры) является условным и связан чаще всего с религиозными событиями – сотворение Мира, всемирный потоп, рождение Христа и т.д.

Месяц и год не содержат целого числа суток, все эти три меры времени несоизмеримы, и невозможно достаточно просто выразить одну из них через другую.

1. Лунный календарь (родина – Вавилон). В настоящее время существует в ряде арабских стран. Год состоит из 12 лунных месяцев по 29 или30 дней, продолжительность года 354 или 355 дней.
2. Лунно-солнечный календарь (родина – Древняя Греция). Год делился на 12 месяцев, каждый из которых начинался с новолуния. Для связи же с временами года периодически вставлялся дополнительный 13-й месяц. В настоящее время такая система сохранилась в еврейском календаре.
3. Солнечный календарь (родина – Древний Египет). В Египте периоды летнего солнцестояния связаны с первым предутренним восходом Сириуса и совпадают с началом разлива Нила. Наблюдения появления  Сириуса позволили определить продолжительность года, которая была принята 365 суток. Год делится на 12 месяцев по 30 дней в каждом, дополнительные 5 дней прибавляются в конце года. Год также делится на 3 сезона по 4 месяца в каждом (время разлива Нила, время сева, время сбора урожая).
4. Римский солнечный календарь – известен с VIII века до н.э. Год включал сначала 10 месяцев и содержал 304 дня, затем добавились еще 2 месяца, а число дней увеличили до 355. Каждые 2 года вставлялся добавочный месяц по 22-23 дня. Средняя продолжительность года за 4 года составляла 366,25 суток.
5. Юлианский календарь – Римский солнечный календарь, реформированный в 46 году до н.э. римским государственным деятелем Юлием Цезарем. Счет начался с 1 января 45г. до н.э. 3 года подряд содержат по 365 суток и называются простыми, 4-й год – високосный – содержит 366 суток. Продолжительность года в среднем – 365, 25 суток. Но за каждые 128 лет весеннее равноденствие отступало на 1 сутки, что к XVI веку привело к расхождению в 10 дней и очень осложнило расчеты церковных праздников.
6. Григорианский календарь – календарь, исправленный по указу главы католической церкви папы Григория XIII. Было решено после четверга 4 октября 1582 года пропустить в счете 10 суток и следующий день считать пятницей 15 октября, а в будущем соблюдать «правило високосов» - годы, оканчивающиеся на два нуля, считать високосными только в случае, если они делятся на 400.

Григорианская реформа проходила в тяжелейшей борьбе. Великий Коперник отказался принимать участие в ее подготовке, которая началась уже в 1514 году. Тридентский собор (международная конференция), где рассматривались вопросы реформы, длился, с перерывами, 18 лет, с 1545 по 1563 год.

7. В Древней Руси год по языческим обычаям начинался весной. С введением Христианства православная церковь приняла Юлианский календарь и эру от «сотворения мира» (5508 год до рождества Христова). С 19 декабря 7208 (1700) года по указу Петра I летоисчисление ведется от рождества Христова.

На Григорианский календарь Россия перешла в 1918 году. 1 февраля стали считать 14 февраля, так как расхождение с Юлианским календарем составило уже 13 суток.

Задание:

КОНТРОЛЬНЫЙ ТЕСТ по теме «Основы измерения времени»

Соотнесите понятия (А - Д) и определения (а - в):

I.        А. Координаты        Б. Широта        В. Долгота        Г. Параллели
Д. Меридианы

а.        высота полюса мира над горизонтом

б.        числа, с помощью которых указывают положение точки на поверхности

в.        линия, соединяющая полюса и проходящая через заданную точку

II.        А. Секунда        Б. Сутки        В. Год        Г. Полдень        

        Д. Полночь

а.        момент верхней кульминации Солнца

б.        промежуток времени между двумя прохождениями Солнца через точку равноденствия

в.        постоянная единица времени

III.        А. Всемирное время        Б. Поясное время      В. Московское время         Г. Летнее время                     Д. Зимнее время

а.время на гринвичском меридиане

б.        единое условное время между двумя меридианами с расстоянием в 15°

в.        перевод времени на 1 час назад по сравнению с поясным.

Контрольные вопросы:

• От какого события во времени и пространстве ведется начальный отсчет времени?
• Когда начинается год?
• Могут ли календари являться основой древней хронологии?
• Почему общепринятым календарем является Григорианский, где отсчет времени взят сначала «от сотворения мира» (Византийская дата), а затем – от рождения Христа.

Практическая работа № 4

Тема: Законы Кеплера.Закон всемирного тяготения.

Цель занятия: Освоить методику решения задач, используя законы движения планет.

                                                      Теоретические сведения

Первый закон Кеплера. Все планеты движутся по эллипсам, в одном из фокусов которого находится Солнце.

Второй закон Кеплера. Радиус-вектор планеты описывает в равные времена равные площади.

Третий закон Кеплера. Квадраты времен обращения планет относятся как кубы больших полуосей их орбит:

Для определения масс небесных тел применяют обобщённый третий закон Кеплера с учётом сил всемирного тяготения:

,

где М1 и М2 -массы каких-либо небесных тел, а m1 и m2 - соответственно массы их спутников.

Масса планеты вычисляется по формуле:

,

где Тл и αл- период и большая полуось орбиты спутника планеты , М⊕ -масса Земли.

Формулы, определяющие соотношение между сидерическим (звёздным) Т и синодическим периодами S планеты и периодом обращения Земли , выраженными в годах или сутках,

а) для внешней планеты формула имеет вид:

б) для внутренней планеты:

Выполнение работы

Задание 1. За какое время Марс, находящийся от Солнца примерно в полтора раза, чем Земля, совершает полный оборот вокруг Солнца?

Задание 2. Вычислить массу Юпитера, зная, что его спутник Ио совершает оборот вокруг планеты за 1,77 суток, а большая полуось его орбиты – 422 тыс. км

Задание 3. Противостояния некоторой планеты повторяются через 2 года. Чему равна большая полуось её орбиты?

Задание 4. Определите массу планеты Уран (в массах Земли), если известно, что спутник Урана Титания обращается вокруг него с периодом 8,7 сут. на среднем расстоянии 438 тыс. км. для луны эти величины равны соответственно 27,3 сут. и 384 тыс. км.

Задание 5. Марс дальше от Солнца, чем Земля, в 1.5 раза. Какова продолжительность года на Марсе? Орбиты планет считать круговыми.

Задание 6. Синодический период планеты 500 суток. Определите большую полуось её орбиты и звёздный (сидерический) период обращения.

Задание 7.  Определить период обращения астероида Белоруссия если большая полуось его орбиты    а=2,4 а.е.

Задание 8. Звёздный период обращения Юпитера вокруг Солнца Т=12 лет. Каково среднее расстояние от Юпитера до Солнца?

Примеры решения задач 1-4

Задание 1. За какое время Марс, находящийся от Солнца примерно в полтора раза, чем Земля, совершает полный оборот вокруг Солнца?

Задание 2. Вычислить массу Юпитера, зная, что его спутник Ио совершает оборот вокруг планеты за 1,77 суток, а большая полуось его орбиты – 422 тыс. км

Задание 3. Противостояния некоторой планеты повторяются через 2 года. Чему равна большая полуось её орбиты?

Задание 4. Определите массу планеты Уран (в массах Земли), если известно, что спутник Урана Титания обращается вокруг него с периодом 8,7 сут. на среднем расстоянии 438 тыс. км. для луны эти величины равны соответственно 27,3 сут. и 384 тыс. км.

1. Разберите решение задачи. Через какой промежуток времени повторяются нижние соединения Меркурия?

Дано:                                               Решение:

Т    = 1год               Определите синодический период Меркурия:

Т     = 0,24 года       Выполните преобразования формулы:

                                 Выполните расчёты: года

Найти: S-?                 Переведите синодический период из лет в сутки:

                                  Ответ: нижние соединения Меркурия повторяются через 117 суток.

2. Разберите решение задачи. Рассчитайте продолжительность года на Венере.

Дано:                                               Решение:

Т    = 1год            Запишите III закон Кеплера:

а       = 1 а.е.         Выполните преобразование формулы:

а     = 0,72 а.е.      Выполните расчёты:

                             Переведите звёздный период в сутки:

Найти: Т    -?      Ответ: год на Венере длится 223 дня.

3. Решите задачу. Через какой промежуток времени повторяются верхние соединения Венеры? 
4. Решите задачу. Рассчитайте продолжительность года на Юпитере.

