Астрономія

КОНСПЕКТ УРОКУ: Астрономія – фундаментальна наука, яка вивчає об’єкти Всесвіту та Всесвіт в цілому. Предмет астрономії. Її розвиток і значення в житті суспільства. 

ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:

Астрономія – фундаментальна наука, яка вивчає об’єкти Всесвіту та Всесвіт у цілому.

Астрономія (від грец. Astron – світило, зоря, nomos – закон) – наука, яка вивчає будову, рух, походження і розвиток небесних тіл, їх систем та Всесвіт у цілому.

В основі астрономії лежать спостереження, що істотно відрізняє її від інших природничих наук, в яких основним джерелом знань є експеримент.

Причини появи астрономії:

• Потреба у вимірюванні часу;

• Визначенні суходільних та морських шляхів;

• Передбаченні сезонних явищ (дощів, снігопадів, посух).

З розвитком астрономії її важливими завданнями стали:

• Пояснення і прогнозування астрономічних явищ (сонячні і місячні затемнення, поява комет, проходження повз Землю астероїдів та великих метеорних тіл).

• Вивчення фізичних процесів, які відбуваються в надрах та атмосферах відомих планет (еволюція Землі, ймовірність небезпеки зіткнення нашої планети з іншими тілами, стійкості Сонячної системи);

• Відкриття нових об’єктів Сонячної системи;

• Дослідження процесів, що відбуваються на Сонці.

• Вивчення еволюції далеких зір.

Перспективи астрономії:

Місяць – освоєння супутника та зведення станції для спостережень.

Марс – перша експедиція з астронавтами на іншу планету (Mars One – 2030 і роки)

Сонце – дослідження внутрішньої будови зірки та механізмів сонячної активності.

Основні розділи астрономії

1. Астрометрія – розділ, що займається розробкою методів визначення положення небесних тіл та їх систем і відстаней до них у Всесвіті; розв’язання проблем вимірювання часу.

2. Небесна механіка – розділ , що вивчає закони руху небесних тіл та їхніх систем.

3. Астрофізика – розділ, що вивчає фізичну природу, хімічний склад і внутрішню будову космічних тіл та їх взаємодії.

4. Зоряна астрономія –  розділ, що вивчає будову нашої Галактики та інших зоряних систем.

5. Космогонія – розділ, що розглядає питання походження і еволюції космічних тіл.

6. Космологія  – розділ астрономії, що вивчає будову та еволюцію Всесвіту як єдиного цілого.

7. Радіо…, нейтринна…, рентгенівська…, гамаастрономія – дослідження Всесвіту за допомогою електромагнітних випромінювань та  частинок.

Відносно Сонця планети знаходяться у такій послідовності: найближча — Меркурій, за ним — Венера, Земля, Марс, Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун 

За Нептуном навколо Сонця обертаються ще тисячі холодних і темних планет, які майже не освітлюються промінням Сонця.

Неозброєним оком на небі можна побачити близько 6000 зір, які утворюють 88 сузір’їв.

Великі скупчення зір, що утримуються силою тяжіння, називають галактиками. У Всесвіті знаходяться мільярди галактик, серед яких розміщується й наша Галактика — Молочний, або Чумацький Шлях, яка утворює на нічному небі сріблясту смугу. Наша Галактика налічує 4∙1011 зір, і її діаметр такий величезний, що промінь світла зі швидкістю 300 000 км/с «мандрує» з одного її кінця до іншого протягом 200 000 років. Всі зорі обертаються навколо центра Галактики, подібно до того, як планети рухаються навколо Сонця.

Завдяки астрономії Всесвіт перетворився на величезну лабораторію, в якій перевіряються гіпотези, відпрацьовуються технології та приймаються передові технологічні рішення. 

            КОНСПЕКТ УРОКУ:  

          Небесні світила й небесна сфера.  Сузір’я. Зоряні величини 

ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:

Небесна сфера - уявна сфера довільного радіуса, центр якої, залежно від розв’язуваного завдання, сполучається з тією або іншою точкою простору.

Кутовою відстанню між двома точками сфери є кут між радіусами, проведеними в ці точки. Зауважимо, що коло, отримане при перетині небесної сфери площиною, яка проходить через центр сфери, називається великим колом, а якщо площина не проходить через центр — малим колом.

Прямовисною лінією (ZZʹ) називають пряму, яка проходить через центр небесної сфери. Її напрямок задається силою тяжіння Землі в точці спостереження і визначається за допомогою виска-тягарця, підвішеного на нитці. Зеніт (Z) — верхня точка перетину прямовисної лінії з небесною сферою, а надир (Zʹ) — точка небесної сфери, протилежна зеніту. 

Великий круг небесної сфери, перпендикулярний до вертикалі, називається математичним, або справжнім, горизонтом.

Вісь світу (PNPS) — це пряма, що проходить через центр небесної сфери паралельно осі обертання Землі й перетинає небесну сферу у двох діаметрально протилежних точках. Точка перетину осі світу з небесною сферою, поблизу якої розташована Полярна зоря, називається Північним полюсом світу (PN), з протилежного боку розташований Південний полюс світу (PS). 

Полярну зірку називають зіркою-компасом, бо вона є орієнтиром, який вказує напрям на північ.

Небесний екватор — велике коло, яке проходить через центр небесної сфери і перпендикулярне до осі світу. Він ділить небесну сферу на Північну півкулю з вершиною в Північному полюсі світу та Південну — з вершиною в Південному полюсі світу.

Коло схилень світила (PNMPS)— це велике коло небесної сфери, що проходить через полюси світу й саме світило.

Велике коло небесної сфери, яке проходить через точки зеніта, надира та полюси світу, називають небесним меридіаном. Він перетинається з математичним горизонтом у двох діаметрально протилежних точках. Точка перетину математичного горизонту й небесного меридіана, найближча до Північного полюса світу, називається точкою півночі (N). Точка перетину математичного горизонту й небесного меридіана, найближча до Південного полюса світу, називається точкою півдня (S). Пряма, що поєднує точки півночі й півдня, називається полуденною лінією (NS). Вона лежить на площині математичного горизонту.

Математичний горизонт з небесним екватором також перетинаються у двох діаметрально протилежних точках — точці сходу (E) й точці заходу (W).

Якщо спостерігач стоїть в центрі небесної сфери обличчям до точки півночі, праворуч від нього буде розташована точка сходу, а ліворуч — точка заходу.

Кутова відстань світила від горизонту називається висотою світила h. Наприклад, висота зірки в зеніті дорівнює 90°.

Висота полюса світу дорівнює географічній широті місцевості:

hp=φ.

Зорі, розташовані на небесному екваторі над горизонтом, перебувають стільки ж часу, як і під ним. Видимий річний шлях Сонця серед зір називають екліптикою. Двічі на рік (навесні — 20-21 березня та восени — 22-23 вересня) перебуває на небесному екваторі у точках весняного («») та осіннього («») рівнодень. У цей час день дорівнює ночі.

Точку небесного екватора, через яку Сонце під час свого руху по екліптиці переходить з Південної півкулі неба в Північну, називають точкою весняного рівнодення. Точка небесного екватора, через яку Сонце переходить з Північної півкулі небесної сфери у Південну, — точка осіннього рівнодення.

Явище проходження світла через небесний меридіан називають кульмінацією. 

Час s, що минув від верхньої кульмінації точки весняного рівнодення, називають зоряним часом.

Інтервал часу між двома послідовними верхніми кульмінаціями точки весняного рівнодення називають зоряною добою.

СУЗІР’Я. ЗОРЯНІ ВЕЛИЧИНИ.

Відстані в космічному просторі такі великі, що вимірювати їх у звичайних для нас кілометрах незручно, тому астрономи вибрали одиницями вимірювання астрономічну одиницю та світловий рік. 

Астрономічна одиниця (а. о.) — середня відстань між центрами Землі та Сонця. 1 а. о. ≈ 150 · 106 км

Світловий рік (св. рік) — відстань, яку проходить світловий промінь за 1 рік, рухаючись зі швидкістю 300 000 км/с. 1 св. рік ≈ 1013 км

За межами Сонячної системи, на відстані понад 100000 а. о., починається зона тяжіння інших зір. Неозброєним оком на небі можна побачити близько 3000 зір, які утворюють 88 сузір’їв. Насправді зір набагато більше, але від далеких світил надходить так мало світла, що їх можна спостерігати тільки в телескоп.  Клавдій Птоломей (бл. 90-161 pp.) у праці «Альмагест» («Велика будова») описав 48 сузір'їв, серед яких були Велика Ведмедиця, Мала Ведмедиця, Цефей, Ліра, Кассіопея, Пегас, Телець, Овен, Скорпіон, Діва, Андромеда, Волопас тощо. Багато назв сузір'їв, які використовуються тепер, мають грецьке походження і пов'язані з іменами міфологічних персонажів. Деякі відомі сузір’я містять добре помітні фігури, складені яскравими зорями, які легко впізнати. Наприклад, Велика Ведмедиця (контур ковша), Оріон (фігура мисливця), Лев (контур лежачого лева), Скорпіон. Інші сузір’я не мають таких визначених контурів і містять менш яскраві зорі. Розподіл зір між сузір’ями довільний, і різні культури виділяють на небі різні сузір’я. Однак декілька найпомітніших контурів, складених яскравими зорями, виділяються більшістю культур, хоча зазвичай вони отримують різні назви. Таким є сузір’я Оріон. Винайдення телескопа дозволило детальніше оглядати небо. Астрономи, побачивши багато нових зір, об'єднували їх у сузір'я. Так на небі з'явилися Жираф, Єдиноріг, Муха, Голуб, Гончі Пси, Ящірка, Малий Лев, Секстант, Лисичка, Рись, Щит. Сім останніх сузір'їв виділив видатний польський астроном Ян Гевелій (1611-1687 p.). До речі, Щит, напевно, єдине сузір'я, назване на честь історичної особи — йдеться про щит польського короля Яна Собєського.

Відкриваючи нові зорі, астрономи дописували їх до вже існуючих сузір'їв, або групували в нові. Таким чином, на початку XX століття існувало 108 сузір'їв і 9 окремих груп зір типу Плеяд. У 1922 році на конгресі Міжнародного астрономічного союзу зменшили кількість сузір'їв до 88 та встановили між ними межі. Отже, сузір'я — це ділянка зоряного неба у встановлених межах.

Великі скупчення зір, що утримуються силою тяжіння, називають галактиками.

Зоряні величини. Уперше умовну шкалу зоряних величин ввів для визначення яскравості зір грецький астроном Гіппарх у II ст. до н. е. Тоді астрономи вважали, що зорі розміщені на однаковій відстані від Землі, тому яскравість залежить від розмірів цих світил. Заразтми знаємо, що зорі навіть в одному сузір’ї розташовуються на різних відстанях, тому видима зоряна величина визначає тільки деяку кількість енергії, яку реєструє наше око за певний проміжок часу.

Гіппарх розділив усі видимі зорі за яскравістю на 6 своєрідних класів — 6 зоряних величин. Найяскравіші — зорі першої величини, більш слабкі — другої, а найслабші, які ледве видно на нічному небі, — шостої. 

У XIX ст. англійський астроном Н. Погсон (1829–1891) доповнив визначення зоряної величини ще однією умовою: зорі першої зоряної величини мають бути у 100 разів яскравіші за зорі шостої величини. 

На зоряному небі яскравих зір 1-ої зоряної величини – 12. На території України доступні для спостереження 11 з них.

З 1603 р. діє система позначень зір, яку запропонував німецький астроном Йоган Байєр. У цій системі назва зорі складається з двох частин: з назви сузір’я, якому належить зоря, і літери грецького алфавіту. При цьому перша літера грецького алфавіту α відповідає найбільш яскравій зорі в сузір’ї, β - другій за блиском зорі і т. д. Наприклад, Регул -  α Лева - це найяскравіша зоря в сузір’ї Лева, Денеaола - β Лева — друга за блиском зоря в цьому сузір’ї.  З розвитком науки та у зв’язку з винаходом телескопів кількість досліджуваних зір збільшувалася. Для їхнього позначення вже не вистачало літер грецького алфавіту. І тоді зорі почали позначати латинськими літерами. Коли  закінчилися й вони, зорі стали позначати цифрами (наприклад, 61 Лебідь).

            КОНСПЕКТ УРОКУ:

            Визначення відстаней до небесних тіл  

ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:

1) Одиниці вимірювання в астрономії.

Відстані, з якими має справу астрономія, дуже великі. Використовувати тут звичні для нас одиниці вимірювання незручно і складно. Тому для вимірювання великих відстаней в астрономії застосовують деякі інші одиниці:

– астрономічна одиниця (а.о.), яка дорівнює середній відстані Землі від Сонця, тобто 149,6 млн км. Ця одиниця використовується для вимірювань відстаней в межах Сонячної системи. В цих одиницях середня відстань Плутона від Сонця становить 39,5 а.о.

– світловий рік (св. рік), тобто відстань, яку проходить світло (зі швидкістю приблизно 300 000 км/с) за один рік. Між цим одиницями існує таке співвідношення:

1 св.р.= 9,46 ·1012 км = 63 240 а.о.

і використовуються вони для вимірювання відстаней в нашій Галактиці.

Для вимірювання відстаней за межами нашої Галактики використовується найчастіше парсек ( пс ).

Парсек – це така відстань, з якої середній радіус земної орбіти (що дорівнює 1 а.о.), перпендикулярний до променя зору, видно під кутом в 1″(одна кутова секунда). 1 парсек (пс) = 3,262 св.р. = 206 265 а.о.     

Відстань планет до Сонця

Меркурій – 58 млн. км = 0,39 а. о;

Венера – 108 млн. км = 0,72 а.о;

Земля – 150 млн. км = 1.0 а.о;

Марс – 228 млн. км = 1,5 а.о;

Юпітер – 778 млн. км = 5,2 а.о;

Сатурн – 1,43 млрд. км = 9,5 а.о;

Уран – 2,87 млрд. км = 19,2 а.о;

Нептун – 4,5 млрд. км = 30,1 а.о;

Плутон – 5,95 млрд. км.

2) Визначення відстаней до тіл Сонячної системи засновано на вимірюванні їх горизонтальних паралаксів. 

Кут p, під яким зі світила видний радіус Землі, перпендикулярний до променя зору, називають горизонтальним паралаксом.

Чим більшою є відстань до світила, тим меншим є кут p. Припустимо, що потрібно виміряти відстань L від центра Землі С до світила S. За базис беруть радіус Землі R⊕ і вимірюють кут ∠ASС = p — горизонтальний паралакс світила, тому що одна сторона прямокутного трикутника — катет AS є горизонтом для точки A. З прямокутного трикутника СAS визначаємо гіпотенузу СS:

OS=L=R/sin p

Для того щоб визначити горизонтальний паралакс світила S, потрібно двом спостерігачам одночасно з точок A і B виміряти небесні координати цього світила. Ці координати, які вимірюють одночасно з двох точок — A і B, трохи відрізнятимуться. На основі цієї різниці координат визначають величину горизонтального паралакса. 

Чим далі від Землі спостерігається світило, тим менше буде значення паралакса. Наприклад, найбільший горизонтальний паралакс має Місяць, коли він перебуває найближче до Землі: p = 1°01′. 

Горизонтальний паралакс планет набагато менший, і він не залишається сталим, адже відстані між Землею та планетами змінюються. Серед планет найбільший паралакс має Венера — 31′′, а найменший паралакс 0,21′′ — Нептун.

Зорі розташовані в мільйони разів далі, ніж Сонце, тому горизонтальні паралакси зір відповідно в мільйони разів менші.

Для визначення відстаней до тіл Сонячної системи користуються найбільш точним методом вимірювання — радіолокаційним. Вимірявши час t, необхідний для того, щоб радіолокаційний імпульс досяг небесного тіла, відбився й повернувся на Землю, обчислюють відстань L до цього тіла за формулою: 

L = c*(t/2)

де с — швидкість світла ≈ 3·108 м/с.

За допомогою радіолокації визначені найбільш точні значення відстаней до тіл Сонячної системи, уточнені відстані між материками Землі.

Відстані до близьких зір визначають за допомогою вимірювання їхнього річного паралаксу.

Річний паралакс – визначає кут (π), під яким із зорі видно середній радіус Земної орбіти (1 а.о.) перпендикулярний, до напрямку зорі. 

r = α / sin π,

де а = 1 а.о – радіус земної орбіти, π – річний паралакс зорі.

Річний паралакс зірки — це зміна координат зірки, викликана зміною положення спостерігача через обертання Землі навколо Сонця. Є доказом руху Землі навколо Сонця і основним методом вимірювання відстаней до зірок. Величина річного паралакса даної зірки дорівнює куту, під яким велику піввісь земної орбіти видно з відстані цієї зірки. 

КОНСПЕКТ УРОКУ: Небесні координати 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:

Небесні координати – це центральні кути або дуги великих кіл небесної сфери, за допомогою яких визначають положення світил відносно основних кіл і точок небесної сфери. 

Меридіани на Землі проходять через географічні полюси та точки спостереження. Початковий (нульовий) меридіан проходить поблизу місцезнаходження колишньої Гринвіцької обсерваторії. 

Однією з найвідоміших і найпростіших систем небесних координат є горизонтальна система координат. Під час астрономічних спостережень зручно визначати положення світил відносно горизонту. Горизонтальна система координат використовує за основу коло дійсного горизонту. У цій системі координат є висота h і азимут А.

Висота світила h – кутова відстань світила від справжнього горизонту, виміряна вздовж вертикального кола. 

Висота визначається в градусах, хвилинах і секундах. Вона вимірюється в межах від 0 до 90° до зеніту, якщо світило перебуває у видимій частині небесної сфери, і від 0 до -90° до надира, якщо світило переaуває під горизонтом.

Для вимірювання азимутів за початок відліку беруть точку півдня.

Азимут світла А – кутова відстань, вимірювана вздовж справжнього горизонту від точки півдня до точки перетину горизонту з вертикальним колом, що проходить через світило.

Азимут відраховується на захід від точки півдня в межах від 0 до 360°. Горизонтальна система координат використовується під час топографічної зйомки, у навігації. Унаслідок добового обертання небесної сфери висота й азимут світила з часом змінюються. Отже, горизонтальні координати мають певне значення тільки для відомого моменту часу.

Для побудови зоряних карт і складання зоряних каталогів за основне коло небесної сфери зручно прийняти коло небесного екватора.

Небесні координати у системі яких головним колом є небесний екватор, називають екваторіальною системою координат.

У цій системі координатами є схилення і пряме піднесення.

