Шпаргалка по "Астрономии"

1.предмет астрономії. Розділи астрономії.

Астроно́мія — наука про Всесвіт, що вивчає рух, будову, походження та розвиток небесних тіл та їхніх систем. Астрономію поділяють на сферичну астрономію, практичну астрономію, астрофізику, небесну механіку, зоряну астрономію, позагалактичну астрономію, космогонію, космологію і ряд інших розділів.

Відповідно  до предметів і методів досліджень астрономію поділяють на:

Астрометрія —  підрозділ науки астрономії, що вивчає небесні тіла в конкретні моменти  часу.

Небесна механіка — вивчає рух небесних тіл під впливом сили тяжіння та фігури рівноваги небесних тіл, що визначається силою гравітації та обертання. З'явилася небесна механіка лише у XVII столітті, коли стало можливим вивчення сил, що керують рухом небесних тіл.

Астрофізика — вивчає фізичну природу небесних тіл, тобто фізичний стан і хімічний склад небесних тіл, а також досліджує питання про джерела енергії, випромінюваної Сонцем і зорями.

Зоряна  астрономія — вивчає будову, походження і розвиток зоряних систем і міжзоряної матерії.

Фізична космологія — досліджує будову та еволюцію Всесвіту у найбільших масштабах, розглядає питання про утворення і розвиток систем небесних тіл, зокрема нашої Галактики та Сонячної системи.

2.Зародження астрономії. Система світу по Птолемею.

Птолемей, однак, слідом за Аристотелем затверджував, що Земля - нерухомий центр Всесвіт. Тому що Птолемей вважав Землю центром  Уселеної , його система світу була названа геоцентричної.

Навколо землі  по Птолемею, рухаються ( у порядку  далекості від Землі) Місяць,Меркурій, Венера, Сонце, Марс, Юпітер, Сатурн, зірки. Але якщо рух Місяця, Сонця, зірок кругове, то рух планет набагато складніше. Кожна з планет, на думку Птолемея, рухається не навколо Землі, а навколо деякої крапки. Крапка ця у свою чергу рухається по колу, у центрі якого знаходиться Земля. Коло, описуваний планетою навколо крапки, що рухається, Птолемей назвав епіциклом , а коло , по якому рухається крапка біля Землі ,- деферентом.

Важко представити, щоб у природі відбувалися  такі заплутані рухи, так ще навколо уявлюваних крапок. Така штучна побудова треба було Птолемею для того щоб, ґрунтуючись на неправильному уявленні про нерухомість Землі, розташованої в центрі Всесвіту, пояснити видиму складність руху планет.

3.Телескопи та їх особливості.

Головним приладом астрономії є телескоп. Телескоп з об’єктивом із лінз називається рефрактором, а телескоп з об’єктивом з угнутих дзеркал – рефлектором.

Переваги  телескопа: 1) збільшення кута зору, під яким можна бачити небесні об’єкти; 2) збирає більше світла, щоб виявляти слабкі джерела випромінювання.

 Кількість зібраного світла пропорціональна площі об’єктива. Чим більше світла зібрав телескоп, тим слабіші зорі в нього видно і тим більше зір в нього можна побачити.

 Масштаб зображення. Що його дає об’єктив телескопа, пропорціоральний фокусній відстані об’єктива, тобто відстані від об’єктива, який збирає світло, до тієї точки, де виходить зображення світила. Зображення небесного об’єкта фотографують або розглядають в окуляри.

 Телескоп  дає збільшення зображення Місяця і планет, збільшує видимі в нього кутові відстані між зорями. Самі зорі навіть у дуже сильний телескоп видно як світлі точки через велику від нас віддаленість.

 У телескопі  виходить перевернуте зображення. Та це не істотно, бо в космосі, поза Землею, немає ні верху, ні низу.

 При спостереженнях  у телескоп рідко використовують  збільшення понад 500 раз. Причина  цього – повітряні течії, що  викривляють зображення.

4.Прецесія і нутація.

Нутáція (лат. nutatio — коливання) — рух твердого тіла, що обертається, який відбувається одночасно з прецесією і під час якого змінюється кут між віссю власного обертання тіла і віссю, навколо якої відбувається прецесія; цей кут називається кутом нутації.

У гіроскопа (дзиґи), який рухається  під дією сили тяжіння F = mg, нутація є коливанням осі гіроскопа, амплітуда і період яких тим менші, а частота тим більша, чим більшою є кутова швидкість власного обертання Ω. За великих Ω амплітуда Δθ і період Τ наближено дорівнюють:

де:

l - відстань від  нерухомої точки до центру тяжіння,

J - момент інерції  гіроскопа відносно його осі  симетрії,

Je - момент інерції  відносно осі, що є перпендикулярною  до осі симетрії і проходить  через нерухому точку.

Внаслідок присутності  сил опору (тертя) нутаційні коливання  досить швидко загасають, після чого гіроскоп здійснює суто прецесійний рух.

Прецесія — повільне (у порівнянні з періодом обертання тіла) зміщення осі обертання по конусу.

Наприклад, в  астрономії — повільне обертання  земної осі. Вісь цього конуса перпендикулярна  до площини земної орбіти, а кут між віссю й твірною конуса дорівнює приблизно 23°5'. Період прецесії дорівнює 25780 років (Платонівський рік). Внаслідок прецесії точка весняного рівнодення рухається по екліптиці назустріч удаваному річному рухові Сонця (випередження рівнодення), долаючи 50,24" на рік, полюси світу зміщуються між зірками, екваторіальні координати зірок постійно змінюються.

Одночасно з  прецесійним рухом земна вісь зазнає невеликих нутаційних коливань із періодом 18,6 років та амплітудою 18,42".

5.Система світу по Копернику, Кеплеру.

Геліоцентри́зм  або Геліоцентри́чна систе́ма сві́ту—  вчення в астрономії і філософії, яке ставить Сонце в центр  Всесвіту, а навколо нього (точніше, навколо спільного центра мас  всієї його системи) обертаються  усі тіла. в т.ч. планети і зокрема Земля. Революційне значення геліоцентричного принципу полягало в тому, що він подав рух усіх планет як єдину систему, пояснив багато незрозумілих раніше ефектів. Так, за допомогою уявлення про річний і добовий рух Землі теорія Коперника відразу ж пояснила головні особливості заплутаних видимих рухів планет (зворотні рухи, стояння, петлі) і виявила причину добового руху небозводу. Петлеподібні рухи планет тепер пояснювалися річним рухом Землі навколо Сонця. У відмінностях розмірів петель (і, отже, радіусів відповідних епіциклів) Коперник правильно побачив відображення орбітального руху Землі. Уперше було пояснено зміну пір року: Земля рухається навколо Сонця, зберігаючи незмінним у просторі положення осі свого добового обертання.

6.визначення розмірів і форми Землі.

На фотознімках зроблених  з космосу, Земля має вигляд кулі, освітленої Сонцем, і показує такі самі фази, як Місяць. Точну відповідь про форму й розмір Землі дають градусні вимірювання, в кілометрах довжини дуги 1˚ у різних місцях на поверхні Землі. Цей спосіб ще в ІІІ ст. до н. е. Застосував грецький учений Ератосфен. Тепер цей спосіб застосовують у геодезії – науці про форму Землі та про вимірювання на Землі з урахуванням її кривизни.

На рівній місцевості вибирають два пункти, що лежать на одному мередіані, і визначають довчину дуги між ними в градусах і кілометрах. Потім обчислюють, скільклм кілометрам відповідає довжина дуги 1˚. Зрозуміло, що довжина дуги меридіана між обраними точками в градусах дорівнбє різниці географічних широт цих точок. Якщо довжина цієї дуги, виміряна в кілометрах, дорівнює l, то при кулястості Землі 1˚ дуги відповідатиме довжина в кілометрах. Тоді довжина кола земного меридіана L, виражена в кілометрах, дорівнює L=360˚n. Поділивши її на 2П, дістанемо радіус Землі.. Куля, рівновелика нашії планеті, має радіус 6370 км. Це значення прийнято вважати радіусом Землі. Земля третя від сонця планета сонячної системи, яка обертається навколо сонця по еліпсовидній орбіті зі швидкістю 29,705 км/с на середнії відстані 149,6 млн км це є період рівний 305,27 середніх сонячних суток. Середню відстань від землі до сонця, світло проходить за 8год 19сек. Обертання навколо осі викликає зміну дня і ночі, нахил осі і орбіталі навколо сонця викликає зміну пори року. Форма Землі це приблизно – трьох осьовий еліпсоїд. Середній радіус Землі 6371,032 км, екваторівльний 6378,106 км, полярний 6356,777 км, площа поверхності 510,2 млн км квадратних; обєм 1, середня густина 5518 кг/м

7.Система Земля-Місяць. Загальні дані про Місяць. Місяць - єдиний природний супутник Сонячної системи, який притягується Сонцем сильніше (у 2 рази), ніж "своєю" планетою. Якщо бути точними, то, швидше, Земля спотворює дорогу Місяця довкола Сонця, ніж навпаки, тому інколи Землю і Луну  називають подвійною планетою. Місяць обертається довкола Землі. При різних  положеннях  відносно  один одного Сонця, Землі і Місяця ми по-різному бачимо  освітлений диск нашого  супутника. Частина освітленого диска називається фазою Місяця. Повний оберт Місяця довкола Землі відносно зірок називається сидеричним  періодом звернення або сидеричним місяцем, він триває  27,3  дня.  Сидеричний і синодичний місяць не збігаються тому, що Земля і Місяць рухаються довкола Сонця, і для повторення одного  і того  ж взаємного розташування Місяця, Землі і Сонця Луне необхідно  пройти  по  своїй  орбіті трохи більше одного витка довкола Землі. Місяць швидко переміщається на тлі зірок, в день зразковий на 12,5°. Кожен новий день наш супутник з'являється над горизонтом на 49 хвилин пізніше. Через це в молодика Місяць досягає верхньої кульмінації опівдні, у фазі першої чверті - в 6 вечорів, в повний місяць - опівночі, а серп останньої чверті - в 6 ранку. Період обертання Місяця довкола осі дорівнює періоду її звернення довкола Землі, тому Місяць завжди поверненою до Землі однією стороною. Але земний спостерігач протягом місяця може побачити  59% площ місячної кулі із-за явища лібрації - похитування Місяця, що здається, викликаного її рухом по еліптичній орбіті ( ексцентриситет 0,055) і тим, що хоча місячна вісь обертання і складає з площиною екліптики майже прямий кут в 88,5 градуса, проте Місяць рухається не в площині орбіти Землі (екліптики), а під кутом - 5 градусів і 9 хвилин, тому в просторі вона може розташовуватися то нижче, то вище за площину земної орбіти.