Практическая работа № 5

«Определение расстояний небесных тел в солнечной системе и их размеров».

1. Разберите решение задачи.    На каком расстоянии от Земли находится Сатурн, когда его горизонтальный параллакс равен 0,9”?

      Дано:                                                        Решение:

               Запишите формулу суточного параллакса в угловых секундах:          

   R     = 6371 км    Преобразуйте формулу:

     Найти:              Рассчитайте расстояние: км

  r - ?                       Переведите расстояние в а.е.: а.е.

                              Ответ: расстояние до Сатурна 9,7 а.е.

2. Разберите решение задачи.  Чему равен угловой диаметр Солнца, видимый с Венеры?

      Дано:                                                        Решение:

            Переведите расстояние Венеры от Солнца в км:

D    = 1392000 км   Запишите формулу углового радиуса светила:

                                 Угловой диаметр в 2 раза больше углового радиуса:

     Найти: -?     Рассчитайте угловой диаметр:    

                                Переведите угловой диаметр в угловые минуты и градусы:

                                Ответ: угловой диаметр Солнца, видимый с Венеры, .

3. Решите задачу. Чему равен суточный параллакс Юпитера в противостоянии? 

Решите задачу. Чему равен угловой диаметр Солнца, видимый с Марса?           

Практическая работа №6-7.

«Планеты солнечной системы.Спутники планет. Малые тела Солнечной системы»
Цель: исследовать характеристики планет Солнечной системы.

Ход работы
1) Ознакомьтесь с содержанием § 15 учебника.
2) Укажите основание, согласно которому происходит разделение планет на две группы.
3) Используя данные § 15 и приложения VI учебника, охарактеризуйте группы планет по их физическим характеристикам.

Проанализируйте указанные значения, ответив на следующие вопросы:
1. По каким критериям планеты двух групп имеют наиболее значимые отличия?
2. Плотности планет какой группы больше? Чем можно объяснить различия в плотности физических тел?

3. Используя данные § 15 учебника, охарактеризуйте физико-химические свойства каждой из групп планет Солнечной системы.

Проанализируйте указанные значения, ответив на следующие вопросы:
1. В чем состоит сходство химического состава планет двух групп?
2. В чем состоит различие химического состава планет двух групп?
3. На каком этапе формирования тел Солнечной системы, согласно рассмотренной ранее гипотезе, возникло различие в химическом составе планет двух групп?
4) Используя данные приложения VI учебника, исследуйте особенности взаимодействия групп планет в гравитационно-взаимосвязанной системе тел.

5) Проанализируйте указанные значения, ответив на вопрос: «По каким критериям планеты двух групп имеют наиболее значимые отличия?»
6) Сформулируйте вывод об особенностях групп планет Солнечной системы, физических основах их различий и сходств.

7)Используя материал § 20 учебника, охарактеризуйте астероиды ,карликовые планетыкометы как группу малых тел Солнечной системы, заполнив соответствующий столбец таблицы.

8) Проанализируйте указанные значения, ответив на вопрос: «По каким критериям малые тела Солнечной системы имеют наиболее значимые отличия и сходства?»
9) Сформулируйте вывод об особенностях групп малых планет Солнечной системы, физических основах их различий и сходств.

10) В таблице приведено описание одной из планет Солнечной системы. Заполните таблицу — характеристику планеты. Составьте аналогичную таблицу для планеты Солнечной системы — представителя  другой группы.

 «Сравнительная характеристика планет».

По данным таблицы 1 заполните таблицу 2.

Таблица 1. Основные сведения о планетах.

Таблица 2. Сравнительная характеристика планет земной группы и планет- гигантов.

Практическая работа № 8.

«Солнце как звезда.Солнечная активность».

Цель:  формирование представлений студентов о строении и физических характеристиках Солнца.

Задание:

Пользуясь дополнительной литературой, найти следующие сведения о Солнце: внутреннее строение, атмосфера, магнитное поле и заполнить таблицую

1. Разберите решение задачи. Параллакс звезды Арктур 0,085”. Определите расстояние до звезды.

Дано:                                                                 Решение.

   Запишите формулу для определения расстояния:

Найти:           Подставьте значения:  

r - ?                 Выразите расстояние в световых годах:

                     Ответ: расстояние до звезды Арктур 38 св. лет.

2. Разберите решение задачи. Если бы по орбите Земли двигалась звезда с такой же массой, как у Солнца, каков бы был период её обращения?

Дано:                                                                 Решение.

А = 1 а.е.             Запишите формулу для определения массы двойных звёзд:

m1 +m2 = 2M       Преобразуйте формулу, выразив период обращения звёзд:

Найти:                Подставьте значения:         

T - ?                     Ответ: период обращения звёзд был бы равен 0,7 лет.

3. Разберите решение задачи. Во сколько раз Денеб больше Солнца? 

Светимость и температуру поверхности звезды выпишите из таблицы «Основные сведения о наиболее ярких звёздах, видимых в России».

Дано:                                                                 Решение:

L = 16000         Запишите формулу для определения радиуса звезды:

T = 9800 K       Подставьте значения:

T    = 6000 K    

Найти:             Ответ: Денеб больше Солнца в 47 раз.

R - ?

4. Решите задачу. Параллакс звезды Денеб 0,005”. Определите расстояние до звезды.

5. Решите задачу. У двойной звезды период обращения 100 лет. Большая полуось орбиты 40 а.е. Определите сумму масс двойной звезды.

6. Решите задачу. Во сколько раз Капелла больше Солнца?

Практическая работа № 9

«Изучение звёздного неба с помощью подвижной карты звёздного неба»

Цель: Научить обучающихся пользоваться подвижной картой звездного неба для определения координат звезд.

Задание:

1. Сделайте опорный конспект

Для составления звездной карты, изображающую созвездия на плоскости, в астрономии используют такую систему координат, которая вращалась бы вместе со звездным небом. Такой системой координат является экваториальная система. Она так названа потому, что экватор служит той плоскостью, от которой и в которой производятся отсчеты координат.

Одной координатой является угловое расстояние светила от небесного экватора называемое склонением δ. Она меняется в пределах ±90° и считается положительным к северу от экватора и отрицательным к югу. (Склонение аналогично географической широте).

Вторая координата аналогична географической долготе и называется прямым восхождением α.

Прямое восхождение отсчитывается по дуге небесного экватора от точки весеннего равноденствия против хода часовой стрелки, если смотреть с северного полюса. Оно изменяется от 0° до 360° и называется прямым восхождением потому, что звезды, расположенные на экваторе, восходят и заходят в порядке возрастания их прямого восхождения. Поскольку это явление связано с вращением Земли, то прямое восхождение принято выражать не в градусах, а в единицах времени. За 24 часа Земля (а нам кажется, что звезды) совершает один оборот 360°; следовательно

360°→ 24 часа, 15°→ 1 час, 1°→4 мин., 15'→ 1 мин., 15''→ 1 сек.

2. Выполните задания вместе с преподавателем:

1. Определите по звездной карт координаты следующих звезд:                 α-Весов, β-Лиры.
2. Переведите единицы времени в градусы:

7 часов 21 мин 23 секунды.

Задания для самостоятельной работы

Последовательность выполнения практической работы:

Задачи практической работы:

Задача 1. Определите экваториальные координаты Альтаира (α Орла), Сириуса (α Большого Пса) и Веги (α Лиры).

Задача 2. Используя карту звёздного неба, найдите звезду по её координатам: δ = +35о; α = 1ч 6м.

Задача 3. Определите, какой является звезда δ Стрельца, для наблюдателя, находящего на широте 55о 15ʹ. Определить, восходящей или невосходящей является звезда двумя способами: с использованием накладного круга подвижной карты звездного неба и с использованием формул условия видимости звезд.

Практический способ. Располагаем подвижный круг на звездной карте и при его вращении определяем, является звезда восходящей или заходящей.

Теоретичекий способ.

Используем формулы условия видимости звезд:

Если , то звезда является восходящей и заходящей.

Если , то звезда в Северном полушарии является незаходящей

Если , то звезда в Северном полушарии является невосходящей.

Задача 4. Установить подвижную карту звёздного неба на день и час наблюдения и назвать созвездия, расположенные в южной части неба от горизонта до полюса мира; на востоке – от горизонта до полюса мира.

Задача 5. Найти созвездия, расположенные между точками запада и севера, 10 октября в 21 час. Проверить правильность определения визуальным наблюдением звёздного неба.

