0

К сожалению, в Вашей корзине нет ни одного товара.

Купить книгу Астрономия: общеобразовательная подготовка: учебное  пособие для колледжей. - Издание  3-е Кунаш М.А. и читать онлайн
Cкачать книгу издательства Феникс Астрономия: общеобразовательная подготовка: учебное  пособие для колледжей. - Издание  3-е (автор - Кунаш М.А. в PDF

▲ Скачать PDF ▲
для ознакомления

Бесплатно скачать книгу издательства Феникс "Астрономия: общеобразовательная подготовка: учебное пособие для колледжей. - Издание 3-е Кунаш М.А." для ознакомления. The book can be ready to download as PDF.

Внимание! Если купить книгу (оплатить!) "Астрономия: общеобразовательная подготовка: учеб. пособие для колледжей.…" сегодня — в воскресенье (09.08.2020), то она будет отправлена во вторник (11.08.2020)
Сегодня Вы можете купить книгу со скидкой 36 руб. по специальной низкой цене.

Все отзывы (рецензии) на книгу

Оставьте свой отзыв, он будет первым. Спасибо.
> 5000 руб. – cкидка 5%
> 10000 руб. – cкидка 7%
> 20000 руб. – cкидка 10% БЕСПЛАТНАЯ ДОСТАВКА мелкооптовых заказов.
Тел. +7-928-622-87-04

Астрономия: общеобразовательная подготовка: учебное пособие для колледжей. - Издание 3-е Кунаш М.А.

awaiting...
Название учебного пособия Астрономия: общеобразовательная подготовка: учебное пособие для колледжей. - Издание 3-е
ФИО автора
Год публикации 2020
Издательство Феникс
Раздел каталог Астрономия
Серия книги Сред.проф.образование
ISBN 978-5-222-33726-4
Артикул 978-5-222-33726-4
Количество страниц 285 страниц
Тип переплета матовая+лакировка
Полиграфический формат издания 84*108/32
Вес книги 256 г
Книг в наличии 866

Аннотация к книге "Астрономия: общеобразовательная подготовка: учебное пособие для колледжей. - Издание 3-е" (Авт. Кунаш М.А.)

В учебном пособии изложено содержание курса астрономии в соответствии с требованиями ФГОС среднего (полного) общего образования и ФГОС среднего общего образования. Представлены и систематизированы современные достижения в изучении астрономических объектов и процессов, приведен обширный теоретический материал и сформулированы варианты практических заданий и упражнений по темам. Темы рассмотрены с учетом современных достижений астрономии, астрофизики и космологии. Данное пособие предназначено для студентов, обучающихся по предметам общеобразовательного цикла в учреждениях среднего профессионального образования и изучающих дисциплину «Астрономия». Пособие также может быть полезным при освоении дисциплины «Физика», служить руководством при изучении отдельных тем в рамках учебных программ общего образования, а также использоваться при общеобразовательной подготовке для формирования у обучающихся навыков научного познания мира.

Читать книгу онлайн...

В целях ознакомления представлены отдельные главы и разделы издания, которые Вы можете прочитать онлайн прямо на нашем сайте, а также скачать и распечатать PDF-файл.

Способы доставки
Сроки отправки заказов
Способы оплаты

Другие книги автора Кунаш М.А.


Другие книги серии "Сред.проф.образование"


Другие книги раздела "Астрономия"

Читать онлайн выдержки из книги "Астрономия: общеобразовательная подготовка: учебное пособие для колледжей. - Издание 3-е" (Авт. Кунаш М.А.)

М. А. Кунаш
АСТРОНОМИЯ
ОБЩЕОБРАЗОВАТЕЛЬНАЯ ПОДГОТОВКА
Рекомендовано Научно-методическим советом Международного научного общественного объединения «МАИТ» для использования в качестве учебного пособия для подготовки по предметам общеобразовательного цикла в учреждениях среднего образования (рецензия № РЭЗ 18-08 от 20.06.2018 г.)
Издание третье
Ростов-на-Дону «Феникс» 2020
УДК 52(075.32) ББК 22.6я723 КТК14
К91
Рецензент
Шундалов М. Б. — к. ф.-м. н., доцент, доцент кафедры физической оптики и прикладной информатики Белорусского государственного университета.
Кунаш М. А.
К91 Астрономия: общеобразовательная подготовка: учеб, пособие для колледжей / М. А. Кунаш.—Изд. 3-е. — Ростов н/Д: Феникс, 2020. — 285 с.: ил. — (Среднее профессиональное образование).
ISBN 978-5-222-33726-4
ГЛАВА 1. ПРЕДМЕТ АСТРОНОМИИ
§ 1. Предмет астрономии. Особенности астрономии как науки
Две вещи наполняют душу всегда новым и все более сильным удивлением и благоговением, чем чаще и продолжительнее мы размышляем о них, — это звездное небо надо мной и моральный закон во мне.
И. Кант