Схиленням δ називається кутова відстань світила від небесного екватора, виміряна вздовж кола схилення. 

Кругом схилення називається велике коло небесної сфери, що проходить через полюси світу і дане світило.

Схилення лежить у межах -90° < δ < 90° і приймається додатним у північній півкулі небесної сфери та від'ємним — у південній. Наприклад, для точок на небесному екваторі δ = 0°, а для полюсів світу δр = 90°, δр’=-90°.

Точку, у якій центр Сонця перетинає екватор під час руху з Південної півкулі до Північної, називають точкою весняного рівнодення ϒ, протилежну – точкою осіннього рівнодення Ω. 

Прямим піднесенням (або прямим сходженням) а називається кутова відстань круга схилення світила від точки весняного рівнодення . Цю координату відлічують у напрямі, протилежному до напряму обертання небесної сфери і виражають в годинній мірі. Пряме піднесення змінюється в межах 0 год < α < 24 год. Усьому колу небесного екватора відповідає 24 години (або, що те саме, 360°). Тоді 1 год = 15°, а 4 хв = 1°. Наприклад, α γ = 0 год, αΩ = 12 год. 

Координати зір в екваторіальній системі координат не пов′язані з добовим рухом небесної сфери і змінюються дуже повільно. Тому вони застосовуються для складання зоряних карт і каталогів.

Зоряні карти – це проекції небесної сфери на площину з нанесеними на неї об′єктами в певній системі координат. 

Зоряний атлас – набір зоряних карт суміжних ділянок неба, що вкривають усе небо або деяку його частину.

КОНСПЕКТ УРОКУ: Типи календарів. Астрономія та визначення часу 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:

Систему відліку тривалих проміжків часу називають календарем (від латинських caleo — проголошую і календаріум — боргова книга; у Стародавньому Римі початок кожного місяця і року жерці оголошували окремо, і першого числа сплачувались борги). 

Залежно від того, який періодичний процес покладений в основу, календарі поділяють на три типи: сонячні, місячні, сонячно-місячні. 

Якщо це рух Сонця по екліптиці, то календар — сонячний, якщо зміна фаз Місяця - місячний, якщо і те, й інше — сонячно-місячний. Необхідними умовами календаря є збіг календарного року із тривалістю оберту Сонця по екліптиці, та ціла кількість діб у календарному році. Невиконання цих умов призвело б до того, що новий рік починався б у різний час доби, а календарні дати через деякий час випадали б на різні пори року. Труднощі при складанні календарів пов'язані з тим, що тривалість тропічного року Тγ, синодичного місяця SС і сонячної доби є некратними: Тγ = 365,2422 діб; SC = 29,53 діб. Тропічний рік — проміжок часу між двома послідовними проходженнями центра диска Сонця через середню точку весняного рівнодення.

Найвідомішим місячним календарем є арабський, а китайський календар - сонячно-місячний.

У сучасному календарі усіх європейських країн за основу береться 1 тропічний рік, але при створенні ідеального календаря виникає ускладнення, адже тропічний рік не має цілого числа діб. 

Довгий час в Європі користувалися юліанським календарем, який був запроваджений ще Юлієм Цезарем у 46 р. до н. е. У цьому календарі тривалість тропічного року була взята за 365 діб 6 год 00 хв 00 с, а для того, щоб рік мав ціле число діб, було прийнято, що кожні три роки поспіль триватимуть по 365 діб, а четвертий рік — 366 діб (високосний рік). Рік, номер якого кратний 4, - високосний. Але в середньому кожний календарний рік був довший за тропічний на 11 хв 14 с (365 діб 6 год 00 хв 00 с — 365 діб 5 год 48 хв 46 с). Тобто коли тропічний рік уже реально закінчувався, рік за юліанським календарем тривав ще 11 хв 14 с. Тому за чотири роки похибка накопичувалася, і календар відставав уже на 44 хв 56 с, а за 400 років — майже на 3 доби. Юліанський календар був домінуючим півтора тисячоліття. За цей час весняне рівнодення зсунулося на 10 діб назад.

У XVI ст. папа Григорій XIII провів реформу календаря — наказав вилучити 10 «зайвих» діб (після 4 жовтня 1582 року наступило 15 жовтня цього ж року) і не вважати високосними роки, номери яких діляться на 100, але не діляться на 400. Наприклад, 2000 рік — високосний, а 2100, 2200, 2300 - прості.

Григоріанський календар, що діє в наш час, виправив цю неточність. У ньому вилучили три доби з кожних 400 років, тобто три високосні роки зробили простими. Григоріанський календар називають новим стилем.

Григоріанський календар теж не є ідеальним, але похибку на одну добу він дає приблизно через 33 століття. Фактично, це вічний календар. Зараз він найпоширеніший у світі. Григоріанський календар є головним календарем християнського світу, хоча для визначення дат свят православна церква чомусь користується старим стилем, який на даний час відстає від нового на 13 діб. Наприклад, у католиків Різдво 25 грудня, а у православних - через 13 днів - 7 січня. Часто роки юліанського та григоріанського календарів позначають буквами A.D., що Означає «року божого», наприклад, 2003 A.D.

Тепер різниця між юліанським і григоріанським календарями досягла вже 13 діб і ще збережеться в XXI ст. У цивільному житті України новий стиль був запроваджений урядом Центральної Ради в 1918 р.

Початок літочислення у календарі називається ерою (із латинської - вихідне число). Відомо понад 200 ер. Рахували роки і від «заснування Риму» (у Стародавньому Римі), і від вступу династії чи монарха на престол (у Китаї), і від «сотворіння світу» (у Візантії та на Русі). 

Літочислення, яке ведеться від народження Ісуса Христа, називають новою ерою (н.е.), а в зворотному напрямі — до нової ери (до н.е.).

Астрономія та визначення часу. Час є філософською, фізичною та соціальною категорією, тому задача точного вимірювання часу є однією з найважливіших проблем сучасної науки. З нашого досвіду відомо, що час «тече» рівномірно, подібно до води в тихій річці. За цим принципом в давнину були сконструйовані водяні та пісочні годинники. З часом був створений механічний годинник, дія якого основана на принципі періодичних коливань маятника, що довго може зберігати сталим період своїх коливань. Принцип дії найточніших сучасних електронних годинників базується на використанні коливань в електромагнітному полі кристалів або навіть окремих молекул.

Хоча годинники протягом віків змінювали вигляд і збільшувалась точність вимірювань, деякі одиниці для визначення часу залишилися одними й тими самими — рік і доба, тому що вони пов’язані з рухом Землі навколо Сонця та її обертанням навколо своєї осі.

Для визначення кутової швидкості обертання Землі орієнтирами можуть служити небесні світила — Сонце, зорі та ін. Тому і використовують дві системи відліку часу — зоряний час і сонячний час. Зоряний час переважно використовують астрономи, а в повсякденному житті люди застосовують тільки сонячний час. 

Проміжок часу, що дорівнює одному періоду обертання Землі навколо власної осі, називають добою.

Залежно від способу визначення цього періоду в астрономії використовують означення: справжня сонячна доба.

Справжня сонячна доба — проміжок часу між двома послідовними однойменними (верхніми або нижніми) кульмінаціями центра сонячного диска.

Сонячний час у певному місці, або місцевий час, можна визначити за допомогою сонячного годинника — звичайної палички, тінь від якої допоможе приблизно виміряти місцевий час. 

У повсякденному житті користуватись місцевим часом незручно, адже в кожній точці на поверхні Землі він різний, і ми, переїжджаючи від одного місця до іншого, мусили б постійно переводити стрілки годинника на кілька хвилин. Ця проблема усувається, якщо користуватись поясним часом, який запровадили наприкінці XIX ст. Землю поділили меридіанами на 24 годинні пояси і домовились, що всі годинники в одному поясі будуть показувати однаковий час, який дорівнює місцевому часу середнього меридіана. 

Місцевий час визначається за допомогою сонячного годинника. Кожний меридіан має свій місцевий час.

Поясний час дорівнює місцевому часу середнього меридіана відповідного поясу.

Мандрівники переводять годинники на одну годину тільки у випадку, коли вони перетинають межу відповідного поясу. Нульовий пояс проходить через Гринвіцький меридіан, тому годинники у Великій Британії показують місцевий час Гринвіцького меридіана. Цей час називають всесвітнім часом і застосовують в астрономії для визначення моментів різних космічних подій.

КОНСПЕКТ УРОКУ: Видимий рух Сонця. Видимі рухи Місяця та планет 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:
1. Видимий рух Сонця. Зміна пір року на Землі. Окрім добового руху Сонця по небу, ми також спостерігаємо його річний рух уздовж екліптики. Її площина збігається з площиною орбіти Землі. Рухаючись разом із Землею по орбіті, ми протягом року спостерігаємо Сонце на тлі одного з дванадцяти сузір’їв, розташованих на лінії екліптики. Ці сузір’я називають зодіакальними. 

Наприклад, у червні Сонце рухається по сузір’ю Близнят, у вересні — Діви, у грудні — Стрільця та ін.

Сузір′я, через які проходить екліптика, називають екліптичними сузір′ями.

Якщо стежити за Сонцем протягом року, то виявиться, що його рух по екліптиці не є рівномірним.

У стародавньому Межиріччі виник поділ екліптики разом з її сузір′ями

на 12 частин. Цей пояс назвали Поясом зодіаку. Спочатку у Вавилоні зодіакальні знаки й екліптичні сузір′я збігалися, тому що точних меж сузір′їв не було. Пізніше, в епоху еллінізму, склалися дані про знаки зодіаку як про 12 рівних частин екліптики, що займають на небі по 30° дуги. Початок відліку знаків установлено від точки весняного рівнодення. 

Початок відліку спостережуваного руху Сонця припадає на день весняного рівнодення — 21 березня, коли наше Світило перебуває в точці весняного рівнодення ♈. Переміщуючись по екліптиці, 22 червня Сонце проходить точку літнього сонцестояння — ♋, коли тривалість світлового дня в Північній півкулі є максимальною. Потім, 22 вересня, Сонце перетинає точку осіннього рівнодення ♎. Точку зимового сонцестояння ♑ Сонце проходить 22 грудня, коли тривалість світлового дня є мінімальною.

На сьогодні зодіакальні знаки й екліптичні сузір′я не збігаються. Екліптичних сузір′їв 13.  З них 12 збігаються за назвами із зодіакальними знаками. Сузір′я Змієносця, що є екліптичним, не входить до числа знаків зодіаку. 

Різні сузір′я мають на небі різні величини. До того ж точка весняного рівнодення через прецесію (поворот земної осі) постійно зміщується. Наприклад, зодіакальний знак Овна перебуває в сузір′ї Рибa.

Зодіакальні сузір’я й час перебування у них Сонця

♈ — Овен: 21 березня — 19 квітня. ♉ — Телець: 20 квітня — 20 травня. 

♊ — Близнята: 21 травня — 20 червня. ♋ — Рак: 21 червня — 22 липня. 

♌ — Лев: 23 липня — 21 серпня. ♍ — Діва: 22 серпня — 21 вересня. 

♎— Терези: 22 вересня — 22 жовтня. ♏— Скорпіон: 23 жовтня — 21 листопада. 

♐ — Стрілець: 22 листопада — 20 грудня. ♑ — Козоріг: 21 грудня — 19 січня. 

♒ — Водолій: 20 січня — 18 лютого. ♓ — Риби: 19 лютого — 20 березня.

Вісь обертання Землі нахилена до площини орбіти під кутом 66,5°, і це призводить до зміни пір року на Землі. Якби вісь обертання Землі була перпендикулярною до площини орбіти, то зміна пір року не відбувалася б, адже Сонце протягом року освітлювало б рівномірно Північну та Південну півкулі нашої планети. Дні, коли Сонце однаково освітлює дві півкулі Землі, настають тільки двічі на рік — навесні 20–21 березня і восени 22–23 вересня, коли на всіх материках однакова тривалість дня — 12 годин.

В інші місяці тривалість дня більша або менша за 12 годин і залежить від географічної широти місця спостереження. Найдовший день у Північній півкулі настає 21–22 червня — початок астрономічного літа, а у Південній півкулі в цей день починається астрономічна зима. Через півроку 21–22 грудня, навпаки, у Північній півкулі настає астрономічна зима, а в Південній —літо.

2. Видимі рухи Місяця. 

Місяць — природний супутник Землі й найближче до неї небесне тіло. Він рухається навколо нашої планети по еліптичній орбіті у той самий бік, у який Земля обертається навколо своєї осі. 

Напрямок руху Місяця — із заходу на схід. Повний оберт по орбіті навколо планети (сидеричний місяць) Місяць здійснює за 27,3 доби. Цікаво, що саме за цей час він здійснює один оберт навколо свої осі.

Отже, із Землі ми завжди бачимо лише одну півкулю Місяця, освітлення якої постійно змінюється, проходячи повний цикл фаз.

Фази Місяця, тобто зміна його зовнішнього вигляду, настають унаслідок того, що Місяць світиться відбитими сонячними променями. Обертаючись навколо нашої планети, він займає різні положення відносно Землі та Сонця, тому ми бачимо різні частини його денної півкулі.

Щоб зрозуміти, чому ми бачимо фази Місяця, почнемо з нового Місяця, який із поверхні Землі майже ніколи не видний, адже до нас повернена його нічна півкуля . Перша чверть настає за тиждень, у цей час до Землі повернені половина денного та половина нічного боку Місяця. Повня (друга фаза) настає у той момент, коли Місяць розташований з протилежного боку від Сонця. Фаза третя, або остання чверть (або старий Місяць) спостерігається у південно-східній частині небосхилу перед світанком. Від одного молодика до наступного проходить 29,5 земних діб. Цей період місячних фаз називають синодичним місяцем.

3. Сонячне та місячне затемнення.

Під час свого руху Місяць часто перекриває зорі зодіакальних сузір′їв. Значно рідше Місяць перекриває планети і Сонце. Перекривання Сонця Місяцем називають сонячним затемненням.

Сонячне затемнення має різний вигляд для різних точок земної поверні, тому що діаметр Місяця в 400 разів менший за діаметр Сонця і Місяць приблизно в 400 разів ближчий  до Землі, тому на небі Сонце і Місяць здаються дисками однакових розмірів. При повному сонячному затемненні Місяць може повністю закрити яскраву поверхню Сонця, залишаючи при цьому відкритою сонячну атмосферу. 

Місячне затемнення — астрономічне явище, яке відбувається, коли Земля перебуває між Сонцем і Місяцем і Місяць потрапляє в тінь чи напівтінь Землі.

Для розуміння різниці між повним і частковим затемненням Місяця слід розуміти поняття повної тіні та напівтіні.

• Тінь — геометричне місце точок, в яких Сонце повністю закривається Землею (тобто, його зовсім не видно).

• Напівтінь — геометричне місце точок, в яких лише частина Сонця закрита, а іншу частину видно.

Види місячних затемнень: 

1. Повне затемнення

Відбувається, якщо Місяць потрапляє у тінь Землі повністю, сонячне проміння упродовж певного часу взагалі не потрапляє безпосередньо до його поверхні. Під час такого затемнення поверхня Місяця стає темно-червоною, але Місяць не зникає повністю. Для оцінки яскравості Місяця під час затемнення використовується шкала Данжона:

Оцінка

Опис

0

Дуже темне затемнення. Місяць в середині повної фази є майже невидимим.

1

Темне затемнення. Колір Місяця сірий або коричневий. Деталі поверхні важко розрізнити.

2

Затеменення темно-червоного або іржавого кольору. Центральна частина тіні дуже темна, а її зовнішній край відносно яскравий.

3

Цегляно-червоне затемнення. Тінь зазвичай має яскравий або жовтий обідок.

4

Дуже яскраве мідно-червоне або оранжеве затемнення. Тінь має синюватий, дуже яскравий обідок.

2. Часткове затемнення

Настає, коли у тінь потрапляє лише частина Місяця. При такому типі затемнення, навіть в максимальній фазі, частина Місяця лишається в півтіні, і освітлюється прямими сонячними променями.

3. Півтіньове затемнення

Якщо Місяць заходить тільки до напівтіні Землі, затемнення називають півтіньовим. Такі затемнення малопомітні й їх фіксують лише за допомогою приладів. Півтіньові затемнення також бувають повними, якщо весь Місяць потрапляє в напівтінь Землі, і частковими, якщо лише частина його потрапляє туди.

4. Конфігурація планет. 

Конфігураціями планет називають характерні взаємні положення планет відносно Землі і Сонця.

Усі планети світяться відбитим сонячним промінням, тому краще видно ту планету, яка розташована ближче до Землі, за умови, якщо до нас повернена її денна, освітлена Сонцем півкуля.

Протистояння —планету видно із Землі цілу ніч у протилежному від Сонця напрямку.

Орбіти двох планет, Меркурія і Венери, розташовані ближче до Сонця, ніж Земля, тому в протистоянні вони не бувають. У положенні, коли Венера чи Меркурій перебувають найближче до Землі, їх не видно, тому що до нас повернена нічна півкуля планети. Така конфігурація називається нижнім сполученням із Сонцем. У верхньому сполученні планету теж не видно, адже між нею і Землею розташовується яскраве Сонце.

Найкращі умови для спостереження Венери і Меркурія бувають у конфігураціях, які називаються елонгаціями. Елонгація — видима з поверхні Землі кутова відстань між планетою і Сонцем. 

Східна елонгація — це момент положення, коли планету видно ліворуч від Сонця ввечері. Західна елонгація Венери спостерігається вранці, коли планету видно праворуч від Сонця у східній частині небосхилу.

Сидеричний і синодичний період обертання планет. 

Сидеричний період обертання визначає рух тіл відносно зір. Це проміжок часу, упродовж якого планета, рухаючись по орбіті, робить повний оберт навколо Сонця. 

Синодичний період обертання визначає рух тіл відносно Землі і Сонця. Це проміжок часу, упродовж якого спостерігаються одні й ті самі послідовні конфігурації планет (протистояння, сполучення, елонгації).

КОНСПЕКТ УРОКУ: Практична робота № 1  Робота з рухомою картою зоряного неба. Визначення положення світил на небесній сфері з допомоги карти зоряного неба. 

         ПРАКТИЧНА РОБОТА:

Практична робота №1

«Робота з рухомою картою зоряного неба. Визначення положення світил на небесній сфері з допомогою карти зоряного неба»

Варіант 1

Мета: Навчитися за допомогою рухомої карти зоряного неба визначати видимі сузір’я в даний момент часу, дати верхніх і нижніх кульмінацій зірок, момент сходу і заходу Сонця в будь-який день року.

