Билеты по астрономии, 11 класс (стр. 2 из 10)

Однако угол наклона касательной к эклиптике в месте нахождения Солнца с каждым днем уменьшается, а вместе с ним уменьшается и скорость увеличения склонения. Наконец, в конце июня Солнце достигает самой северной точки эклиптики (α = 6^ч, δ = +e ). К этому моменту оно поднимается в верхней кульминации на высоту h = 90° - φ + e, восходит примерно на северо-востоке, заходит на северо-западе, и продолжительность дня достигает максимального значения. Вместе с тем ежедневное увеличение высоты Солнца в верхней кульминации прекращается, и полуденное Солнце как бы "останавливается" в своем движении на север. Отсюда и название "летнее солнцестояние".

После этого склонение Солнца начинает уменьшаться - сначала очень медленно, а затем все быстрее. Восходит оно с каждым дне позже, заходит раньше, точки восхода и захода перемещаются обратно, к югу.

К концу сентября Солнце достигает второй точки пересечения эклиптики с экватором (α = 12^ч), и снова наступает равноденствие, теперь уже осеннее. Снова скорость изменения склонения Солнца достигает максимума, и оно быстро смещается к югу. Ночь становится длиннее дня, и с каждым днем высота Солнце в верхней кульминации уменьшается.

К концу декабря Солнце достигает самой южной точки эклиптики (α = 18^ч) и его движение на юг прекращается, оно снова "останавливается". Это зимнее солнцестояние. Солнце восходит почти на юго-востоке, заходит на юго-западе, а в полдень поднимается на юге на высоту h = 90° - φ - e.

А после все начинается сначала - склонение Солнца увеличивается, высота в верхней кульминации растет, день удлиняется, точки восхода и захода смещаются к северу.

Из-за рассеивания света земной атмосферой небо продолжает оставаться светлым и некоторое время после захода Солнца. Этот период называется сумерками. По глубине погружения Солнца под горизонт различаются сумерки гражданские (-8°<h<0°), когда еще совсем светло, навигационные (h>-12°) и астрономические (h>-18°), по окончании которых яркость ночного неба остается примерно постоянной.

Летом, при d = +e, высота Солнца в нижней кульминации равна h = φ + e - 90°. Поэтому севернее широты ~ 48°.5 в летнее солнцестояние Солнце в нижней кульминации погружается под горизонт меньше, чем на 18°, и летние ночи становятся светлыми из-за астрономических сумерек. Аналогично при φ > 54°.5 в летнее солнцестояние высота Солнца h > -12° - всю ночь длятся навигационные сумерки (в эту зону попадает Москва, где не темнеет по три месяца в году - с начала мая до начала августа). Еще севернее, при φ > 58°.5, летом уже не прекращаются гражданские сумерки (здесь расположен Петербург с его знаменитыми "белыми ночами").

Наконец, на широте φ = 90° - e суточная параллель Солнца во время солнцестояний коснется горизонта. Эта широта - северный полярный круг. Еще севернее Солнце на некоторое время летом не заходит за горизонт - наступает полярный день, а зимой - не восходит - полярная ночь.

А теперь рассмотрим более южные широты. Как уже говорилось, южнее широты φ = 90° - e - 18° ночи всегда темные. При дальнейшем движении на юг Солнце в любое время года поднимается все выше и выше, а различие между частями его суточной параллели, находящимися над и под горизонтом, уменьшается. Соответственно, и продолжительность дня и ночи даже во время солнцестояний различаются все меньше и меньше. Наконец, на широте j = e суточная параллель Солнца для летнего солнцестояния пройдет через зенит. Эта широта называется северным тропиком, в момент летнего солнцестояния в одной из точек на этой широте Солнце бывает точно в зените. Наконец, на экваторе суточные параллели Солнца всегда делятся горизонтом на две равные части, то есть день там всегда равен ночи, а Солнце бывает в зените во время равноденствий.

К югу от экватора все будет аналогично вышеописанному, только большую часть года (а южнее южного тропика - всегда) верхняя кульминация Солнца будет происходить к северу от зенита.

Наведение на заданный объект и фокусирование телескопа.

БИЛЕТ № 5

1. Принцип работы и назначение телескопа.