Роль астрономии в развитии цивилизации

Ежедневно мы наблюдаем астрономические явления — восход и заход Солнца, сияние звезд на небосводе, постепенный рост диска Луны и его убывание. Астрономия (от греческих слов «звезда» и «закон») — поистине великая наука, изучающая движение небесных тел и систем тел, их природу, происхождение и развитие.
Из курса истории известно, насколько важную роль играли знания о некоторых астрономических явлениях в практической жизни людей древности. Появление на небосводе Древнего Египта ярчайшей звезды Сотис (Сириус) предвещало разлив Нила, определяя тем самым время посева и сбора урожая. Потребности в расширении торговли, в том числе морской, определяли необходимость поиска путей, навигации. Например, финикийцы, одни из самых искусных мореплавателей, ориентировались по звезде, которую греки так и называли — Финикийская звезда. А мы ее знаем как Полярную звезду. Веками звезды служили людям единственным средством ориентирования на местности, определения времени.
Не только экономические и хозяйственные потребности определяли наблюдения небесных тел древними. Человек стремился объяснить мир вокруг, его возникновение непротиворечиво и логично с позиции мышления древнего человека. Такое мышление названо мифологическим. В его основе — система взглядов на объективный мир и место в нем человека. Мифологическое мышление базируется не на теоретических доказательствах и рассуждениях, а на художественно-эмоциональном переживании мира, иллюзиях, вызванных восприятием людьми социальных и природных процессов и своей роли в них. Пифагорейцы первыми высказали идею о том, что Земля — шар. Но основанием для этого вывода являлось представление о сфере как идеальной геометрической фигуре, ведь боги могли сотворить только идеальное.

Эволюция взглядов человека на Вселенную. Геоцентрическая и гелиоцентрическая системы

Вместе с тем в процессе наблюдений светил накапливались данные об особенностях их движения. Первые таблицы, в которых приводились положения светил, были составлены еще Гиппархом (II в. до н. э.). Астрономы Древнего Китая аккуратно фиксировали вспышки новых звезд и появление ярких комет. Сохранились древние обсерватории Индии, Междуречья, Египта. Во многих философских трудах древних мыслителей ставился вопрос о природе и строении мира. Наиболее важным этапом явились труды греческого философа Аристотеля (IV в. до н. э.), обобщившего и с опорой на логику научного доказательства представившего описание геоцентрической картины мира. Аристотель признавал шарообразность Земли, высказал верные суждения о причинах лунных затмений. Саму же Землю мыслитель рассматривал как неподвижную. И доказательством этого суждения являлась неподвижность звезд. Конечно, обнаружение смещения звезд лишь на основе наблюдения невооруженным глазом невозможно, что и порождало выводы мыслителя, согласно которым Земля располагалась неподвижно в центре мироздания.
Вторым этапом в развитии геоцентрической системы мира явился труд Клавдия Птолемея (90-160 гг.) «Альмагест», в котором александрийский ученый дополнил ее математическими разработками. Вокруг неподвижной Земли (рис. 1.1) он расположил Луну и Солнце, а также пять «блуждающих звезд» (планеты Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн), которые двигались равномерно по круговым орбитам (эпициклам). Накопленные данные наблюдений не согласовывались с подобными орбитами. Например, некоторые светила совершали петлеобразное движение. Для их объяснения вводились
деференты — окружности, по которым двигались центры эпициклов. Земля при этом продолжала покоиться в общем центре. В процессе согласования теории Птолемея с данными наблюдений вводились дополнительные эпициклы, что делало теорию громоздкой. В системе Птолемея центры эпициклов Меркурия и Венеры лежат на прямой, соединяющей Землю и Солнце. Это позволяло согласовать реальное движение планет с геоцентрическим движением. В целом теория хорошо согласовывалась с наблюдениями, позволяла предсказывать видимые положения планет и просуществовала 14 веков. Секрет этой устойчивости — в «изобретении» Птолемеем гармонического анализа за полтора тысячелетия до его изложения математиком Фурье: любое сложное движение в природе можно разложить на сумму круговых и равномерных движений. Такое представление может быть как угодно точным — все определяется количеством членов в указанной сумме. Модель, предложенная Птолемеем, не только опиралась на геоцентризм, но и страдала недостатками: отсутствие системности; законы движения каждой планеты рассмотрены без связи с другими.
Развитие идей Птолемея и переход к гелиоцентризму принадлежат Н. Копернику, который разрабатывал его основы в 1505-1507 гг. В 1543 г. Коперник опубликовал научный труд «Об обращениях небесных сфер», в котором изложил математическую теорию движения нескольких планет, Луны, Солнца и звездной сферы. Расчеты Коперника были точнее выкладок Птолемея и послужили основой для уточнения длительности года.
Эпоха Возрождения изменила мышление человека. В центре внимания оказалась не природно-космическая жизнь, а человек разносторонний, для которого знания, умения, навыки являются самоцелью. Человек воспринимался как творец себя и всей Природы. К этому времени значительно возрос объем наблюдений. «Новые астрономические таблицы», созданные в обсерватории Улугбека, содержали каталог из 1018 звезд. Тихо Браге составил новые солнечные и планетные таблицы, а его звездный каталог хоть и уступал по числу звезд «Новым астрономическим таблицам», но превосходил существовавшие по точности. В этих условиях польский ученый Николай Коперник в своем труде «О вращении небесных сфер» поместил в центр своей системы Солнце, а Земля заняла почетную третью от него орбиту (рис. 1.2).
Гелиоцентрическая система легко объяснила петлеобразное движение планет тем, что мы наблюдаем движение (рис. 1.3) этих планет, двигаясь при этом вместе с Землей вокруг Солнца. Для Меркурия и Венеры получили объяснение фиксированные угловые расстояния, на которые они могли отдаляться от Солнца для земного наблюдателя. Преимуще-
ством системы Коперника являлось объяснение смены дня и ночи, а также видимое годичное движение Солнца. При этом систему Николай Коперник по-прежнему ограничивал сферой неподвижных звезд. Кроме того, орбиты планет он рассматривал как окружности. Именно поэтому первоначально система Коперника хуже предсказывала движение планет. В развитие представлений об устройстве Солнечной системы большой вклад внесли Галилео Галилей (астрономическими наблюдениями с использованием телескопа), Иоганн Кеплер и Исаак Ньютон, сформулировавшие законы небесной механики.