Задача 6. Найти на звёздной карте созвездия с обозначенными в них туманностями и проверить, можно ли их наблюдать невооруженным глазом глазом на день и час выполнения лабораторной работы.

Задача 7. Определить, будут ли видны созвездия Девы, Рака. Весов в полночь 15 сентября? Какое созвездие в это же время будет находиться вблизи горизонта на севере?

Задача 8. Определить, какие из перечисленных созвездий: Малая Медведица, Волопас, Возничий, Орион - для вашей широты будут незаходящими?

Задача 9. На карте звёздного неба найти пять любых перечисленных созвездий: Большая Медведица, Малая Медведица, Кассиопея, Андромеда, Пегас, Лебедь, Лира, Геркулес, Северная корона – и определить приближённо небесные координаты (склонение, и прямое восхождение) a-звёзд этих созвездий.

Задача 10. Определить, какие созвездия будут находиться вблизи горизонта на Севере, Юге, Западе и Востоке 5 мая в полночь.

Контрольные вопросы для закрепления теоретического материала к практическому занятию:

1. Что такое звёздное небо? (Звёздное небо - множество небесных светил, видимых с Земли ночью, на небесном своде. В ясную ночь человек с хорошим зрением увидит на небосводе не более 2—3 тысяч мерцающих точек. Тысячи лет назад древние астрономы разделили звездное небо на двенадцать секторов и придумали им имена и символы, под которыми они известны и поныне.)

2. Что такое созвездия? (Созвездия -  участки, на которые разделена небесная сфера для удобства ориентирования на звёздном небе. В древности созвездиями назывались характерные фигуры, образуемые яркими звёздами. )

3. Сколько на сегодняшний день созвездий? (Сегодня есть 88 созвездий. Созвездия различны по занимаемой площади на небесной сфере и количеству звезд в них.)

4. Перечислить основные созвездия или те, которые вы знаете. (Существуют большие созвездия и маленькие. К первым относятся Большая Медведица, Геркулес, Пегас, Водолей, Волопас, Андромеда. Ко вторым - Южный Крест, Хамелеон, Летучая Рыба, Малый Пёс, Райская Птица. Конечно, мы назвали лишь малую толику, наиболее известные.)

5. Что такое карта неба? ( Это изображение звёздного неба или его части на плоскости. Карту неба астрономы разделили на 2 части: южную и северную (по аналогии с полушариями Земли.)

6. Что такое небесный экватор? (Большой круг небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна оси мира и совпадает с плоскостью земного экватора.)

По окончанию практической работы студент должен представить отчет.

Отчёт должен включать ответы на все указанные пункты порядка выполнения работы и ответы на контрольные вопросы.

Список литературы

1. Воронцов-Вельяминов Б. А., Страут Е. К. «Астрономия. 11 класс». Учебник с электронным приложением — М.: Дрофа, 2017

2. Р. А. Дондукова «Изучение звёздного неба с помощью подвижной карты» Руководство по проведению лабораторных работ М.: «Высшая школа» 2000

«Работа с подвижной звёздной картой (ПЗК)».

1. Рассмотрите ПЗК, которая состоит из двух частей: карты звёздного неба и накладного круга с небесным меридианом (нить).
2. Внимательно прочитайте задания 1 - 9, выполните указания к ним, запишите полученные ответы.

1. В каком созвездии находится Солнце 15 октября? На карте звёздного неба найдите эклиптику, определите в каком созвездии находится точка эклиптики, соответствующая дате 15 октября.
2. Какие яркие звёзды видны 15 января в 22 часа? Совместите дату 15 января на карте звёздного неба и время 22 часа на накладном круге. Выпишите названия ярких звёзд, используя таблицу «Основные сведения о наиболее ярких звёздах».
3. В какой стороне неба 5 мая в 23 часа видно созвездие Близнецов? Совместите дату 5 мая на карте звёздного неба и время 23 часа на накладном круге. Для определения стороны неба используйте подписи на накладном круге: С – север, Ю – юг, В - восток, З – запад.
4. Когда 10 января происходит верхняя кульминация Спики? Расположите накладной круг так, чтобы меридиан (нить) проходил через звезду Спика (Девы). Определите время на накладном круге, которое совпадает с датой 10 января на карте звёздного неба.
5. Когда 15 февраля происходит нижняя кульминация Веги?  Расположите накладной круг так, чтобы меридиан (нить) проходил через звезду Вега (Лиры) между северным полюсом мира (центр карты звёздного неба) и точкой севера (точка С на накладном круге). Определите время на накладном круге, которое совпадает с датой 15 февраля на карте звёздного неба.
6. Когда 25 мая восходит Альтаир? Расположите накладной круг так, чтобы звезда Альтаир (Орла) находилась на линии горизонта в восточной части неба (внутренний вырез накладного круга вблизи точки В).  Определите время на накладном круге, которое совпадает с датой 25 мая на карте звёздного неба.
7. Когда 10 мая заходит Арктур? Расположите накладной круг так, чтобы звезда Арктур (Волопаса) находилась на линии горизонта в западной части неба (внутренний вырез накладного круга вблизи точки З).  Определите время на накладном круге, которое совпадает с датой 10 мая на карте звёздного неба.
8. Когда 10 мая восходит Солнце? Расположите накладной круг так, чтобы точка эклиптики, соответствующая дате 10 мая, находилась на линии горизонта в восточной части неба (внутренний вырез накладного круга вблизи точки В).  Определите время на накладном круге, которое совпадает с датой 10 мая на карте звёздного неба.
9. Когда 5 октября заходит Солнце? Расположите накладной круг так, чтобы точка эклиптики, соответствующая дате 5 октября, находилась на линии горизонта в западной части неба (внутренний вырез накладного круга вблизи точки З).  Определите время на накладном круге, которое совпадает с датой 5 октября на карте звёздного неба.

Практическая работа № 10

«Определение скорости движения звёзд в Галактике»

1. Разберите решение задачи. Собственное движение звезды составляет 0,2” в год. Расстояние до неё 10 пк. Какова тангенциальная скорость звезды?

Дано:                                                                 Решение.

       Запишите формулу для определения тангенциальной скорости:

r = 10 пк        Рассчитайте тангенциальную скорость звезды:

Найти:          Ответ: тангенциальная скорость звезды 9,5 км/с.

2. Разберите решение задачи. В спектре звезды из задачи № 1 смещение линии гелия 5876 составляет 0,6. Определите лучевую скорость звезды.

Дано:                                                                 Решение.

   Запишите формулу для определения лучевой скорости звезды при помощи

     спектрального анализа на основании эффекта Доплера: , где  

Найти:            - скорость света.  

             Рассчитайте лучевую скорость звезды:

                       Ответ: лучевая скорость звезды 31 км/с.

3. Разберите решение задачи. Определите пространственную скорость звезды, используя ответы к задачам №№ 1 и 2.

Дано:                                                                 Решение:

  Запишите теорему Пифагора для определения пространственной скорости звезды:

   . Рассчитайте пространственную скорость звезды:

Найти:                       

v - ?                   Ответ: пространственная скорость звезды 32 км/с.

4. Решите задачу. Собственное движение звезды составляет 0,1” в год. Расстояние до неё 50 пк. Какова тангенциальная скорость звезды? 
5. Решите задачу. В спектре звезды из задачи № 4 смещение лабораторной длины волны 5000 составляет 0,17. Определите лучевую скорость звезды.
6. Решите задачу. Определите пространственную скорость звезды, используя ответы к задачам №№ 4 и 5.

Практическая работа №11-12

«Строение Галактики»

Цель: Выяснить строение и виды галактик.

Галактики

   В 1924 г. Эдвин Хаббл установил, что туманность Андромеды образована огромным числом звезд, сливающихся в сплошное туманное пятно из-за огромной удаленности. Большинство других известных туманностей оказались такими же удаленными гигантскими системами, состоящими из миллионов и миллиардов звезд. Гигантские гравитационно-связанные системы звезд и межзвездного вещества, расположенные вне нашей Галактики, стали называть галактиками. Современные мощные телескопы сделали доступной регистрацию сотен миллиардов галактик.
Фотоснимки показали, что галактики различаются по внешнему виду и структуре. Хаббл предложил классифицировать галактики по их форме. Позднее его классификация стала основой современной классификационной схемы. Согласно современной классификации, различают галактики следующих основных типов: эллиптические (Е), спиральные (S), неправильные (Ir) и линзовидные (SO).