Обладнання: Рухома карта зоряного неба та лінійка.

Вказівки до практичної роботи (тривалість виконання роботи — 30 хв) Запишіть дату вашого народження. 

1. В якому сузір'ї знаходиться Сонце у день вашого народження? (1 б.) 

2. Визначте його координати у цей день. (2 б.) 

3. Визначте координати ɑ зорі сузір'я, у якому знаходиться Сонце у день вашого народження. (2 б.) 

4. Визначте висоту Сонця у верхній кульмінації у Львові (ᵩ =49051′) у день вашого народження. (2 б.) 

5. Назвіть 3 сузір'я, які для вас невидимі у день вашого народження о 22:00 годині. (2 б.) 

6. Визначте коли сходить ɑ  зоря сузір'я Діви 10 вересня. (3 б.) 

Висновки до практичної роботи. 

Варіант 2

Мета: Навчитися за допомогою рухомої карти зоряного неба визначати видимі сузір’я в даний момент часу, дати верхніх і нижніх кульмінацій зірок, момент сходу і заходу Сонця в будь-який день року.

Обладнання: Рухома карта зоряного неба та лінійка.

Вказівки до практичної роботи (тривалість виконання роботи — 30 хв) Запишіть дату вашого народження. 

1. В якому сузір'ї знаходиться Сонце у день вашого народження? (1 б.) 

2. Визначте його координати у цей день. (2 б.) 

3. Визначте координати ɑ зорі сузір'я, у якому знаходиться Сонце у день вашого народження. (2 б.) 

4. Визначте висоту Сонця у верхній кульмінації у Житомирі (ᵩ =50016′) у день вашого народження. (2 б.) 

5. Назвіть 3 сузір'я, які для вас видимі у день вашого народження о 00:00 годині. (2 б.) 

6. Визначте коли сходить ɑ  зоря а сузір'я Овен 10 березня. (3 б.) 

Висновки до практичної роботи.

КОНСПЕКТ УРОКУ: Закони Кеплера. Визначення маси і розмірів небесних тіл 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:
Рух планет Сонячної системи не є безладним та невпорядкованим. Вони   обертаються навколо Сонця згідно із законами, які на початку XVII століття відкрив видатний німецький учений Йоган Кеплер (1571-1630).

Щоб зрозуміти суть першого закону Кеплера, зробимо короткий екскурс у геометрію.

Еліпсом називається плоска замкнена крива, що складається з точок, сума відстаней від яких до двох даних точок F1 та F2 є величиною сталою (див. рис. 5). Точки F1 та F2 називаються фокусами еліпса. Середина відрізка F1F2 точка О — центр еліпса. Відрізок АР=2а — називається великою віссю, а відрізки AO та ОР — великими півосями еліпса (AO =ОР = а).

Якщо М та N — довільні точки еліпса, то за означенням: 

MF1 + MF2 = NF1 + NF2 = AF1 + AF2 = 2a.

Відрізок, що з'єднує довільну точку еліпса з одним з його фокусів (наприклад,

MF1), називається радіус-вектором цієї точки. Відношення називається

ексцентриситетом еліпса і характеризує його витягнутість. Що більше витягнутий еліпс, то більший його ексцентриситет, проте у будь-якому випадку 0<е< 1.

Якщо e = 0, тобто OF1 - 0 (фокуси еліпса збігаються з його центром), то еліпс перетворюється в коло.

Еліпс має чимало цікавих властивостей, однією з яких є оптична: світлові промені, які виходять з одного фокуса, після дзеркального відбивання від еліпса проходять через інший фокус.

Перший закон Кеплера.  Орбіти планет є еліпсами зі спільним фокусом, у якому міститься Сонце.

Рухаючись навколо Сонця S (див. рис. 6), планета М періодично віддаляється та наближається до нього, тобто відстань між ними постійно змінюється. Афелієм називається найдальша від Сонця точка траєкторії планети (точка А), а перигелієм — найближча (точка Р).

Середньою відстанню від Сонця до планети вважають середнє арифметичне її афелійної та перигелійної відстаней. Ця відстань дорівнює великій півосі орбіти планети: . Лінія АР називається лінією апсид.

У перигелії (3 січня) відстань між Землею і Сонцем на 2,5 млн км менша, а в афелії (3 липня) — на стільки ж більша за астрономічну одиницю.

Ексцентриситети орбіт планет Сонячної системи малі, тобто траєкторії дуже близькі до колових. Найбільш вигнутими є орбіти Плутона (е = 0,247) та Меркурія (е = 0,207). Ексцентриситет земної орбіти = 0,017.

Другий закон Кеплера. Радіус-вектор планети за однакові проміжки часу описує рівні площі.

Другий закон Кеплера формулюють іноді так: секторна швидкість планети — величина стала. Це означає: якщо за однакові проміжки часу планета проходить дуги К1К2 та Т1Т2, то площі секторів SK1K2 та ST1T2 рівні (див. рис. 7).

Згідно із другим законом Кеплера, лінійна швидкість планети неоднакова у різних точках орбіти. Швидкість планети відносно Сонця поблизу перигелія найбільша, а поблизу афелія — найменша. Наприклад, Марс поблизу перигелія рухається зі швидкістю 26,5 км/с, а біля афелія сповільнюється до 22 км/с.

Комети, як і планети, рухаються навколо Сонця за тими ж законами, проте їхні орбіти дуже витягнуті (ексцентриситети орбіт великі). Тому поблизу Сонця (в перигелії) швидкість деяких комет досягає значення 500 км/с, а в афелії вони рухаються дуже повільно.

Третій закон Кеплера. Квадрати зоряних (сидеричних) періодів обертання планет відносяться як куби великих півосей орбіт.

Якщо Т1 та Т2 — сидеричні періоди обертання планет, а а1 та а2 — середні відстані від планет до Сонця (великі півосі їхніх орбіт), то третій закон можна записати так:

Записавши третій закон Кеплера для Землі та іншої планети, маємо:

або Т2 = а3, де Т - в роках, а - в а. о.

Тобто квадрат сидеричного періоду планети, вираженого в земних (сидеричних) роках, дорівнює кубу великої півосі її орбіти, вираженої в астрономічних одиницях.

Відкриття третього закону Кеплера дозволило обчислити відстані від Сонця до планет, періоди обертання яких вже були відомі.

Визначення маси і розмірів небесних тіл.

Найважливішою характеристикою небесного тіла є його маса, яку можна обчислити шляхом вимірювання сили тяжіння на його поверхні (гравіметричний спосіб). 

В астрофізиці одиницею для вираження й порівняння мас зір та інших астрономічних об’єктів (зокрема, галактик) є маса Сонця. Вона позначається через M☉ і дорівнює масі Сонця: M☉ = (1,98847 ± 0,00007)•1030 кг.

Сонячна маса перевищує масу Землі майже в 332 946 разів. Близько 99,86% маси Сонячної системи припадає саме на Сонце, а загальна маса усіх планет становить лише 0,0013 M☉, причому більша частина сумарної маси планет належить Юпітеру (його маса у 1047,56 разів менша за сонячну).

Маса більшості окремих зір у Всесвіті складає від 0,08 до 50 M☉, а маса чорних дір і цілих галактик може сягати мільйонів і мільярдів мас нашого світила. 

Закон всесвітнього тяжіння дозволяє обчислити масу Землі та інших небесних тіл.

На тіло масою m, яке розташоване поблизу поверхні Землі, діє сила тяжіння F = mg, де g — прискорення вільного падіння. Якщо тіло рухається лише під дією сили тяжіння, то застосовують закон всесвітнього тяжіння. Прискорення вільного падіння, спрямоване до центру Землі, обчислюють за формулою: g = G * M/R2

Отже, знаючи, що прискорення вільного падіння g= 9,81 м/с2, G= 6,673•10–11 H•м2/кг2 і радіус Землі R⊕= 6370 км, можна за формулою  обчислити масу Землі: M = g R2⊕/G

M = 5,97•1024 кг

Середню густину Землі можна визначити, знаючи її масу і об′єм. Середня густина буде дорівнювати 5,5 * 10-3кг/м3. Однак густина Землі не є сталою величиною, і  з глибиною вона збільшується.

Щоб визначити лінійний розмір небесного тіла, потрібно виміряти кут, під яким ми бачимо його радіус, і знати відстань до нього. Спостерігач із центру T Землі може бачити лише лінійний радіус R тіла під кутом p.

Відстань від центра Землі до центра небесного тіла позначимо літерою D. Тоді: R = D•sin(p).

Якщо D виразити в радіусах Землі, то й R ми знайдемо в радіусах Землі. Якщо D виразити в кілометрах, то R вийде в кілометрах. Наприклад, відстань до Місяця D дорівнює 60 земним радіусам, а радіус Місяця ми бачимо під кутом 16ʹ. Для Місяця R = 60•sin(16ʹ) = 0,27 радіуса Землі.

Радіолокаційний метод. Для визначення відстаней до тіл Сонячної системи використовують найбільш точні методи вимірювання — радіолокаційні вимірювання.

Вимірявши час t, потрібний для того, щоб радіолокаційний імпульс досяг небесного тіла, відбився і повернувся на Землю, визначають відстань D до цього тіла за формулою: 

D = c * t/2

де c - швидкість світла, набдижено дорівнює 3 × 108 м/с. (точніше 299 792 48 м/с).

За допомогою радіолокації визначено найбільш точні значення відстаней до тіл Сонячної системи, уточнено відстані між материками Землі, більш точно визначено астрономічну одиницю (1 а. о. = 149 97 870 км).

Методи лазерної локації (наприклад, спеціальні кутові відбивачі, доставлені на Місяць) дали змогу виміряти відстань від Землі до Місяця з точністю до кількох сантиметрів.

КОНСПЕКТ УРОКУ: Тестова перевірка знань з теми «Вступ. Небесна сфера. Рух світил на небесній сфері» 

КОНСПЕКТ УРОКУ: Випромінювання небесних тіл. Методи астрономічних досліджень (спостережень). 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:

                 У дослідженні природи небесних тіл велику увагу приділяють вивченню їхнього        електромагнітного випромінювання. Небесні тіла, залежно від свого фізичного стану, випромінюють електромагнітні хвилі різної довжини.

У вакуумі електромагнітні хвилі завжди поширюються з однаковою для всіх видів випромінювання швидкістю с = 3 · 108 м/с.

Дуже важливою властивістю електромагнітного випромінювання є те, що швидкість його поширення не залежить від довжини хвилі та від швидкості руху джерела. Хвилі характеризуються частотою ν і довжиною λ, між якими існує залежність: с= νλ. Електромагнітні хвилі, що мають різну довжину хвилі, взаємодіють з речовиною по-різному. Відповідно методи дослідження електромагнітного випромінювання відрізняються.

У зв′язку із цим електромагнітне випромінювання умовно ділиться на кілька діапазонів. (табл. на дошці)

Діапазони електромагнітного випромінювання

Діапазони

Довжина хвилі, λ

Радіохвилі

Більше ніж 1 мм

Інфрачервоні промені

Від 760 нм до 1 мм

Видимі промені

Від 390 до 760 нм

Ультрафіолетові промені

Від 10 до 390 нм

Рентгенівські промені

Від 0,01 до 10 нм

Гамма-промені

Менше ніж 0,01 нм

Випромінювання довжиною хвилі від 90 до 760 нм людське око сприймає як світло, причому різним довжинам хвиль відповідають різні кольори (від фіолетового до червоного). Для виявлення випромінювання в інших діапазонах потрібні спеціальні прилади.

Випромінювання, що доходить до поверхні Землі, досліджують за допомогою оптичних телескопів (видиме світло) і радіотелескопів.

Випромінювання небесних тіл, що не доходить до поверхні Землі, досліджується за допомогою штучних супутників, наукових орбітальних станцій, які обертаються навколо нашої планети, а також за допомогою автоматичних міжпланетних станцій, спрямованих до планет Сонячної системи. Випромінювання, яке проходить крізь земну атмосферу, вчені досліджують безпосередньо з поверхні Землі.

Як відомо з курсу фізики, атоми можуть випромінювати або поглинати енергію електромагнітних хвиль різної частоти — від цього залежать яскравість і колір того чи іншого тіла. Для обчислення інтенсивності випромінювання вводиться поняття так званого чорного тіла, яке може ідеально поглинати й випромінювати електромагнітні коливання в діапазоні всіх довжин хвиль.

Зорі випромінюють електромагнітні хвилі різної довжини λ, але в залежності від температури поверхні найбільше енергії припадає на певну частину спектра. Цим пояснюються різноманітні кольори зір — від червоного до синього. Використовуючи закони випромінювання чорного тіла, які відкрили фізики на Землі, астрономи вимірюють температуру далеких космічних світил. 

Вивчення фізичної природи небесних тіл у широкому діапазоні електромагнітного випромінювання привело до появи в науці таких розділів, як: γ-астрономія, рентгенівська астрономія, інфрачервона астрономія, радіоастрономія тощо.

Методи астрономічних досліджень. 

Як ви вже знаєте, основним способом дослідження небесних об′єктів і явищ є  астрономічні спостереження. Астрономічні спостереження -  це цілеспрямована й активна реєстрація інформації про процеси та явища, що відбуваються у Всесвіті. Такі спостереження є основним джерелом знань на емпіричному рівні.

Протягом тисячоліть астрономи вивчали положення небесних об′єктів на зоряному небі та їхнє взаємне переміщення із часом. Точні вимірювання положень зір, планет й інших небесних тіл дають матеріал для визначення відстаней до них та їхніх розмірів, а також для вивчення законів їхнього руху. Результатами кутомірних вимірювань користуються в практичній астрономії, небесній механіці, зоряній астрономії, астрофізиці.

Між фізикою та астрофізикою є багато спільного — ці науки вивчають закони світу, у якому ми живемо. Але між ними існує одна суттєва різниця — фізики мають можливість перевірити свої теоретичні розрахунки за допомогою відповідних експериментів, у той час як астрономи в більшості випадків такої можливості не мають, адже вивчають природу далеких космічних об’єктів за їхнім випромінюванням.

Отже, астрофізика - вивчає будову космічних тіл, фізичні умови на поверхні й всередині тіл, хімічний склад, джерела енергії та ін.

Астрофізичні експерименти в космосі все ж таки відбуваються — їх здійснює сама природа, а астрономи спостерігають за тими процесами, які відбуваються в далеких світах, і аналізують отримані результати. Ми спостерігаємо своєрідні явища в часі та бачимо таке далеке минуле Всесвіту, коли ще не існувала не тільки наша цивілізація, але навіть не було Сонячної системи. Тобто астрофізичні методи вивчення далекого космосу фактично не відрізняються від експериментів, які проводять фізики на поверхні Землі. До того ж за допомогою автоматичних міжпланетних станцій (АМС) астрономи проводять справжні фізичні експерименти як на поверхні інших космічних тіл,

так і в міжпланетному просторі. Астрономічні спостереження здійснюються як у астрономічних обсерваторіях за допомогою різноманітних телескопів, так і неозброєним оком.

Для проведення астрономічних спостережень та їхньої обробки в багатьох країнах створено спеціальні науково-дослідні установи – астрономічні обсерваторії. 

Астрономічна обсерваторія – науково-дослідна установа, у якій проводяться спостереження за небесними світилами, вивчають їх.

Астрономічні обсерваторії виникли в час зародження астрономії. Їхні залишки знайдено в Європі, Азії, Південній Америці. Таким, зокрема, є Стоунхендж в Англії. Першу державну обсерваторію  було засновано в 1671 р. в Парижі.

У наш час у світі налічують близько 400 АО (астрономічних обсерваторій). В Україні провідними є Головна астрономічна обсерваторія НАН України (1944 р.), Інститут радіоастрономії з його унікальним декаметровим телескопом УТР-2 під Харковом, Кримська астрофізична обсерваторія (1950 р.) тощо. 

Спостереження неозброєним оком. Око людини є унікальним органом чуття, за допомогою якого ми отримуємо понад 90% інформації про навколишній світ. Оптичні характеристики ока визначаються роздільною здатністю та чутливістю.

Роздільна здатність ока, або гострота зору, — це спроможність розрізняти об’єкти певних кутових розмірів. Установлено, що роздільна здатність ока людини не перевищує 1′ (одна мінута дуги). Це означає, що ми можемо бачити окремо дві зорі, якщо кут між ними a ≥ 1′, а якщо a < 1′, то ці зорі зливаються в одне світило, тому розрізнити їх неможливо.

Ми розрізняємо диски Місяця і Сонця, адже кут, під яким видно діаметр цих світил (кутовий діаметр), дорівнює близько 30′, у той час як кутові діаметри планет і зір менші за 1′, тому ці світила неозброєним оком видно як яскраві точки.

Чутливість ока визначається порогом сприйняття окремих квантів світла. Найбільшу чутливість око має у жовто-зеленій частині спектра, і ми можемо реагувати на 7–10 квантів, які потрапляють на сітківку за 0,2–0,3 с. В астрономії чутливість ока можна визначити за допомогою так званих видимих зоряних величин, які характеризують яскравість небесних світил.

ЦІКАВО! Чутливість ока також залежить від діаметра зіниці — у темряві зіниці розширюються, а вдень звужуються. Перед астрономічними спостереженнями треба 5 хв посидіти в темряві, тоді чутливість ока збільшиться.

КОНСПЕКТ УРОКУ: Принцип дії і будова оптичного та радіотелескопа, детекторів нейтрино та гравітаційних хвиль. 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:

Телескопи (грец. tele — далеко, skopos — бачити) – це прилади, які дозволяють нам побачити далекі небесні світила або зареєструвати їх за допомогою інших приймачів електромагнітного випромінювання — фотоапарата, відеокамери. 

Завдання телескопа: 1) збільшення кута зору, під яким можна бачити небесні об’єкти; 2) збирати більше світла, щоб виявляти слабкі джерела випромінювання. !!!Запам’ятайте, що в телескоп не можна дивитись на Сонце, тому що його яскравість буде такою великою, що ви можете втратити зір.

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.

Основною оптичною складовою телескопа є об'єктив, який збирає світло і будує зображення об'єкта або ділянки неба. Об'єктив з'єднується з приймальним пристроєм трубою (тубусом). Механічна конструкція, що несе трубу і що забезпечує її наведення на небо, називається монтуванням. Якщо приймачем світла є око (при візуальних спостереженнях), то обов'язково потрібен окуляр, в який розглядається зображення, побудоване об'єктивом. При фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостереженнях окуляр не потрібен. Фотографічна пластинка, вхідна діафрагма електрофотометра, щілина спектрографа та ін. встановлюються безпосередно у фокальній площині телескопа.