Особенности методов познания

в астрономии
В отличие от других наук методы познания в астрономии определяются рядом особенностей астрономических объектов и процессов. Значительная удаленность большинства из них не позволяет проводить наблюдения невооруженным глазом. Лишь Луну и Солнце человек может наблюдать как диски. Все остальные светила выглядят для нас как светящиеся точки, а иногда и вовсе не фиксируются глазом или сливаются друг с другом, поскольку человек с нормальным зрением способен различать детали размером всего лишь 2-3 угловые минуты.
Другой особенностью является продолжительность процессов, протекающих во Вселенной, которая определяется промежутками времени, значительно превосходящими не только время существования цивилизации на Земле, но и самой Земли.

Телескопы

Появление телескопов позволило астрономии начать свое стремительное развитие, а наблюдения, которые и ранее являлись основным источником информации об объектах Вселенной, обрели необходимую точность.
Временем рождения телескопической астрономии считается 1609 г., когда Галилео Галилей сконструировал первый в мире линзовый телескоп (рис. 1.4). С его помощью ученый
впервые обнаружил лунные горы и моря, пятна на Солнце. Юпитер предстал светящимся диском, вокруг которого вращались четыре спутника, а у Венеры наблюдались фазы, подобные фазам Луны. В телескопе в качестве объектива использовалась собирающая линза, а в качестве окуляра — рассеивающая (рис. 1.5).
Такие телескопы называют рефракторами. Изображение, даваемое телескопом, — прямое. Стекло линзы преломляет коротковолновый свет сильнее, чем длинноволновый, возникает несколько фокусов линзы, а изображение получается расплывчатым и окрашивается. Такое явление называется хроматической аберрацией. Спустя несколько десятилетий Исаак Ньютон изобрел первый в мире зеркальный телескоп, который не имел этих особенностей. В телескопе окуляром оставалась рассеивающая линза, но в качестве объектива использовалось вогнутое зеркало (рис. 1.6). Вспомогательное плоское зеркало отклонло лучи в сторону к окуляру.
Общим недостатком первых простейших оптических телескопов считалась сферическая аберрация: краевая зона сферической линзы или зеркала фокусирует свет ближе к линзе, чем центральная, в результате чего точечный источник проецируется как пятно. Для устранения этого эффекта
зеркала современных рефлекторов имеют параболоидальную форму. В астрофизических исследованиях чаще применяют рефлекторы. А для наблюдений, требующих большого поля зрения, стоят зеркально-линзовые телескопы.
Если первые оптические телескопы позволяли получать информацию при непосредственном присутствии ученого- астронома, то сегодня речь идет о возможности фотографирования небесных объектов. В таком случае телескопы называют астрографами. Фиксация излучения проводится и с помощью электронных приемников света (например, полупроводниковых приборов с зарядовой связью матрицы ПЗС).
Оптический телескоп увеличивает угол зрения, под которым наблюдатель видит удаленный объект или участок неба. Рассматриваемое через окуляр изображение, построенное объективом, наблюдатель видит увеличенным. Увеличение п равно отношению фокусных расстояний объектива F и окуляраf.
Меняя окуляры, можно получить для одного и того же телескопа различные увеличения. Практически при увеличении в 300-500 раз уже возникают размывания изображения из-за движений воздуха, незаметных невооруженным глазом. Качество создаваемого телескопом изображения характеризует угловое разрешение Р — минимальный угловой размер изображения источника, который создает телескоп. Существует предельно возможное значение углового разрешения, которое связано с волновой природой света. Оно равно отношению длины волны излучения 1 к диаметру объектива телескопа D (угловое разрешение выражено в радианах), с учетом коэффициента 1,22 согласно критерию Рэлея:
Теоретическое значение углового разрешения не достигается из-за несовершенства оптики, а также под влиянием атмосферных помех. Современные оптические телескопы являются высокоточными измерительными инструментами, которые оснащены электронным оборудованием для управления их работой, регистрации и анализа поступающего излучения. Крупнейший телескоп в Евразии (БТА — «большой телескоп азимутальный») с диаметром зеркала 6 метров установлен на Северном Кавказе. Он входит в состав Специальной астрофизической обсерватории Российской академии наук.
Телескопы — чувствительные к перепадам температуры, вибрации инструменты. Их помещают в специальное здание — астрономическую башню обсерватории. Обсерватории часто располагают в районах гор, удаляясь от плотных слоев атмосферы и крупных городов и мегаполисов. Воздух вблизи обсерваторий должен быть сухим, чистым.