Эллиптические галактики в проекции на небесную сферу выглядят как круги или эллипсы. Число звезд в них плавно убывает от центра к краю. Звезды вращаются в такой системе в разных плоскостях. Сами эллиптические галактики вращаются очень медленно. Они содержат только желтые и красные звезды, практически не имеют газа, пыли и молодых звезд высокой светимости. Физическим характеристикам этих галактик свойствен довольно широкий диапазон: диаметры – от 5 до 50 кпк, массы – от 106 до 1013 масс Солнца, светимости от 106 до 1012 светимостей Солнца. Около 25% изученных галактик принадлежат к галактикам эллиптического типа.

M 87– гигантская эллиптическая галактика, крупнейшая в скоплении галактик в Деве с массой 2000-3000 млрд солнечных масс, и одна из крупнейших известных галактик. Является мощным источником радио- и гамма-излучения.
Из ядра галактики вылетают струи вещества, движущегося с релятивистской скоростью. Первая из них была открыта в 1918 и имеет длину более 5000 св. лет. Предполагается, что в центре галактики находится сверхмассивная чёрная дыра с массой порядка 6,6 миллиарда солнечных масс.

Спиральные галактики – это сильно сплюснутые системы с центральным уплотнением (в котором находится ядро галактики) и с заметной спиральной структурой.

Размеры этих галактик достигают 40 кпк, а светимости – 1011 светимостей Солнца. 
В окружающем уплотнение диске имеются две или более клочковатые спиральные ветви.   Спиральные рукава представляют собой области активного звездообразования и состоят по большей части из молодых горячих звёзд; именно поэтому рукава хорошо выделяются в видимой части спектра. Абсолютное большинство наблюдаемых спиральных галактик вращается в сторону раскручивания спиральных ветвей.

Примерно у половины спиральных галактик в центральной части имеется почти прямая звездная перемычка – бар, от которой начинают закручиваться спиральные рукава. Такие галактики называются спиральными с перемычкой.

В спиральных ветвях галактик сосредоточены самые яркие и молодые звезды, яркие газопылевые туманности, молодые звездные скопления и звездные комплексы. Поэтому спиральный узор отчетливо виден даже у далеких галактик, хотя на долю спиральных рукавов приходится всего несколько процентов массы всей галактики. Наша Галактика является спиральной. Ближайшая звездная система, похожая по структуре и типу на нашу Галактику, – это туманность Андромеды. Свет от этой галактики доходит до нас примерно за 2 млн. лет.

Линзообразная галактика – тип галактик, промежуточный между эллиптическими и  спиральными  в  классификации Хаббла. Линзообразные галактики – это дисковые галактики (как и, например, спиральные), которые потратили или потеряли свою межзвёздную материю (как эллиптические) и поэтому частота формирования звёзд в них понижена. Всё же, в своих дисках они могут сохранять значительные запасы пыли. В результате, они состоят в основном из старых звёзд. В тех случаях, когда галактика обращена плашмя в сторону наблюдателя, часто бывает трудно чётко различить линзообразные и эллиптические галактики из-за невыразительности спиральных рукавов линзообразной галактики.

Галактика Веретено – галактика в созвездии Дракон.
Галактика открыта в 1781 году французским астрономом Пьером Мешеном. В 1788 году независимо открыта английским астрономом Уильямом Гершелем.
Галактика наблюдается практически с ребра, что позволяет видеть тёмные области космической пыли, находящиеся в галактической плоскости.
Галактика Веретено находится на расстоянии примерно в 44 млн световых лет. Свету требуется около 60 тысяч лет, чтобы пересечь всю галактику.

К неправильным галактикам относят маломассивные галактики неправильной структуры. У них не наблюдается четко выраженного ядра и вращательной симметрии. Видимая яркость таких галактик создается молодыми звездами высокой светимости и областями ионизированного водорода. 
Массы неправильных галактик составляют от 108 до 1011 масс Солнца, размеры этих галактик достигают 10 кпк, а светимости их не превышают 1011 светимостей Солнца. В таких галактиках содержится много газа – до 50 % их общей массы.
Ближайшими к нам яркими неправильными галактиками являются расположенные в Южном полушарии Магеллановы Облака (Большое и Малое). Они выглядят как два туманных облачка, серебристо светящихся в хорошую погоду на ночном небе. Большое Магелланово Облако, имеющее в диаметре 7 кпк, расположено от нас на расстоянии 52 кпк. По мнению некоторых астрономов, в Магеллановых Облаках можно различить зачатки спиральной структуры.

В отдельные группы галактик выделяют:

Взаимодействующие галактики, связанные между собой "перемычками", "хвостами" и "гамма-формами", состоящими из звезд.

Компактные галактики, не превышающие своими размерами 3000 св. лет, и изолированные в пространстве звездные системы имеющие значительно меньшие размеры – до 200 св. лет.

Активные галактики выделяются интенсивным свечением в радио- или ультрафиолетовом диапазоне, испусканием g –квантов высоких энергий, необычайно яркими ядрами с двойными и даже кратными источниками излучения, в которых происходят бурные процессы, сопровождаемые выбрасыванием мощных потоков газа (джетов) со скоростью свыше 1000 км/с (до 1% от общего числа галактик). 
Активность ряда галактик может объясняться процессами, происходящими в результате их тесного взаимодействия (слияния). Так, столкновение галактики М81 и М82 около 600 000 лет назад привело к образованию в области их контакта сотен гигантских областей активнейшего звездообразования, из-за чего галактика М82 наблюдается сейчас как "взрывающаяся".

В особый класс космических объектов следует выделить квазары и квазаги.

Квазар – мощное и далёкое активное ядро галактики. Квазары являются одними из самых ярких объектов во Вселенной – их мощность излучения иногда в десятки и сотни раз превышает суммарную мощность всех звёзд таких галактик, как наша. В первую очередь квазары были опознаны как объекты с большим красным смещением, имеющие электромагнитное излучение (включая радиоволны и видимый свет) и настолько малые угловые размеры, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» – звёзд.

Задание:  предлагается по 10-15 фотографиям различных галактик, необходимо  создать их классификацию (повторение работы Э. Хаббла)

Наша галактика

1. Закончите предложения

Галактика — это огромная звёздная система, имеющая форму плоского линзообразного диска поперечником около 30 и толщиной около 4 кпк.

Млечный Путь — это галактика, в которой находятся небесные объекты, видимые невооружённым глазом.

Наиболее плотная центральная область нашей Галактики расположена в созвездии Стрельцаи называется ядром.

Группы из большого числа звезд в Галактике называют звёздными скоплениями, примером которых являются шаровые и рассеянные скопления.

2. На рис. 27.1 показано строение нашей Галактики (вид с «ребра»). Укажите положение Солнца в Галактике и основные ее структурные элементы: ядро, диск, гало, корону, центральное сгущение (балдж)

3. Изобразите схематично нашу Галактику в виде «сверху» и стрелками укажите положение Солнца, ядро, спиральные рукава

4. Заполните таблицу, содержащую общие сведения о Галактике

5. Из перечисленного состава «населения» (Галактики выпишите отдельно объекты, относящиеся к гало и диску

1) красные гиганты; 2) долго периодические цефеиды; 3) голубые гиганты; 4) короткопериодические цефеиды; 5) красные карлики; 6) газоггылевые облака; 7) шаровые звездные скопления; 8) рассеянные звездные скопления.

• Гало — 1, 4, 5, 7.
• Диск — 2, 3, 6, 8.

6. У звезды Альтаир (а Орла) годичный параллакс равен 0,198″, собственное движение 0,658″ и лучевая скорость -26,3 км/с. Определите тангенциальную и пространственную скорости звезды. На рис. 27.2 постройте векторы скоростей

7. По периоду обращения Солнца приблизительно оцените массу Галактики в массах Солнца. (Воспользуйтесь третьим уточненным законом Кеплера.)

Литература

1. Астрономия 11 класс, Б.А. Воронцов-Вельяминов, Е.К. Страут - М.: Просвещение, 2014г.
2. Методическое пособие к учебнику Б.А. Воронцова-Вельяминова, Е.К. Страута «Астрономия. Базовый уровень.11 класс»/по ред. Е.К. Страут.- М.: Дрофа, 2013 г.