За конструкцією телескопи можна поділити на три групи: рефрактори, або лінзові телескопи (лат. refractus — заломлення); рефлектори, або дзеркальні телескопи, (лат. reflectio —відбиваю) та дзеркально-лінзові телескопи до яких належать телескопи Бернхарда Шмідта, Дмитра Максутова та ін.

Рефрактор — телескоп, у якому для створення зображення використовують лінзи. В основному використовують для візуальних спостережень. Він має об′єктив та окуляр. Телескоп-рефрактор, сполучений з фотокамерою, називають астрографом або астрономічною камерою. Астрограф — це великий фотоапарат, у фокальній площині якого встановлено касету з фото пластинкою. Діаметр об′єктивів рефракторів обмежений складністю виготовлення великих однорідних блоків оптичного скла, їхньою деформацією та збільшенням світлопоглинання. Найбільший діаметр об′єтива телескопа-рефрактора, створеного в наш час - 102 см (Єркська обсерваторія, США). Недоліками такого типу телескопів вважають велику довжину й спотворення зображення. Для усунення оптичних спотворень використовують багатолінзові об′єктиви з просвітленою оптикою.

Рефлектор — телескоп, у якому для створення зображення використовують дзеркало. У найпростішому рефлекторі об′єктив це одиночне, зазвичай параболічне, дзеркало; зображення отримують у його головному фокусі. 

Порівняно з рефракторами сучасні телескопи-реллектори мають набагато більші об′єктиви. У рефлекторах з діаметром дзеркала понад 2,5 м у головному фокусі іноді встановлюють кабіну для спостерігача. Зі збільшенням розмірів дзеркала в таких телескопах доводиться застосовувати спеціальні системи розвантаження дзеркал, що виключають їхні деформації через власну масу, а також уживати заходів для запобігання їхнім температурним деформаціям.

Створення великих рефлекторів (з діаметром дзеркала 4-6 м) пов′язане з великими технічними труднощами. Тому розробляють конструкції зі складеними з мозаїк дзеркалами, окремі елементи яких вимагають точного налаштування за допомогою спеціальної апаратури або конструкції, що містить

кілька паралельних телескопів, що зводять зображ̄ення в одну точку.

У невеликих і середніх за розмірами рефлекторах для зручності спостереження світло відбивається додатковим плоским (вторинним) дзеркалом до стінки труби, де міститься окуляр. Рефлектори використовують переважно для фотографування неба, фотоелектричних і спектральних досліджень.

У дзеркально-лінзових телескопах зображення отримують за допомогою

складного об′єктива, що містить і дзеркала, і лінзи. Це дає змогу значно знизити оптичні спотворення телескопа порівняно з дзеркальними або лінзовими системами.

У телескопах системи Шмідта (Естонія) оптичні спотворення головного сферичного дзеркала усуваються за допомогою спеціальної корекційної пластинки складного профілю, встановленої перед ним. У телескопах системи Максутова (Україна) спотворення головного сферичного або еліптичного дзеркала виправляються меніском, установленим перед дзеркалом.

Меніск- це лінза з мало відмінними радіусами кривизни поверхні. Така лінза майже не впливає на загальний хід променів, але помітно виправляє спотворення оптичного зображення.

Основними оптичними параметрами телескопа є видиме збільшення, роздільна здатність і проникаюча сила.

Видиме збільшення оптичної системи G - це відношення кута, під яким спостерігаються зображення, що дає оптична система приладу, до кутового розміру об′єкта при спостереженні його безпосередньо оком.

Видиме збільшення телескопа можна розрахувати за формулою:

G = Fоб / Fок

де Fоб , Fок фокусні відстані об′єктива та окуляра.

Під роздільною здатністю ψ оптичного телескопа розуміють найменшу кутову відстань між двома зорями, які можна спостерігати в телескоп роздільно.

ψ = 140′ / D

де D - діаметр об’єктива телескопа в міліметрах.

Роздільна здатність телескопа залежить від діаметра об’єктива, тому при однаковому збільшенні більш чітке зображення дає телескоп із більшим діаметром об’єктива.

Проникаюча сила (оптична сила) m телескопа - зоряна величина найбільш слабких зірок, видимих з допомогою телескопа при спостереженні в зеніті .  m=2.0+5lgD.

Радіотелескопи. Для реєстрації електромагнітного випромінювання в радіодіапазоні (довжина хвилі від 1 мм і більше) створені радіотелескопи, які приймають радіохвилі за допомогою спеціальних антен і передають їх до приймача. У радіоприймачі космічні сигнали опрацьовуються і реєструються спеціальними приладами. Існують два типи радіотелескопів — рефлекторні та радіоґрати.

Принцип дії рефлекторного радіотелескопа такий самий, як телескопа-рефлектора, тільки дзеркало для збирання електромагнітних хвиль виготовляється з металу. Часто це дзеркало має форму параболоїда обертання. Чим більший діаметр такої параболічної «тарілки», тим більші роздільна здатність і чутливість радіотелескопа. Найбільший в Україні радіотелескоп РТ-70 має діаметр 70 м. 

Для спостереження на коротких хвилях поширені дзеркальні параболічні антени, встановлені на поворотних пристроях, що служать для наведення радіотелескопів на джерело радіовипромінювання. За принципом дії такі радіотелескопи аналогічні оптичним телескопам-рефракторам. Часто використовуються комбінації ряду дзеркальних антен, що сполучені кабельними лініями в єдину систему — «ґрати». Для спостереження на довгих хвилях використовують ґрати, що складаються з великої кількості елементарних випромінювачів, — диполів.

Детектори нейтрино.  Нейтринна астрономія — галузь астрономії, що спостерігає астрономічні об’єкти в спеціальних обсерваторіях за допомогою нейтринних детекторів.

Нейтрино— стабільна, електрично нейтральна елементарна частинка, маса якої близька до нуля.

Нейтринний детектор — комплекс, призначений для вивчення нейтрино.

Частинки нейтрино утворюються внаслідок деяких видів радіоактивного розпаду, ядерних реакцій, подібних до тих, що відбуваються на Сонці, чи внаслідок зіткнення космічних променів з атомами.

Через дуже слабку взаємодію з речовиною нейтрино надає унікальну можливість спостерігати за процесами, які недоступні для досліджень через оптичні телескопи. Швидкість руху нейтрино є близькою до швидкості світла. Переважна кількість нейтринних детекторів, метою яких є вивчення нейтрино, розташовують глибоко під землею, щоб запобігти впливу на них будь-якого космічного випромінювання та інших джерел природного радіаційного фону. Через слабку взаємодію нейтрино з іншими елементарними частинками, розмір нейтринного детектора має бути дуже великим та здатним уловити значну кількість нейтринних частинок.

Однією з найвідоміших обсерваторій, що спеціалізується на виявленні нейтрино, є обсерваторія Супер-Каміоканде в Японії.

Детектор гравітаційних хвиль. Новітньою галуззю спостережної астрономії є гравітаційно-хвильова астрономія, що використовує гравітаційні хвилі для спостережень та збору даних про нейтронні зорі й чорні діри, про вибухи Наднових, а також для дослідження інших процесів у космосі.

Безпосередня реєстрація гравітаційних хвиль є досить складною через слабкість гравітаційної взаємодії між зорями (вона майже на 40 порядків слабша

електромагнітної), тому гравітаційні хвилі спричиняють дуже мале викривлення простору. Приладом для їх реєстрації є детектор гравітаційних хвиль.

Детектор гравітаційних хвиль (гравітаційний телескоп) — пристрій, призначений для реєстрації гравітаційних хвиль. Згідно із загальною теорією відносності, гравітаційні хвилі, які утворюються внаслідок космічних процесів, викликають надзвичайно слабку періодичну зміну відстаней між пробними частинками.

КОНСПЕКТ УРОКУ: Приймачі випромінювання. Застосування в телескопобудуванні досягнень техніки і технологій. Сучасні наземні й космічні телескопи. Астрономічні обсерваторії 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:

Приймач оптичного випромінювання — предмет
              або пристрій, призначений для прийому і перетворення
      оптичного випромінювання в будь-які інші види енергії
              (електричні види).

Приймачі випромінювання (ПВ), що перетворюють невидиме випромінювання у видиме називають перетворювачами. ПВ бувають:

1. Теплові. Теплові ПВ базуються на основі перетворення оптичного випромінювання, спочатку в теплову енергію, а потім в електричну, та відрізняються один від одного фізичними принципами роботи. Відносять: бломери, термоелементи, калориметри, піроелектричні, оптикоакустичні, діпотометричні ПВ.

2. Фотоелектричні.

ПВ з внутрішнім фотоефектом. В фотоелектричних приймачах випромінювання фотони оптичного випромінювання на пряму взаємодіють з його кристалічною решіткою, в результаті чого вивільняються носії електричного струму. Якщо вивільнені носії струму залишаються у напівпровіднику, то це є явище внутрішнього фотоефекту. Належать: фоторезистори, фототранзистори, фототеристори. 

ПВ із зовнішнім фотоефектом. Якщо носії струму фотоелектрона, що виникають в речовині при його освітленні імітується у вакуумі чи газу, утворюючи струм у зовнішньому ланцюгу, то спостерігається явище зовнішнього фотоефекту. Належать: фотоелементи, фотопомножувачі, електронно-оптичні перетворювачі.

3. Фотохімічні — різні фоточутливі фотографічні матеріали, які використовуються в оптичних і оптоелектронних приладах.

4. Інші ПВ — відносяться кондермоторні ПВ (основані на ефекті тиску світла), суперортикони та супервідікони.

Застосування в телескопобудуванні досягнень техніки і технологій. Сучасні наземні та космічні телескопи.

Протягом ХХ ст. прогресивні дослідження в галузі астрономії стикалися із серйозним обмеженням розмірів телескопів. Зазвичай дзеркала для телескопів виготовляли товстими, щоб уникнути деформації відображення на їхній поверхні, але ці дзеркала були дуже важкими. Саме тому телескопи тривалий час були великими, важкими і дорогими пристроями.

Сучасні технологічні досягнення в телескопобудуванні дозволили значною мірою усунути ці недоліки. Активна оптика, комп’ютерне управління фор-

мою дзеркал телескопа дозволяють використовувати тонкі, легкі, а також «гнучкі» або сегментовані дзеркала. Також тонкі дзеркала швидше охолоджуються в темряві й забезпечують більш чіткі зображення.

Високошвидкісні комп’ютери дозволили астрономам будувати нові гігантські телескопи з унікальним дизайном. Європейська Південна обсерваторія побудувала високо у горах Анд, на Півночі Чилі телескоп Very Large Telescope Він складається з чотирьох телескопів-веж з комп’ютером, що контролює рух дзеркал діаметром 8,2 м і лише 17,5 см завтовшки. Кожен із чотирьох телескопів може працювати самостійно або поєднувати своє світло з іншими, щоб працювати як єдиний велетенський телескоп.

Італійські та американські астрономи побудували в штаті Аризона (США) Large Binocular Telescope (Великий Бінокулярний телескоп), який тримає пару дзеркал діаметром 8,4 м на одному кріпленні тощо. 

Космічний телескоп «Габбл» - американський оптичний телескоп, розташований на навколоземній орбіті з 1990 р. Він є спільним проектом NASA і Європейського космічного агентства (ЄКА). Телескоп названо на честь Едвіна Габбла. Це унікальна багатоцільова орбітальна обсерваторія, найбільша серед запущених у космос у XX ст. Телескоп є першим апаратом із серії «Великі обсерваторії», за його допомогою здійснено багато важливих спостережень.

Інші видатні космічні телескопи із серії «Великі обсерваторії»: «Комптон», «Чандра», «Спітцер»

Сучасні комп’ютери здійснили революційний прогрес в конструюванні й управлінні телескопами. Майже всі великі телескопи керуються астрономами і техніками з контрольної кімнати, а деякі навіть можуть використовуватися астрономами, які перебувають за тисячі кілометрів від обсерваторії. Деякі телескопи повністю автоматизовані і здатні здійснювати спостереження взагалі без постійного нагляду. Це надало можливість проводити масштабні спостереження одразу за мільйонами космічних об’єктів і на хвилях різної довжини. Інформацію, що збирають сучасні телескопи, астрономи аналізувати-

муть ще впродовж кількох наступних десятиліть.

Астрономічні обсерваторії світу та України

Упродовж тривалого часу заняття астрономією було ледь не приватною справою окремих ентузіастів. Але в XVII ст. було усвідомлено її значення для потреб географії та мореплавання. Розпочалось будівництво перших державних астрономічних обсерваторій: Паризької (1671 p.), Гринвіцької (1675 р.) тощо.

В наш час у світі налічують близько 400 AO, які реєструють та аналізують випромінювання всіх діапазонів — від радіохвиль до гамма-променів. Найбільші серед них:

•Обсерваторія Джеміні (Близнюки) - має два восьмиметрові телескопи у різних місцях, на Гаваях та в Чилі. Інфрачервоний телескоп Південний Близнюк (Gemini South) розташований на висоті 2740 м в Андах (Чилі), а його брат Північний Близнюк (Gemini North) — на вершині заснулого вулкану Мауна-Кеа, Гаваї. Потужні обсерваторії належить сімом країнам.

•Єркська обсерваторія — астрономічна обсерваторія у Чиказькому університеті. У цій обсерваторії встановлено телескоп-рефрактор із діаметром головної лінзи 102 см (40 дюймів), виготовлений Елвіном Кларком; це був найбільший телескоп у світі до створення Маунт-Вілсоновського рефлектора.

•Маунт-Вілсон — астрономічна обсерваторія на горі Вільсон, на північний захід від Лос-Анджелеса, Каліфорнія.

Великий внесок у вивчення Всесвіту зробили також українські вчені: М. П. Барабашов, Ю. М. Кондратюк, М. К. Янгель та багато інших. За їхньою участю були створені перші космічні апарати, які почали досліджувати не тільки навколоземний простір, а й інші планети. 

Автоматичні міжпланетні станції серії «Луна», «Марс», «Венера» передали на Землю зображення інших планет із такою роздільною здатністю, яка в тисячі разів перевищує можливості наземних телескопів. Людство вперше побачило панорами чужих світів із дивовижними пейзажами. На цих АМС була встановлена апаратура для проведення безпосередніх фізичних, хімічних та біологічних експериментів.

Першу в Україні астрономічну обсерваторію засновано в 1821 р. у Миколаєві адміралом А. Грейсом.Вона мала призначення обслуговувати  Чорноморський флот. Другою в Україні була обсерваторія Київського університету, будівництво якої було завершено 1845 р. Потім було відкрито обсерваторії в Одесі (1871) та Харкові (1888), у 1900 р. створено обсерваторію Львівського університету.

КОНСПЕКТ УРОКУ: Контрольна робота №1 «Предмет астрономії. Основи практичної астрономії. Методи та засоби астрономічних досліджень»          

КОНСПЕКТ УРОКУ: Земля і Місяць 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:Земля 

Наша планета — третя за порядком планета Сонячної системи. З космосу наша планета має вигляд гарної блакитної кулі. Крізь хмарний покрив можна розглянути материки й океани. 

Земля має форму сфероїда (кулі, слабко сплюснутої біля полюсів). Вісь обертання Землі нахилена під кутом 66,5° до площини її орбіти (до площини екліптики). Земля рухається по своїй орбіті навколо Сонця із середньою швидкістю близько 30 км/с. Крім того, обертаючись навколо власної осі, вона робить один оберт за добу.

Земля оточена атмосферою (газовою оболонкою), яка простягається в космос більш ніж на 1000 км, що створює на її поверхні сприятливі умови для існування життя (температуру, склад атмосфери, величезну кількість води).

Атмосфера Землі складається з повітря - суміші в основному азоту (78,08%) і кисню (20,9 %), аргону (0,9 %), вуглекислого газу (0,03% ), інше - це водяна пара, а також̄ інертні та інші гази. 

Атмосфера Землі включає: тропосферу (до 15 км), стратосферу (15-100 км), йоносферу (100-500 км).  Між тропосферою і стратосферою розміщується перехідний шар – тропопауза. У глибинах стратосфери під впливом сонячного світла створюється озоновий екран, який захищає живі організми від космічного випромінювання. Вище розміщені мезо-, термо- й екзосфера.

Атмосфера забезпечує: фотосинтез та дихання; захист живих організмів від згубного впливу ультрафіолетового випромінювання, що відбувається завдяки наявності озонового шару; перенесення тепла і вологи; регулювання сезонного й добового коливання температури (якби не існувало атмосфери Землі, добові коливання температури на поверхні сягали б 200° C); існування атмосфери обумовлює низку складних екзогенних процесів (вивітрювання гірських порід, активність природних вод, мерзлоти, льодовиків тощо.) 

Магнітне поле Землі створює навколо планети на висоті понад 500 км пояси радіації. Елементарні частинки, які рухаються у міжпланетному просторі з величезною швидкістю і мають електричний заряд, взаємодіють із магнітним полем Землі й тому не долітають до атмосфери. Таким чином, магнітне поле захищає життя на Землі від смертельних потоків космічних частинок.

Будова Землі. Нашу планету можна умовно поділити на кілька шарів. Центральна частина Землі утворює металеве ядро (внутрішнє ядро). Зовнішня частина ядра (зовнішнє ядро) перебуває в розплавленому стані при температурі 7000°С, а внутрішня — тверда. Вище розташовується силікатна оболонка, або мантія. На мантії «плаває» кора, товщина якої неоднакова — від 5–7 км під океанами, до кількох десятків кілометрів під гірськими районами континентів (верхня мантія). Літосфера — верхня тверда оболонка земної кулі.

Параметри Землі

1. Кут нахилу екватора до площини орбіти  - 23,4°

2. Середня відстань до Сонця 149,6 млн км = 1 а. о.

3. Період обертання навколо Сонця 365,26 земних діб

4. Період обертання навколо осі 23,93 год

5. Діаметр по екватору - 12756 км

6. Радіус Землі - 6 378 км

7. Маса -  5,97·1024 кг

8. Середня густина  - 5,5·103 кг/м3

9. Температура поверхні від –83 °С до +52°С.

Місяць

Місяць — єдиний природний супутник Землі. Це космічне тіло кулеподібної форми, діаметром 3475 км. Через малу силу тяжіння й високу температуру на Місяці відсутня атмосфера та вода в рідкому стані. Слідів життя на ньому також поки що не виявлено.

