Билеты по астрономии за 11 класс (стр. 1 из 4)

Билет № 1. Земля совершает сложные движения: вращается вокруг своей оси (Т=24 ч.), движется вокруг Солнца (Т=1 год), вращается вместе с Галактикой (Т= 200 тыс. лет). Отсюда видно, что все наблюдения, совершаемые с Земли, отличаются кажущимися траекториями. Планеты делятся на нижние и верхние (нижние – внутри земной орбиты: Меркурий, Венера; верхние: Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон). Все эти планеты обращаются так же, как и Земля вокруг Солнца, но, благодаря движению Земли, можно наблюдать петлеобразное движение планет. Взаимные расположения планет относительно Солнца и Земли называются конфигурациями планет.

Период, в течение которого планета совершает оборот вокруг Солнца по орбите, называется сидерическим (звездным) периодом обращения – T,

Период времени между двумя одинаковыми конфигурациями - синодическим периодом - S.

Планеты движутся вокруг Солнца в одном направлении и совершают полный оборот вокруг Солнца за промежуток времени=сидерическому периоду

для нижних планет уравнения синодического

для верхних планет движения

Т_Å = 1 год- сидерический период Земли.

Кометы и метеоритные тела движутся по эллиптическим, параболическим и гиперболическим траекториям.

Билет № 2. Существует 2 географические координаты: географическая широта и географическая долгота. Астрономия как практическая наука позволяет находить эти координаты. Высота полюса мира над горизонтом равна географической широте места наблюдения. Приближенно географическую широту можно определить, измерив высоту Полярной звезды. Можно определить широту места наблюдения по высоте светила в верхней кульминации (Кульминация – момент прохождения светила через меридиан) по формуле:

h = 90° – j + d,

где h – высота светила, d – склонение, j – широта.

Географическая долгота – это вторая координата, отсчитывается от нулевого Гринвичского меридиана к востоку. Земля разделена на 24 часовых пояса, разница во времени – 1 час. Разница местных времён равна разнице долгот:

l_м – l_Гр = t_м – t_Гр

Местное время – это солнечное время в данном месте Земли. В каждой точке местное время различно, поэтому люди живут по поясному времени, т. е. по времени среднего меридиана данного пояса. Линия изменения даты проходит на востоке (Берингов пролив).

Билет № 3. Луна движется вокруг Земли в ту же сторону, в какую Земля вращается вокруг своей оси. Отображением этого движения, как мы знаем, является видимое перемещение Луны на фоне звёзд навстречу вращению неба. Каждые сутки Луна смещается к востоку относительно звёзд примерно на 13°, а через 27,3 сут возвращается к тем же звёздам, описав на небесной сфере полный круг.

Наблюдаемая с Земли освещенная часть лунного диска называется фазой Луны. Видимое движение Луны сопровождается непрерывным изменением её вида – сменой фаз. Происходит это оттого, что Луна занимает различные положения относительно освещающего её Солнца и Земли. Полный цикл смены лунных фаз – 29,5 суток.

Новолуние – Луна не видна, так как располагается между Землей и Солнцем.

Первая и последняя четверть – мы видим половину диска.

Полнолуние – мы видим полную Луну.

Когда Луна видна нам как узкий серп, остальная часть её диска тоже слегка светится. Это явление называется пепельным светом и объясняется тем, что Земля освещает ночную сторону Луны отражённым солнечным светом.

Земля и Луна, освещённые Солнцем, отбрасывают конусы тени и конусы полутени. Когда Луна попадает в тень Земли полностью или частично происходит полное или частное затмение Луны. С Земли оно видно одновременно повсюду, где Луна над горизонтом. Фаза полного затмения Луны продолжается, пока Луна не начнёт выходить из земной тени, и может длиться до 1 ч 40 мин. Солнечные лучи, преломляясь в атмосфере Земли, попадают в конус земной тени. При этом атмосфера сильно поглощает голубые и соседние с ними лучи, а пропускает внутрь конуса преимущественно красные. Вот почему Луна при большой фазе затмения окрашивается в красноватый свет, а не пропадает совсем. Лунные затмения бывают до трёх раз в году и, конечно, только в полнолуние.

Когда Луна заслоняет Солнце происходит солнечное затмение. Солнечное затмение как полное видно только там, где на Землю падает пятно лунной тени, диаметр пятна не превышает 250 км. Когда Луна перемещается по своей орбите, её тень движется по Земле с запада на восток, вычерчивая последовательно узкую полосу полного затмения. Там, где на Землю падает полутень Луны, наблюдается частное затмение Солнца.