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ ПЕНЗЕНСКОЙ ОБЛАСТИ

Государственное бюджетное профессиональное образовательное учреждение Пензенской области

«Кузнецкий многопрофильный колледж»

МЕТОДИЧЕСКИЕ РЕКОМЕНДАЦИИ

ПО ВЫПОЛНЕНИЮ ПРАКТИЧЕСКИХ РАБОТ

ПО УЧЕБНОЙ ДИСЦИПЛИНЕ   «АСТРОНОМИЯ»

общеобразовательного учебного цикла

для студентов 1 курса по специальностям:

36.03.01 Ветеринария

49.02.01 Физическая культура

44.02.01 Дошкольное образование

г.Кузнецк 2019

Содержание

1.   Пояснительная записка    ………………………………………………………..   2

2. Тематика  практических работ………………………. …… .................................... 4

3. Методические указания по выполнению практических

 работ…………………………………………………………………………………......7

Пояснительная записка.

      Практические занятия служат связующим звеном между теорией и практикой. Они необходимы для закрепления теоретических знаний, полученных на уроках теоретического обучения, а так же для получения практических знаний. Практические задания выполняются студентом самостоятельно, с применением знаний и умений, полученных на уроках, а так же с использованием необходимых пояснений, полученных от преподавателя при выполнении практического задания. К практическому занятию от студента требуется предварительная подготовка, которую он должен провести перед занятием. Список литературы и вопросы, необходимые при подготовке, студент получает перед занятием из методических рекомендаций к практическому занятию.

        Практические задания разработаны в соответствии с учебной программой.

В зависимости от содержания они могут выполняться студентами индивидуально или фронтально.

      Зачет по каждой практической работе студент получает после её выполнения, а также ответов на вопросы преподавателя, если таковые возникнут при проверке выполненного задания

     Методические указания для выполнения практических работ являются частью основной профессиональной образовательной программы по всем специальностям.

     Методические указания по выполнению практических  работ адресованы  студентам очной формы обучения.

     Методические указания включают в себя учебную цель, краткие теоретические и учебно-методические материалы по теме, вопросы для закрепления теоретического материала, задания для практической работы студентов, порядок и образец отчета о проделанной работе.

        Задачами практических занятий являются:

• расширение, углубление и детализация научных знаний, полученных на лекциях.
• повышение уровня усвоения учебного материала;
• привитие умений и навыков;
• развитие научного мышления и речи студентов;
• проверка и учет знаний. Все формы практических занятий являются важным средством более действенной проверкой знаний, оперативной обратной связи, осуществляемой по формуле «студент-преподаватель»;
• развитие научного кругозора и общей культуры;
• развитие познавательной активности;
• привитие навыков ведения коллективной беседы, участие в творческой дискуссии.

Все эти задачи должны быть направлены на достижение конечной цели – всестороннего развития личности будущего специалиста.

Методические рекомендации для выполнения практических занятий

      Для того чтобы практические занятия приносили максимальную пользу, необходимо помнить, что упражнение и решение ситуативных задач проводятся по вычитанному на лекциях материалу и связаны, как правило, с детальным разбором отдельных вопросов лекционного курса. Следует подчеркнуть, что только после усвоения лекционного материала с определенной точки зрения (а именно с той, с которой он излагается на лекциях) он будет закрепляться на практических занятиях как в результате обсуждения и анализа лекционного материала, так и с помощью решения ситуативных задач. При этих условиях студент не только хорошо усвоит материал, но и научится применять его на практике, а также получит дополнительный стимул (и это очень важно) для активной проработки лекции.

При самостоятельном решении поставленных задач нужно обосновывать каждый этап действий, исходя из теоретических положений курса. Если обучающийся  видит несколько путей решения проблемы (задачи), то нужно сравнить их и выбрать самый рациональный. Полезно до начала решения поставленных задач составить краткий план решения проблемы (задачи). Решение проблемных задач или примеров следует излагать подробно, нужно сопровождать комментариями, схемами, чертежами и рисунками, инструкциями по выполнению.

   Следует помнить, что решение каждой учебной задачи должно доводиться до окончательного логического ответа, которого требует условие, и по возможности с выводом. Полученный результат следует проверить способами, вытекающими из существа данной задачи.  

    Практические задания разработаны в соответствии с рабочей учебной программой дисциплины «Астрономия» на основе требований ФГОС среднего общего образования, предъявляемых к структуре, содержанию и результатам освоения учебной дисциплины «Астрономия» в соответствии с Приказом Министерства образования и науки Российской Федерации от 07.06.2017 г. № 506

    Цель выполнения практических работ: формирование предметных и метапредметных результатов освоения обучающимися основной образовательной программы базового курса астрономиии.

Тематика практических работ:

Рекомендации студентам при решении задач

Практические занятия по курсу «Астрономия» проводятся следующим образом:

- учащиеся самостоятельно в письменной форме отвечают на вопросы для самоконтроля, затем решают задачи (с использованием рекомендуемой литературы или интернета), после чего делается анализ выполненной работы;

- занятие осуществляется с использованием ИКТ;

- занятие проводится под руководством преподавателя.

При решении задач можно пользоваться любыми астрономическими таблицами и необходимыми формулами.

Решение задач не предполагает громоздких математических вычислений. Очень часто задачи по астрономии носят качественный, оценочный характер и могут решаться несколькими способами. При записи числового ответа в виде десятичной дроби достаточно ограничиться одним – двумя десятичными знаками, а в часовой и градусной мере – минутами времени и минутами дуги.

Критериями оценки результатов практических занятий студентов является умение студента использовать теоретические знания при решении задач.

Контроль результатов практических занятий студентов осуществляется преподавателем на учебных занятиях по физике. Оценка, полученная студентом за выполненную работу, является формой текущего контроля.

Правила оформления результатов практического занятия

Результаты оформляются в виде письменного отчета, при написании которого необходимо придерживаться следующих требований:

- записать дату выполнения, тему и цель работы,

- записать условие задачи в краткой форме (дано);

- записать вопрос задачи в краткой форме (найти);

- обосновать необходимость применения тех или иных формул для решения задачи;

- при решении задач на построение проанализировать условие задачи и выполнить чертеж, дав описание всех построений,

- записать ответ.

Для выполнения работы рекомендуется использовать следующий атлас звездного неба: Атлас звездного неба / Под ред. В.К. Абалакина и др. – М., 1991. Электронная версия атласа доступна по адресу http://solar.tsu.ru. Однако допускается использовать любой другой атлас звездного неба, масштаб карт которого позволяет с точностью не менее 1m по прямому восхождению и 1′ по склонению определять положения объектов.

Для работы с электронной версией атласа звездного неба желательно его распечатать на принтере, однако можно пользоваться им и с экрана компьютера.

Для определения экваториальных координат объектов звездного атласа используйте линейку. Вычислите, сколько минут (m) прямого восхождения и минут (′) склонения укладывается, например, в 1 см. Измеряя расстояние от ближайших к объекту кругов, параллельных небесному экватору, и кругов склонений, можно определить прямое восхождение и склонение объекта.

Практическая работа № 1.

Нахождение характеристик оптического телескопа

Цель работы: знакомство с астрономическими приборами, определение главных характеристик телескопов.

Содержание:

1. Показать на чертеже ход лучей в телескопе для системы данного варианта (система: Ньютона, Шмидта, Кассегрена, Нэсмита, Максутова, Грегори).
2. Зарисовать горизонтальную и экваториальную (параллактическую) монтировки телескопов. Показать направление главных осей монтировок.
3. Измерить диаметр объектива телескопа D и фокусное расстояние объектива F. Записать фокусное расстояние окуляра f.
4. Вычислить основные характеристики телескопов: относительное отверстие; геометрическую светосилу объектива; разрешающую силу телескопа; увеличение телескопа.

Основные сведения из теории

Наблюдения — основной источник информации о небесных телах, процессах и явлениях, происходящих во Вселенной. Наибольшая часть сведений получена благодаря исследованию света звезд. Свет, излучаемый звездами, распространяется в форме волны. Световая волна представляет собой электромагнитное колебание, которое переносит энергию от звезд к сетчатке нашего глаза. Для проведения наблюдений созданы астрономические обсерватории, которые оснащены крупными оптическими телескопами, представляющими собой сложные и в значительной степени автоматизированные инструменты.

Оптический телескоп:

• увеличивает угол зрения, под которым видны небесные тела;
• собирает во много раз больше света, приходящего от небесного светила, чем глаз наблюдателя.

Благодаря этому телескоп дает возможность изучить мелкие детали наблюдаемого объекта и увидеть множество слабых звезд.

В астрономии расстояние между объектами на небе измеряют углом, образованным лучами, идущими из точки наблюдения к объектам. Такое расстояние называется угловым, и выражается оно в градусах и долях градуса. В крупные телескопы удается наблюдать раздельно звезды, угловое расстояние между которыми составляет сотые или даже тысячные доли секунды.