Увеличение диаметра оптических элементов приводит к их деформации вследствие собственного веса. Проблему разрешила электронная линия обратной связи, которая контролирует качество изображения и при необходимости исправляет его, управляя деформацией зеркал. Такая электронная обратная связь называется системой активной оптики. Для коррекции атмосферных искажений используется автоматическая система адаптивной оптики.
Современную телескопию называют всеволновой. Телескопы, работающие в других диапазонах электромагнитного спектра — радиотелескопы, инфракрасные, рентгеновские, гамма-телескопы, открыли новые грани в развитии астрономии. Радиотелескопы напоминают радиоприемники, включая антенну, приемник и прибор для регистрации радиосигнала, который преобразуется в электрический сигнал (рис. 1.7). Для увеличения их возможностей радиотелескопы объединяют в систему, которую называют «радиоинтерферометр». Радио-
интерферометр — это две и более антенны, разнесенные на большое расстояние и соединенные друг с другом кабельной или ретрансляционной связью.
Вместе с тем разделение телескопов по диапазонам условно. Так, оптические телескопы при наличии отражательной оптики могут применяться для наблюдения в участках инфракрасной и субмиллиметровой областей, для которых атмосфера достаточно прозрачна.
Для наблюдения в других диапазонах телескопы устанавливаются на самолетах, аэростатах, выводятся на околоземную орбиту Земли. Воздушная обсерватория Kuiper Airborne Observatoryпредставляет собой авиалайнер, на котором установлен инфракрасный телескоп диаметром около 1 метра. В 1990 г. выведен на орбиту космический телескоп «Хаббл» (рис. 1.8), в 2011 г. запущен российский космический радиотелескоп «Спектр-Р» по проекту «Радио- астрон» по изучению сверхмассивных черных дыр, областей звездообразования в Галактике.
Сама Земля может выступать элементом астрофизического прибора. Так, гамма-кванты сверхвысоких энергий, проходя через земную атмосферу, создают ливень элементарных частиц.
Эти частицы создают особое излучение, возникающее в результате эффекта Вавилова—Черенкова (излучение электрически заряженной частицы, движущейся в среде со скоростью, превышающей скорость света в этой среде), которое распространяется по направлению породивших его гамма-квантов и регистрируется обычными телескопами. В недрах Земли расположены установки по регистрации нейтрино. Планета-телескоп по обнаружению превращений нейтрино позволяет исследовать глубины Солнца, откуда и «приходят» нейтрино.
Вместе с тем современный уровень развития техники позволяет астрономам-любителям в полной мере участвовать
в современных исследованиях. К некоторым телескопам с дистанционным управлением открыт доступ и для любителей астрономии. Например, проект Faulkes Telescope () открывает доступ для онлайн-наблюдений всем желающим. На сайте mks-onlain. ru и других можно любоваться изображениями Солнца в реальном времени. Некоторые обсерватории делают доступными полученные «сырые» данные для участия в их обработке всех желающих при наличии определенной квалификации.

Практическое применение астрономических исследований

Сегодняшняя действительность немыслима без астрономических исследований. Астрономия рассматривает фундаментальные вопросы протекания природных процессов. Вычисление положений важнейших объектов, составление календарей основаны на астрономических данных. Навигация в мореплавании, авиации и космонавтике осуществляется с использованием широкой сети искусственных спутников связи. Кроме того, вычисление времени наступления морских приливов и отливов, составление географических и топографических карт — все это опирается на астрономические исследования. Мониторинг различных природных явлений (движения айсбергов в океанах, тайфунов, обширных лесных пожаров и т. д.) позволяет снизить их негативные последствия, направляя деятельность спасателей, движение судов, помогает в эвакуации людей из зон бедствий.
Несколько десятилетий работают выведенные на орбиту космические аппараты для исследования солнечной активности. Гелиосферные обсерватории ведут наблюдения за Солнцем в различных диапазонах электромагнитных волн, позволяя предупредить о приближающихся магнитных бурях, вызванных активностью Солнца.
Являясь одной из естественных наук, астрономия неразрывно связана с физикой, химией, биологией. Во Вселенной ученые наблюдают процессы, воспроизведение которых в лабораторных условиях Земли невозможно по физико-химическим характеристикам. Диапазон наблюдаемых температур астрономических объектов варьируется от долей градуса кельвина до сотен миллионов кельвинов в недрах звезд. С астрономическими объектами связаны сильные магнитные и гравитационные поля. Физические теории можно проверить, используя астрономические методы.