Вследствие небольшого изменения расстояний Земли от Луны и Солнца видимый угловой диаметр бывает то немного больше, то немного меньше солнечного, то равен ему. В первом случае полное затмение Солнца длится до 7 мин 40 с, во втором – Луна вообще не закрывает Солнца целиком, а в третьем – только одно мгновение.

Солнечное затмение происходит, когда Луна в новолунии, а лунное – когда в полнолунии.

Солнечных затмений в году может быть от 2 до 5, в последнем случае непременно частных.

Билет № 4. В течение года Солнце движется по большому кругу небесной сферы - эклиптике. Эклиптика проходит через 12 зодиакальных созвездий. Угловое расстояние светила от плоскости небесного экватора называется склонением светила - d. В течение суток Солнце, как обычная звезда, движется параллельно небесному экватору
(-23°27¢ £ d £ +23°27¢). Такое изменение склонения вызвано наклоном земной оси к плоскости орбиты.

21 марта (¡) – день весеннего равноденствия (d = 0).

22 июня – день летнего солнцестояния (d = 23°27¢).

21 сентября (W) – день осеннего равноденствия (d = 0).

22 декабря – день зимнего солнцестояния (d = -23°27¢).

На широте тропиков Рака (Южный) и Козерога (Северный) Солнце бывает в зените в дни летнего и зимнего солнцестояния. На Северном полюсе Солнце и звёзды не заходят в период с 21 марта по 22 сентября. 22 сентября начинается полярная ночь.

Билет № 5. Телескоп увеличивает угол зрения, под которым видны небесные тела, и собирает во много раз больше света, приходящего от небесного светила. Оптические телескопы бывают 3 видов:

телескоп-рефрактор - использует преломление света, лучи от небесных светил собирает линза,

телескоп-рефлектор – использует вогнутое зеркало, способное фокусировать отраженные лучи,

зеркально-линзовый – использует комбинацию зеркал и линз.

Помимо оптических телескопов существуют радиотелескопы, которые представляют собой устройства, регистрирующие излучение космоса. Радиотелескоп представляет собой параболическую антенну, диаметром около 100 м. В качестве ложа для антенны употребляют естественные образования, такие как кратеры или склоны гор. Радиоизлучение позволяет исследовать планеты и звёздные системы.

С помощью телескопов производятся не только визуальные и фотографические наблюдения, но и фотоэлектрические и спектральные наблюдения. Наземные наблюдения дополняются внеатмосферными со спутников и космических станций.

Билет № 6. Сперва определяется расстояние до какой-нибудь доступной точки. Это расстояние называется базисом. Угол, под которым из недоступного места виден базис, называют параллаксом. Горизонтальным параллаксом называют угол, под которым с планеты виден радиус Земли, перпендикулярный лучу зрения.

p² – параллакс, r² – угловой радиус, R – радиус Земли, r – радиус светила.

Сейчас для определения расстояния до светил используют методы радиолокации: посылают радиосигнал на планету, сигнал отражается и фиксируется приёмной антенной. Зная время прохождения сигнала определяют расстояние

, с-скорость света.

Для определения размеров Земли определяют расстояние между двумя пунктами, расположенными на одном мередиане, затем длину дуги l, соответствующей 1° -n.

Для определения размеров тел Солнечной системы можно измерить угол, под которым они видны земному наблюдателю – угловой радиус светила r и расстояние до светила D.

R=D sin r.

Учитывая p₀ – горизонтальный параллакс светила и, что углы p_{0 и} r малы,

Билет № 7. Спектральный анализ является важнейшим средством для исследования вселенной. Спектральный анализ является методом, с помощью которого определяется химический состав небесных тел, их температура, размеры, строение, расстояние до них и скорость их движения. Спектральный анализ проводится с использованием приборов спектрографа и спектроскопа. С помощью спектрального анализа определили химический состав звёзд, комет, галактик и тел солнечной системы, т. к. в спектре каждая линия или их совокупность характерна для какого-нибудь элемента. По интенсивности спектра можно определить температуру звёзд и других тел.

l_maxT = b b – постоянная Вина

По спектру звёзды относят к тому или иному спектральному классу. По спектральной диаграмме можно определить видимую звёздную величину звезды, а далее пользуясь формулами светимость звезды:

M = m + 5 - 5lgr, где г- расстояние до звезды, m- видимая звездная величина

lg L= 0,4(5 – M), М –абсолютная звездная величина, L- светимость звезды

найти абсолютную звёздную величину, светимость, а значит и размер звезды.