Существует несколько типов оптических телескопов. В телескопах-рефракторах лучи от небесных светил собирает линза или система линз, и используется преломление света. В телескопах-рефлекторах — вогнутое зеркало, способное фокусировать отраженные лучи. В зеркально-линзовых телескопах — комбинация зеркал и линз.

Пример решения задач

Задача 1. Какова была разрешающая и проницающая сила телескопа с объективом в 75см, находившегося в Пулковской обсерватории до ее разрушения фашистами?

Ответ: разрешающая сила объектива равна 0″,15; проницающая сила 16,88 звездной величины.

Задача 2. Если окуляр при фокусном расстоянии объектива в 160 см дает увеличение в 200 раз, то какое увеличение он даст при фокусном расстоянии объектива в 12 м?

Ответ: Окуляр дает увеличение в 1500 раз при фокусном расстоянии объектива 12 м.

Контрольные вопросы

1. Какова роль наблюдений в астрономии?
2. Типы оптических телескопов.
3. Дать определения основным характеристикам телескопа.

Практическая работа № 2.

«Звездное небо.Небесные координаты».

Цель работы: Практическое закрепление теории астрономических координат, знакомство со звездными картами, каталогом и умение работать с ними.

Методические указания: к выполнению практической работы следует приступить после изучения §10-17 [1] и стр.15-22 [2].

Исходные данные для выполнения практической работы и справочная информация приведены в приложении N1.

• Циркуль, линейка, цветные стержни;
• Карта звездного неба;
• Звездный глобус;
• Подвижная карта звездного неба;
• Звездный каталог.

Содержание:

1. Нарисовать основные точки, круги и линии небесной сферы. Изобразить небесную сферу в проекциях на плоскости небесного горизонта, небесного экватора и небесного меридиана.
2. Сделать чертежи горизонтальной и экваториальных систем координат. Нанести на них астрономический объект по заданным координатам своего варианта.
3. На звездной карте найти созвездие, зарисовать его и записать латинское название. Снять с карты и записать координаты (α, δ) ярчайшей звезды созвездия. Найти эту звезду в каталоге звезд, записать ее собственное имя, звездную величину и спектральный класс.
4. Определить по заданным координатам (α, δ) с помощью карты звездного неба звезду; записать название созвездия, в котором она находится на русском и латинском языках, ее собственное имя, звездную величину и спектральный класс.
5. С помощью астрономического календаря на заданную в варианте дату выписать экваториальные координаты Солнца (α, δ). По звездному глобусу или карте звездного неба определить, в каком созвездии находится Солнце в данную дату.

Основные сведения из теории

Небесной сферой называется воображаемая сфера произвольного радиуса, в центре которой находится точка наблюдения. На эту сферу проектируем положения всех небесных тел. Расстояния на небесной сфере можно измерять только в угловых единицах (например, в градусах). Для этого на ее поверхности наносятся основные линии и точки, по отношению к которым производятся измерения.

Наблюдаемое суточное вращение небесной сферы (оно происходит с востока на запад) — кажущееся явление, отражающее действительное вращение земного шара вокруг своей оси (с запада на восток). Ось видимого вращения небесной сферы называется осью мира. Она проходит через центр сферы и пересекает ее в точках P (северный полюс мира) и P′ (южный полюс мира) (рис.1.1). Вблизи северного полюса мира в настоящее время находится α Малой Медведицы — Полярная звезда. Ось мира параллельна земной оси . Плоскость, перпендикулярная оси мира, проходящая через центр сферы, пересекается с ней по большому кругу (QWQ′Е) — небесному экватору. Плоскость небесного экватора параллельна плоскости земного экватора.

Отвесная (вертикальная) линия ZZ′ проходит через центр небесной сферы, пересекает ее в точках зенита (Z), и надира (Z′). Отвесная линия направлена вдоль вектора силы тяжести. Зенит находится над головой наблюдателя. Плоскость, проходящая через центр сферы и проведенная перпендикулярно отвесной линии, — математический или истинный горизонт.

Плоскость, содержащая через отвесную линию и ось мира, называется плоскостью небесного меридиана,которая в сечении с небесной сферой дает линию —небесный меридиан PZSP′Z′Q′N. Пересечение горизонта с меридианом происходит в точках юга (S) и севера (N), а плоскости этих кругов пересекаются по полуденной линии (NS). Отвесная линия перпендикулярна полуденной линии. Небесный экватор пересекается с истинным горизонтом в точках востока (Е) и запада (W). Вертикальная плоскость, перпендикулярная к плоскости меридиана и горизонта, называется плоскостью первого вертикала и пересекается с горизонтом в точках Е и W. Большой полукруг небесной сферы, проходящий через зенит, надир и точку, в которой в данный момент находиться светило, называется вертикалом или кругом высоты. Большой круг небесной сферы, проходящий через полюсы мира и наблюдаемое светило, называется кругом склонения.

Угол наклона оси мира к горизонту равен географической широте (φ) места наблюдения (т.е. высота полюса мира hp над горизонтом равна географической широте φ места наблюдения, hp=φ).

Небесный меридиан делит сферу на два полушария (восточное и западное). Математический горизонт SWNE делит поверхность небесной сферы на две:

• видимую для наблюдателя, с вершиной в зените Z;
• невидимую, с вершиной в надире Z′.

     Небесный экватор делит небо на северное полушарие и южное.

Большой круг небесной сферы, по которому в течении года перемещается центр Солнца называется эклиптикой . Эклиптика проходит через тринадцать созвездий, расположенных в пределах пояса шириной примерно 16o. Эклиптика пересекается с экватором под углом ε≈S23o,5 в точках весеннего и осеннего равноденствия. Точка весеннего равноденствия обозначается γ и находится в созвездии Рыб, точка осеннего равноденствия обозначается  и находится в созвездии Девы.

     При вращении небесной сферы положение эклиптики относительно горизонта меняется, в противоположность всем остальным перечисленным линиям небесной сферы. Положение светил на небесной сфере определяются двумя сферическими координатами. Наиболее часто используются три системы координат:

• горизонтальная;
• первая экваториальная;
• вторая экваториальная.

Горизонтальная система координат

Положение светила σ относительно горизонта и небесного меридиана определяется двумя координатами: высотой (h) и азимутом (А), которые называютсягоризонтальными. Высота светила — это дуга вертикального круга Мσ от горизонта до светила, или центральный угол МОσ между плоскостью горизонта и направлением на светило. Астрономический азимут светила определяет положение вертикального круга — дуга математического горизонта SM от точки юга S (по часовой стрелке) вдоль горизонта до его пересечения с кругом высоты, проходящим через светило, или двугранный угол SOM между плоскостью небесного меридиана и плоскостью вертикального круга, проходящего через светило. Вместо высоты h часто употребляют зенитное расстояние z, равное 90°— h, т.е. угловое расстояние светила от зенита. Зенитное расстояние или высота и А зависят от широты места и от момента наблюдения. Они измеряются в пределах: 
-90° ≤ h ≤ +90°, 0° ≤ Z ≤ 180°, 0° ≤ A ≤ 360°. 

Первая экваториальная система координат

Склонение светила δ — дуга Мσ от небесного экватора до светила вдоль круга склонения или центральный угол МОσ между плоскостью небесного экватора и направлением на светило. Склонение выражается в градусах, минутах и секундах. В северном полушарии неба склонение положительно, в южном — отрицательно. Часовой угол t отсчитывается от точки Q пересечения экватора с меридианом по часовой стрелке (к западу) до пересечения экватора с кругом склонения, проходящим через светило. Часовой угол выражается в часовой мере и зависит от времени наблюдения. Они измеряются в пределах: 
0h ≤ t ≤ 24h, -90° ≤ σ ≤+90°.

Данная система координат используется при построении различных систем измерения времени.

Вторая экваториальная система координат

Склонение светила δ — та же координата, что и в первой экваториальой системе координат. Прямое восхождение α отсчитывается от точки весеннего равноденствия γ против хода часовой стрелки вдоль экватора до его пересечения с кругом склонения, проходящим через светило. Оно выражается обычно в часовой мере. Исходя из того, что 24ч=360°: 1ч=15°; 1м=15'; 1с=15''; 1°=4м.

Во второй экваториальной системе координат (δ и α) положение светила не зависит ни от суточного вращения небесной сферы, ни от места наблюдения. Они измеряются в пределах: 0h ≤ α ≤ 24h, -90° ≤ δ ≤ +90°.

Данная система координат используется при составлении каталогов координат светил.

номеров карт.