Современные представления о структуре и масштабах Вселенной

Наблюдения с Земли и из космоса с использованием современных телескопов позволили «заглянуть» на расстояние более 13 миллиардов световых лет. Это пространство названо Метагалактикой. Все фрагменты изображений Вселенной, полученных телескопами, позволяют утверждать, что распределение скоплений галактик во Вселенной имеет ячеистую структуру. Одна из галактик особая: на ее периферии расположена Солнечная система.
Оценим пространственные масштабы Вселенной. Скорость света в вакууме — максимально возможная скорость передачи любых видов взаимодействий. Зная величину скорости света и расстояние от Земли до Луны, определим время, которое потребуется свету, чтобы достичь Луны:
384 1О‘",1,28 с.
310*5 С
Аналогично можно рассчитать время, которое потребуется, чтобы свет прошел расстояние от Солнца до Земли. Оно составит 8,3 минуты. Чтобы достигнуть Нептуна (наиболее удаленной планеты Солнечной системы), свету потребуется более 4 часов. Современная картина мира непрерывно дополняется новыми сведениями. До ближайшей звезды (Проксима Центавра) свет будет идти более 4 лет, а до ближайшей галактики (Карликовая Галактика в Большом Псе) — 25 тысяч световых лет от Солнечной системы!
Вопросы и задания

Перечислите особенности астрономии. В чем особенности источников информации в астрономии?

Охарактеризуйте основные периоды развития астрономии. Обоснуйте свой ответ.

Сравните геоцентрическую и гелиоцентрическую системы мира. В чем состояло преимущество каждой из них? Почему систему Коперника нельзя считать моделью Вселенной?

Опишите особенности развития телескопов. Сравните преимущества наземных и космических обсерваторий.

Каково, с вашей точки зрения, значение современных астрономических явлений для науки и повседневной жизни человека?

ГЛАВА 2. ОСНОВЫ ПРАКТИЧЕСКОЙ АСТРОНОМИИ
§ 2. Небесные координаты

Созвездия и небесная сфера

Глядя на звездное небо, поражаешься бесчисленности звезд, кажущейся неизменности и беспорядочности их положений. Но это только на первый взгляд. В Северном полушарии даже в условиях города можно увидеть группы звезд с особым взаимным расположением. Так, легко различимы созвездия Кассиопеи, Большой и Малой Медведицы. С древних времен люди видели в определенных группах звезд изображения животных, мифических героев.
Если в древности созвездиями называли группы ярких звезд, которые позволяли ориентироваться в пространстве путешественникам, морякам; сегодня понятие «созвездие» имеет более конкретное значение. Астрономы называют созвездием не только выразительную фигуру из ярких звезд, но и весь участок небесной сферы в пределах установленной границы, со всеми проецируемыми на него — с точки зрения земного наблюдателя — небесными объектами. В реальности небесной сферы не существует. Она является воображаемой сферой произвольного радиуса, на которую наблюдатель, находящийся в ее центре, проецирует небесные объекты (рис. 2.1). Звезды, образующие рисунок созвездий, могут быть расположены от наблюдателя на разных расстояниях и лишь проецироваться в звездный узор как нечто целое.
Названия созвездий и их границы были установлены решениями Международного астрономического союза (МАС)
в 1922-1935 гг. Впредь было решено эти границы и названия созвездий считать неизменными. Кроме официально утвержденных названий в каждой стране существуют и собственные, народные названия некоторых групп звезд. Так, звездное скопление Плеяды на Руси называли Стожары, семь ярких звезд Большой Медведицы называли Ковш.
Наиболее яркие звезды каждого созвездия обозначают буквами греческого алфавита в порядке убывания их кажущейся яркости в этом созвездии: а (альфа), 0 (бета), у (гамма), 8 (дельта), £ (эпсилон) и т. д. Некоторые наиболее яркие звезды в созвездиях имеют собственные названия: Сириус (а Большого Пса); Процион (а Малого Пса); Полярная (а Малой Медведицы), Вега (а Лиры) и другие. Некоторые из них, например Капелла (а Возничего), Бетельгейзе (а Ориона), Альдебаран (а Тельца), Антарес (а Скорпиона), Арктур (а Волопаса), являются навигационными звездами: их свет способен проникать сквозь туман и легкие перистые облака, в то время как даже более яркие звезды невидимы.