Маса Місяця всього в 81 раз менша від маси Землі. Середня густина Місяця становить 0,6 від густини Землі, а прискорення вільного падіння в 6 разів менше від земного, тому то на місячній поверхні предмети важать у 6 разів менше, ніж на Землі. Сонячна доба на Місяці триває синодичний місяць (29,5 земної доби). Протягом мільярдів років погода на Місяці однакова: два тижні світить Сонце і поверхня нагрівається до температури +130 °С, а потім, після двотижневої ночі, поверхня охолоджується і температура на світанку знижується до –170 °С. На Місяці не буває ані вітрів, ані дощів. Зміни пір року не відбувається, тому що вісь обертання Місяця майже перпендикулярна до площини орбіти. 

На поверхні Місяця навіть неозброєним оком видно темніші ділянки, що були названі морями (16,9 % поверхні) та світліші, які астрономи назвали мате-

риками. У морях немає ані краплі вологи, у вакуумі вода миттєво закипає і випаровується або замерзає. Під час спостережень у телескоп видно, що на світлих материках переважають кратери — круглі гори діаметром до кількох сотень кілометрів, які мають вали заввишки кілька кілометрів. Більшість кратерів мають метеоритне походження, хоча деякі з них могли утворитися під час виверження вулканів, з яких витікала розплавлена лава та заповнювала більш низькі ділянки, — так виникли моря. 

Першу детальну місячну карту склав у 1647 р. польський астроном Ян Гевелій. Відтоді до наших днів збереглися назви морів - Море Спокою, Море Криз тощо. Назви гірських хребтів, що тягнуться уздовж окраїн морів, співзвучні земним - Апенніни,  Кавказ, Карпати тощо. Апенніни мають максимальну висоту

близько 6 км, а Карпати - лише 2 км.

Параметри Місяця

1. Зоряна величина (максимальна)  – -12,7

2. Середня відстань до Землі  - 384,4 млн км = 60,3 радіуси Землі

3. Період обертання навколо Землі - 27,32 земних діб

4. Період обертання навколо осі -  27,32 земних діб

5. Діаметр по екватору -  3475 км

6. Маса (Земля = 1) - 0,012

7. Середня густина -  3,34·103 кг/м3

8. Сила тяжіння на екваторі - 0,17

9. Температура поверхні від +130°С до –170°С

У липні 1969 р. на поверхню Місяця здійснив посадку пілотований космічний корабель «Аполлон-11», і астронавт Нейл Армстронг зробив перший крок по поверхні іншого світу — так почався новий етап у дослідженні космосу. Усього на поверхні Місяця побувало 12 астронавтів, які привезли на Землю зразки місячного ґрунту. Дослідження показали, що поверхня Місяця майже цілковито вкрита тонким шаром пилу та уламками каміння. Цей шар назвали реголітом (з грец. роздроблений камінь), він утворився після падіння мікрометеоритів.

Останнім часом у полярних областях Місяця космічні станції виявили запаси водяного льоду. Джерелом виникнення й накопичення місячних полярних льодів можуть бути комети, що впали в ці області.

КОНСПЕКТ УРОКУ: Планети земної групи: Меркурій, Венера, Марс і його супутники 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ: Планета Меркурій.          Меркурій – найближча до Сонця планета, за розмірами небагато більша від Місяця, а середня густина майже така, як у Землі.

Параметри Меркурія

1. Зоряна величина (максимальна) –2,2

2. Середня відстань до Сонця 57,9 млн км = 0,387 а. о.

3. Період обертання навколо Сонця 88 земних діб

4. Період обертання навколо осі 58,6 земних діб

5. Діаметр по екватору 4880 км

6. Маса (Земля = 1) 0,055

7. Середня густина 5,4·103 кг/м3

8. Температура поверхні від –170°С до +430°С

9. Сила тяжіння на екваторі (Земля = 1) 0,38 

Через відсутність атмосфери і близькість до Сонця фізичні умови на поверхні Меркурія дуже суворі. Для нього властиві різкі перепади температури впродовж доби. В полудень на екваторі максимальна температура сягає 700 К, вночі вона знижується до 100 К і нижче. 

На Меркурії майже відсутня атмосфера, його розріджена газова оболонка  в основному складається з гелію, а також водню (він представлений у набагато меншій кількості), є незначна кількість аргону, неону, ксенону. Наявність у Меркурія магнітного поля (напруженість якого становить близько 1% від напруженості магнітного поля Землі біля його поверхні) і велика густина дозволили припустити, що Меркурій має велике металеве ядро, розміри якого становлять приблизно 2/3 діаметра планети, в якому зосереджено 80% усієї маси планети. 

Планета Венера. Венера – найгарячіша планета Сонячної системи. У неї, як і у Меркурія, немає природних супутників. Планета привертає увагу людей тим, що на нашому небі її яскравість у десятки разів перевищує блиск зір першої зоряної величини. За яскравістю Венера посідає третє місце в Сонячній системі після Сонця й Місяця. Українська народна назва цієї планети — Вечірня, або Вранішня, зоря, адже вона першою з’являється на вечірньому небосхилі й останньою гасне на світанку. Древні римляни дали цій планеті ім’я богині кохання і краси. Венера має найгустішу атмосферу серед планет земної групи, найповільніше обертання і найменший ексцентриситет орбіти.

Венера - друга в Сонячній системі й найближча до Землі планета. 

Параметри Венери

1. Зоряна величина (максимальна) –4,7

2. Середня відстань до Сонця 108,2 млн км  0,723 а. о.

3. Період обертання навколо Сонця 224,7 земних діб

4. Період обертання навколо осі  (зворотне обертання) 243 земні доби

5. Діаметр по екватору 12104 км

6. Маса (Земля = 1) 0,815

7. Середня густина 5,2·103 кг/м3

8. Температура поверхні 480 °С

9. Сила тяжіння на екваторі (Земля = 1) 0,9

Венера дуже повільно обертається навколо осі у зворотному напрямку з періодом 243 земних доби. 

Атмосфера і клімат.  У 1761 р. під час проходження Венери по диску Сонця М. Ломоносов відкрив існування атмосфери на цій планеті. Венера має дуже щільну атмосферу (тиск біля її поверхні складає 90 атм.) і потужний хмаровий шар. Головна складова атмосфери – вуглекислий газ (97%), азот та інертні гази складають приблизно 2%, кисень – близько 0,1%, а водяна пара – 0,002%. Окрім того, до складу атмосфери входить багато інших газів, не типових для земного повітря: чадний газ, метан, аміак, двоокис сірки, соляна та пластикова кислоти, ацетилен. Наявність в атмосфері Венери великої кількості СО2 спричиняє явище парникового ефекту. Температура на поверхні планети досягає 780К (507 0С). З висотою над поверхнею температура знижується і в стратосфері Венери панує мороз.

Рельєф поверхні Венери. Рельєф Венери складаються велетенські кратери згаслих вулканів діаметром до 50 км, просторі низовини і плато, високі гірські масиви. В наш час вулкани не проявляють великої активності, кора Венери не розколота на окремі плити, як земна кора, тому потоки лави майже не досягають поверхні. Власне магнітне поле Венери не виявлено.

Планета Марс. Марс — четверта за відліком планета Сонячної системи. Вона являє собою величезну пустелю, більша частина якої вкрита червонуватим піском. За розмірами Марс майже удвічі, а за масою - в дев'ять разів менший від Землі, сила тяжіння на Марсі становить 0,39 земної. 

Параметри Марса

1. Зоряна величина (максимальна) –2,0

2. Середня відстань до Сонця 228,0 млн км = 1,524 а. о.

3. Період обертання навколо Сонця 1,88 земного року

4. Період обертання навколо осі 24,62 год

5. Діаметр по екватору 6794 км

6. Маса (Земля = 1) 0,107

7. Середня густина 3,9·103 кг/м3

8. Температура поверхні від –130 °С до +15°С

9. Сила тяжіння на екваторі (Земля = 1) 0,38

Атмосфера і клімат. Атмосфера на Марсі дуже розріджена, її тиск біля поверхні становить приблизно 0,006 земного тиску. За складом нагадує атмосферу Венери: 95% вуглекислого газу, 4% азоту і аргону, кисню і водяної пари – менше 1%. Швидкість вітру, як правило, невелика, під час пилових бур досягає   40-50 м/с. Пилові бурі тривають декілька місяців і повністю закривають поверхню. Через невелику силу тяжіння пил осідає дуже довго навіть після закінчення пилової бурі.

Середня температура на Марсі близько -400С. Влітку вдень повітря прогрівається до 200С, але вночі температура  знижується до -1250С. Такі перепади температури викликані тим, що розріджена атмосфера Марса не може довго утримувати тепло.

Рельєф Марса. 2/3 поверхні Марса займає оранжево-червона пустеля, червонуватий колір якої обумовлений великою кількістю гідратів оксидів заліза у ґрунті. 1/3 поверхні – темної ділянки – називаються морями. Існує припущення, що в минулому на Марсі клімат був значно теплішим, і на планеті існували моря і ріки.

Рельєф Марса сформувався в результаті активного виверження вулканів, які припинились близько мільярда  років тому, падіння метеоритів, сильного вітру і потоків води, що залишили слід у вигляді каналів. Поверхня вкрита багато чисельними кратерами, пагорбами і проваллями. Ряд кратерів на Марсі назвали на честь українських астрономів: Барабашова, Герасимовича, Сімейкіна, Фесенкова. Виділяються два великих вулканічних регіони – Елізіум висотою 5 км і Фарсида (10 км). У регіоні Фарсида знаходиться найбільший у Сонячній системі вулкан Олімп (діаметром 550 км, висота 27 км) і бере початок рифтова долина Маринер довжиною 4 км і шириною 200 км. 

Супутники Марса. Марс має два природні супутники — Фобос і Деймос, які із Землі можна побачити лише в телескопи. Зображення обох супутників були зафіксовані космічними станціями. Вони виявилися безформними брилами розмірами 27×21×29 км (Фобос) та 15×12×8 км (Деймос) і нагадують астероїди. Поверхня супутників вкрита кратерами діаметром від 50 м до 10 км, які свідчать про метеоритні удари, адже в надрах малих тіл вулканічна діяльність є неможливою.

КОНСПЕКТ УРОКУ: Планети-гіганти: Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун та їхні супутники 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:
Загальна характеристика планет-гігантів

Планети-гіганти на відміну від планет земної групи не мають твердої поверхні, бо за хімічним складом (99 % Гідрогену і Гелію) і густиною (1 г/см3) вони нагадують зорі, а їхня велика маса спричиняє нагрівання ядер до температури понад +10000 °С. Ці планети досить швидко обертаються навколо осі та мають велику кількість супутникі. Найбільшою загадкою усіх планет - гігантів (крім Урана) є джерело внутрішньої енергії, яку випромінюють ці планети в інфрачервоній частині спектра. Тому не виключено , що гіганти випромінюють ту енергію, яка була накопичена під час утворення Сонячної системи кілька мільярдів років тому. 

Юпітер

Юпітер, який був названий на честь наймогутнішого бога римської міфології, це найбільша планета  Сонячної системи. Навколо цієї планети обертається численна родина супутників, чотири з яких — Іо, Європа, Ганімед та Каллісто (так звані Галілеєві супутники) — найбільші, які можна порівняти за розміром із Місяцем. Основними компонентами атмосфери Юпітера є водень — 86,1% та гелій — 13,8%,  у хмарах є метан, аміак та водяна пара .  У верхніх шарах хмар атмосферний тиск становить 1 атм,   температура  -107°С,  складається з кристаликів аміаку. Температура і атмосферний тиск із глибиною поступово зростають.

Недавно з’явилися гіпотези щодо можливості існування життя у хмарах Юпітера тому, що його атмосфера має всі компоненти, які є необхідними для появи життя. Деякі шари хмар є теплі та відносно комфортні для існування навіть земних мікроорганізмів. Планета має потужне магнітне поле, радіаційні пояси інтенсивніші земних. 

Параметри Юпітера

1. Зоряна величина (максимальна)     –2,7

2. Середня відстань до Сонця 778,6 млн км = 5,204 а. о.

3. Період обертання навколо Сонця 11,87 земного року

4. Період обертання навколо осі 9,92 год

5. Діаметр по екватору 142980 км

6. Маса (Земля = 1) 318

7. Середня густина 1,9·103 кг/м3

8. Температура поверхні    –133 °С

9. Сила тяжіння на екваторі (Земля = 1) 2,2

Сатурн

Сатурн —це  6 планета від Сонця, названа на честь батька головного бога Юпітера, цю планету знали астрономи ще у стародавні часи.  Сатурн є найкрасивішою планетою Сонячної системи, бо має казкове кільце, яке зачаровує і дітей, і дорослих. Атмосфера цієї планети подібна атмосфері Юпітера.   Верхні шари атмосфери Сатурна мають жовтуватий колір, що пояснюється присутністю аміаку.  На глибині 300 км від верхніх шарів хмар розташовуються хмари води, у яких при підвищенні температури сніг перетворюється в дощ.

Сатурн, як і Юпітер, має магнітне поле, радіаційні пояси та є джерелом радіовипромінювання. Ця планета  теж випромінює у космос більше енергії, ніж отримує від Сонця. Атмосфера складається з водню та гелію.  У водневій атмосфері Сатурна Гелій утворює краплі, які конденсуються в атмосфері як своєрідний туман і потім випадають у вигляді дощу. Такі гелієві опади у верхніх шарах атмосфери можуть бути джерелом внутрішньої енергії. 

У Сатурна виявлено багато супутників діаметром від 34 до 5150 км. Поверхні великих супутників вкриті багатьма кратерами різних розмірів. Найбільшим супутником планети є Титан, який можна спостерігати навіть у телескоп шкільного типу. Він майже у півтора рази більший за Місяць, оточений

щільною азотною атмосферою. Під час висадження на його поверхню космічної станції «Кассіні» були виявлені озера й річки рідкого азоту й метану.  

Параметри Сатурна

1. Зоряна величина (максимальна) 0,7

2. Середня відстань до Сонця 1434 млн км = 9,56 а. о.

3. Період обертання навколо Сонця 29,67 земного року

4. Період обертання навколо осі 10,66 год

5. Діаметр по екватору 120536 км

6. Маса (Земля = 1) 95,2

7. Середня густина 0,7·103 кг/м3

8. Температура поверхні    –170 °С

9. Сила тяжіння на екваторі (Земля = 1) 1,1

Уран

Ця планета, названа  на честь бога неба Уран і є по-справжньому блакитною планетою, тому що 1/7 його атмосфери складає метан. Уран виділяється з усіх планет тим, що його екватор нахилений до площини орбіти під кутом 98°, а це призводить до унікальної зміни пір року ( 42 земні роки на одному  полюсі день, і стільки ж на іншому полюсі триває ніч). Полярні кола розташовуються майже на екваторі, а тропіки — біля полюсів. Спеки  не буває, бо Уран отримує від Сонця набагато менше енергії, ніж Земля, і температура верхніх шарів атмосфери не піднімається вище за -215 °С.

У 1977 р. були відкриті кільця Урану. Планета оточена 11 вузькими кільцями, які розташовані в площині екватора на відстані близько 50 тис. км від центра планети. Товщина кілець не перевищує 1 км. Також Уран оточений великою кількістю супутників, а саме 27 супутників, які відомо на сьогодні. За допомогою телескопів відкриті тільки 5 великих супутників: Аріель, Умбріель, Титанія, Оберон і Міранда, а всі інші вперше сфотографовані у 1986 р. АМС «Вояджер-2».

Параметри Урана

1. Середня відстань до Сонця 2870 млн км = 19,18 а. о.

2. Період обертання навколо Сонця 84,0 земного року

3. Період обертання навколо осі 17,24 год

4. Діаметр по екватору 51120 км

5. Маса (Земля = 1) 14,5

6. Середня густина 1,3·103 кг/м3

7. Температура поверхні   –217 °С

8. Сила тяжіння на екваторі (Земля = 1) 0,9

Нептун

Назву планеті  дали на честь бога підводного світу. Нептун має період обертання 164,8 земного року ( після відкриття  у 1846 році він зробив повний оберт у 2011 році). Ця планета має внутрішнє джерело енергії, бо випромінює у космос тепла майже втричі більше, ніж одержує його від Сонця. Під хмарами температура атмосфери підвищується до +700°С. Отже, вода там не може перебувати в рідкому стані. Загадкою цієї планети є виникнення сильних вітрів на холодній планеті ( швидкість 500 м/с). 

Навколо Нептуна обертаються 14 супутників, найбільший з них — Тритон (кружляє навколо планети у зворотному напрямку), Нереїда, Наяда, Таласса тощо. На світлинах, отриманих 1989 р. космічним кораблем «Вояджер-2», можна побачити, що планету оперізують три замкнені й одне незамкнене кільця. Вони розташовані на відстані від 1,7 до 2,5 радіуси Нептуна.

Параметри Нептуна

1. Зоряна величина (максимальна) 7,8

2. Середня відстань до Сонця 4491 млн км = 30,0 а. о.

3. Період обертання навколо Сонця 164,6 земного року

4. Період обертання навколо осі 16,11 год

5. Діаметр по екватору 49528 км

6. Маса (Земля = 1) 17,2

7. Середня густина 1,8·103 кг/м3

8. Температура поверхні    –214 °С

9. Сила тяжіння на екваторі  (Земля = 1) 1,1

КОНСПЕКТ УРОКУ:Карликові планети. Пояс Койпера, хмара Оорта 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:1. Карликові планети

    2006 року Міжнародний астрономічний союз (МАС) ухвалив рішення про заснування в Сонячній системі нового сімейства об’єктів – карликових планет і дав визначення поняття карликова планета. 

Карликова планета - це небесне тіло, яке: обертається навколо Сонця; відносно велике й масивне, має кулясту форму; не є супутником планети.

    Плутон, колись дев’яту планету Сонячної системи, яку було відкрито 1930 р., у 2006 році за рішенням МАС було позбавлено статусу планети і відтоді він став першою планетою-карликом.

У 1930 р. в Ловеллській обсерваторії (США) Клайд Томбо відкрив невідому планету, що обертається навколо осі в зворотному напрямку. Вона отримала назву Плутон. У 1978 р. астрономи звернули увагу на те, що на світлині Плутона видно невеликий виступ на його дискові. Продовжуючи спостереження, учені виявили у Плутона супутник, який отримав назву Харон. Деякі астрономи вважають Харон супутником, інші називають Плутон і Харон подвійною планетою (адже у них періоди обертання навколо осі й відносно один одного є однакові). Пізніше у Плутона були виявлені ще 4 супутники.

