Автор работы: Пользователь скрыл имя, 26 Ноября 2014 в 16:35, контрольная работа
1.Какие космические тела на звездном небе Земли имеют как прямые, так и попятные движения? Почему это происходит?
Планеты перемещаются по зодиакальным созвездиям созвездиям большую часть времени с запада на восток, но часть — и с востока на запад. Первое движение, т.е. такое же, как у Солнца и Луны, называется прямым, второе, с востока на запад — попятным движением. Как известно, все планеты Солнечной системы совершают как прямые, так и попятные движения.
1.Какие космические тела на звездном небе Земли имеют как прямые, так и попятные движения? Почему это происходит?
Планеты перемещаются по зодиакальным созвездиям созвездиям большую часть времени с запада на восток, но часть — и с востока на запад. Первое движение, т.е. такое же, как у Солнца и Луны, называется прямым, второе, с востока на запад — попятным движением. Как известно, все планеты Солнечной системы совершают как прямые, так и попятные движения. Такое петлеобразное движение планет является следствием сложения движений Земли и планет по орбите вокруг Солнца. Рассуждая аналогично, можно сделать вывод, что таким же образом на фоне звезд должны двигаться и любые другие тела, вращающиеся вокруг Солнца. Из них невооруженным глазом видны пять планет (Меркурий, Венеру, Марс, Юпитер, Сатурн), а также яркие кометы.
Планеты по своим видимым движениям делятся на дне группы: нижние (Меркурий, Венера) и верхние (все остальные, кроме Земли).
Движения по созвездиям нижних и верхних планет различны. Меркурий и Венера всегда находятся на небе либо в том же созвездии, где и Солнце, либо в соседнем. При этом они могут находиться и к востоку и к западу от Солнца, но не дальше 18-28° (Меркурий) и 45-48° (Венера). Наибольшее угловое удаление планеты от Солнца к востоку называется ее наибольшей восточной элонгацией, к западу — наибольшей западной элонгацией. При восточной элонгации планета видна на западе, в лучах вечерней зари, вскоре после захода Солнца, и заходит через некоторое время после него.
Затем, двигаясь попятным движением (т.е. с востока к западу), сначала медленно, а потом быстрее, планета начинает приближаться к Солнцу, скрывается в его лучах и перестает быть видимой. В это время наступает нижнее соединение планеты с Солнцем; планета проходит между Землей и Солнцем. Эклиптические долготы Солнца и планеты равны. Спустя некоторое время после нижнего соединения планета становится снова видимой, но теперь уже на востоке, в лучах утренней зари, незадолго перед восходом Солнца. В это время она продолжает двигаться попятным движением, постепенно удаляясь от Солнца. Замедлив скорость попятного движения и достигнув наибольшей западной элонгации, планета останавливается и меняет направление своего движения на прямое. Теперь она движется с запада на восток, сначала медленно, затем быстрее. Удаление ее от Солнца уменьшается, и, наконец, она скрывается в утренних лучах Солнца. В это время планета проходит за Солнцем, эклиптические долготы обоих светил снова равны — наступает верхнее соединение планеты с Солнцем, после которого спустя некоторое время она снова видна на западе в лучах вечерней зари. Продолжая двигаться прямым движением, она постепенно замедляет свою скорость.
Достигнув предельного восточного удаления, планета останавливается, меняет направление своего движения на попятное, и все повторяется сначала. Таким образом, нижние планеты совершают как бы “колебания” около Солнца, как маятник около своего среднего положения.
Видимые движения верхних планет происходят иначе. Когда верхняя планета видна после захода Солнца на западном небосклоне, она перемещается среди звезд прямым движением, т.е. с запада на восток, как и Солнце. Но скорость ее движения меньше, чем у Солнца, которое постепенно нагоняет планету, и. она на некоторое время перестает быть видимой, так как восходит и заходит почти одновременно с Солнцем. Затем, когда Солнце обгонит планету, она становится видимой на востоке, перед восходом Солнца. Скорость ее прямого движения постепенно уменьшается, планета останавливается и затем начинает перемещаться среди звезд попятным движением, с востока на запад. Через некоторое время планета снова останавливается, меняет направление своего движения на прямое, снова ее с запада нагоняет Солнце и она опять перестает быть видимой — и все явления повторяются в том же порядке.
А. Ю. Румянцев. Методика преподавания астрономии в средней школе. Курс лекций по методике преподавания астрономии для учителей физики и астрономии и студентов физико-математических факультетов педагогических вузов Магнитогорск 2001
2.Зависимость видимой звездной величины звезды от атмосферной массы носит линейный характер. Как изменится вид этого графика, если коэффициент экстинкции увеличить? Уменьшить? Наблюдения провести в горах?
Видимая звёздная величина (m) — мера цветовосприятия яркости небесного тела, как его видит наблюдатель на Земле, скорректированная до значения, которое она имела бы при отсутствии атмосферы. Чем ярче объект, тем меньше его звёздная величина. Как правило, в качестве основы для определения величины используют видимый спектр (Vmag) Но и другие области спектра, такие как ближняя инфракрасная область в J-диапазоне, тоже используются. В видимой части спектра Сириус самая яркая звезда на ночном небе, в то время как в инфракрасном J-диапазоне, самой яркой будет Бетельгейзе.
Видимая звёздная величина охарактеризует в логарифмической шкале количество света звезды, планеты или другого светила, которое регистрирует земной наблюдатель.