Телескоп, астрономический прибор для наблюдения небесных светил. Хорошо сконструированный телескоп способен собирать электромагнитное излучение в различных диапазонах спектра. В астрономии оптический телескоп предназначен для увеличения изображения и сбора света от слабых источников, особенно невидимых невооруженным глазом, т.к. по сравнению с ним способен собирать больше света и обеспечивать высокое угловое разрешение, поэтому в увеличенном изображении можно видеть больше деталей. В телескопе-рефракторе в качестве объектива используется большая линза, собирающая и фокусирующая свет, а изображение рассматривается с помощью окуляра, состоящего из одной или нескольких линз. Основной проблемой при конструировании телескопов-рефракторов является хроматическая аберрация (цветная кайма вокруг изображения, создаваемого простой линзой вследствие того, что свет различных длин волн фокусируется на разных расстояниях.). Её можно устранить, используя комбинацию выпуклой и вогнутой линз, однако линзы больше некоторого предельного размера (около 1 метра в диаметре) изготовить невозможно. Поэтому в настоящее время предпочтение отдаются телескопам-рефлекторам, в которых в качестве объектива используется зеркало. Первый телескоп-рефлектор изобрел Ньютон по своей схеме, называемой системой Ньютона. Сейчас существует несколько методов наблюдения изображения: системы Ньютона, Кассегрена (положение фокуса удобно для регистрации и анализа света с помощью других приборов, таких, как фотометр или спектрометр), куде (схема очень удобна, когда для анализа света требуется громоздкое оборудование), Максутова (т.н. менисковая), Шмидта (применяется, когда необходимо сделать масштабные обзоры неба).

Наряду с оптическими телескопами имеются телескопы, собирающие электромагнитное излучение в других диапазонах. Например, широко распространены различные типы радиотелескопов (с параболическим зеркалом: неподвижные и полноповоротные; типа РАТАН-600; синфазные; радиоинтерферометры). Имеются также телескопы для регистрации рентгеновского и гамма-излучения. Поскольку последнее поглощается земной атмосферой, рентгеновские телескопы обычно устанавливаются на спутниках или воздушных зондах. Гамма-астрономия использует телескопы, располагаемые на спутниках.

Вычисление периода обращения планеты на основе третьего закона Кеплера.

Т_з = 1год

а_з = 1 астрономическая единица

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

БИЛЕТ № 6

Способы определения расстояний до тел Солнечной системы и их размеров.

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.

Радиолокационный метод. Он заключается в том, что на небесное тело посылают мощный кратковременный импульс, а затем принимают отраженный сигнал. Скорость распространения радиоволн равна скорости света в вакууме: известна. Поэтому если точно измерить время, которое потребовалось сигналу, чтобы дойти до небесного тела и возвратиться обратно, то легко вычислить искомое расстояние.

Радиолокационные наблюдения позволяют с большой точностью определять расстояния до небесных тел Солнечной системы. Этим методом уточнены расстояния до Луны, Венеры, Меркурия, Марса, Юпитера.

Лазерная локация Луны. Вскоре после изобретения мощных источников светового излучения — оптических квантовых генераторов (лазеров) — стали проводиться опыты по лазерной локации Луны. Метод лазерной локации аналогичен радиолокации, однако точность измерения значительно выше. Оптическая локация дает возможность определить расстояние между выбранными точками лунной и земной поверхности с точностью до сантиметров.

Для определения размеров Земли определяют расстояние между двумя пунктами, расположенными на одном меридиане, 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,

Определение светимости звезды на основе данных о ее размерах и температуре.

L – светимость (Lc = 1)

R – радиус (Rc = 1)

T – Температура (Tc = 6000)

БИЛЕТ № 7

1. Возможности спектрального анализа и внеатмосферных наблюдений для изучения природы небесных тел.

Разложение электромагнитного излучения по длинам волн с целью их изучения называется спектроскопией. Анализ спектров – основной метод изучения астрономических объектов, применяемый в астрофизике. Изучение спектров дает информацию о температуре, скорости, давлении, химическом составе и о других важнейших свойствах астрономических объектов. По спектру поглощения (точнее, по наличию определенных линий в спектре) можно судить о химическом составе атмосферы звезды. По интенсивности спектра можно определить температуру звёзд и других тел:

l_maxT = b, b – постоянная Вина. Многое о звезде можно узнать при помощи эффекта Допплера. В 1842 году он установил, что длина волны λ, принятая наблюдателем, связана с длиной волны источника излучения соотношением:

,где V– проекция скорости источника на луч зрения. Открытый им закон получил название закона Доплера: . Смещение линий в спектре звезды относительно спектра сравнения в красную сторону говорит о том, что звезда удаляется от нас, смещение в фиолетовую сторону спектра – что звезда приближается к нам. Если линии в спектре периодически изменяются, то звезда имеет спутник и они обращаются вокруг общего центра масс. Эффект Доплера также дает возможность оценить скорость вращения звезд. Даже когда излучающий газ не имеет относительного движения, спектральные линии, излучаемые отдельными атомами, будут смещаться относительно лабораторного значения из-за беспорядочного теплового движения. Для общей массы газа это будет выражаться в уширении спектральных линий. При этом квадрат доплеровской ширины спектральной линии пропорционален температуре. Таким образом, по ширине спектральной линии можно судить о температуре излучающего газа. В 1896 году нидерландским физиком Зееманом был открыт эффект расщепления линий спектра в сильном магнитном поле. С помощью этого эффекта теперь стало возможно «измерять» космические магнитные поля. Похожий эффект (он называется эффектом Штарка) наблюдается в электрическом поле. Он проявляется, когда в звезде кратковременно возникает сильное электрическое поле.