Аналізуючи орбіти комет, у 1951 р. астроном Дж. Койпер передбачив існування за Нептуном поясу астероїдів, який назвали поясом Койпера.  Нині до переліку найбільших і найвідоміших карликових планет відносять Ериду, Цереру, Плутон, Гаумеа, Макемаке. На статус карликових планет також претендують Квавар, Іксіон, Седна, Орк, Варуна. Деякі з них мають супутники.

 2.  Пояс Койпера, хмара Оорта.

    Пояс Койпера – це безліч дрібних небесних тіл, що містяться на околиці Сонячної системи (за Нептуном). Його ближня межа лежить від Сонця на відстані приблизно 30 а. о., а дальня простягається на відстань до 50 а. о. 

    Нині відомо, що пояс Койпера містить не менше, ніж 70000 об’єктів розмірами понад 10 км, зосереджених переважно в смузі від 30 до 50 а. о. Але є й віддаленіші тіла, що перебувають за доступними для спостережень межами. Припускають, що в цілому тіл з розміром більшим за 10 км є близько 10 млн, а з розміром понад 1 км – близько 10 млрд.

Найбільші об'єкти поясу Койпера: Ерида, Плутон, Санта, Седна, Орк, Харон, Квавар, Варуна, Іксіон.

    Вважається, що об'єкти поясу Койпера складаються переважно з затверділих метану, аміаку та води з невеликими домішками органічних речовин, тобто, подібні до кометної речовини. Цим вони відрізняються від астероїдів, які складаються переважно з нелетких мінеральних речовин. Об'єкти в поясі Койпера рухаються здебільшого в площині орбіт планет, на відміну від об'єктів хмари Оорта, які, як припускається, мають сферичний розподіл навколо Сонячної системи.

    Загальна маса поясу Койпера в сотні разів перевищує масу поясу астероїдів. За різними оцінками, у поясі має бути від 35 тис. до 70 тис. тіл із діаметром понад 100 км, у той час як у головному поясі астероїдів таких налічується не більше 200. Втім, вважається, що маса об'єктів хмари Оорта має бути ще більшою.

    Об’єкти поясу Койпера дуже цікавлять астрономів, адже вони є залишками речовини, з якої утворилася Сонячна система.

Хмара Оорта — сферична хмара крижаних об'єктів, яка є джерелом довгоперіодичних комет. Передбачувана відстань до зовнішніх меж хмари Оорта від Сонця становить від 50 000 а. о. (≈ 1 св. рік) до 100 000 а. о. (1,87 св. років). Вважається, що об'єкти, які складають хмару, сформувалися біля Сонця і були розсіяні далеко в космос гравітаційними ефектами планет-гігантів на ранньому етапі розвитку Сонячної системи. Більшість об'єктів хмари Оорта складаються з різних льодів, утворених такими речовинами, як вода, метан, етан, чадний газ та ціановодень.

КОНСПЕКТ УРОКУ:Малі тіла Сонячної системи — астероїди, комети, метеороїди 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:Малі тіла Сонячної
системи — астрономічні об'єкти Сонячної системи менші за планети.

Астероїди. Перший астероїд (від грец. asteroid — зореподібний) відкрив італійський астроном Джузеппе Піацці. У січні 1801 р. він побачив слабку зорю, яка наступного вечора трохи перемістилася. Новій планеті дали назву Церера. Яке ж було здивування астрономів, коли за кілька років недалеко від Церери виявили ще одну малу планету — її назвали Палладою. Ці обидва космічні об'єкти, що оберталися навколо Сонця на відстані 2,8 а. о., назвали малими планетами, або астероїдами. Потім були відкриті Юнона і Веста. З-поміж усіх відкритих на той час малих планет діаметр Церери виявився найбільшим (близько 960 км), тож згодом її віднесли до класу планет-карликів.

На вересень 2017 р. було зареєстровано близько 1 млн астероїдів. Найменші з них мають діаметр лише кілька десятків метрів. Виявленим астероїдам надають порядковий номер і назву, яку пропонує автор відкриття (так, за номером 1790 зареєстрований астероїд Україна). Часто нові космічні тіла називають на честь країн, міст та видатних особистостей. Українські астрономи також уславили нашу країну та видатних співвітчизників: навколо Сонця обертаються астероїди Київ, Полтава, Кобзар, Каменяр, Сковородата ін.

Комети отримали свою назву від грец. cometos — хвостата чи волохата (зоря). Це відносно невеликі небесні тіла, що мають туманний вигляд і обертаються навколо Сонця по подовжених еліптичних орбітах. Комети є залишками космічної речовини, з якої утворилися планети.  Найзнаменитішою кометою є комета Галлея. 

Головна складова комети — її ядро. Кометне ядро являє собою крижану брилу, що складається із суміші замерзлої води й заморожених газів із вкрапленням тугоплавких кам'янистих та металевих частинок. У міру наближення комети до Сонця лід ядра комети починає випаровуватися. Навколо ядра утворюється протяжна газова оболонка, що світиться, — кома. Разом із ядром вони утворюють голову комети. Подальше зближення комети із Сонцем приводить до того, що її голова набуває овальної форми, потім подовжується, а з неї утворюється хвіст, що складається з пилу і газу.

Довжина хвоста комети іноді простягається на мільйони або сотні мільйонів кілометрів, причому напрямок хвоста в результаті дії сонячного вітру змінюється таким чином, що він відхиляється у протилежний від Сонця бік. 

Здійснивши кілька сотень обертів навколо Сонця, ядро комети зрештою втрачає свою масу і руйнується, але її рештки продовжують рух по орбіті та перетворюються на метеорні потоки. Коли Земля перетинає орбіту такого метеорного потоку, спостерігається «зоряний дощ». Гинуть комети також у випадку потрапляння на Сонце або зіткнення із планетою.

Метеороїди.  Їхня назва у перекладі з грецької означає: «той, що перебуває у повітрі». Метеороїди утворюються внаслідок розпаду комет або подрібнення малих планет після зіткнення. 

Метеороїд — невелике небесне тіло, що рухається в міжпланетному просторі. Потрапивши на космічній швидкості в земну атмосферу, ці дрібні тверді частинки спалахують, лишаючи яскравий слід. Космічний пил ніколи не долітає до поверхні Землі, адже він згоряє і випаровується в атмосфері на висоті від 120 до 60-80 км. Це світлове явище, викликане іонізованим повітрям на шляху польоту метеорної частинки, називають метеором, або падаючою зорею. 

Метеор — видимий слід від метеороїда, що увійшов в атмосферу Землі.

Сама частинка в цьому випадку називається метеорним тілом. Маси таких тіл вимірюються десятими долями грама, іноді — кількома грамами. Весь політ метеорного тіла може тривати від десятих долей секунди до кількох секунд. 

Метеорит — метеороїд, що впав на поверхню Землі. Метеорити можуть досягти поверхні Землі, оскільки мають більшу масу. Коли метеоритне тіло з великою швидкістю летить в атмосфері, то через опір повітря воно нагрівається до температури вище 10 000 °С і починає світитись, як розжарена куля, яку називають болідом (від грец. bolid — спис). Болід — світлове явище, яке супроводжує політ метеоритного тіла в атмосфері

Метеоритне тіло — це фрагмент астероїда, який, обертаючись навколо Сонця, зіткнувся з нашою планетою. Тобто метеорити мають астероїдне походження.  На Землі астрономи та геологи виявили більше сотні метеоритних кратерів різного діаметра, які називають астроблемами (від грец. astra blema — зоряні рани), але більшість кратерів не збереглася, адже протягом віків атмосферні процеси знищували сліди космічних катаклізмів. Велику кільцеву структуру метеоритного походження діаметром 7 км виявили в Україні в Іллінецькому районі Вінницької області. Геологічні дослідження показують, що початкова маса метеорита перевищувала 1011кг.

КОНСПЕКТ УРОКУ:Дослідження тіл Сонячної системи з допомогою космічних апаратів. Гіпотези і теорії формування Сонячної системи  

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:1.Космонавтика — це комплексна науково-технічна галузь, що займається дослідженням та використанням космічного простору за допомогою автоматичних і пілотованих космічних апаратів

Значний внесок у створення наукових основ космонавтики, пілотованих космічних кораблів та автоматичних міжпланетних станцій зробили українські вчені. Зокрема, Ю. Кондратюк (О. Шаргей) у 1918 р. обчислив траєкторію польоту на Місяць. Пізніше вона була застосована американськими ученими під час підготовки космічних експедицій «Аполлон».

Початок космічної ери було покладено 4 жовтня 1957 р., коли відбувся запуск ШСЗ (штучний супутник Землі) під керівництвом С. Корольова. Цей видатний конструктор перших у світі космічних кораблів і міжпланетних станцій народився, виріс і отримав освіту за фахом авіційного конструктора в Україні (Київський політехнічний інститут). Корольов очолював створення АМС, які перші в історії космонавтики досягли Місяця, Венери та Марса. Але найбільшим досягненням на той час став перший пілотований політ космічного корабля «Восток», на якому 12 квітня 1961 року льотчик-космонавт Ю. Гагарін здійснив космічну подорож . Відтоді цю дату по всьому світу відзначають як Всесвітній день космонавтики, а Корольова називають батьком космонавтики.

Ще однією історичною подією на шляху підкорення людиною космічного простору стала славнозвісна місячна експедиція американських астронавтів Армстронга, Коллінза й Олдріна, що тривала 16-24 липня 1969 р.

Протягом ХХ ст. у розвиток дослідження космічного простору значний внесок зробили космонавти-українці: В. Ляхов, Г. Береговий, В. Жолобов, Л. Кизим, А. Левченко, П. Попович, Г. Шонін, А. Арцебарський (Під час експедиції здійснив 6 виходів у відкритий космос), Ю. Каденюк (перший космонавт незалежної України) - Здійснив політ у складі екіпажу американського шаттла «Коламбія» (1997 р.). Під час експедиції провів ряд біологічних експериментів щодо впливу стану невагомості на рослини.

Орбітальні станції відкрили людству нові можливості у дослідженні космічного простору. Вони стали стаціонарними науковими базами, оснащеними лабораторіями для проведення різних експериментів, спостережень і дослідів. Створення на орбітальній станції комфортабельних умов для проживання дозволило людині перебувати в космосі тривалий час — від кількох днів до кількох місяців.

Уперше запуск гігантських орбітальних станцій — радянської «Салют» та американської «Скайлеб» відбулося в 1970-ті рр. Одним із головних завдань, які ставили перед собою конструктори цих станцій, було дослідити, як впливає на організм людини тривале перебування в космосі.

У 1986 р. на навколоземну орбіту була виведена станція «Мир». Протягом років існування на ній було проведено чимало наукових програм.

Починаючи з 1998 р. космічний простір активно досліджують учені різних держав, працюючи на Міжнародній космічній станції (МКС). Цю пілотовану орбітальну станцію використовують як багатоцільовий космічний дослідницький комплекс. МКС — спільний міжнародний проект, у якому беруть участь 14 держав — США, Росія, Японія, Канада та країни, що входять до Європейського космічного агентства. Головними галузями досліджень на МКС є біологія, фізика, астрономія, космологія та метеорологія.

Метою, яку ставить перед собою міжнародна космонавтика, є освоєння найближчим часом Марсу. Тож нині розробляється відповідна програма. 

2. Етапи дослідження Сонячної системи за допомогою космічних апаратів

Рік

Подія

1957

Запуск штучного супутника Землі, початок космічної ери. З'явилася можливість створення космічних лабораторій

1958

Відкриття радіаційних поясів Ван-Аллена. Микола Козирєв відзначає в місячному кратері «Альфонс» ознаки вулканічної діяльності

1959

Радіолокація Сонця (США). Станція «Луна-2» не виявила у Місяця магнітного поля. Отримано перші фотографії зворотного боку Місяця

1961

Перший політ людини в космос

1961—1964

Радіолокація Меркурія, Венери, Марса, Юпітера (СРСР і США). Уточнені величина а. о. і період обертання Венери навколо Сонця, визначені період осьового обертання Венери (виявився зворотним), температура і фізичні характеристики поверхні планет

1965

Відкриття реліктового випромінювання. Перші фотографії поверхні Марса («Марінер-4»)

1967

Дослідження атмосфери Венери з апарату, що спускається («Венера-4»)

1969

Висадка «Аполлона-11» на Місяць. Перший вихід людини на поверхню Місяця (США)

1971

Перша м'яка посадка на Марс («Марс-3»)

1974

Сенсаційний висновок Стівена Хокінга про можливість «випаровування» чорних дір

1975

Перша фотопанорама поверхні Венери («Венера-9», «Венера-10»)

1975

Фотографії Фобоса, Деймоса і поверхні Марса («Вікінг-1», «Вікінг-2»)

1977

Відкриття кілець Урана. Запуск «Вояджера-2», який передав безцінну інформацію про зовнішні дані планет Юпітера, Сатурна (1981), Урана, Нептуна (1989)

1978

Відкриття Харона, супутника Плутона (Дж. У. Крісті, США)

1979

Виявлено кільця у Юпітера

1986

Дослідження комети Галлея АМС «Вега» і «Джотто». У Урана виявлено 10 нових супутників

1990

Запуск космічного телескопа «Габбл»

1995

Автоматичний космічний апарат «Галілео» досяг Юпітера і вперше взяв проби атмосфери

1998

Початок функціонування першої багатонаціональної космічної станції. Найбільший на сьогоднішній день штучний об'єкт, побудований в космосі

2001

Перша посадка на астероїд. Астероїд Ерос, космічний апарат NEAR Shoemaker

2003

Посадка на Марс. Марсохід досліджував структуру ґрунту планети

2004

Автоматичний космічний апарат «Кассіні» досяг орбіти Сатурна

2005

Перша м'яка посадка на Титан. Космічний апарат «Кассіні»

2007

Перша успішна посадка в полярному регіоні Марса. Апарат знайшов воду в ґрунті планети

2009

Запуск місії Kepler. Перший космічний телескоп, призначений для пошуку екзопланет, подібних до Землі

2014

Перший штучний зонд для планової і м'якої посадки на комету. Зонд Розетта, комета Чурюмова-Герасименко

2014

Міжпланетний космічний зонд «Нові горизонти» досяг орбіти Плутона

2015

Вперше у космосі було вирощено їжу (салат)

2019

Перша м'яка посадка на зворотній стороні Місяця

3. Гіпотези і теорії формування Сонячної системи

З найдавніших теорій походження Сонячної системи відомо вчення Рене Декарта. Його космогонічна гіпотеза — теорія вихорів — протягом певного часу конкурувала з теорією всесвітнього тяжіння. Він вважав, що Сонце, як і інші зорі, оточене ефірною речовиною, яка розповсюджується на великі відстані у всіх напрямках. Обертаючись, Сонце спричиняє обертальний рух прилеглих областей цієї речовини, потім вони, зі свого боку, передають його наступним областям, так що, нарешті, вся маса приходить в обертання. У цьому ефірному вихорі мчать навколо Сонця планети. Проте Декарт не зміг сформулювати закони планетних рухів, тому його гіпотеза не отримала подальшого розвитку. Тільки з другої половини XVIII ст. пропонуються еволюційні космогонічні гіпотези такими вченими, як Бюффон, Кант, Лаплас, Рош, Мейєр, Бікертон.

Зараз загальноприйнятою є гіпотеза, що формування Сонячної системи почалося близько 4,6 млрд років тому з гравітаційного стискування невеликої частини гігантської міжзоряної газопилової хмари. Ця початкова хмара, ймовірно, сягала за розмірами кількох світлових років і була прародичем для кількох зір.

У процесі стискування розміри газопилової хмари зменшувалися і через закон збереження моменту імпульсу зростала швидкість обертання хмари. Центр, де зібралася більша частина маси, ставав усе гарячішим у порівнянні з навколишнім диском. Через обертання хмари швидкості її стискування паралельно і перпендикулярно до осі обертання відрізнялися, що призвело до ущільнення хмари, формування характерного протопланетного диска діаметром близько 200 а. о. і гарячої, щільної протозорі в центрі.

КОНСПЕКТ УРОКУ: Контрольна робота № 2 «Наша планетна система»          

КОНСПЕКТ УРОКУ: Фізичні характеристики Сонця. Будова Сонця та джерела його енергії 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:
1. Фізичні характеристики Сонця

Зоря Сонце — центральне тіло Сонячної системи. Температура Сонця вимірюється за допомогою законів випромінювання «чорного тіла». Сонце випромінює електромагнітні хвилі різної довжини, які нашим оком сприймаються як біле світло. Насправді біле світло складається з цілого спектра електромагнітних хвиль від червоного до фіолетового кольору, але Сонце випромінює найбільше енергії у жовто-зеленій частині спектра, тому астрономи називають Сонце жовтою зорею. Температура на поверхні Сонця становить 5780 K.

Світність Сонця (Ls) визначає потужність його випромінювання, тобто кількість енергії, що випромінює поверхня Сонця у всіх напрямках за одиницю часу. Для визначення світності Сонця треба виміряти сонячну сталу q — енергію, яку отримує 1 м2 поверхні Землі за 1 сек за умови, що Сонце розташоване в зеніті. Для визначення світності Сонця необхідно величину сонячної сталої помножити на площу сфери з радіусом R:

Ls = 4πR2 · q = 4 · 1026Вт,  де R =1,5 · 1011 м — відстань від Землі до Сонця.

Сонячна стала q — енергія, яку отримує 1 м2 поверхні Землі за 1 сек, якщо сонячні промені падають перпендикулярно до поверхні. За сучасними даними, на межі верхніх шарів атмосфери Землі величина сонячної сталої дорівнює q = 1,4 кВт/м2

Ядро — центральні області Сонця, де протікають термоядерні реакції

2. Будова Сонця

Сонце — величезна розжарена плазмова куля, що має складну будову своїх зовнішніх і внутрішніх шарів. У результаті фізичних процесів, що протікають в надрах Сонця, безперервно виділяється енергія, яка передається зовнішнім шарам і розподіляється на все більшу площу. Внаслідок цього з наближенням до поверхні температура сонячної плазми поступово знижується. Залежно від температури та характеру процесів, що визначаються цією температурою, Сонце умовно розділяють на такі області з різним фізичним станом речовини та розподілом енергії: ядро, зона радіації, конвективна зона та фотосфера.