Видимая звездная величина

Наш глаз в идеальных условиях (100% зрение, ясная безлунная ночь) способен различать звезды, яркость которых имеет определенное значение. Еще во II в. до н. э. Гиппарх ввел понятие звездной величины —меры видимой яркости звезды, оцениваемой на глаз. Самые яркие звезды им были отнесены к первой звездной величине (обозначают Г”), самые слабые — к шестой. Шкала звездных величин сохранилась в своей основе и широко используется. Наблюдаемая яркость звезды определяется количеством световой энергии, приходящей от нее в единицу времени, на единицу площади поверхности, перпендикулярной лучам. Если в физике эта величина называется освещенностью, то в астрономии используется понятие блеск и выражается в звездных величинах. Чем слабее видна звезда, тем больше ее звездная величина. Более яркие звезды могут иметь нулевую или отрицательную звездную величину. Так, видимая звездная величина Солнца составляет -27т, Луна в полнолуние имеет звездную величину -12,5т. Сегодня наблюдения с использованием современных телескопов позволяют обнаружить излучение объектов до 30'”.
Самое большое созвездие Гидра имеет одну звезду ярче 2,5"’. Некоторые созвездия так бедны яркими звездами, что на небе почти незаметны. Например, в созвездии Микроскоп самые яркие звезды 4,7т.

Основные точки и линии небесной сферы

Рассмотрим основные элементы небесной сферы, которые можно использовать для ориентирования или навигации. Если наблюдатель находится в центре небесной сферы О, прямая 707', называемая вертикалью наблюдателя, совпадает с направлением линии отвеса (груза на нити) в месте наблюдения (рис. 2.2). Эта линия пересекает небесную сферу в точках Z (зенит) над головой наблюдателя и Z'(надир). Плоскость большого круга небесной сферы NWSEперпендикулярна отвесной линии и называется математическим горизонтом. Окружность, ограничивающую плоскость NWSE(линию пересечения плоскости и небесной сферы), называют истинным горизонтом.
Следует подчеркнуть отличие истинного от видимого горизонта на суше. Линия неровная, ее точки видимого горизонта могут лежать и выше, и ниже истинного. Истинный горизонт делит небесную сферу на видимую и невидимую наблюдателю половины. Круг, проходящий через зенит и надир, называют небесным меридианом. Истинный горизонт пересекается с небесным мерид ианом в точках севера Nи юга S.Линию NOS называют полуденной линией.