8.Видиме добове обертання зоряного неба. Георафічні координати. Полярная звезда почти не меняет положения относительно горизонта. Все же другие звезды описывают в течение суток полные круги с центром вблизи Полярной. В этом можно легко убедиться, проделав следующий опыт. Фотоаппарат, установленный на «бесконечность», направим на Полярную звезду и надежно укрепим в этом положении. Откроем затвор при полностью открытом объективе на полчаса или час. Проявив сфотографированный таким образом снимок, увидим на нем концентрические дуги — следы путей звезд. Общий центр этих дуг — точка, которая остается неподвижной при суточном движении звезд, условно называется северным полюсом мира. Полярная звезда к нему очень близка. Диаметрально противоположная ему точка называется южным полюсом мира. В северном полушарии он находится под горизонтом. Явления суточного движения звезд удобно изучать, воспользовавшись математическим построением — небесной сферой, т. е. воображаемой сферой произвольного радиуса, центр которой находится в точке наблюдения. На поверхность этой сферы проецируют видимые положения всех светил, а для удобства измерений строят ряд точек и линий. Так, отвесная линия проходящая через наблюдателя, пересекает небо над головой в точке зенита. Диаметрально противоположная точка называется надиром. Плоскость, перпендикулярная отвесной линии, является плоскостью горизонта — эта плоскость касается поверхности земного шара в точке, где расположен наблюдатель. Она делит поверхность небесной сферы на две полусферы: видимую, все точки которой находятся над горизонтом, и невидимую, точки которой лежат под горизонтом. Чтобы полностью определить положение точки трёхмерного пространства, необходима третья координата — высота Широта́ — угол φ между местным направлением зенита и плоскостью экватора, отсчитываемый от 0° до 90° в обе стороны от экватораДолгота́ — угол λ между плоскостью меридиана, проходящего через данную точку, и плоскостью начального нулевого меридиана, от которого ведётся отсчёт долготы. Долготы от 0° до 180° к востоку от нулевого меридиана называют восточными, к западу — западными за нулевой меридиан принят Гринвичский меридиан Географи́ческие координа́ты определяют положение точки на земной поверхности (в узком смысле) или, более широко, в географической оболочке.

9.Планети земної групи

Планети земної групи – чотири планети Сонячної системи: Меркурій, Венера, Земля та Марс[1]. По структурі та складу до них можуть бути віднесені і деякі астероїди, наприклад, Веста.

Основні характеристики

Планети земної групи мають високу густину та складаються переважно з силікатів  та металізованого заліза (на відміну від газових гігантів та льодових карликових планет, об’єктів пояса Койпера та хмари Оорта). Найбільша планета земної групи — Земля, більше ніж у 14 разів уступає в масі найменшому газовому гіганту — Урану, але при цьому у 400 разів масивніша найбільшого об’єкта поясу Койпера.

Планети земної групи складаються переважно  з кисню, кремнію, заліза, магнію, алюмінію та інших важких елементів.Всі планети  земної групи мають наступну будову:у центрі планети залізне ядро з невеликою кількістю нікелю. мантія складається з силікатів .кора, яка виникла через часткове плавлення мантії складається також з силікатних порід. З поміж планет земної групи тільки у Меркурія немає кори, оскільки вона була розбита в результаті метеоритних бомбардувань. Земля відрізняється від інших планет групи наявністю великої кількості гранітів у корі.Дві планети земної групи (Земля та Марс) мають супутники і жодна зі всіх чотирьох планет групи не має кілець.

10.Горизонтальна система координатОсновні елементи: коло математичного горизонту (NS), вертикальна лінія (ZZ`) та точка півдня (S),

 – т.М позначимо  положення світила, координати  якого треба визначити, 

 – точку  перетину кола висоти з горизонтом  позначимо М`,

 – з центра  сфери О проведемо радіуси  у точки М і М`.

Центральний кут МОМ` , або дуга ММ` визначає віддаль світила від горизонту – називається висотою світила (h). Висоту відлічують від горизонту до світила. Можливі значення h : 0o÷90o – якщо світило знаходиться над горизонтом, 0o÷-90o – під горизонтом в невидимій півсфері.

Висотою світила  називається його кутова віддаль  від горизонту.

 Замість висоти  зручно вживати кут ZOM , або  дугу ZM - зенітну віддаль (z). Зенітну  віддаль відлічують від зеніту  до світила. Можливі значення : 0o÷180o . Отже h+z=90o.

Зенітною віддаллю називається кутова віддаль світила від зеніту. Положення кола висоти визначається двогранним кутом між колами небесного меридіана та висоти, що вимірюється центральним кутом SOM`, або дугою SM` і називається азимутом (А). Відраховується по кругу горизонту від точки півдня S на захід до круга висоти. Можливі значення : 0o÷360o .

Азимутом називається  кутова віддаль круга висоти світила  від точки півдня. Висота і азимут міняються на протязі доби, бо пов`язані  з пунктом спостереження.

11.Перша екваторіальна система координат

Основні елементи: коло екватора (QQ`), вісь світу (PP`), та південна точка  екватора Q,

 – допоміжна  небесна сфера, 

 – рисуємо  вісь світу PP`, небесний екватор,  для зручності вертикаль ZZ` і  полудневу лінію NS,

 – позначимо  на сфері положення світила т.М,

 – коло  схилення (велике півколо, що проходить  через точки P,M,P`),

 – точку  перетину кола схилення і екватора  позначимо М`,

 – проведемо  пряму ОМ (світовий промінь зорі ) і т. О з`єднаємо з т. М`; центральний кут МОМ` , або дуга М`М в площині великого кола називається схиленням (δ).

Схилення відлічується від екватора до світила. Можливі  значення 0o÷90o – в північній півкулі  і 0o÷-90o в південній півкулі. Схиленням  світила називається кутова віддаль  його від екватора .

 Центральний кут в площині екватора QOM`, який вимірює двогранний кут між колами схилення світила і небесного меридіану – називається годинним кутом (t). Годинний кут відлічується від південної точки екватора до круга схилень за стрілкою годинника (на захід). Можливі значення : 0o÷360o , або 0h÷24h (1h=15o).

Годинними кутом  називається кутова віддаль кола схилень від південної точки  небесного меридіану. Схилення не залежить від добового обертання Землі. Годинний кут змінюється пропорційно часу. Ця система переважно використовується при визначенні часу за спостереженням зір.

12.Сонячна система

Со́нячна систе́ма — планетна система навколо Сонця, до складу якої входить вісім великих  планет із більш ніж 100 супутниками, понад 100 000 астероїдів, понад 1000 комет, а також незліченна кількість дрібних, так званих метеорних тіл (розміром від 100 метрів до мізерно малих порошин).

Планети поділяються  на дві групи, що відрізняються масою, хімічним складом (це виявляється в  розходженнях їхньої густини), швидкістю  обертання і кількості супутників. Чотири планети, найближчі до Сонця, планети земної групи, порівняно невеликі, складаються здебільшого із щільної кам'янистої речовини і металів. Планети-гіганти — Юпітер, Сатурн, Уран і Нептун — набагато масивніші, складаються здебільшого з легких речовин і тому, незважаючи на величезний тиск у їхніх надрах, мають малу густину. У Юпітера і Сатурна основну частку їхньої маси складають водень і гелій. Вони містять також до 20% кам'янистих речовин і легких сполук кисню, вуглецю й азоту, що за низьких температур конденсуються на лід. В Урана й Нептуна лід і кам'янисті речовини складають більшу частину їхньої пися. Карликова планета - Це настільки великі тіла сонячної системи, що власна гравітація надала їм форми, близької до кулястої, але (на відміну від планет) їм не вдалося розчистити околиці своєї орбіти від інших подібних тіл. Переважна більшість орбіт нині відомих малих планет розташовано між орбітами Марса і Юпітера. Вони утворюють так званий головний пояс астероїдів. Більшість з них обертаються навколо Сонця в тому ж напрямку, що і великі планети, але їхні орбіти, здебільшого витягнуті та нахилені до площини екліптики. Комети рухаються, здебільшого, витягнутими орбітами, що близькі до параболічних. Деякі комети мають витягнуті орбіти порівняно невеликих розмірів — десятки і сотні астрономічних одиниць. У цих комет, названих періодичними, переважають прямі рухи, тобто їхнє обертання відбувається в тому ж напрямку, що й обертання планет.

13.Друга екваторіальна система координат

Основні елементи: коло екватора, вісь світу (PP`), точка весняного рівнодення (γ).

 Однією координатою  залишається схилення, а друга  координата пряме сходження (α) - центральний кут γОМ` між колом  схилення та напрямком в точці  весняного рівнодення, лежить в  площині небесного екватора. Відлічується від т.γ проти годинникової стрілки. Можливі значення : 0o÷360o , або 0h÷24h.

Прямим сходженням називається кутова віддаль кола схилення від т.γ . Обидві координати не залежать від обертання Землі. Використовується при складанні астрономічних каталогів небесних об`єктів.

 Внаслідок  прецесії земної осі положення  полюса світу з часом змінюється, а це приводить до зміни  значень α і δ. В астрономічних  календарях приводять значення  α і δ визначених на чверть  півріччя. Якщо N номер року, то, - подається в астрономічних календарях.

14.Планети-гігантиГазові планети (планети-гіганти, газові гіганти) — планети, які майть у своєму складі значну частку газу (водень та гелій).В Сонячній системі це Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун. Найбільш велика наразі відома газова планета TrES-4b (сузір'я Геркулес). Згідно гіпотези походження Сонячної системи, планети-гіганти утворились пізніше за планети земної групи, коли температура навколосонячної туманності опустилась до точки кристалізації газу. В цей час всі тугоплавкі елементи вже були в твердій формі в складі більш близьких до Сонця планет.Гіпотези про внутрішню будову газових планет припускають існування декілької шарів. На певній глибині тиск в акмосфері газових планет досягає значення достатнього для переходу водню в рідкий стан. Також, якщо планета досить велика, то можливе існування шару металічного водню (стану, де протони і електрони існують окремо), потоки електронів в якому породжують потужне магнітне поле планети. Також можливе існування невеликого кам'яного чи металічного ядра.Період обертання газових планет навколо своєї осі становить 9—17 годин.В атмосфері газових планет дують потужні вітри, та гіганські вихори (Велика червона пляма на Юпітері, Велика Біла пляма на Сатурні, Велика Темна пляма на Нептуні).Газовими можуть бути тільки великі планети, які можуть втримати гелій та водень. Більшість виявлених екзопланет теж є газовими.Як показали виміри апарата «Галілео», тиск та температура швидко ростуть вже в верхніх шарах газових планет. На глибині 130 км в атмосфері Юпітера температура становить 145 °C , тиск — 24 атмосфери.