Внутрішня будова Сонця

Зона радіації — зона, де енергія переноситься шляхом перевипромінювання окремих квантів

Конвективна зона — зона, де здійснюється передача енергії шляхом перемішування — більш гарячі комірки спливають угору, а холодні опускаються донизу.

Центральна область (ядро) займає відносно невеликий об'єм, але завдяки великій густині, яка збільшується до центру, там зосереджена значна частина маси Сонця. Величезний тиск та надвисока температура забезпечують протікання термоядерних реакцій, які є основним джерелом енергії Сонця. 

У зоні радіації, що оточує ядро на відстані до 2/3R, енергія поширюється шляхом послідовного поглинання і наступного перевипромінювання речовиною квантів електромагнітної енергії.

У конвективній зоні (від верхнього шару зони радіації, майже до самої видимої межі Сонця — фотосфери) енергія передається вже не випромінюванням, а за допомогою конвекції, тобто шляхом перемішування речовини, коли утворюються своєрідні окремі комірки, які трохи відрізняються одна від одної температурою та густиною.

Атмосферою вважаються зовнішні шари Сонця, що умовно поділені на три оболонки. Найглибший шар атмосфери Сонця, що складається з газів та випромінює світло — фотосфера (від грец. sphera photos — куля світла), 200-300 км завтовшки, сприймається нами як поверхня Сонця. Густина газів у фотосфері в мільйони разів менша за густину повітря біля поверхні Землі, а температура фотосфери зменшується з висотою. Середній шар фотосфери, випромінювання якого ми сприймаємо, має температуру 5780 К.

У сонячний телескоп можна спостерігати структуру фотосфери, у якій конвекційні комірки мають вигляд світлих і темних зерен — гранул. Над фотосферою розташована хромосфера (від грец. chromos sphera — кольорова сфера), де атомами різних речовин утворюються темні лінії поглинання у спектрі Сонця. Загальна товщина хромосфери становить 10-15 тис. км, а температура у її верхніх шарах сягає 100 000 K.

Над хромосферою розміщений зовнішній шар атмосфери Сонця — сонячна корона, температура якої сягає кількох мільйонів градусів. Речовина корони, яка постійно витікає у міжпланетний простір, називається сонячним вітром.

Сукупність явищ на поверхні Сонця, зумовлених процесами в його надрах, називають сонячною активністю. її проявами є плями, факели, протуберанці, спалахи. Що більше цих утворів, то вищою є активність Сонця. Спостереження свідчать, що з часом сонячна активність змінюється.

Одним із найважливіших її проявів є спалахи - різкі збільшення яскравості незначних ділянок хромосфери над групами сонячних плям. Тривалість спалахів різноманітна і залежить від потужності. Невеликі спалахи тривають кілька хвилин. У роки максимуму сонячної активності трапляються грандіозні спалахи тривалістю до 7 год.

Сонячна активність впливає на клімат, погоду, біосферу нашої планети. Помічено, що в роки максимуму активності світила швидше ростуть дерева, підвищується розмноження деяких комах (сарани), бурхливо поширюються епідемії та пандемії (це пов'язане як зі зростанням кількості хвороботворних бактерій та вірусів, так і з послабленням імунітету людей).

Щоб ефективніше розв'язувати проблеми, пов'язані з сонячно-земними зв'язками, у світі створена система неперервного стеження за станом Сонця -так звана служба Сонця. Усі великі обсерваторії, а також значна кількість спеціальних станцій беруть участь у цих спостереженнях. Основне завдання служби Сонця — реєстрація центрів сонячної активності та всіх сонячних спалахів.

КОНСПЕКТ УРОКУ:Реєстрація сонячних нейтрино 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:
Реєстрація сонячних нейтрино

Сонячний нейтрино є видом випромінювання, який приходить до земного спостерігача з найглибших надр Сонця і несе в собі інформацію про процеси, що там відбуваються.

Нейтрино — «невловима» частинка, яка бере безпосередню участь у термоядерних реакціях. Зокрема, нейтрино утворюються в процесі термоядерних перетворень водню в гелій, які, згідно з сучасними уявленнями, служать джерелами внутрішньозіркової енергії. Енергія цих частинок і величина їхнього потоку залежать від температури і характеру ядерних реакцій. Крім цього сонячні нейтрино, що володіють величезною проникаючою здатністю, проходять через всю сонячну товщу практично безперешкодно і досягають Землі. Тому сонячні нейтрино дають інформацію про стан Сонця практично в момент спостереження.

Якби нам вдалося «зловити» сонячні нейтрино, ми в певному сенсі «побачили б», що відбувається в центрі Сонця. Але спостерігати їх можна тільки непрямим шляхом, змушуючи взаємодіяти з іншими частинками і реєструючи результати подібних взаємодій.

Підходящою ядерною реакцією може служити взаємодія нейтрино з ядром одного з ізотопів хлору з атомною вагою 37. Вловивши сонячні нейтрино, таке ядро перетворюється в ядро ізотопу аргону-37, який є радіоактивним, а отже, через певні проміжки часу можна вимірювати, скільки його накопичилося. Але інші космічні випромінювання також можуть викликати ядерну реакцію перетворення хлору в аргон. Щоб позбутися таких перешкод, вимірювання треба проводити глибоко під землею, куди звичайні космічні частинки проникнути не можуть.

Ідея такого «детектора» для реєстрації сонячних нейтрино була запропонована Б. Понтекорво і здійснена Р. Девісом. Нейтрино телескопом служила величезна цистерна, наповнена 600 тоннами перхлоретилену. Апаратура була встановлена в покинутому руднику в штаті Південна Дакота, США. Сонячні нейтрино спостерігали протягом тривалого часу кількома серіями. Виявилося, що число зареєстрованих актів взаємодії набагато менше передбаченого теорією. Для пояснення цього деякі вчені припустили, що сонячний термоядерний реактор працює в «імпульсному режимі». Тобто в надрах Сонця термоядерна реакція час від часу припиняється, і тоді Сонце світить за рахунок запасів енергії, накопичених в попередньому циклі. 

КОНСПЕКТ УРОКУ: Прояви сонячної активності та їх вплив на Землю 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ: 1. Сонячна активність

Сукупність явищ на поверхні Сонця, зумовлених процесами в його надрах, називають сонячною активністю. Її проявами є:

- факели (ділянок з підвищеною яскравістю),

- плями (ділянок із зниженою яскравістю),

- протуберанці (підняття речовини над сонячною поверхнею),

- хромосферні спалахи (короткочасних яскравих спалахів).

Що більше цих утворів, то вищою є активність Сонця. Спостереження свідчать, що сонячна активність змінюється циклічно. Існує 11-річний цикл активності Сонця.

Одним із найважливіших її проявів є хромосферні спалахи - різкі збільшення яскравості незначних ділянок хромосфери над групами сонячних плям. Тривалість спалахів різноманітна (від 5 хв до 7 год) і залежить від потужності.  Виділяється енергія 1021-1025 Дж. 

При цьому:

• випромінюється потужне електромагнітне випромінювання у рентгенівському, ультрафіолетовому та радіодіапазоні;

• викидається вузький струмінь частинок (протони, ядра атомів гелію, електрони) зі швидкостями 3000- 30000 км/с, інколи до 240000 км/с.

Сонячна активність визначається кількістю плям та їхньою загальною площею. Плями – темні зони фотосфери, Т=4500 К,  D=40000 км., інколи до 200000 км. У великій плямі виділяють значно темніше ядро та півтінь.  Час життя поодиноких плям - кілька місяців, груп плям – кілька годин.

Мірою плямотворної діяльності Сонця є число Вольфа:
W=10g+f, де g – кількість груп плям, f – загальна кількість плям, які є в цей момент  на Сонці.

• Роки, коли сонячних плям багато – максимум активності

• Роки, коли сонячних плям мало – мінімум активності

Дослідження показали, що температура всередині плями досить висока і сягає 4500 K, але пляма здається темною на фоні більш гарячої фотосфери з температурою 5780 K. Виникає питання: що знижує температуру всередині плями? Плями на Сонці можуть існувати протягом кількох місяців, тому виникла гіпотеза, що якийсь процес гальмує конвекцію плазми в сонячній плямі та підтримує різницю температур. Зараз доведено, що таким «ізолятором» є сильне магнітне поле, яке взаємодіє з електрично зарядженими частинками плазми і гальмує конвекційні процеси всередині плями.

Сонячна пляма — це область фотосфери, де знижується температура, адже сильне магнітне поле у плямі зупиняє конвекцію

Плями поєднані між собою магнітними силовими лініями подібно до полюсів магніту — кожна пляма має свою полярність. Так само, як неможливо розділити північний та південний полюси магніту, так і сонячні плями існують тільки парами, які мають різні магнітні полярності. Якщо врахувати полярність плям, то цикл сонячної активності триває приблизно 22 роки.

Факели – світлі утвори, супутники плям, Т= 6500 – 8000 К.

Протуберанці – існують постійно — це щільні холодні хмари водню, які піднімаються в корону і рухаються вздовж магнітних силових ліній. Завдяки протуберанцям відбувається обмін речовинами між хромосферою і короною.  l=200000 км, D=10000 км. Час існування: до декількох місяців

2. Вплив сонячної активності на Землю 

Магнітна буря — збурення магнітного поля Землі під впливом спалаху на Сонці. У цей час виникають неполадки в радіозв'язку та електронних приладах, погіршується самопочуття людей.

Сонячна активність впливає на клімат, погоду, біосферу нашої планети. Помічено, що в роки максимуму активності світила швидше ростуть дерева, підвищується розмноження деяких комах (сарани), бурхливо поширюються епідемії та пандемії (це пов'язане як зі зростанням кількості хвороботворних бактерій та вірусів, так і з послабленням імунітету людей).

Щоб ефективніше розв'язувати проблеми, пов'язані з сонячно-земними зв'язками, у світі створена система неперервного стеження за станом Сонця -так звана служба Сонця. Усі великі обсерваторії, а також значна кількість спеціальних станцій беруть участь у цих спостереженнях. Основне завдання служби Сонця — реєстрація центрів сонячної активності та всіх сонячних спалахів.

КОНСПЕКТ УРОКУ: Урок № 24 

Практична робота № 2 Тема: «Визначення висоти (кульмінації) Сонця за допомогою гномона» Хід виконання 

КОНСПЕКТ УРОКУ: Зорі та їх класифікація 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:1. Зорі. Класифікація зір

Зорі, також Зірки (грец. hoi Asteres) — 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.

Класифікація зір

1. За світністю ( порівняно з Сонцем):

а) В 100, 1000, 1000 000 разів сильніші за Сонце.

б) Аналогічні.

в) З малими і дуже малими світностями.

2. За розмірами:

а) Надгіганти (R в тисячу разів більше Сонячного R)

б) Гіганти ( R в сотні разів більше Сонячного R)

в) Сонячного типу

г) Карлики( R в сотні разів менші Сонячного R)

д) Нейтронні зорі ( R = 10-30 км )

3. За спектром (температурою) :

а) Гарячі зорі (О,В,А)            б) Сонячні класи (F,G)          в) Холодні зорі. (К,М)

4. За кольором:

а) Голубі      б) Білі    в) Жовті     г) Червоні

Температуру зовнішніх шарів зорі визначають за їх кольором: червоні зорі мають 2000 - 3000 0С, жовті - 6000 -7000 0С, білі - 12000 0С, голубі – 25000 0С.

Найгарячіші зорі — сині зорі — належать до спектрального класу О, найхолодніші — червоні зорі — до спектрального класу М. Сонце має температуру фотосфери 5780 К, жовтий колір і належить до спектрального класу G.

2. Вимірювання відстаней до зір. 

Зорі розташовані в мільйони разів далі, ніж Сонце, тому горизонтальні паралакси зір відповідно в мільйони разів менші, і виміряти такі малі кути ще нікому не вдавалося. Для вимірювання відстаней до зір астрономи змушені визначати річні паралакси, які пов'язані з орбітальним рухом Землі навколо Сонця.

Річний паралакс визначає кут, під яким було б видно від зорі велику піввісь земної орбіти (1 а. о.) в перпендикулярному до променя зору напрямку.

Відстань до найближчих зір

Зоря

Відстань

Св. р.

пк

Проксима

4,2

1,3

Барнарда

5,9

1,8

Сіріус

8,8

2,6

ε Ерідана

11,0

3,3

Проціон

11,4

3,5

Вега

26,5

8,1

Арктур

36,0

11,0

Капелла

45,0

13,8

Відстань до зір вимірюють у світлових роках, але в астрономії ще використовують одиницю парсек (пк) — відстань, для якої річний паралакс           p = 1". 1 пк = 206 265 а. о. = 3,08 •1013 км.

3. Абсолютні зоряні величини і світність зорі. 

Хоча Сонце є найяскравішим світилом на нашому небі, це не означає, що воно випромінює більше енергії, ніж інші зорі. З курсу фізики відомо, що освітленість, яку створюють джерела енергії, залежить від відстані до них, тому невелика лампочка у вашій кімнаті може здаватися набагато яскравішою, ніж далекий прожектор. Для визначення світності, або загальної потужності випромінювання, астрономи вводять поняття абсолютної зоряної величини М. 

Абсолютна зоряна величина М - зоряна величина, яку мала б зоря на стандартній відстані r0 = 10 пк. Абсолютна зоряна величина М визначає яскравість, яку мала б зоря на стандартній відстані 10 пк. 

Світність зорі визначає кількість енергії, що випромінює зоря за одиницю часу, тобто потужність випромінювання зорі. За одиницю світності в астрономії беруть потужність випромінювання Сонця 4 · 1026 Вт. 

Радіус зір. Для визначення радіуса зорі не можна використати геометричний метод, адже зорі розташовуються настільки далеко від Землі, що навіть у великі телескопи до недавнього часу неможливо було виміряти їхні кутові розміри — усі зорі мають вигляд однакових світлих точок.

Для визначення радіуса зір астрономи використовують закон Стефана-Больцмана:

Q = σ · T4

де Q — енергія, що випромінює одиниця поверхні зорі за одиницю часу; σ — стала Стефана-Больцмана (σ = 5, 6704•10-8 Вт/(м2·К4); Т4— абсолютна температура поверхні зорі. 

Енергія, яку випромінює вся зоря з радіусом R, визначається загальною площею її поверхні, тобто:    E = 4πR2 • Q = 4πR2 • σ • T4

Виявляється, що існують зорі, які мають радіус у сотні разів більший за радіус Сонця, і зорі, що мають радіус менший, ніж радіус Землі.

Сонце за фізичними параметрами належить до середніх зір — воно має середню температуру, середню світність і т. ін. За статистикою, серед великої кількості різноманітних тіл найбільше таких, які мають середні параметри.

Білі карлики — зорі, що мають радіус у сотні разів менший від сонячного і густину в мільйони разів більшу за щільність води.

Червоні карлики — зорі з масою, меншою, ніж сонячна, але більшою, ніж у Юпітера. Температура і світність цих зір залишаються сталими протягом десятків мільярдів років

Червоні гіганти — зорі, що мають температуру 3000—4000 К і радіус у десятки разів більший, ніж сонячний. Маса цих зір не набагато більша за масу Сонця. Такі зорі не перебувають у стані рівноваги

Астрономи вирішили перевірити, чи багато в космосі таких зір, як наше Сонце. З цією метою Е. Герцшпрунг і Г. Рассел запропонували діаграму, на якій можна позначити місце кожної зорі, якщо відомі її температура і світність. Її названо діаграмою спектр—світність, або діаграмою Герцшпрунга—Рассела. 

Діаграма Герцшпрунга—Рассела — графічно відображена залежність між світністю (чи абсолютною зоряною величиною) та спектральним класом (тобто, температурою поверхні) зорі. Вона має вигляд графіка, на якому по осі абсцис відзначають спектральний клас, або температуру зорі, а по осі ординат — світність. 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. 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.

Сонце має температуру 5780 K і світність 1. Холодніші зорі на діаграмі розташовані праворуч (червоного кольору), а більш гарячі — ліворуч (синього кольору). Зорі, що випромінюють більше енергії, розташовані вище Сонця, а зорі-карлики — нижче. Більшість зір, до яких належить і Сонце, розташовані у вузькій смузі, яку називають головною послідовністю зір.

КОНСПЕКТ УРОКУ:Подвійні зорі. Фiзично-змінні зорі. Планетні системи інших зір 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:
1. Подвійні зорі. Види подвійних зірок

Подвійні зорі — системи, які складаються з двох зір, що описують замкнені орбіти навколо спільного центра мас під дією взаємного тяжіння. 

Розрізняють оптично- й фізично-подвійні зорі.  Оптично-подвійні зорі (пари) складаються з досить віддалених одна від одної у просторі зір, які випадково проектуються на небесну сферу за променем зору. Класичним прикладом таких зір є Алькор і Міцар у сузір'ї Великої Ведмедиці. 

Фізично-подвійні зорі є системами близько розташованих у просторі зір, зв’язаних силами тяжіння, що обертаються біля загального центра мас. 

Подвійні зорі називаються візуально-подвійними, якщо їхню подвійність можна помітити під час безпосередніх спостережень у телескоп. Системи з кількістю зір n ≥3 називаються кратними. 

Затемнювано-подвійні зорі. При взаємному обертанні компоненти подвійної системи можуть по черзі заступати один одного. Такі зорі називаються затемнено-подвійними або алголями, за назвою свого типового представника β Персея. Під час затемнень загальна яскравість пари, компонентів якої ми нарізно не бачимо, слабшатиме. Решту часу в проміжках між затемненнями вона майже стала і тим довша, чим коротша тривалість затемнень і чим більший радіус орбіти. 

Спектрально-подвійні зорі. Якщо компоненти подвійної зорі при взаємному обертанні підходять близько один до одного, то навіть у найсильніший телескоп їх не можна бачити нарізно. В цьому разі подвійність можна виявити за спектром. Такі зорі називатимуться спектрально-подвійними. Якщо одна із зір світиться слабо, то буде видно лінії тільки другої зорі, що періодично зміщуються. Взагалі подвійність зір - дуже поширене явище. Статистика показує, що близько 30 % усіх зір, очевидно, подвійні.

Тісні подвійні системи. Пари зір, відстані між якими сумірні з їхніми розмірами, називаються тісними подвійними системами. За тісного розташу-вання зір частинки газу починають належати не окремомому компоненту, а системі в цілому. Починається процес обміну речовиною між зорями. Якщо одна зоря розширюється, перетворюючись у червоного гіганта, то її речовина починає вільно перетікати на другий компонент, утворючи навуоло неї широкий диск. Речовина гальмується, нагрівається, починає світитися, і зрештою осідає на  поверхню «сусідки», збільшуючи її масу і температуру.