Суточное движение светил

Земля за сутки делает один полный оборот вокруг своей оси, вращаясь с запада на восток. Для наблюдателя на Земле небесные объекты совершают оборот в обратном направле-
ГЛАВА 6. НАША ГАЛАКТИКА
§ 22. Наша Галактика
Наблюдаемые невооруженным глазом отдельные объекты на небесной сфере распределены неравномерно, имеют разную яркость. И почти все они входят в состав нашей Галактики. В начале XVII в. Г. Галилей установил, что наблюдаемая полоса, которую греки называли «галаксиас» (молочный круг), также состоит из большого числа звезд. Каждый может убедиться в этом, используя обычный бинокль. Серебристая полоса Млечного Пути «охватывает» более чем 20 созвездий.
Окончательное понимание того, что мы принадлежим к определенной системе, пришло с открытием других систем — галактик. Так, наблюдение цефеид в галактике Андромеды позволило убедиться, что она — система, подобная нашей.
Нашу систему небесных тел, включая звезды, назвали Галактикой. Для земных наблюдателей Галактика проецируется на небесную сферу в виде полосы Млечного Пути.
22.1. Состав нашей Галактики
Иногда можно встретить высказывание о том, что галактики, включая и нашу, — это звездные системы. Такая формулировка является неполной. Действительно, в состав Галактики входят звезды, и в различных областях Млечного Пути их число различно: по мере удаления от него убывает и число звезд. Звезды могут встречаться одиночные, двойные, кратные, но чаще образуют группы — звездные скопления — группы звезд, связанных взаимным тяготением. Наиболее известные из них — рассеянное звездное скопление Плеяды в созвездии Тельца, шаровое скопление в Геркулесе. Исследования показали, что возраст звезд в Галактике различен — от очень старых, возраст которых порядка 15 • 109лет, до очень молодых, возраст которых не превышает 105лет. Группы наиболее молодых звезд получили название звездных ассоциаций.
Наряду со звездами, звездными скоплениями и ассоциациями в состав Галактики входит большое количество разреженного газа и мелких частиц пыли — межзвездная среда. Она характеризуется неоднородностью структуры и большим разнообразием физических условий в зависимости от взаимного со звездами месторасположения. Так, близко расположенные звезды спектральных классов О и В мощным ультрафиолетовым излучением ионизируют газ межзвездной среды, вызывая переизлучение. Более слабые звезды лишь подсвечивают межзвездную среду, мы наблюдаем светлые диффузные туманности неправильной формы. Имеющие правильную форму планетарные туманности — обладатели горячей звезды в центре, а газ, из которого состоит туманность, ранее входил в состав атмосферы этой звезды. Вдали от ярких звезд межзвездная среда невидима. Межзвездная пыль сильно ослабляет свет. Так, в области Млечного Пути земные и космические обсерватории в видимых лучах не могут исследовать Галактику из-за значительного межзвездного поглощения. В среднем оно составляет в диске Галактики 1-1,5" на 1 пк, в то время как Солнечная система удалена от центра Галактики на расстояние порядка 8000 пк. Туманности, состоящие в основном из пыли, видны как темные участки, поглощая свет находящихся за ними звезд.
Наличие водорода в межзвездной среде можно определить, используя радиоастрономический метод: нейтральный водород, составляющий более 95% от всего водорода Галактики, излучает радиоволны на длине волны 21 см. С учетом эффекта Доплера можно судить не только о его наличии, но и о характере движения. Оказалось, что температура нейтрального водорода в Галактике — порядка 100 К, а его значительная часть находится в молекулярном состоянии. Подавляющая часть сосредоточена вблизи галактической плоскости, образуя диск радиусом порядка 15 кпк и толщиной близ Солнечной системы порядка 500 пк. При этом диск разделен на рукава — спиральные ветви Галактики. Они носят названия тех созвездий, в которых наблюдаются. Так, рукав Стрельца, располагающийся на расстоянии около 7 кпк от центра Галактики, состоит из нейтрального водорода и множества горячих звезд спектральных классов О и В. Далее следует рукав Ориона, который содержит нейтральный водород и голубовато-белые горячие звезды. У края этого рукава к северу от галактической плоскости находится Солнечная система. Рукав Персея расположен в пространстве до 15 кпк от центра Галактики. В водородно-звездных рукавах сосредоточено основное количество пыли и газопылевых облаков. Звезды, входящие в рукава, и образуют на небе Млечный Путь. Более старые звезды расположены вне спиральных ветвей Галактики.
Точный рисунок спиральных рукавов еще не определен с высокой долей достоверности, так как сами рукава наблюдаются в проекции друг на друга сквозь плотные облака межзвездного вещества, которое значительно поглощает свет. Согласно современным представлениям спиральные ветви возникают в результате распространения гигантских по размеру волн сжатия и разрежения, распространяющихся по газозвездному диску Галактики. Они возникают при соударении межзвездного газа, накопленного в спиральных ветвях, с газом, который при круговом движении вокруг центра Галактики «догоняет» спиральные ветви и входит в них со сверхзвуковой скоростью. Спиральные ветви обращаются вокруг центра Галактики в ту же сторону, что и газ и звезды, но с меньшей скоростью. Вдоль фронта ударной волны набегающий газ тормозится и уплотняется. Вследствие повышения давления весь газ оказывается в плотной фазе — образуются газопылевые комплексы, наблюдаемые на внутренних сторонах спиральных ветвей. Возникающая при этом термохимическая неустойчивость совместно с гравитационной неустойчивостью приводят к возникновению самогравитирующих сгустков газопылевого вещества — протозвезд.
Еще одним объектом Галактики являются различные элементарные частицы, обладающие околосветовыми скоростями и большими энергиями, — космические лучи. Со всех направлений на Землю приходит одинаковый поток космических лучей, что говорит об изотропности их пространственного распределения. Проходя через земную атмосферу, космические лучи сталкиваются с молекулами атмосферы и порождают новые высокоэнергичные частицы — вторичные космические лучи.
По химическому составу космические лучи включают протоны, ядра гелия, релятивистские электроны, характеризуются достаточно высоким содержанием ядер легких элементов (литий, бериллий, бор), практически отсутствующих в звездах, и значительным превышением среднего количества таких элементов, как железо, кремний, магний, содержание которых во Вселенной на порядок ниже. Источники космических лучей различны. Это вспышки сверхновых, нейтронные звезды.
На движение космических лучей в Галактике существенно влияют магнитные поля. Изотропия космических лучей свидетельствует о «запутанности» силовых линий межзвездного магнитного поля. Однако в среднем магнитное поле Галактики ориентировано вдоль ее спиральных ветвей.
Магнитная индукция межзвездного магнитного поля невелика и составляет 10-5 от величины индукции магнитного поля Земли у ее поверхности. Поле Галактики охватывает весь межзвездный газ, обладающий электрической проводимостью, поэтому в магнитном поле рождаются индукционные токи.
В середине XX в. было обнаружено, что излучение далеких звезд поляризовано. Подобная межзвездная поляризация объяснима рассеянием света и поглощением его на ориентирован-
ОГЛАВЛЕНИЕ
§ 1. Предмет астрономии. Особенности астрономии как науки3

Роль астрономии в развитии цивилизации3

Эволюция взглядов человека на Вселенную.