15.Екліптика. екліптична система координат

Еклі́птика  — уявна лінія (велике коло) небесної сфери, вздовж якої центр сонячного диску протягом року пересувається серед зірок. Оскільки річний рух Сонця відбиває реальне обертання Землі (а точніше системи Земля-Місяць) по орбіті, екліптика є слідом від перетину небесної сфери із площиною земної орбіти.Ця площина називається площиною екліптики. Вона є основною в екліптичній системі небесних координат. Кут нахилу площини екліптики до небесного екватора дорівнює куту нахилу площини екватора Землі до площини її орбіти і складає близько 23,5°. Він піддається невеликим коливанням (нутації) із періодом 18,6 років та амплітудою 18,42", а також іншим незначним коливанням.

Екліптика проходить  через 12 сузір'їв, що називаються зодіакальними  сузір'ями, та сузір'я Змієносця.Спостереження  показують, що Місяць і планети переміщуються  по зодіакальним сузір’ям поблизу  екліптики. Тому видимий рух цих світил, як і Сонця, вигідно вивчати в екліптичній системі координат.

Основні елементи: основна площина - площина екліптики. Кола, проведені на небесній сфері  паралельно екліптиці, називаються  небесними паралелями. Кола, що проходять  через полюси екліптики, перпендикулярно до неї, називаються колом широти.

Проведемо через  будь-яке світило М паралель і  коло широти. Положення світила на небесній сфері можна визначити  двома координатами. Кутова відстань т.М від екліптики, рухаючись по колу широти від екліптики, називається широтою (β). Відлічують від екліптики в сторону полюса екліптики. Змінюється в межах: 0о÷90о у північній півкулі; 0о÷-90о в південній півкулі.

 Кут між  колами широти, що проходить через  т.¡ і колом широти, що походить через т.М називають довготою (λ). Відлічують від т.¡ в сторону річного руху Сонця. Змінюється в межах 0о÷360о.  Широта і довгота не змінюється в результаті добового руху, бо екліптична система координат жорстко зв’язана з небесною сферою і приймає участь в добовому русі. У зв’язку з цим вона може бути використана для складання зоряних карт.  Екліптична система координат використовується в основному для вивчення руху планет.

16.Вигляд зоряного неба на різних географічних широтах. Висота світил в кульмінації.На полюсе Земли полюс мира находится в зените, и звезды движутся по кругам, параллельным горизонту. Здесь звезды не заходят и не восходят, их высота над горизонтом неизменная. На средних широтах существуют как восходящие и заходящие звезды, так и те, которые никогда не опускаются под горизонт.Но чем дальше продвигается наблюдатель к югу, тем больше южных созвездий он может видеть. На земном экваторе за сутки можно было бы увидеть созвездия всего звездного неба, если бы не мешало Солнце днем. Для наблюдателя на экваторе все звезды восходят и заходят перпендикулярно плоскости горизонта. Каждая звезда здесь проводит над горизонтом ровно половину своего пути. Для наблюдателя на экваторе Земли северный полюс мира совпадает с точкой севера, а южный полюс мира — с точкой юга. Ось мира для него расположена в плоскости горизонта. Явления прохождения светил через небесный меридиан называются кульминациями. В верхней кульминации высота светила максимальна, в нижней кульминации — минимальна. Найдем зависимость между высотой h светила М в верхней кульминации, его склонением δ и широтой местности ф.

изображены отвесная линия ZZ', ось мира РР' и проекции небесного экватора EQ и линии горизонта ÑS (полуденная линия) на плоскость небесного меридиана (PZSP'N) Угол между полуденной линией NS и осью мира РР' равен, как мы  знаем,  широте  местности  ф.  Очевидно,  наклон плоскости небесного экватора к горизонту, измеряемый углом EOS, равен 90° — ф. Звезда М со склонением δ, кульминирующая к югу от зенита, имеет в верхней кульминации высоту h = 90° — ф + δ.Из этой формулы видно, что географическую широту можно определить, измеряя высоту любой звезды с известным склонением δ в верхней кульминации. При этом следует учитывать, что если звезда в момент кульминации находится к югу от экватора, то ее склонение отрицательно.

17.Закони Кеплера Закони Кеплера описують рух планет навколо Сонця. Названі на честь німецького астронома Йоганеса Кеплера, який їх відкрив на підставі аналізу результатів спостережень отриманих датським астрономом Тихо Браге щодо руху Марса навколо Сонця. Перший закон КеплераВсі планети обертаються навколо Сонця по еліптичних орбітах в одному з фокусів яких знаходиться Сонце (всі орбіти планет і тіл Сонячної системи мають один спільний фокус, в якому, власне кажучи, і знаходиться Сонце).Найближча до Сонця точка орбіти називається перигелієм, а найдальша від нього точка — афелієм.Ступінь витягнутості еліпса характеризується його ексцентриситетом. Ексцентриситет дорівнює відношенню відстані фокуса від центра до довжини великої півосі (середньої відстані планети до Сонця). Коли фокуси й центр збігаються, еліпс перетворюється в коло. Орбіти планет — еліпси, які мало відрізняються від кіл; їхні ексцентриситети малі. Наприклад, ексц ентриситет орбіти Землі е = 0,017.

Другий  закон КеплераРадіус-вектор планети (тіла Сонячної системи) описує за рівні проміжки часу рівновеликі площі.

Разом зі зміною відстані планети  до Сонця міняється і швидкість  її руху по орбіті, внаслідок чого площа, яку "замітає" радіус-вектор за певний проміжок часу, не залежить від того, в якій частині орбіти проводилося вимірювання. Площа, яку "замітає" радіус вектор за одиницю часу називається секторною (сегментною) швидкістю.Лінійна швидкість руху планети неоднакова в різних точках її орбіти. Швидкість планети під час її руху по орбіті тим більша, чим ближче вона до Сонця. У перигелії швидкість планети найбільша, в афелії найменша. Таким чином, другий закон Кеплера кількісно визначає зміну швидкості руху планети по еліпсу.З точки зору класичної механіки, другий закон Кеплера є проявом закону збереження моменту імпульсу. Третій закон КеплераКвадрат періоду обертання планети навколо Сонця прямо пропорційний кубу довжини великої півосі еліпса.На відміну від двох перших законів Кеплера, що стосуються властивостей орбіти кожної окремо взятої планети, третій закон пов'язує властивості орбіт різних планет між собою. Якщо періоди обертання двох планет T1 та T2, а довжини великих півосей їхніх орбіт, відповідно, a1 та a2, то виконується таке співвідношення: (Т1/Т2)²=(а1/а2)²Цей закон Кеплера пов'язує середні відстані планет від Сонця з їхніми зоряними періодами і дає змогу встановити відносні відстані планет від Сонця, оскільки зоряні періоди планет уже були обчислені за синодичними періодами, інакше кажучи, дає змогу подати великі півосі всіх планетних орбіт в одиницях великої півосі земної орбіти.

Велику піввісь  земної орбіти взято за астрономічну одиницю відстаней, але її значення визначили пізніше, лише у XVIII столітті.Стале для всіх планет відношення кубу півосі до квадрата періодів є сталою для Сонячної системи і залежить лише від маси Сонця і гравітаційної сталої, як показав пізніше Ньютон:а1³/Т1²=GM/(4п²)Таким чином це співвідношення дає можливість «зважити» Сонце,

18.Сонячне та місячне затемнення. Причина затемнення Місячні затемненняМісячне затемнення наступає, коли Місяць входить до конусу тіні, яку відкидає Земля. Діаметр плями тіні Землі на відстані 360 000 км (радіус орбіти Місяця) становить близько 2,5 діаметрів Місяця, тому Місяць може бути затінено повністю. Коли Місяць під час затемнення входить у тінь Землі повністю, мову ведуть про повне місячне затемнення, якщо частково - про часткове затемнення.Напівтіньове затемненняНавколо конуса тіні Землі є ділянка простору, у якій Земля закриває Сонце лише частково (півтінь). Якщо Місяць проходить ділянку півтіні, але не входить у тінь, відбувається напівтіньове затемнення. Яскравість Місяця дещо зменшується, але таке зменшення неозброєним оком непомітне і фіксується тільки приладами. Лише коли Місячне затемнення спостерігається на половині території Землі (там, де в цей час затемнення ніч). Вид затіненого Місяця з будь-якої точки спостереження однаковий. Повна фаза місячного затемнення може тривати більше півтори годин.

Сонячні затемнення

Сонячне затемнення відбувається, коли Місяць розташовується між спостерігачем і Сонцем, і закриває (затемнює) його. Оскільки Місяць світить відбитим світлом, і у цей час звернений до Землі неосвітленою стороною, то перед затемненням Місяця не видно молодик. Створюється враження, що Сонце вкривається чорнотою невідомої природи.

Коли Місяць потрапляє в зону тіні від Землі, настає місячне затемнення. Якщо Місяць опиняється між Сонцем і Землею, то повна тінь і півтінь від  Місяця падають на Землю. Настає сонячне  затемнення.

19.Шкала зіркових величин. Видима та абсолютна зоряна величина Видима зоряна величина — це безрозмірна астрономічна величина, яка характеризує видимий блиск чи яскравість небесного тіла з погляду земного спостерігача. Чим яскравіший об'єкт, тим менше числове значення його зоряної величини. Тому зоряні величини зростають у напрямку до від'ємних значень. Абсолютна зоряна величина — це така зоряна величина, яку б мала зоря, якби перебувала від нас на відстані 10 пк (32,6 св. р.). Оскільки освітленості змінюються обернено пропорційно квадрату відстані, то, використовуючи формулу (3.1), знайдемо співвідношення:

М = m + 5-5 Іg r, (3.3) де r- відстань до зорі, виміряна в парсеках.

Шкала зоряних величин є логарифмічною через те, що зміна яскравості в однакове число разів сприймається оком як однакова (фізіологічний закон Вебера-Фехнера). 1856 року Норман Погсон формалізував шкалу зоряних величин, встановивши, що зірка першої величини рівно у 100 разів яскравіша за зірку шостої величини і, таким чином, яскравіша за зірку другої величини приблизно в 2,512 рази. Корінь п'ятого степеня зі 100 — ірраціональне число, що приблизно дорівнює 2,512, зветься коефіцієнтом Погсона.