По современным измерениям, звезда нулевой видимой величины за пределами земной атмосферы создаёт освещённость в 2,54·10−6 люкс. Световой поток от такой звезды примерно равен 103 квантов/(см²·с·Å) в зелёном свете (полоса V системы UBV) или 106 квантов/(см²·с) во всём видимом диапазоне света.
Следующие свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:
Если провести исследование в горах, то коэффициент экстинкции уменьшиться.
Б.И. Фесенко, А.А. Кирсанов Космос и земля Псков: Пгпи, 2000.
3. Где на небе располагаются звезды, имеющие максимальные и минимальные лучевые скорости относительно солнца?
Динамическая картина Вселенной может быть установлена, если известны скорости движения звезд относительно наблюдателя. Эти вопросы связаны со значительными трудностями. Ниже рассматриваются способы определения скоростей небесных светил.
Трудности в измерении лучевых скоростей звезд возникают из-за того, что эти скорости обычно малы по сравнению со скоростью света, и вследствие этого смещение спектральных линий очень незначительно. Только сравнивая фотографии спектров, удается обнаружить и измерить это смещение. Заметим, что лучевые скорости звезд сравнимы со скоростью Земли в ее движении вокруг Солнца, которая равна примерно 30 км /сек.
Так как звезды расположены от нас на огромных расстояниях, то собственные движения их чрезвычайно малы. Даже у самых близких звезд величина не превышает.
В той стороне неба, куда движется Солнце, звезды расступались бы в разные стороны, а в противоположной стороне, от которой Солнце удаляется, звезды сближались бы. Предположим, что пекулиарные движения звезд совершенно беспорядочны. Тогда при большом числе звезд эти движения взаимно скомпенсируются и останутся только параллактические движения. В этом случае движение Солнца можно будет найти так же, как и в случае неподвижных звезд.
В близких к Солнцу окрестностях Галактики звёзды имеют лучевые скорости примерно от -100 до +240 км/с, скорости наиболее удалённых квазаров приближаются к скорости света. Лучевые скорости звёзд и галактических облаков газа, вращающихся вокруг центра Галактики, зависит от движения Солнца в Галактике и хаотических скоростей этих объектов. Зная параметры, характеризующие вращение Галактики, а также лучевые скорости. и координаты звёзд и облаков межзвёздного газа, движущихся по орбитам, близким к круговым, можно определить, на каких расстояниях они от нас находятся. Лучевые скорости галактик также может служить критерием расстояния до них
Лучевые скорости звезд - Онлайн курсы по Астрономии http://http://uletai.com.ua
А. В. Засов, "Физика Космоса", 1986
4.Почему синтез ядер в центральной части звезд заканчивается образованием железа? Возможно ли образование в звездах элементов более тяжелых, чем железо?
У массивных звёзд, масса которых превышает солнечную больше чем в десять раз, эволюция протекает очень быстро. Водород в них расходуется уже через несколько миллионов лет. Тогда начинает гореть гелий, превращаясь в углерод, а вскоре и атомы углерода начинают превращаться в атомы с более высокими атомными номерами. Во всех этих ядерных реакциях высвобождается энергия, однако ядерные процессы становятся всё менее эффективными. Чтобы излучение звезды поддерживалось на одном и том же уровне, реакции должны протекать всё быстрее и быстрее. Быстро сменяя друг друга, образуются всё более тяжёлые атомы. Но так не может продолжаться бесконечно. В природе превращения элементов заканчиваются на железе. В этот момент ядерный реактор звезды останавливается. При слиянии ядер железа с ядрами других элементов, имеющихся в звезде, энергия уже не выделяется. Наоборот, для этого требуется дополнительная энергия. И наоборот чтобы расколоть ядро железа, требуется затратить энергию.
Причина этого заключается в одном из свойств атомных ядер. Ядра тяжёлых элементов (например, урана) при делении выделяют энергию, а в результате деления появляются ядра, масса которых близка к атомной массе более лёгкого железа. При соединении лёгких элементов выделяется энергия, и в результате получаются ядра, масса которых ближе к массе более тяжёлого железа. Только из ядер железа нельзя получить энергию ни путём деления, ни путём синтеза.
Когда в массивной звезде процессы термоядерного синтеза заходят далеко, в её центре образуется сферическая область, состоящая целиком из газообразного железа. Ядра железа могут захватывать электроны из окружающего газа. При этом центральная область звезды сокращается в объёме. Равновесие здесь поддерживается за счет силы тяжести и газового давления. Газовое давление обусловлено в основном электронами. Когда электроны поглощаются атомными ядрами, сила тяжести берёт верх. В конце концов, центральная область звезды, состоящая из газообразного железа, “схлопывается”. Этот процесс начинается, когда масса железного ядра звезды достигает 1,5 солнечной. Сила тяжести так плотно прижимает друг к другу все составные “кирпичики” атомных ядер, что, в конце концов, все протоны и электроны объединяются в нейтроны и все вещество в центре звезды оказывается состоящим только из нейтронов. Плотное газообразное железное ядро звезды превращается в нейтронную звезду. При этом выделяется невообразимое количество энергии, которое разметает в пространство внешнюю оболочку звезды. Звезда взрывается, а нейтронное ядро остается в облаке разлетающихся с огромной скоростью останков. Жизнь звезды завершается взрывом сверхновой II типа.
Дальнейший синтез невозможен, так как ядра группы железа обладают максимальной удельной энергией связи. Образованию более тяжёлых ядер в реакциях с заряженными частицами — протонами и другими лёгкими ядрами − препятствует увеличивающийся кулоновский барьер тяжелых ядер.
Ишханов Б.С. История атомного ядра М. : Университетская книга, 2011. — 314 с