Геоцентрическая и гелиоцентрическая системы4

Особенности методов познания в астрономии8

Телескопы9

Практическое применение астрономических

исследований16

Современные представления о структуре

и масштабах Вселенной17
Вопросы и задания17
§ 2. Небесные координаты19

Созвездия и небесная сфера19

Видимая звездная величина21

Основные точки и линии небесной сферы21

Суточное движение светил22

Системы небесных координат24

Звездный глобус и звездные карты28

Вопросы и задания31
§ 3. Видимое движение Солнца и Луны32

Видимое движение Солнца32

Движение и фазы Луны35

Солнечные и лунные затмения40

Вопросы и задания47
§ 4. Связь видимого расположения объектов на небе и географических координат наблюдателя
(Практическая работа № 1)49
§ 5. Время и календарь56

Понятие суток в астрономии56

Измерение времени58

Летоисчисление и календарь61

Современный календарь62

Вопросы и задания64
§ 6. Наблюдение звездного неба (Лабораторная работа № 1)65
§ 7. Наблюдение планет69

Конфигурации и условия видимости

внутренних планет70

Конфигурации и условия видимости

внешних планет72
Вопросы и задания75
Глава 3. Законы движения небесных тел77
§ 8. Методы определения расстояний и размеров тел
Солнечной системы77

Методы определения расстояний до тел

Солнечной системы77

Методы определения размеров тел Солнечной системы80

Вопросы и задания81
§ 9. Небесная механика83

Законы Кеплера83

Закон всемирного тяготения87

Уточненные первый и третий законы Кеплера88

Подтверждение справедливости закона

всемирного тяготения90
Вопросы и задания94
§ 10. Движение искусственных небесных тел95

Движение искусственных спутников Земли.

Первая космическая скорость95

Движение космических аппаратов.

Вторая и третья космические скорости99

Исторические этапы развития

пилотируемых полетов102
Вопросы и задания103
§ 11. Применение законов Кеплера
(Практическая работа № 2)104
Глава 4. Солнечная система107
§ 12. Происхождение Солнечной системы107

Особенности Солнечной системы

как единого комплекса небесных тел107

Теоретические гипотезы происхождения

Солнечной системы109

Современные представления

о происхождении Солнечной системы110
Вопросы и задания112
§ 13. Планеты земной группы113

Меркурий114

Венера117

Система «Земля—Луна»119

Марс и его спутники124

Вопросы и задания128
§ 14. Планеты-гиганты129

Юпитер, его кольца и спутники132

Сатурн, его кольца и спутники135

Уран, его кольца и спутники138

Нептун, его кольца и спутники140

Вопросы и задания142
§ 15. Малые тела Солнечной системы144

Астероиды144

Карликовые планеты147

Кометы149

Метеорные тела152

Другие малые тела Солнечной системы156

Вопросы и задания157
Глава 5. Звезды158
§ 16. Методы изучения звезд158

Анализ электромагнитного излучения158

Спектральный анализ161

Энергетические методы оценки физических

параметров звезд162
Вопросы и задания164
§ 17. Солнце и его особенности165

Физические особенности Солнца166

Состав и строение Солнца168

Источники энергии Солнца171

Солнечная активность172

Солнечно-земные связи175

Вопросы и задания177
§ 18. Основные характеристики звезд179

Пространственные скорости звезд179

Цвет, температура и светимость звезд184

Масса и размеры звезд187

Спектры и спектральные классызвезд189

Связь между физическими характеристиками звезд191

Вопросы и задания194
§ 19. Переменные и нестационарные звезды196

Причины изменения яркости светил196

Периодические и долгопериодические звезды и их

особенности198

Нестационарные (эруптивные) звезды201

Вопросы и задания205
§ 20. Внутреннее строение и источники энергии звезд
(Практическая работа № 3)207
§ 21. Эволюция звезд217

Начальная стадия эволюции звезд217

Пребывание звезды на главной последовательности220

Конечные стадии эволюции звезд222

Открытие экзопланет223

Проблема существования жизни во Вселенной2Т1

Вопросы и задания232
§ 22. Наша Галактика234

Состав нашей Галактики234

Структура Галактики238

Характеристики Галактики240

Проблема скрытой массы241

Вопросы и задания243
§ 23. Звездные скопления, межзвездные газ и пыль
(Практическая работа № 4)245
Глава 7. Галактики. Строение и эволюция Вселенной254
§ 24. Другие галактики254

Классификация галактик254

Состав и физические особенности галактик257

Определение расстояний до галактик259

Активные ядра галактик260

Вопросы и задания262
§ 25. Эволюция Вселенной263

Теоретические основы модели однородной

и изотропной Вселенной263

Космологическая модель Вселенной266

«Проблема темной энергии»268

Теория Большого взрыва270

Этапы эволюционного развития Вселенной272

Вопросы и задания273
Приложение. Характеристики планет Солнечной системы275
Литература276
Учебное издание
КУНАШ Марина Анатольевна
Астрономия
Общеобразовательная подготовка