Таким чином, зоряну величину можна виразити через таке рівняння:

m = − 2,512lgI + C, де I — світловий потік, а С — константа, яка залежить від вибору базової точки шкали. Спочатку Погсон використовував Полярну зірку як базу своєї шкали, поклавши, що вона має точно другу зоряну величину. Однак потім було з'ясовано, що Полярна є змінною, і шкалу почали прив'язувати до Веги (зоряну величину якої вважали за нуль), а потім (коли з'сувалося, що Вега теж змінна типу δ Щита) перейшли до користування табличною базовою точкою, заснованою на виміряному значенні світлового потоку.

Зоряна величина в наукових текстах позначається на зразок 2m (літера m походить від англ. magnitude). Сучасна шкала вже не обмежується шістьма зоряними величинами чи тільки видимим світлом. Дуже яскраві об'єкти можуть мати від'ємну зоряну величину. Наприклад, Сіріус, найяскравіша зірка небесної сфери, має зоряну величину −1,47m[1]. Сучасна шкала дозволяє також одержати значення для Місяця і Сонця: повний місяць має зоряну величину −12,6m, а Сонце −26,8m. Орбітальний телескоп «Хаббл» може спостерігати зірки до 31.5m в видимому діапазоні.

20.Видимий рух Сонця на різних географічних широтах Спостерігач на північному полюсі Землі. φ=90о. не заходять світила, у яких δ¤≥0о (з 21 березня ¡ по 23 вересня W);  не сходять світила, у яких δ¤<0о (з 23 вересня W по 21 березня ¡);  Починаючи з 21 березня Сонце не заходить і в наслідок добового руху небесної сфери описує кола майже паралельні до горизонту, піднімаючись все вище і вище; в день літнього сонцестояння (a - 22 липня) hmax=23о27’.  23 серпня Сонце заходить під горизонт і починається ніч, яка триває півроку. Описуючи майже паралельні кола опускається під горизонт все нижче. В день зимового сонцестояння (g - 22 грудня) воно опускається під горизонт на висоту hmin=–23о27’, а потім знову наближається до горизонту. Спостерігач на північному полярному колі. φ=+66о33’. не заходять світила, у яких δ≥23о27’;

 не сходять  світила, у яких δ<–23о27’.  Тут Сонце не заходить в  день літнього сонцестояння і  не сходить в день зимового  сонцестояння. В решта днів Сонце  на цій широті і сходить  і заходить, причому h¤max=+46о54’ в день літнього сонцестояння. На південному полярному колі (φ=66о33’) Сонце не заходить в день зимового сонцестояння і не сходить в день літнього сонцестояння.  Північний і південний полярні кола є теоретичними границями між границями тих географічних широт, де можливі полярні дні і ночі (дні і ночі, що тривають > 24 годин). У місцях, що лежать за полярними колами Сонце буває тим більше не заходить, чим ближче місце до географічних полюсів.  Не заходять світила, у яких δ≥66о33’ .  Не сходять світила, у яких δ≤-66о33’.

21.Астероїди, комети, супутники планет. Сонячна система.

Коме́та — мале тіло Сонячної системи, яке обертається навколо Сонця і має так звану кому (атмосферу) і/або хвіст. Кома і хвіст комети — це наслідки випаровування ядра комети під дією сонячного випромінювання. Ядро являє собою малу планету, що складається з каменю, пилу і криги.

Астеро́їд або мала́ плане́та — невелике небесне тіло діаметром від 50 м до 1000 км, що складається зі скельних порід або заліза та нікелю

Супутник планети — небесне тіло, яке рухається навколо планети. Запущені людиною у космос із дослідницькою метою пристрої, апарати або снаряди, які рухаються за інерцією навколо небесного тіла називаються штучними супутниками.

Со́нячна систе́ма — планетна система навколо Сонця, до складу якої входить вісім великих планет із більш ніж 100 супутниками, понад 100 000 астероїдів, понад 1000 комет, а також незліченна кількість дрібних, так званих метеорних тіл (розміром від 100 метрів до мізерно малих порошин).

22.Відстань до зірок. Світимість зірок

Важливою характеристикою  зорі є її світність L - повна кількість  енергії, яку випромінює зоря з усієї  своєї поверхні за одиницю часу в  усіх напрямках. Як правило, світність  зорі виражають в одиницях світності  Сонця, тобто L0.

Між абсолютною величиною зорі М та її світністю L існує зв'язок. використовуючи рух Землі навколо Сонця, можна прийняти в якості базису радіус земної орбіти або, більш точно, астрономічну одиницю і ввести поняття, аналогічне горизонтальному паралаксу.Визначання відстані до найближчих зірВнаслідок річного руху Землі по орбіті близькі зорі дещо зміщуються відносно далеких, фактично «нерухомих» зір. За рік близька зоря описує на небесній сфері малий еліпс, розмір якого тим менший, що далі зоря. В кутовій мірі, велика піввісь цього еліпса приблизно дорівнює величині максимального кута, під яким із зорі видно піввісь земної орбіти, перпендикулярну до напрямку на зорю. Цей кут (π), називається річним або ригонометричним паралаксом зорі і використовується для вимірювання відстані до неї, на основі тригонометричних співвідношень між сторонами і кутами трикутника, в якому відомий кут π та базис — піввісь земної орбіти. Відстань до зір, визначена за величиною її тригонометричного паралаксу π, дорівнює: r = 206265/π      (а.о.), (1) де π — паралакс, виражений в кутових секундах.В астрономії використовують спеціальну одиницю виміру відстані до зір — парсек (пк). Зоря, яка перебуває на відстані 1 пк, має паралакс рівний 1". Згідно формули (1), 1 пк = 206265 а.о. = 3*1016м.Поряд з парсеком використовується ще одна спеціальна одиниця виміру відстані — світловий рік. Він дорівнює відстані, яку світло долає протягом року, і рівний 0,307 пк, або 9,46*1015м. Найближча до Сонячної Системи зоря — червоний карлик 12-ї зоряної величини — Проксима Центавра, має паралакс 0,762", тобто відстань до неї становить 1,3 пк (або 4,3 св.роки).

24.Астрономічні рефракції. Сумерки. Білі ночі.

Після заходу Сонця  поступово послаблюється освітленість земної поверхні, а перед сходом його – посилюється. Ці переходи називаються вечірніми та ранковими присмерками. Присмерки – це поступове послаблення нічної темноти перед сходом Сонця – відбувається від розсіювання світла шарами повітря, що знаходиться вище горизонту спостерігача. Розрізняють побутові і астрономічні присмерки. Побутові присмерки закінчуються тоді, коли Сонце знизиться під горизонт на 7о (починаємо користуватися штучним освітленням), астрономічні - коли воно знизиться на 18о. Зенітна віддаль Сонця буде:

z¤+Δz=90о+7о=97о;   z¤+Δz=90о+18о=108о.

Білі ночі – такі періоди в північних географічних широтах, коли Сонце під горизонтом знижується менше ніж на 7о, присмерки вечірні переходять у ранкові. Умови початку білих ночей, нехтуючи впливом рефракції можна знайти з умови настання полярного дня:  δ¤≥180о–φ–z¤,   (z¤=90о+7о)   →   δ¤≥90о–φ–7о,   δ¤≥90о–φ–18о.  (2) Суцільні астрономічні присмерки можуть бути на географічних широтах φ≥48о33’, δ=66о33’. Явище заломлення світлових променів при проходженні ними земної атмосфери називається астрономічною рефракцією.

Кут ÐМ1ОМ2 –  кут рефракції або рефракція  ρ.

 Кут ÐZOM1 –  видима зенітна віддаль світила  z’. 

 Кут ÐZOM2 –  істинна зенітна віддаль z.

 З рис.  видно z – z’=ρ, або z = z’+ρ   (1)

Істинна зенітна  віддаль світила більша видимої  зенітної віддалі на величину рефракції ρ.

 Всі промені  ОМ1, ОВМ, ОМ2 лежать в одній  площині, тому рефракція не  змінює азимута світил, і крім  цього дорівнює нулю, якщо світило  знаходиться в зеніті.

 Якщо світило  знаходиться в кульмінації, то  рефракція змінює лише його схилення (на ту ж величину, що й зенітну віддаль), бо площини годинникового і вертикального кіл співпадають.

 У решта  випадках (не кульмінує) ці площини  перетинаються під кутом, а  тому рефракція змінює і схилення, і пряме сходження світил.

25.Подвійні й кратні зірки

Подвійна  зоря — система з двох гравітаційно пов'язаних зір, які звертаються навколо спільного центру мас по екліптичних орбітах. Інколи трапляються системи із трьох і більше зірок; у тому загальному разі система називається кратною зіркою.

Візуально-подвійні зоріПодвійні зорі, які можна побачити окремо, називають видимими подвійними чи візуально-подвійними. Для цих зірок вдається визначити зміну з часом позиційного кута й оцінити період обертання. Такою зіркою є Сіріус, що складається з компонентів A і B, що легко розрізняються в звичайний телескоп.Компоненти більшості подвійних систем занадто близькі одна до одної або ж занадто віддалені від Сонячної системи, через що їх неможливо розрізнити навіть за допомогою найпотужніших телескопів. В цьому випадку їхню подвійність можливо виявити за деякими іншими ознаками:

Затемнювано-подвійні зоріСпостерігаються завдяки коливаннями блиску, створеними періодичними затьмареннями однієї зірки іншою, це відбувається в тих рідкісних випадках, коли Земля перебуває в одній площині із орбітами зірок. Внаслідок чого відбувається періодичне поперемінне затемнення одним компонентом іншого та навпаки. Відповідно спостерігається два зниження яскравості протягом одного циклу. Менше зниження, коли яскравіша зоря закриває від нас більш тьмяну і сильніше падіння видимої зоряної величини, коли відбувається навпаки.

Спектрально-подвійні зоріСпостерігаються завдяки періодичним зсувам спектральних ліній.

Якщо подвійна зірка має достатньо значний  власний рух, то можна спостерігати періодичні відхилення траєкторії руху головного компоненту на небесній сфері від прямої лінії.

Оптично подвійні зорі

Іноді буває, що дві фізично не пов'язані між  собою зірки випадково проектуються на дуже близькі одна до одної точки  небесної сфери. Такі зірки називаються оптично подвійними — на противагу «істинним», фізично подвійним. Класичним прикладом таких зірок є Міцар і Алькор у сузір'ї(Великої Медведиці).

26.Зоряні скупчення. Галактики. Наша галактика.