1. Разберите решение задачи. Каково склонение звёзд, которые в Москве () кульминируют на высоте ?

Дано:                                                   Решение.

      Запишите формулу высоты светила в верхней кульминации: .

  Преобразуйте формулу и выразите склонение:

Найти:        Рассчитайте склонение: .

    =?            Ответ: склонение звёзд равно .

2. Разберите решение задачи. На какой географической широте звезда Альтаир кульминирует в зените?

Склонение звезды Альтаир (Орла) найдите в таблице «Основные сведения о наиболее ярких звёздах». Высота зенита равна .

Дано:                                                   Решение.

        Запишите формулу высоты светила в верхней кульминации: .

   Преобразуйте формулу и выразите широту: .

Найти:        Рассчитайте широту: .

 ?            Ответ:  северной широты.

3. Разберите решение задачи. Какова высота Солнца в полдень в день зимнего солнцестояния в Мурманске ()?

Полдень – это верхняя кульминация Солнца.  В день зимнего солнцестояния склонение Солнца равно .

Дано:                                                   Решение.

       Запишите формулу высоты светила в верхней кульминации: .

  Рассчитайте высоту:

Найти:        Ответ: (Солнце находится под горизонтом, в Мурманске – полярная ночь).

4. Решите задачу. Каково склонение звёзд, которые в Ростове-на-Дону () кульминируют в зените? 
5. Решите задачу.  На какой географической широте звезда Спика кульминирует на высоте ?
6. Решите задачу. Какова высота Солнца в полдень в день весеннего равноденствия в Новосибирске ()?

Практическая работа N3
Измерение времени.Определение географической долготы и широты.

Цель: изучить основные понятия и термины, единицы времени, общие понятия о летоисчислении.

Главные вопросы:

1.  Необходимость измерения времени, первые единицы меры времени.

2.  Связь астрономии, географических координат и единиц времени.

3.  Общие понятия о летоисчислении, календарь как система летоисчисления.

4. Нравственно-этические проблемы при обсуждении хронологических аспектов.

ОСНОВНЫЕ ПОНЯТИЯ И ТЕРМИНЫ

1. Координаты – числа, с помощью которых указывают положение точки на поверхности. Выражаются, обычно, в угловых расстояниях (градусах, радианах и т.д.). Координаты определяются широтой и долготой.
2. Широта – величина, определяемая астрономически – высота полюса мира (Полярной звезды) над горизонтом. Одна из первых статичных математических величин, применяемых в астрономии. Астрономы умели вычислять широту уже в III веке до н.э. Основа первых звездных каталогов.
3. Точки с одинаковыми значениями широты образуют параллели. Нулевая параллель – экватор (Полярная звезда на экваторе видна на линии горизонта).
4. Долгота – величина, которую невозможно определить только с помощью астрономических наблюдений. Долгота – разность времени на различных меридианах (в часовых угловых расстояниях). Долготу достаточно уверенно научились определять во 2-й половине XVIII века, когда появились механические часы хронометры.
5. Меридиан – линия, соединяющая полюса и проходящая через заданную точку. За нулевой меридиан (мистическое название – «Линия Розы») с 1884 года взята линия, проходящая через Гринвичскую обсерваторию (окраина Лондона). До 1884 года нулевой меридиан проходил Парижский Лувр и Парижскую обсерваторию.

ЕДИНИЦЫ ВРЕМЕНИ

1. Год – промежуток времени между двумя прохождениями Солнца через основные точки Эклиптики (осеннее и весеннее равноденствие, летнее и зимнее солнцестояние) – равен 365, 24 суток.
2. Месяц – промежуток времени полного оборота Луны вокруг Земли (полный период смены фаз Луны) – равен 29, 53 суток.
3. Неделя – условное деление, основанное на религиозных традициях.
4. Сутки – промежуток времени между двумя последовательными положениями Солнца (как правило, верхними или нижними кульминациями – полднями или полночами) на одном и том же географическом меридиане.
5. Час – промежуток времени, равный 1/24 части суток, промежуток времени между положениями солнца на меридианах с расстоянием в 150.
6. Минута – 1/60 часть часа (15 ' углового расстояния)
7. Секунда – 1/60 часть минуты, 1/86400 доля продолжительности солнечных суток, постоянная единица времени в Международной системе измерений, одна из 7 основных единиц системы СИ.

Основные термины, связанные со временем:

• Всемирное время – время на Гринвичском меридиане
• Московское время – время на меридиане г. Москвы
• Местное время – условное время, принятое для данного региона
• Поясное время – единое условное время между двумя меридианами с расстоянием в 150.
• Зимнее время – перевод времени на 1 час назад по сравнению с поясным.
• Летнее время – поясное время в период с апреля по октябрь

ИНФОРМАЦИОННАЯ СПРАВКА «КАЛЕНДАРИ»

Календарь – система счисления длительных промежутков времени, основанная на периодичности таких явлений природы как смена дня и ночи (сутки), смена фаз Луны(месяц), смена времен года (год). Составлять календари, следить за летоисчислением всегда было обязанностью служителей церкви.

Выбор начала летоисчисления (установление эры) является условным и связан чаще всего с религиозными событиями – сотворение Мира, всемирный потоп, рождение Христа и т.д.

Месяц и год не содержат целого числа суток, все эти три меры времени несоизмеримы, и невозможно достаточно просто выразить одну из них через другую.

1. Лунный календарь (родина – Вавилон). В настоящее время существует в ряде арабских стран. Год состоит из 12 лунных месяцев по 29 или30 дней, продолжительность года 354 или 355 дней.
2. Лунно-солнечный календарь (родина – Древняя Греция). Год делился на 12 месяцев, каждый из которых начинался с новолуния. Для связи же с временами года периодически вставлялся дополнительный 13-й месяц. В настоящее время такая система сохранилась в еврейском календаре.
3. Солнечный календарь (родина – Древний Египет). В Египте периоды летнего солнцестояния связаны с первым предутренним восходом Сириуса и совпадают с началом разлива Нила. Наблюдения появления  Сириуса позволили определить продолжительность года, которая была принята 365 суток. Год делится на 12 месяцев по 30 дней в каждом, дополнительные 5 дней прибавляются в конце года. Год также делится на 3 сезона по 4 месяца в каждом (время разлива Нила, время сева, время сбора урожая).
4. Римский солнечный календарь – известен с VIII века до н.э. Год включал сначала 10 месяцев и содержал 304 дня, затем добавились еще 2 месяца, а число дней увеличили до 355. Каждые 2 года вставлялся добавочный месяц по 22-23 дня. Средняя продолжительность года за 4 года составляла 366,25 суток.
5. Юлианский календарь – Римский солнечный календарь, реформированный в 46 году до н.э. римским государственным деятелем Юлием Цезарем. Счет начался с 1 января 45г. до н.э. 3 года подряд содержат по 365 суток и называются простыми, 4-й год – високосный – содержит 366 суток. Продолжительность года в среднем – 365, 25 суток. Но за каждые 128 лет весеннее равноденствие отступало на 1 сутки, что к XVI веку привело к расхождению в 10 дней и очень осложнило расчеты церковных праздников.
6. Григорианский календарь – календарь, исправленный по указу главы католической церкви папы Григория XIII. Было решено после четверга 4 октября 1582 года пропустить в счете 10 суток и следующий день считать пятницей 15 октября, а в будущем соблюдать «правило високосов» - годы, оканчивающиеся на два нуля, считать високосными только в случае, если они делятся на 400.

Григорианская реформа проходила в тяжелейшей борьбе. Великий Коперник отказался принимать участие в ее подготовке, которая началась уже в 1514 году. Тридентский собор (международная конференция), где рассматривались вопросы реформы, длился, с перерывами, 18 лет, с 1545 по 1563 год.

7. В Древней Руси год по языческим обычаям начинался весной. С введением Христианства православная церковь приняла Юлианский календарь и эру от «сотворения мира» (5508 год до рождества Христова). С 19 декабря 7208 (1700) года по указу Петра I летоисчисление ведется от рождества Христова.

На Григорианский календарь Россия перешла в 1918 году. 1 февраля стали считать 14 февраля, так как расхождение с Юлианским календарем составило уже 13 суток.