Зо́ряне ску́пчення — гравітаційно зв'язана група зірок, що має загальне походження і рухома в гравітаційному полі галактики як єдине ціле. За своєю своїй морфологією зоряні скупчення історично поділяються на два типи — кульові і розсіяні. Групи гравітаційно незв'язаних зірок або слабпов'язаннх молодих зір, об'єднаних загальним походженням, називають зоряними асоціаціями.

Галактика— гравітаційно пов'язана система з зірок, міжзоряного газу, пилу і, гіпотетично, темної матерії. Всі складові частини галактик рухаються навколо спільного центру мас. Галактики розподілені у просторі нерівномірно вони утворюють групи галактик і скупчення галактик, які мають тенденцію утворювати над скупчення

Галактики відзначаються різноманітністю: серед них можна виділити кулясті еліптичні галактики, дискові спіральні галактики, галактики з перемичкою (баром), карликові, неправильні тощо. Якщо ж вести мову про числові значення, то, наприклад, їх маса змінюється від 107 до 1012 мас Сонця (для порівняння — маса нашої галактики — 3×1012 мас Сонця. Діаметр галактик — від 5 до 50 кілопарсек (приблизно від 16 тисяч до 160 тисяч світлових років) (діаметр нашого Чумацького шляху — близько 30 кілопарсек або 100 тисяч світлових років).

Чума́цький шлях— питома українська назва Галактики, у якій розташувалася наша Сонячна система, а також усі зорі, які ми бачимо неозброєним оком. Основний диск Чумацького Шляху складає близько 80 000 — 100 000 світлових років у діаметрі та близько 250 000 — 300 000 у периметрі. Поза межами ядра галактики товщина Чумацького Шляху складає приблизно 1 000 світлових років. вік найдавніших зірок у цій галактиці оцінюється у 13,6 мільярдів років[4], що приблизно дорівнює віку Всесвіту.

27.Зоряний час. Істинний сонячний час. Середній сонячний час. Визначення зоряної доби випливає з видимого обертання навколо Землі точки весняного рівнодення. Верхня кульмінація цієї точки береться за початок доби. Проміжок часу між двома послідовними верхніми кульмінаціями, точки весняного рівнодення на тому самому меридіані називається зоряною добою.

 Зоряну добу  поділяють на 24 зоряні години, зоряну  годину — на 60 зоряних хвилин, зоряну хвилину — на 60 зоряних  секунд. Час, що проходить від  моменту верхньої кульмінації  точки весняного рівнодення до її положення в певний момент, виражений у частках зоряної доби, називається зоряним часом. Позначається латинською буквою s. Сонячний час — система відліку часу, в якій як основна одиниця прийнятий інтервал (сонячна доба) між двома послідовними верхніми (або нижніми) кульмінаціями Сонця.

Істинний  сонячний час вимірюється часовим кутом центра Сонця. Внаслідок нерівномірності видимого річного руху Сонця по екліптиці і нахилу екліптики до екватора істинний сонячний час вимірюється не рівномірно, внаслідок чого не зручний для практичного життя. Для усунення цього недоліку вводиться так зване середнє Сонце — фіктивна точка, що на протязі року рухається рівномірно по екватору і здійснююча відносно точки весняного сонцестояння одне обернення за той же час, що і істинне Сонце, яке рухається нерівномірно по екліптиці.Система відліку часу, основана на середньому Сонці називається середнім сонячним часом, а інтервал часу між двома послідовними одноіменними його кульмінаціями — середньою сонячною добою, які поділяються на середні сонячні години, хвилини і секунди.

28.Поясний, декретний час. Лінія зміни дат.

Часови́й  по́яс — частина поверхні земної кулі, на якій прийнятий один стандартний час, який ще часто називають місцевим часом. Для зручності відліку поточного часу вся територія земної кулі поділена на 24 часові пояси шириною в середньому 15°. В межах кожного такого поясу встановлюється свій єдиний поясний час. Декретний час — поясний час, переведений на 1 годину вперед. Був уведений постановою РНК СРСР від 16 червня 1930 з метою більш раціонального використання світлої частини доби й перерозподілу електроенергії між побутовим і виробничим споживанням. Цей час використовується в Росії і сьогодні. Декретний час 3-го годинникового пояса, у якому розташована Москва, на 4 години випереджає всесвітній час, називається московським часом. Точкою відліку для часових поясів є нульовий (гринвіцький) меридіан, який проходить через Королівську Гринвіцьку обсерваторію в Гринвічі, Великобританія.Різниця між номерами часових поясів відповідає різниці в часі між цими поясами. Міжнаро́дна Лі́нія змі́ни дат — умовна лінія на поверхні Землі навпроти Гринвіцького меридіана, при перетині якої дата змінюється на один день вперед або назад. Приблизно пролягаючи вздовж 180° довготи, з відхиленнями для проходження повз деякі території та групи островів, вона здебільшого відповідає межі, що розділяє часові пояси UTC+12 та UTC-12. При перетині Міжнародної Лінії зміни дат з заходу на схід, дата змінюється на один день або 24 години назад, а при перетині зі сходу на захід — на один день або 24 години вперед.

29.Загальні відомості про сонце

Сонце — центральне і наймасивніше тіло Сонячної системи. Його маса приблизно в 333 000 раз більша за масу Землі та у 750 разів перевищує масу всіх інших планет, разом узятих. Сонце — могутнє джерело енергії, яку воно постійно випромінює в усіх ділянках спектра електромагнітних хвиль — від рентгенівських і ультрафіолетових променів до радіохвиль. Це випромінювання дуже впливає на всі тіла Сонячної системи: нагріває їх, позначається на атмосферах планет, дає світло й тепло, необхідні для життя на Землі.

Водночас Сонце  — найближча до нас зоря, в  якої, на відміну від усіх інших  зір, можна спостерігати диск, і за допомогою телескопа вивчати  на ньому дрібні деталі, розміром до кількох сотень кілометрів. Це типова зоря, тому її вивчення допомагає зрозуміти природу зір взагалі. За зоряною класифікацією Сонце має спектральний клас G2V. У популярній літературі Сонце досить часто класифікують як жовтий карлик.

Видимий кутовий діаметр Сонця дещо змінюється через еліптичність орбіти Землі. У середньому він становить близько 32' або 1/107 радіана, тобто діаметр Сонця дорівнює 1/107 а.о., або приблизно 1 400 000 км.

30.Принцип складання календаря. Юліанський календар

Юліанський Календар — введено починаючи із 1 січня 45 р. до н. е. Юлієм Цезарем у кінці 46 до н. е. Опираючись на поради грецького астронома Созігена (Sosigenes) та з метою добитися того, щоб певні астрономічні події на зразок весняного та осіннього рівнодення відбувалися щороку в певний цілком визначений день, Цезар узгодив тривалість року із сонячним календарем, тобто встановив її рівною 365 із чвертю дня (365.25). Четвертинки дня враховувалися так: кожного четвертого року до календаря додавався ще один день, і тривалість місяця лютого ставала не 29, а 30 днів.

 юліанський  рік тривалістю в 365 днів і  6 годин довший за істинний  сонячний рік (365.2422 днів, або 365 днів, 5 годин, 49 хвилин і 46 секунд) на 11 хвилин 14 секунд. Різниця складає  близько 0.0078 дня за рік або близько одного дня за 128 років. За півтора тисячоліття календар знову відставав на десять днів. Що й стало причиною введення в 1582 році

31.Григорианский календар. Місячний календар. Місячно-сонячний календар.

Система відліку  великих проміжків часу (літочислення) з поділом на окремі періоди — роки, місяці і доби — називається календарем. За основу календарних одиниць лічби часу взято природні одиниці часу: сонячний рік, синодичний місяць і сонячну добу.

 Ці одиниці  часу між собою несумірні, а  тому узгодження їх ускладнювало побудову календарів і породжувало плутанину в літочисленні різних народів, усуненню якої астрономи приділяли великої уваги.   Незалежність основних одиниць часу зумовлювала існування трьох типів календарів: сонячний, місячний і місячно-сонячний. У сонячному календарі основною одиницею часу є тривалість тропічного року (365,2422 середньої доби). Сучасний календар належить до сонячних. В основу місячного календаря покладено тривалість синодичного місяця (29,5 доби). Рік у ньому дорівнює 354 або 355 середнім сонячним добам, тобто 12 місяцям по 29,5 доби. Місячно-сонячний календар — це комбінація сонячного і місячного календаря.  Порядкові номери років у календарях ведуться від умовного початку, що називається ерою. Рік складався з 12 місяців, тривалість і назви яких зберігалися в європейському і російському календарях; в тому числі і назви — "июль" та "август" на честь Юлія Цезаря і імператора Августа. Дійшов до нашого часу і вавілонський семиденний тиждень. Новий календар став називатися григоріанським, або "новим стилем", на відміну від юліанського календаря, або "старого стилю". У папській буллі наказувалось вважати наступний після 4 жовтня 1582 p. день не 5, а 15 жовтня. Так було ліквідовано 10 днів відставання. Щоб надалі не допускати відставання, домовились з кожних 400 років вважати високосними не 100, як в юліанському календарі, а 97 років і вважати простими ті вікові роки, в яких число сотень не ділиться на 4 без остачі, наприклад 1700, 1800, 1900. У Радянській Росії щоб ліквідувати відставання в 13 діб, день після 31 січня 1918 p. стали вважати не 1, а 14 лютого

32.Обертання та положення зірок в галактиці. Чумацький шлях. Чума́цький шлях— питома українська назва Галактики, у якій розташувалася наша Сонячна система, а також усі зорі, які ми бачимо неозброєним оком. Основний диск Чумацького Шляху складає близько 80 000 — 100 000 світлових років у діаметрі та близько 250 000 — 300 000 у периметрі. Поза межами ядра галактики товщина Чумацького Шляху складає приблизно 1 000 світлових років. вік найдавніших зірок у цій галактиці оцінюється у 13,6 мільярдів років[4], що приблизно дорівнює віку Всесвіту.

Вращение  звезд изучается по их спектрам. При вращении один край диска звезды удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью. В результате в спектре звезды, получающемся одновременно от всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципом Доплера, приобретают характерный контур, по которому возможно определять скорость вращения. Звезды ранних спектральных классов О, В, А вращаются со скоростями (на экваторе) 100-200 км/с. Скорости вращения более холодных звезд – значительно меньше (несколько км/с). Уменьшение скорости вращения звезды связано, по-видимому, с переходом части момента количества движения к окружающему её газопылевому диску вследствие действия магнитных сил. Из-за быстрого вращения звезды принимает форму сплюснутого сфероида. Излучение из звёздных недр просачивается к полюсам скорее, чем к экватору, вследствие чего температура на полюсах оказывается более высокой. Поэтому на поверхности звезды возникают меридиональные течения от полюсов к экватору, которые замыкаются в глубоких слоях звезды. Такие движения играют существенную роль в перемешивании вещества в слоях, где нет конвекции.

33.Діаграма «спектр-світимість» Герцшпрунга-Рассела Діагра́ма Герцшпрунга—Рессела— графічно відображена залежність між світністю (чи абсолютною зоряною величиною) та спектральним класом (тобто, температурою поверхні) зорі. Запропонована 1910 року незалежно Ейнаром Герцшпрунгом (Данія) та Генрі Расселом (США). Діаграма використовується для класифікації зір та відповідає сучасній уяві про зоряну еволюцію.Зорі на цій діаграмі розташовуються не випадково, а утворюють добре помітні ділянки, які називають послідовностями[1]. Найбільш цікавим є те, що схожі за фізичними властивостями зірки займають відокремлені області: головну послідовність, послідовності надгігантів, яскравих і слабких гігантів, субгігантів, субкарликів, білих карликів та ін.

Близько 90% зір  розташовано вздовж вузької смуги — головної послідовності, що перетинає діаграму по діагоналі від високих світностей та температур до низьких. Cвітність цих зір зумовлено ядерними реакціями перетворення водню на гелій. Згідно з Йєркською класифікацією, зорі головної послідовності належать до V-го класу світності. Чітко виділяються кілька гілок зір, що вже пройшли стадію головної послідовності (гіганти, надгіганти). У них відбувається «горіння» гелію та важчих елементів[2]. Вони розташовані вище головної послідовності, ці зорі належать до I-IV класів світності.У нижній частині діаграми розташовано білі карлики, що проеволюціонували майже повністю. Вони мають VII клас світності.

35.Внутрішня будова зірок

Зорі, також Зірки— велетенські розжарені, самосвітні небесні тіла, у надрах яких відбуваються (відбувались) термоядерні реакції. Сонце — одна із зірок, причому середня за своїми розмірами і світністю. За своїми характеристиками зорі різноманітні. Розрізняють зорі: велетні і карлики, одинокі, подвійні і кратні, затемнено-кратні, змінні зорі і нові. В основе теории внутреннего строения обычных звезд лежит представление о звездах как о газовом шаре, находящемся в механическом и тепловом равновесии, в течение длительного времени не расширяющемся и не сжимающемся. Механическое равновесие поддерживается силами гравитации, направленными к центру звезды, и газовым давлением в недрах звезд, действующим наружу и уравновешивающим силы гравитации. Давление растет с глубиной, а вместе с ним увеличиваются плотность и температура. Тепловое равновесие заключается в том, что температура звезды – во всех её элементарных объёмах – практически не меняется со временем. Температуры обычных звезд меняются от нескольких тыс. градусов на поверхности до десяти млн. градусов и более в центре. При таких температурах вещество состоит из почти полностью ионизованных атомов. Основным механизмом переноса энергии в звезде является лучистая теплопроводность. Основными механизмами поглощения в звезде являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяние свободными электронами. Химический состав вещества недр звезд на ранних стадиях их развития сходен с химическим составом звёздных атмосфер, который определяется из спектроскопических наблюдений

36.Поняття про сферичний трикутник. Паралакс.

Сферичний трикутник — геометрична фігура на поверхні сфери, утворена перетином трьох великих кіл. Три великі кола на поверхні сфери, що не перетинаються в одній точці, утворюють вісім сферичних трикутників. Сферичний трикутник, всі сторони якого менше половини великого кола, називається ейлеровим. Сторони сферичного трикутника вимірюють величиною кута, утвореного кінцями даної сторони і центром сфери. Співвідношення між елементами сферичних трикутників вивчає сферична тригонометрія. Властивості Опріч трьох ознак рівності трикутників, для сферичних трикутників діє ще одна: два сферичних трикутники рівні, якщо відповідні їхні кути рівні.

Для сторін сферичного трикутника виконується нерівності трикутника (кожна сторона менше  суми і більше різниці двох інших). Сума всіх сторон a + b + c завжди менше 2πR.

Величина 2πR − (a + b + c) називається сферичним дефектом.

Сума кутів  сферичного трикутника s = α + β + γ завжди менше 3π та більше π. Величина  називається  сферичним надлишком (сферичним  ексцесом). Площа сферичного трикутника визначається за формулою . На відміну від плоского трикутника, у сферичного може бути два, і навіть три прямих кути.

Паралакс— явне зміщення або різниця орієнтації об'єкта, що розглядається з двох різних позицій. Що далі розташований об'єкт, тим менше змінюється його візуальна позиція. Що ближча відстань до об'єкта, або що більша відстань між точками спостереження (база), тим більший паралакс. В науці — метод для визначення відстаней, що базується на тригонометрії. Широко застосовується в астрономії,  стереометрії, архітектурі.L=D/(2sin(a/2)) де L — відстань до об'єкта. D — базис (відстань між точками спостереження), α — кут зміщення. Коли кут наближається до нульового, синус такого кута майже дорівнює величині кута в радіанах: sinx=x (рад) і можна обчислювати відстань за наближеною формулою:L=D/a де L — відстань до об'єкта. D — базис (відстань між точками спостереження), α — кут зміщення виражений в радіанах.

37.Розміри та густина зірок. Спектральні класи.

Спектральные  классы звезд зависят от температуры и с убыванием её обозначаются буквами: О, В, A, F, G, К, М. Кроме того, от класса G ответвляется побочный ряд углеродных звёзд С, а от класса К – побочная ветвь S. Из класса О выделяют более горячие звезды. Зная механизм образования линий в спектрах, температуру можно вычислить по спектральному классу, если известно ускорение силы тяжести на поверхности звезды, связанное со средней плотностью её фотосферы, а следовательно, и размерами звезды (плотность может быть оценена по тонким особенностям спектров). Зависимость спектрального класса или показателя цвета от эффективной температуры звезды называется шкалой эффективных температур. Зная температуру, можно теоретически рассчитать, какая доля излучения звезды приходится на невидимые области спектра - ультрафиолетовую и инфракрасную. Абсолютная звёздная величина и поправка, учитывающая излучение в ультрафиолетовой и инфракрасной частях спектра, дают возможность найти полную светимость звезды.

РАДИУСЫ ЗВЁЗД   Зная эффективную температуру Т_ef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле:L=4pR²sT⁴_ef основанной на Стефана – Больцмана законе излучения (s - постоянная Стефана). Радиусы звезды с большими угловыми размерами могут быть измерены непосредственно с помощью звёздных интерферометров. У затменно-двойных звезд могут быть вычислены значения наибольших диаметров компонентов, выраженные в долях большой полуоси их относительной орбиты. При одинаковой светимости размеры звезд тем меньше, чем эти звезды горячее. Самыми малыми среди обычных звезд являются красные карлики. Массы их и радиусы — десятые доли солнечных, а средние плотности в 10—100 раз выше, чем плотность воды. Еще меньше красных белые карлики — это уже необычные звезды.

38.Видимий рух планет. Елонгація

Поскольку при  наблюдениях с Земли на движение планет вокруг Солнца накладывается еще и движение Земли по своей орбите, планеты перемещаются по небосводу то с востока на запад (прямое движение), то с запада на восток (попятное движение). Моменты смены направления называются стояниями. Если нанести этот путь на карту, получится петля. Размеры петли тем меньше, чем больше расстояние между планетой и Землей. Планеты описывают петли, а не просто движутся туда-сюда по одной линии исключительно из-за того, что плоскости их орбит не совпадают с плоскостью эклиптики. Планеты делятся на две группы: нижние – Меркурий и Венера – и верхние – Марс, Юпитер, Сатурн и т. д. Характер видимого движения планеты зависит от того, к какой группе она принадлежит.

Угловое удаление планеты от Солнца называется элонгацией. Наибольшая элонгация у Меркурия – 28°, у Венеры – 48°. При восточной элонгации внутренняя планета видна на западе, в лучах вечерней зари, вскоре после захода Солнца. При западной элонгации внутренняя планета видна на востоке, в лучах утренней зари, незадолго до восхода Солнца. Внешние же планеты могут находиться на любом угловом расстоянии от Солнца.

Фазовым углом  планеты называют угол между лучом  света, падающим от Солнца на планету, и лучом, отразившимся от нее в  сторону наблюдателя. Фазовые углы Меркурия и Венеры изменяются в пределах от 0° до 180°, поэтому Меркурий и Венера сменяют фазы так же, как и Луна. Около нижнего соединения обе планеты имеют наибольшие угловые размеры, но выглядят как узкие серпы. При фазовом угле ψ = 90° (освещается половина диска планет) фаза Φ = 0,5. В верхнем соединении нижние планеты освещены полностью, но плохо видны с Земли, так как находятся за Солнцем.

39.Пульсари. Квазари

Пульсар - космічне джерело електромагнітного випромінювання, що реєструється на Землі у вигляді імпульсів - сплесків, які періодично повторюються. Більшість пульсарів спостерігаються у радіодіапазоні. Радіопульсар є кінцевою стадією еволюції одиночної масивної зорі. Нейтронна зоря утворюється в результаті вибуху Наднової. Вибух є асиметричним, тому швидкості радіопульсарів часто перевищують 300 км/с. З часом період радіопульсара збільшується, а потужність випромінювання спадає. Навколо багатьох радіопульсарів спостерігаються газові оболонки, сформовані пульсарним вітром - плеріони.

 Кваза́ри— позагалактичні об'єкти, які мають зореподібні зображення і сильні емісійні лінії з великим червоним зміщенням у спектрі. Хоча квазари є слабкими об'єктами, якщо спостерігати з Землі, але той факт, що вони знаходячись так далеко є видимими означає, що вони найсвітліші об'єкти у відомому Всесвіті. Найяскравішим квазаром в небі є 3C273 в сузір'ї Діва. Оскільки властивості квазарів є близькими до властивостей всіх активних галактик, то їхнє випромінювання можна порівняти з малими активними галактиками, в яких є супермасивні чорні діри. Квазари дають інформацію про ранній період Всесвіту — кінець реіонізації. Спектри найвіддаленіших квазарів (червоне зміщення ≥ 6) містять абсорбційні лінії, які свідчать про те, що середовище у ці часи було заповнене нейтральним газом.