Задание:

КОНТРОЛЬНЫЙ ТЕСТ по теме «Основы измерения времени»

Соотнесите понятия (А - Д) и определения (а - в):

I.        А. Координаты        Б. Широта        В. Долгота        Г. Параллели
Д. Меридианы

а.        высота полюса мира над горизонтом

б.        числа, с помощью которых указывают положение точки на поверхности

в.        линия, соединяющая полюса и проходящая через заданную точку

II.        А. Секунда        Б. Сутки        В. Год        Г. Полдень        

        Д. Полночь

а.        момент верхней кульминации Солнца

б.        промежуток времени между двумя прохождениями Солнца через точку равноденствия

в.        постоянная единица времени

III.        А. Всемирное время        Б. Поясное время      В. Московское время         Г. Летнее время                     Д. Зимнее время

а.время на гринвичском меридиане

б.        единое условное время между двумя меридианами с расстоянием в 15°

в.        перевод времени на 1 час назад по сравнению с поясным.

Контрольные вопросы:

• От какого события во времени и пространстве ведется начальный отсчет времени?
• Когда начинается год?
• Могут ли календари являться основой древней хронологии?
• Почему общепринятым календарем является Григорианский, где отсчет времени взят сначала «от сотворения мира» (Византийская дата), а затем – от рождения Христа.

Практическая работа № 4

Тема: Законы Кеплера.Закон всемирного тяготения.

Цель занятия: Освоить методику решения задач, используя законы движения планет.

                                                      Теоретические сведения

Первый закон Кеплера. Все планеты движутся по эллипсам, в одном из фокусов которого находится Солнце.

Второй закон Кеплера. Радиус-вектор планеты описывает в равные времена равные площади.

Третий закон Кеплера. Квадраты времен обращения планет относятся как кубы больших полуосей их орбит:

Для определения масс небесных тел применяют обобщённый третий закон Кеплера с учётом сил всемирного тяготения:

,

где М1 и М2 -массы каких-либо небесных тел, а m1 и m2 - соответственно массы их спутников.

Масса планеты вычисляется по формуле:

,

где Тл и αл- период и большая полуось орбиты спутника планеты , М⊕ -масса Земли.

Формулы, определяющие соотношение между сидерическим (звёздным) Т и синодическим периодами S планеты и периодом обращения Земли , выраженными в годах или сутках,

а) для внешней планеты формула имеет вид:

б) для внутренней планеты:

Выполнение работы

Задание 1. За какое время Марс, находящийся от Солнца примерно в полтора раза, чем Земля, совершает полный оборот вокруг Солнца?

Задание 2. Вычислить массу Юпитера, зная, что его спутник Ио совершает оборот вокруг планеты за 1,77 суток, а большая полуось его орбиты – 422 тыс. км

Задание 3. Противостояния некоторой планеты повторяются через 2 года. Чему равна большая полуось её орбиты?

Задание 4. Определите массу планеты Уран (в массах Земли), если известно, что спутник Урана Титания обращается вокруг него с периодом 8,7 сут. на среднем расстоянии 438 тыс. км. для луны эти величины равны соответственно 27,3 сут. и 384 тыс. км.

Задание 5. Марс дальше от Солнца, чем Земля, в 1.5 раза. Какова продолжительность года на Марсе? Орбиты планет считать круговыми.

Задание 6. Синодический период планеты 500 суток. Определите большую полуось её орбиты и звёздный (сидерический) период обращения.

Задание 7.  Определить период обращения астероида Белоруссия если большая полуось его орбиты    а=2,4 а.е.

Задание 8. Звёздный период обращения Юпитера вокруг Солнца Т=12 лет. Каково среднее расстояние от Юпитера до Солнца?

Примеры решения задач 1-4

Задание 1. За какое время Марс, находящийся от Солнца примерно в полтора раза, чем Земля, совершает полный оборот вокруг Солнца?

Задание 2. Вычислить массу Юпитера, зная, что его спутник Ио совершает оборот вокруг планеты за 1,77 суток, а большая полуось его орбиты – 422 тыс. км

Задание 3. Противостояния некоторой планеты повторяются через 2 года. Чему равна большая полуось её орбиты?

Задание 4. Определите массу планеты Уран (в массах Земли), если известно, что спутник Урана Титания обращается вокруг него с периодом 8,7 сут. на среднем расстоянии 438 тыс. км. для луны эти величины равны соответственно 27,3 сут. и 384 тыс. км.

1. Разберите решение задачи. Через какой промежуток времени повторяются нижние соединения Меркурия?

Дано:                                               Решение:

Т    = 1год               Определите синодический период Меркурия:

Т     = 0,24 года       Выполните преобразования формулы:

                                 Выполните расчёты: года

Найти: S-?                 Переведите синодический период из лет в сутки:

                                  Ответ: нижние соединения Меркурия повторяются через 117 суток.

2. Разберите решение задачи. Рассчитайте продолжительность года на Венере.

Дано:                                               Решение:

Т    = 1год            Запишите III закон Кеплера:

а       = 1 а.е.         Выполните преобразование формулы:

а     = 0,72 а.е.      Выполните расчёты:

                             Переведите звёздный период в сутки:

Найти: Т    -?      Ответ: год на Венере длится 223 дня.

3. Решите задачу. Через какой промежуток времени повторяются верхние соединения Венеры? 
4. Решите задачу. Рассчитайте продолжительность года на Юпитере.

Практическая работа № 5

«Определение расстояний небесных тел в солнечной системе и их размеров».

1. Разберите решение задачи.    На каком расстоянии от Земли находится Сатурн, когда его горизонтальный параллакс равен 0,9”?

      Дано:                                                        Решение:

               Запишите формулу суточного параллакса в угловых секундах:          

   R     = 6371 км    Преобразуйте формулу:

     Найти:              Рассчитайте расстояние: км

  r - ?                       Переведите расстояние в а.е.: а.е.

                              Ответ: расстояние до Сатурна 9,7 а.е.

2. Разберите решение задачи.  Чему равен угловой диаметр Солнца, видимый с Венеры?

      Дано:                                                        Решение:

            Переведите расстояние Венеры от Солнца в км:

D    = 1392000 км   Запишите формулу углового радиуса светила:

                                 Угловой диаметр в 2 раза больше углового радиуса:

     Найти: -?     Рассчитайте угловой диаметр:    

                                Переведите угловой диаметр в угловые минуты и градусы:

                                Ответ: угловой диаметр Солнца, видимый с Венеры, .

3. Решите задачу. Чему равен суточный параллакс Юпитера в противостоянии? 

Решите задачу. Чему равен угловой диаметр Солнца, видимый с Марса?           

Практическая работа №6-7.

«Планеты солнечной системы.Спутники планет. Малые тела Солнечной системы»
Цель: исследовать характеристики планет Солнечной системы.

Ход работы
1) Ознакомьтесь с содержанием § 15 учебника.
2) Укажите основание, согласно которому происходит разделение планет на две группы.
3) Используя данные § 15 и приложения VI учебника, охарактеризуйте группы планет по их физическим характеристикам.

Проанализируйте указанные значения, ответив на следующие вопросы:
1. По каким критериям планеты двух групп имеют наиболее значимые отличия?
2. Плотности планет какой группы больше? Чем можно объяснить различия в плотности физических тел?

3. Используя данные § 15 учебника, охарактеризуйте физико-химические свойства каждой из групп планет Солнечной системы.

Проанализируйте указанные значения, ответив на следующие вопросы:
1. В чем состоит сходство химического состава планет двух групп?
2. В чем состоит различие химического состава планет двух групп?
3. На каком этапе формирования тел Солнечной системы, согласно рассмотренной ранее гипотезе, возникло различие в химическом составе планет двух групп?
4) Используя данные приложения VI учебника, исследуйте особенности взаимодействия групп планет в гравитационно-взаимосвязанной системе тел.

5) Проанализируйте указанные значения, ответив на вопрос: «По каким критериям планеты двух групп имеют наиболее значимые отличия?»
6) Сформулируйте вывод об особенностях групп планет Солнечной системы, физических основах их различий и сходств.

7)Используя материал § 20 учебника, охарактеризуйте астероиды ,карликовые планетыкометы как группу малых тел Солнечной системы, заполнив соответствующий столбец таблицы.

8) Проанализируйте указанные значения, ответив на вопрос: «По каким критериям малые тела Солнечной системы имеют наиболее значимые отличия и сходства?»
9) Сформулируйте вывод об особенностях групп малых планет Солнечной системы, физических основах их различий и сходств.

10) В таблице приведено описание одной из планет Солнечной системы. Заполните таблицу — характеристику планеты. Составьте аналогичную таблицу для планеты Солнечной системы — представителя  другой группы.

 «Сравнительная характеристика планет».

По данным таблицы 1 заполните таблицу 2.

Таблица 1. Основные сведения о планетах.