40Фізичні методи астрономічних спостережень

На поч. 20 століття розроблення теоретичної фізики, зокрема теорії випромінювання і  атомної фізики, а також швидке зростання техніки спостережень стали передумовою інтенсивного розвитку астрофізики. Серед методів астрофізики велике значення має астрофотометрія, завданням якої є вимірювання блиску небесних тіл за допомогою візуальних, фотографічних і фотоелектричних спостережень. Ще більшу роль в астрофізиці відіграє астроспектроскопія. Вивчення спектрів небесних тіл дає можливість робити висновки про хімічний склад і фізичний стан речовини на цих тілах, визначати температуру зір, обчислювати швидкість наближення або віддалення зорі, робити висновки про обертання зір, про різні фізичні процеси, що відбуваються в атмосферах Сонця та зір, в газових туманностях і в міжзоряному середовищі. У зв'язку з запуском в СРСР перших штучних супутників Землі та Сонця астрофізика здобула нові методи досліджень. Апаратура, встановлена на супутниках, дає можливість реєструвати випромінювання небесних тіл далеко за межами атмосфери Землі. Внутрішню будову Сонця і зір можна обчислити теоретично, на підставі законів механіки та фізики.

41Розташування зірок в галактиці Галактика — гравітаційно пов'язана система з зірок, міжзоряного газу, пилу і, гіпотетично, темної матерії. Всі складові частини галактик рухаються навколо спільного центру мас. Галактики розподілені у просторі нерівномірно вони утворюють групи галактик і скупчення галактик, які мають тенденцію утворювати над скупчення.  Говоря о размерах галактик, следует отметить, что наша Галактика несколько крупнее среднего. В ней находится порядка 100 000 миллионов звезд, и в ширину ее размер достигает около 100 000 световых лет. Диаметр центральной выпуклости составляет примерно 15 000 световых лет, в то время как толщина диска - всего лишь 3000 световых лет.

Звезды, расположенные  в диске, сравнительно молоды. Здесь много ярко-голубых и бело-голубых звезд. Некоторые слились воедино и образуют открытые скопления. Между звездами в диске находятся облака пыли и газа, которые называются туманностями. Именно из этих туманностей рождаются звезды. Считается, что почти одна десятая массы всей Галактики приходится на долю туманностей.типичная звезда, расположенная в диске, - это молодая и горячая звезда, содержащая значительное количество различных металлов. В астрономии такие звезды называются звездами плоской составляющей. Звезды, плотно «населяющие» ядро Галактики, принадлежат в основном к разряду старых красных гигантов. Большинство из них образовались при космическом взрыве, во время которого возникла и сама Галактика, примерно 12 000 миллионов лет назад. Звезды дисковой составляющей значительно моложе: Солнцу, например, всего 5 000 миллионов лет.

42 Відстань до зірок. Світимість зірок .

Важливою характеристикою  зорі є її світність L - повна кількість енергії, яку випромінює зоря з усієї своєї поверхні за одиницю часу в усіх напрямках. Як правило, світність зорі виражають в одиницях світності Сонця, тобто L0.

Між абсолютною величиною зорі М та її світністю L існує зв'язок.

використовуючи рух Землі  навколо Сонця, можна прийняти в  якості базису радіус земної орбіти або, більш точно, астрономічну одиницю  і ввести поняття, аналогічне горизонтальному  паралаксу.Визначання відстані до найближчих зір Внаслідок річного руху Землі по орбіті близькі зорі дещо зміщуються відносно далеких, фактично «нерухомих» зір. За рік близька зоря описує на небесній сфері малий еліпс, розмір якого тим менший, що далі зоря. В кутовій мірі, велика піввісь цього еліпса приблизно дорівнює величині максимального кута, під яким із зорі видно піввісь земної орбіти, перпендикулярну до напрямку на зорю. Цей кут (π), називається річним або тригонометричним паралаксом зорі і використовується для вимірювання відстані до неї, на основі тригонометричних співвідношень між сторонами і кутами трикутника, в якому відомий кут π та базис — піввісь земної орбіти. Відстань до зір, визначена за величиною її тригонометричного паралаксу π, дорівнює: r = 206265/π      (а.о.), де π — паралакс, виражений в кутових секундах.В астрономії використовують спеціальну одиницю виміру відстані до зір — парсек (пк). Зоря, яка перебуває на відстані 1 пк, має паралакс рівний 1". Згідно формули (1), 1 пк = 206265 а.о. = 3*1016м. Поряд з парсеком використовується ще одна спеціальна одиниця виміру відстані — світловий рік. Він дорівнює відстані, яку світло долає протягом року, і рівний 0,307 пк, або 9,46*1015м. Найближча до Сонячної Системи зоря — червоний карлик 12-ї зоряної величини — Проксима Центавра, має паралакс 0,762", тобто відстань до неї становить 1,3 пк (або 4,3 св.роки).

43.Проблеми створення універсального всесвітнього календаря

в 50-х роках  минулого століття був розроблений  календар, названий «Універсальним» ( «Всесвітнім», «Постійним», «Стабільним»). Він покликаний усунути недоліки Григоріанського календаря. Оскільки Григоріанський календар з астрономічної точки зору майже ідеальний, то всі реформи зводяться до перерозподілу днів на місцях таким чином, щоб вирівняти кількість днів у кварталах, півріччя і в деяких варіантах навіть в місяцях. Це, на думку творців, має спростити роботу планових і фінансових органів, усунути розірвані новим роком тижня, зробити так, щоб початок місяців або кварталів випадало на один і той же день тижня. І таким чином зробити календар єдиним для будь-якого року - вічним. При всіх недоліках Григоріанського календаря він вже став багатовіковою традицією західної цивілізації. Відмова від нього викличе величезну календарну плутанину по всьому світу. Доведеться переписувати мільйони програм, автоматизованих систем, моря документації!

 А як бути  людям, народженим у ті дні,  яких не буде в нових календарях? Коли їм відзначати свої дні  народження? Порушення 7-денного  тижневого циклу дуже погано  позначається на здоров’я та  працездатності людей. Саме тому  зазнали краху французька та радянська революційні календарні реформи.

44.Розширяючийся всесвіт. Ефект Доплера.

Всесвіт розширюється. Кількісно це розширення описується законом Хаббла, а експериментальне свідчення на користь цього процесу дає червоний зсув. Розширення Всесвіту відбувається не в порожнечу, принаймні наукових свідчень про обмеженість Всесвіту нема. Границі Всесвіту, якщо вони існують, лежать далеко за межами спостережень. Розширення Всесвіту означає лише те, що відстані між астрономічними об'єктами збільшуються. Це розширення в сучасну еру прискорюється. Питання про те, чи зупиниться воно в далекому майбутньому й перейде в стиснення, залишається дискусійним і залежить від загальної кількості матерії у Всесвіті. Найвіддаленішим від Землі зареєстрованим астрономічним об'єктом є станом на жовтень 2010 галактика UDFy-38135539, відстань до якої дорівнює 13 млрд св.р

Ефект Доплера — явище зміни частоти хвилі, яка випромінюється рухомим джерелом. V=V₀S/S+-V

,де ν частота  хвилі, яку фіксує нерухомий  спостерігач, ν0 — частота коливань у рухомому джерелі, s — швидкість розповсюдження хвилі, v — швидкість джерела. Знак залежить від напрямку руху джерела відносно спостерігача.Частота хвилі, яку фіксує спостерігач зростає, якщо джерело рухається до нього, й зменшується, якщо джерело рухається від спостерігача.

Ситуація, коли рухається спостерігач, загалом не аналогічна руху джерела, бо хвилі розповсюджуються в певному середовищі. В такому випадку існують три системи відліку, пов'язані з середовищем, джерелом і спостерігачем. V=V₀ S+-V /S

При нерухомому відносно середовища джерелі спостерігач, який рухається із швидкістю V фіксуватиме хвилі на частоті. У випадку, коли рухаються і джерело й спостерігач.

У випадку  електромагнітних хвиль у порожнечі ситуація змінюється, оскільки середовища розповсюдження хвилі не існує. Відносна швидкість джерела й спостерігача залишається єдиною характеристикою руху.

  де c — швидкість світла.

45. джерела зіркової енергії. Термоядерні реакції

Основным источником энергии звезды являются термоядерные реакции, при которых из лёгких ядер образуются более тяжёлые; чаще всего это - превращение водорода в гелий. В звезде с массой, меньшей двух солнечных, оно происходит главным образом путём соединения двух протонов в ядро дейтерия, затем превращением дейтерия в изотоп He³ путём захвата протона и, наконец, превращением двух ядер He³ в He⁴ и два протона. В более массивных звездах преобладает углеродно-азотная циклическая реакция: углерод захватывает последовательно 4 протона, выделяя попутно два позитрона, превращается сначала в азот, затем распадается на гелий и углерод. Окончательным результатом обеих реакций является синтез ядра гелия из четырёх ядер водорода с выделением энергии: ядра азота и углерода в углеродно-азотной реакции играют лишь роль катализатора. Для сближения ядер на такое расстояние, когда может произойти захват, нужно преодолеть электростатическое отталкивание, поэтому реакции могут идти только при температурах, превышающих 107 градусов. Такие температуры встречаются в самых центральных частях звезд. В звездах малых масс, где температура в центре недостаточна для термоядерных реакций, источником энергии служит гравитационное сжатие звезды.

46.Еволюція зірок. Білі карлики.

У массивных  звезд ядро в конце эволюции неустойчиво, радиус его уменьшается приблизительно до 10 км, и звезда превращается в нейтронную (состоит из нейтронов, а не из ядер и электронов, как обычные звезды). Нейтронные звезды имеют сильное магнитное поле и быстро вращаются. Это приводит к наблюдаемым всплескам радиоизлучения, а иногда к всплескам также и оптических и рентгеновского излучений. Такие объекты называются пульсарами. При ещё больших массах происходит коллапс - неограниченное падение вещества к центру со скоростью, близкой к скорости света. Часть гравитационной энергии сжатия производит выброс оболочки со скоростью до 7000 км/с. При этом звезда превращается в сверхновую звезду, её излучение увеличивается до нескольких млрд. светимостей Солнца, а затем постепенно, в течение ряда месяцев угасает.

Бе́лые  ка́рлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать, как белый карлик), лишённые собственных источников термоядерной энергии.

Белые карлики  представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но с радиусами в ~100[1] и, соответственно, светимостями в ~10 000 раз меньшими солнечной. Плотность белых карликов составляет 105—109 г/см³[1], что почти в миллион раз выше плотности обычных звёзд главной последовательности. По численности белые карлики составляют, по разным оценкам, 3—10 % звёздного населения нашей Галактики.

47.Нові та над нові зірки

Нова́ зоря— зоря, світність якої раптово збільшується в ~103—106 разів (на 7-19 зоряних величин), а потім поступово зменшується (протягом місяців чи років). Здебільшого світність збільшується в десятки тисяч разів. Спочатку вважали, що спалахує нова (раніше не існуюча) зоря, оскільки такі зорі до спалаху не спостерігалися.

З появою нових  засобів спостереження (телескопів, фотографії) з'ясувалося, ці зорі існують як до, так і після спалаху, але вони дуже слабкі, принаймні недоступні для спостереження неозброєним оком.

Наднова зоря — це зірковий вибух, що створює надзвичайно яскравий об'єкт, який складається з плазми. Об'єкт можна спостерігати протягом тижнів або місяців. На короткий час наднова засвічує всю галактику, в якій вона розташована. Сонцю потрібно 10 мільярдів років для вироблення енергії, яка вивільняється при утворенні наднової другого типу.[1]. Сонце занадто мале, щоб колись стати надновою. Замість цього воно перетвориться на білого карлика.

48.Діаграма «спектр-світимість» и еволюція зірок.нейтронні зірки.чері дірки.Діагра́ма Герцшпрунга—Рессела— графічно відображена залежність між світністю (чи абсолютною зоряною величиною) та спектральним класом (тобто, температурою поверхні) зорі. Запропонована 1910 року незалежно Ейнаром Герцшпрунгом (Данія) та Генрі Расселом (США). Діаграма використовується для класифікації зір та відповідає сучасній уяві про зоряну еволюцію.Зорі на цій діаграмі розташовуються не випадково, а утворюють добре помітні ділянки, які називають послідовностями[1]. Найбільш цікавим є те, що схожі за фізичними властивостями зірки займають відокремлені області: головну послідовність, послідовності надгігантів, яскравих і слабких гігантів, субгігантів, субкарликів, білих карликів та ін.Близько 90% зір розташовано вздовж вузької смуги — головної послідовності, що перетинає діаграму по діагоналі від високих світностей та температур до низьких. Cвітність цих зір зумовлено ядерними реакціями перетворення водню на гелій. Згідно з Йєркською класифікацією, зорі головної послідовності належать до V-го класу світності.Чітко виділяються кілька гілок зір, що вже пройшли стадію головної послідовності (гіганти, надгіганти). У них відбувається «горіння» гелію та важчих елементів[2]. Вони розташовані вище головної послідовності, ці зорі належать до I-IV класів світності[1].У нижній частині діаграми розташовано білі карлики, що проеволюціонували майже повністю. Вони мають VII клас світності.У массивных звезд ядро в конце эволюции неустойчиво, радиус его уменьшается приблизительно до 10 км, и звезда превращается в нейтронную (состоит из нейтронов, а не из ядер и электронов, как обычные звезды). Нейтронные звезды имеют сильное магнитное поле и быстро вращаются. Это приводит к наблюдаемым всплескам радиоизлучения, а иногда к всплескам также и оптических и рентгеновского излучений. Такие объекты называются пульсарами. При ещё больших массах происходит коллапс - неограниченное падение вещества к центру со скоростью, близкой к скорости света. Часть гравитационной энергии сжатия производит выброс оболочки со скоростью до 7000 км/с. При этом звезда превращается в сверхновую звезду, её излучение увеличивается до нескольких млрд. светимостей Солнца, а затем постепенно, в течение ряда месяцев угасает

Нейтронна зоря — космічний об'єкт. Зоря на певному етапі своєї еволюції. Густина даного об'єкта, згідно із сучасними астрофізичними теоріями, співмірна з густиною атомного ядра.

Чорні діри – астрофізичні об’єкти, які створюють настільки велику силу тяжіння, що жодні частинки не можуть відірватися з їхньої поверхні. Пошуки чорних дір у Всесвіті – одне з актуальних завдань астрофізики. Припускають, що чорні діри можуть бути невидимими компонентами деяких подвійних систем. Виявити їх при цьому можна по рентгенівському випромінюванню, яке виникає внаслідок перетікання газу до чорної дірки з сусідньої (звичайної) зірки. Припускають також, що в ядрах активних Галактик і квазарах можуть бути надмасивні чорні діри.

49.Гіпотиза Великого вибуху.

Вели́кий  ви́бух  - фізико-космологічна теорія, згідно з якою Всесвіт виник із надзвичайно щільного та гарячого стану приблизно 13,7 мільярдів років тому. Вона ґрунтується на екстраполяції в минуле факту розбігання небесних тіл за законом Хаббла та на моделі Всесвіту, запропонованій Олексанром Фрідманом.

Сучасні уявлення про сценарій подій після «великого вибуху» зводяться до наступного.Про початковий стан Всесвіту в момент Великого вибуху не можна сказати нічого. Приблизно після 10-43 с (час Планка) після зародження починається Планківська епоха: у цей час гравітація відділилася від інших полів. Проміжок часу між 10-43 та 10-36 c називають епохою великого об'єднання. Наприкінці цієї епохи в стані Всесвіту стався фазовий перехід, що призвів до наступної інфляційної епохи — часу надзвичайно швидкого експоненціального розширення. Після інфляції (приблизно 10-34 с), впродовж якої Всесвіт розширився принаймні в 1026 разів, він складався із кварк-глюонної плазми. Десь в проміжку часу до 10-31 с відбувся процес, який називають баріогенезисом — порушення симетрії, внаслідок якого у світі навколо нас більше частинок, ніж античастинок. Подальше розширення до часів порядку 10-11 с призвело до переходу матерії в стан, про який можна говорити впевненіше, оскільки він вивчається фізикою високих енергій. У час приблизно 10-6 c в охолодженій при розширенні кварк-глюонній плазмі почали утворюватися баріони — протони та нейтрони. Енергії цих частинок уже не вистачало для народження пар, а тому почалася масова анігіляція — уціліла тільки одна частинка на 1010, античастинки зникли зовсім. Через кілька хвилин після вибуху розпочався первинний нуклеосинтез з утворенням важчих багатонуклонних ядер. Нейтральні атоми стали утворюватися приблизно через 400 тис. років. Цей процес супроводжувався виникненням реліктового випромінювання, оскільки в плазмі електромагнітне поле невідривно зв'язане із зарядженими частинками, а при утворенні нейтральних частинок воно вивільнюється. Поступово в однорідному газі нейтральної речовини почали утворюватися газові туманності, а ще пізніше зірки.

50.Зіркові скупчення.Типи галактик.

Зо́ряне ску́пчення — гравітаційно зв'язана група зірок, що має загальне походження і рухома в гравітаційному полі галактики як єдине ціле. За своєю своїй морфологією зоряні скупчення історично поділяються на два типи — кульові і розсіяні. Групи гравітаційно незв'язаних зірок або слабпов'язаннх молодих зір, об'єднаних загальним походженням, називають зоряними асоціаціями.

Галактика— гравітаційно пов'язана система з зірок, міжзоряного газу, пилу і, гіпотетично, темної матерії. Всі складові частини галактик рухаються навколо спільного центру мас. Галактики розподілені у просторі нерівномірно вони утворюють групи галактик і скупчення галактик, які мають тенденцію утворювати над скупчення

Галактики відзначаються  різноманітністю: серед них можна  виділити кулясті еліптичні галактики, дискові спіральні галактики, галактики  з перемичкою (баром), карликові, неправильні  тощо. Якщо ж вести мову про числові значення, то, наприклад, їх маса змінюється від 107 до 1012 мас Сонця (для порівняння — маса нашої галактики — 3×1012 мас Сонця. Діаметр галактик — від 5 до 50 кілопарсек (приблизно від 16 тисяч до 160 тисяч світлових років) (діаметр нашого Чумацького шляху — близько 30 кілопарсек або 100 тисяч світлових років).

34.Визначення відстані до планет, зірок , галактик.Определение расстояний до планет.

Среднее расстояние r планеты от Солнца (в долях а. е.) находят по периоду ее обращения Т:

где r выражено в а. е., а Т – в земных годах. Массой планеты m по сравнению с массой солнца m_c можно пренебречь. Формула следует из третьего закона Кеплера (квадраты периодов обращения планет  вокруг Солнца относятся как кубы их средних расстояний от Солнца).    Визначання відстані до найближчих зір

Внаслідок річного руху Землі  по орбіті близькі зорі дещо зміщуються відносно далеких, фактично «нерухомих»  зір. За рік близька зоря описує на небесній сфері малий еліпс, розмір якого тим менший, що далі зоря. В кутовій мірі, велика піввісь цього еліпса приблизно дорівнює величині максимального кута, під яким із зорі видно піввісь земної орбіти, перпендикулярну до напрямку на зорю. Цей кут (π), називається річним або тригонометричним паралаксом зорі і використовується для вимірювання відстані до неї, на основі тригонометричних співвідношень між сторонами і кутами трикутника, в якому відомий кут π та базис — піввісь земної орбіти. Відстань до зір, визначена за величиною її тригонометричного паралаксу π, дорівнює:

r = 206265/π      (а.о.), (1)

де π —  паралакс, виражений в кутових  секундах.

В астрономії використовують спеціальну одиницю виміру відстані до зір — парсек (пк). Зоря, яка  перебуває на відстані 1 пк, має паралакс рівний 1". Згідно формули (1), 1 пк = 206265 а.о. = 3*1016м.

Поряд з парсеком використовується ще одна спеціальна одиниця виміру відстані — світловий  рік. Він дорівнює відстані, яку світло долає протягом року, і рівний 0,307 пк, або 9,46*1015м. Найближча до Сонячної Системи зоря — червоний карлик 12-ї зоряної величини — Проксима Центавра, має паралакс 0,762", тобто відстань до неї становить 1,3 пк (або 4,3 св.роки).

Метод визначення фотометричної відстані, заснований на властивостях цефеїд

Цефеїди — змінні зорі великої світності (гіганти  та надгіганти). Вони належать до зоряного населення I типу (плоска складова Галактики). Для них встановлена важлива залежність період — світність (що довший період коливання блиску, то цефеїда яскравіша за абсолютною зоряною величиною), яка визначається формулою:

MV = − 3.88 −  2.87(lgP − 1) [2]

де:

MV — абсолютна  зоряна величина у жовтих (видимих)  променях;

P — період  зміни блиску.

Маючи зі спостережень період, можна знайти абсолютну зоряну величину М; знаючи останню і маючи  зі спостережень видиму зоряну величину m за допомогою фотометричного методу можна знайти відстань до цефеїди.

Цей метод використовується не тільки для знаходження відстані до самих цефеїд, а й до зоряних  скупчень, галактик, в складі яких вдалося  знайти цефеїди.

Метод запропоновано  Ейнаром Герцшпрунгом на початку 20-го сторіччя, проте він і досі залишається одним з найважливіших засобів побудови шкали міжзоряних та міжгалактичних відстаней.