2. Фізичні змінні зорі.

Змінні зорі — зорі, у яких спостерігають зміни блиску хоча б в одному спектральному діапазоні.

Зоря яка належить до фізично змінних зір, змінює блиск який зумовлено процесами, що відбуваються у їхніх надрах. Поділяються на пульсуючі і спалахуючі, які в свою чергу поділяються на нові та наднові.

Пульсуючі змінні зорі – цефеїди.  З періодичних змінних зір особливий інтерес становлять цефеїди. Це білі або жовтуваті зорі. Свою назву вони дістали за типовим представником - зорею δ Цефея. 

Цефеїди — великий клас пульсуючих змінних зір, зміни блиску яких зумовлюють їхнє розташування у смузі нестабільності на діаграмі Герцшпрунга-Рассела.

Період її змінності 5,37 доби й амплітуда зміни яскравості від 4,6 до 3,7 зоряної величини. Із зміною температури дещо змінюється й спектральний клас цефеїд. Причина цього в тому, що цефеїди - пульсуючі зорі. Вони періодично розширюються і стискуються. Стискання зовнішніх шарів спричиняє їх нагрівання. Цефеїди поділяють на дві групи: короткоперіодичні з періодами, меншими за 1 добу, і класичні з періодами, більшими за 2 доби. Перші з них гарячіше й мають однакову абсолютну величину М=0,5. Тому залежність світності від періоду цефеїд надзвичайно важлива для визначення відстаней і розмірів нашої зоряної системи. Яскраві цефеїди-гіганти нам видно, як маяки Всесвіту, здалеку.

Види цефеїд

Цефеїди аномальні

Зорі типу BL Волопаса з аномальними для своєї світності періодами пульсацій

Цефеїди довгоперіодичні

Зорі з періодами пульсацій понад одну добу

Цефеїди карликові

Пульсуючі змінні зорі з періодами пульсацій 1-6 год

Цефеїди класичні

Пульсуючі змінні зорі високої світності, які мають стабільні криві блиску

Цефеїди коротко-періодичні

Зорі типу RR Ліри, зміни блиску яких перебувають в межах від 12 до 35 діб

Цефеїди сферичної складової

Пульсуючі змінні зорі, які мають стійкі криві блиску з періодами пульсації від 1 до 30 діб

Нові зорі.   Назва   «нові   зорі»  збереглася  з  давніх  часів за зорями, які вважалися справді новими. Зібрані колекції фотографій показали, що так звана нова зоря насправді існувала й раніше, але раптом спалахнула, внаслідок чого її яскравість за короткий час збільшилася в десятки тисяч разів. 

Амплітуда зміни яскравості нових зір становить  від 7 до 14 зоряних величин, тобто їх світність може змінюватися в 400000раз. Можливо, що в нових зір спалахи повторюються з проміжками в тисячі років. Зміни в спектрі нової зорі показали: яскравість зорі збільшується тому, що роздувається фотосфера - зростає її поверхня. У момент максимуму світності діаметр нової зорі більший за діаметр земної орбіти, очевидно, нові зорі є подвійними.

Наднові зорі. Деякі особливі зорі, невидимі раніше, несподівано спалахують і згасають подібно до нових зір. Проте в максимумі світності вони бувають у тисячі разів яскравішими, ніж нові зорі, їх називають надновими зорями. Швидкість викидання газів з них також у багато разів більша, ніж у звичайних нових зір. Внаслідок колосальної світності, яка в максимумі перевищує в десятки тисяч разів світність найяскравіших звичайних зір, ми бачимо наднові зорі на величезних відстанях від нас, в інших зоряних системах. Для оцінки цих відстаней вимірюють яскравість наднових зір. Спалахи наднових зір відбуваються надзвичайно рідко - у середньому один спалах за кілька десятиліть або століть у системі, де налічуються мільярди зір.

Ще до винайдення телескопа в нашій зоряній системі спостерігалося кілька зір, які безсумнівно були надновими. На місці, де одна з них спалахнула в 1054 р. в сузір'ї Тельця, знаходиться туманність, названа Крабоподібною. Вона містить іонізований газ у вигляді прожилок, які пронизують її основну аморфну масу. Порівнявши фотографії різних років, з'ясували, що туманність розширюється зі швидкістю 1 000 км/с, її розширення почалося з моменту спалаху наднової зорі. Газ, що утворив туманність, вона викинула під час спалаху. Пізніше виявилось, що Крабоподібна туманність - одне з найпотужніших джерел радіовипромінювання. Крабоподібна туманність виявилася також одним з найпотужніших космічних джерел рентгенівських променів. На місці спалахів інших «близьких» наднових зір також виявлено туманності, що випромінюють радіохвилі й розширюються. 

Спалахи наднових зір - найграндіозніші й найрідкісніші з катастроф, що відбуваються з небесними тілами.

Пульсар - космічне джерело електромагнітного випромінювання, що реєструється на Землі у вигляді імпульсів - сплесків, які періодично повторюються. Перший пульсар відкрили Джоселін Белл і Ентоні Х'юїш у 1967. Джерелом імпульсів вважається нейтронна зоря з сильним магнітним полем, яка обертається і має вузько спрямоване випромінювання. Більшість пульсарів спостерігаються у радіодіапазоні. В наш час відомо більш 1000 пульсарів. Згідно з сучасними теоріями – пульсар  є кінцевою стадією еволюції одиночної масивної зорі.

3. Планетні системи інших зір. 

Найбільш відому на сьогодні планетну систему (не враховуючи Сонячну систему) має зоря HD 10 180. Навколо неї обертаються сім планет, зоря віддалена від нас на відстань 127 св. років і розташовується у сузір'ї Південної Гідри. Достовірно відомо про п'ять планет, а для доведення присутності ще двох планет потрібні додаткові спостереження.

А як відкривають нові планети або планетні системи? Як відомо, за межами Сонячної системи відкрито вже чимало екзопланет (такий термін вживають щодо планет, які не належать до складу Сонячної системи). Ці планети обертаються навколо зір, які розташовані від нас на різній відстані.

Першу екзопланету було відкрито в Женевській обсерваторії у 1995 р. У наш час астрономами відкрито понад 800 екзопланет. Існують такі методи пошуку екзопланет: астрометричний, метод перехідної фотометрії, спектрометричне визначення радіальної швидкості зорі, гравітаційне мікролінзування.

Головний напрямок пошуку екзопланет — це пошук планет земного типу. На вирішення цієї задачі спрямовані різні космічні проекти. Серед відомих можна назвати проекти KEPLER (NASA) — космічний телескоп Шмідта, здатний одночасно відслідковувати 100 тис. зір; COROT (ESA) спеціалізований 30-см космічний телескоп, здатний відкривати планети земного типу. Сучасні астрономи вважають, що відкриття подібних до Землі планет є актуальним науковим питанням, вирішення якого може бути досягнуто в недалекому майбутньому.

КОНСПЕКТ УРОКУ:Еволюція зір. Білі карлики. Нейтронні зорі. Чорні діри 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:1. Еволюція зір.

Астрономи створили теорію еволюції зір завдяки тому, що в космосі можна спостерігати мільярди зір різного віку. Всесвіт — це своєрідний космічний парк, у якому зорі народжуються, певний час світять, а потім гинуть. Важко побачити зорю до її народження, поки вона не почне світитися у видимій частині спектра. Зорі зароджуються разом із планетами з розріджених газопилових хмар, які утворюються після вибуху старих зір. За допомогою сучасних телескопів астрономи виявили в космосі сотні таких величезних газопилових туманностей, де зараз відбувається утворення молодих світів. Наприклад, такі своєрідні «ясла» новонароджених зір можна побачити в сузір'ї Оріон та зоряному скупченні Плеяди.

Розділ астрономії, що вивчає походження об'єктів космосу, назиєвається косогонією. Наукові основи косогонії закладені І. Ньютоном, який довів, що рівномірний розподіл речовини у просторі є нестійким і під дією власної гравітації утворюються ущільнення газу. Цю теорію у 1902 році розвинув англійський астрофізик Дж. Джине (1877-1946). 

Доля зорі та тривалість її життя залежать від початкової маси зародка зорі — протозорі. Якщо вона була в кілька разів більшою, ніж маса Сонця, то під час гравітаційного стискування утворюються гарячі зорі спектральних класів О та В. Протозорі з такою початковою масою, як маса Сонця, під час гравітаційного стиснення нагріваються до температури 6000 K. Протозорі з масою у кілька разів меншою, ніж сонячна, можуть перетворитися тільки на червоних карликів. Найменша маса, яка необхідна для початку термоядерних реакцій у надрах зорі, дорівнює майже 0,08 маси Сонця. Об'єкти меншої маси ніколи не перетворяться на зорі — вони будуть випромінювати енергію тільки в інфрачервоній частині спектра. Такі космічні тіла ми спостерігаємо навіть у Сонячній системі — це планети-гіганти Юпітер, Сатурн, Нептун. Можливо, що в міжзоряному просторі кількість таких холодних інфрачервоних тіл (їх ще називають «коричневі карлики») може бути набагато більшою, ніж видимих зір.

Після вигоряння водню в надрах зорі утворюється гелієве ядро, а термоядерні реакції відбуваються в тонкому шарі на його межі. При цьому оболонка зорі розбухає. Енергія, яка поступає з надр тепер розподіляється на більшу площу і тому температура фотосфери падає. Зоря сходить з головної послідовності поступово перетворюючись в надгігант чи гігант.

2. Білі карлики. 

Білі карлики — зорі низької світності з масами, порівняними із масою Сонця, та високими ефективними температурами. Назва «білі карлики» пов'язана з кольором перших відкритих представників цього класу — Сіріуса B і 40 Ерідана B.

3. Нейтронні зорі. 

Нейтронні зорі – це надгусті зорі, речовина яких складається в основному з виродженого газу нейтронів з невеликою домішкою інших елементарних частинок.

Зорі складаються з сильно нагрітого іонізованого газу, стиснутого спільним гравітаційним тяжінням. При заглибленні в надра зорі тиск, густина і температура газу зростають (у центрі зорі температура досягає 15-20 млн. градусів). Джерелом енергії є ядерні реакції перетворення легких хімічних елементів на важчі (в основному водень на гелій).

  Маса нейтронної зорі близька до маси Сонця. Вони є кінцевими стадіями еволюції зір з масами до двох мас Сонця й утворюються після спалахів наднових зір. Нейтронні зорі виявляють себе як пульсари, а також як баристери – зорі з потужним випромінюванням енергії в рентгенівському діапазоні, що спалахують з величезною енергією.

Після того як зірка вичерпає свої джерела енергії, вона починає остигати і стискуватися. При цьому фізичні властивості газу кардинально міняються, так що його тиск сильний зростає. Якщо маса зірки невелика, то сили гравітації порівняно слабкий і стиск зірки (гравітаційний колапс) припиняється. Вона переходить у стійкий стан білого карлика.

4. Чорні діри

Чорна діра — астрофізичний об'єкт, який створює настільки потужну силу тяжіння, що жодні, як завгодно швидкі частинки, не можуть покинути його поверхню, навіть світло.

Термін запровадив Джон Арчибальд Вілер наприкінці 1967 року. Він вперше вжив його в публічній лекції «Наш Всесвіт: відоме й невідоме»

Такі об'єкти, як чорні діри, втягують все з навколишнього простору. Якщо космічний корабель потрапить на межу «чорної діри», то вирватися з її поля тяжіння він не зможе, адже друга космічна швидкість біля її поверхні дорівнює швидкості світла 300 000 км/с.

Чорна діра не випускає з поля тяжіння ні елементарних частинок, ні електромагнітні хвилі. Радіус чорної діри залежить від її маси, і може бути від кількох сантиметрів або метрів до мільярдів кілометрів

КОНСПЕКТ УРОКУ:Молочний Шлях. Будова Галактики. Місце Сонячної системи в Галактиці. Зоряні скупчення та асоціації 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:
1. Наша Галактика – Молочний Шлях.

Галактика — велетенська зоряна система, яка складається приблизно із 200 млрд зір, до яких належить і Сонце.

У Всесвіті перебувають мільярди галактик, серед яких є і наша Галактика, яку називають Молочний, або Чумацький Шлях, до якої входить наша Сонячна система. Молочний Шлях — галактика, у якій розташована Сонячна система і всі окремі зорі, видимі неозброєним оком. У народі її ще називають Чумацьким Шляхом. 

На нічному небі ми бачимо її як сріблясту смугу. Наша Галактика — це величезна система, у якій обертаються навколо центра мільярди зір. Гарячі зорі розміщені у вигляді диска зі спіральними рукавами. Галактики розташовані в скупченнях і формують комірчасту структуру Всесвіту. Найбільш віддалені космічні об’єкти, які ще можна побачити у сучасні телескопи, — квазари. Вони розташовані від нас на відстані 10 млрд св. років.

Дуже важко визначити вік, коли сформувався Чумацький Шлях, але наразі вік найдавніших зір у Галактиці оцінюється у 13,6 млрд років, що приблизно дорівнює віку Всесвіту. За сучасними уявленнями, Чумацький Шлях утворився внаслідок зіткнення і злиття невеликих галактик. Свідченням цього є перші зорі з дуже низькою металічністю, що утворилися на найранішому етапі існування Всесвіту. Такі зорі вчені знаходять у галактичному гало — «околиці» Чумацького Шляху, що тягнеться за межі його видимої частини.

2. Структура Молочного Шляху

Галактика має сферичну форму з діаметром майже 300000 св. років, але більшість зір великої світності розміщуються приблизно в одній площині, тому їх видно на небі як туманну світлу смугу, яку в Україні називають Чумацьким Шляхом.

Назва «Галактика» прийшла з Давньої Греції і в перекладі означає Молочний Шлях. Зверніть увагу, що всі яскраві зорі (сузір’я Оріон, Лебідь, Ліра, Орел) розташовані у смузі Молочного Шляху. 

Галактика містить близько 200 мільярдів зірок (сучасна оцінка коливається в діапазоні припущень від 200 до 400 мільярдів). Основна маса зірок розташована в формі плоского диска. Велика частина маси Галактики міститься не в зірках і міжзоряному газі, а в гало з темної матерії. Темна матерія - це загальна назва сукупності астрономічних об'єктів, які  недоступні для прямих спостережень сучасними засобами астрономії. У середній частині Галактики знаходиться потовщення, яке називається балджем (англ. bulge - потовщення), що становить біля 8 тисяч парсек. 

У центрі Галактики є ядро діаметром 4000 св. р. концентрація зір у ядрі дуже висока, ймовірно, у його центрі розташовується масивна чорна діра навколо якої, приблизно, обертається чорна діра середньої маси. Їх спільна гравітаційна дія на сусідні зірки примушує останні рухатися по незвичайних траєкторіях. Центр ядра галактики проектуєтьсяя на сузір'я Стрільця (α = 265°, δ = −29°). Відстань до центра Галактики 8,5 кілопарсек або 27 700 світлових років. Галактика відноситься до класу спіральних галактик, що означає, що у Галактики є спіральні рукава, розташовані в площині диска. 

Параметри нашої Галактики

- Кількість зір              4•1011

- Маса                           7•1011 M

- Діаметр диска            ≈ 300000 св. р.

- Відстань Сонця до центра ≈ 30 000 св. років

- Галактичний рік        2,5 • 108 р (≈ 250 млн р)

За сучасними уявленнями, наша Галактика має дві складових — плоску та сферичну. Вони відрізняються не лише формою, а й, що головне, об'єктами, які їх утворюють.

Сферична підсистема - гало чи корона - складається з газу, дуже старих неяскравих зір, як правило, згрупованих у величезні кулясті скупчення. Об'єкти гало концентруються до центра Галактики, утворюючи балдж. Радіус гало, згідно з даними Космічного телескопа ім. Хаббла, дорівнює 300 000 св. р. Плоска підсистема - диск - складається переважно з газу, молодих зір та їхніх скупчень. Вік більшості об'єктів диска до 1 млрд років. Діаметр диска 100 000 св. p., а товщина центральної зони 10 000 св. р. кількість зір у диску сягає 400 млрд, а його маса 150 млрд .

3. Зоряні скупчення та асоціації. 

Деяка частина зір Галактики об’єднана в скупчення, тобто в групи, які пов'язані між собою взаємним тяжінням і тому рухаються в просторі як єдине ціле.  Розрізняють два види зоряних скупчень: розсіяні та кулясті.

Розсіяні зоряні скупчення складаються з декількох десятків, сотень іноді тисяч зір і мають неправильну форму. Найяскравіші з них — Плеяди (Стожари) та Гіади — видно неозброєним оком у сузір’ї Тільця.  Їхні діаметри становлять 10-20 св. р. Кулясті зоряні скупчення мають сферичну або злегка сплюснуту форму  діаметром до 300 св.р. Вони налічують сотні тисяч і навіть мільйони зір, які групуються до центра. За хімічним складом зорі кулястих скупчень містять у сотні разів менше важких хімічних елементів, ніж Сонце, адже це зорі першого покоління, які сформувалися разом з утворенням Галактики ще 10–15 млрд років тому. Зародження молодих зір і планетних систем зараз відбувається тільки у площині Галактики, де газопилові туманності утворюються після спалаху Нових та Наднових зір.

У зоряні асоціації входять відносно молоді зорі, які мають спільне походження. Зоряна асоціація — угрупування гравітаційно непов'язаних або слабопов'язаних між собою молодих зір (віком до декількох мільйонів років), об'єднаних спільним походженням. 

У 20-х роках ХХ ст. увагу астрономів привернули групи біло-голубих зір, що згодом отримали назву ОВ – асоціацій. Досліджуючи їх, у 1952 році В.А. Абарцумян зробив висновок, що процес групового  формування зір продовжується і в наш час. Тоді ж він відкрив групи змінних типу Т Тельця, які отримали назву Т – асоціацій. Це - молоді зорі.

За типом зоряного населення асоціації поділяють на:

1. OB-асоціації, що здебільшого складаються з гарячих зір спектральних класів O та B;

2. T-асоціації, характерні об'єкти яких — змінні зорі типу T Тельця.

Поділ на OB- та T-асоціації є досить умовним, оскільки зорі типу T Тельця виявлено в усіх близьких до Сонця OB-асоціаціях. Однак багато T-асоціацій не мають зір класів O або B.

На відміну від молодих розсіяних скупчень зоряні асоціації мають більші розміри — десятки парсек (у ядер розсіяних скупчень — одиниці парсек) — та меншу густину зоряного населення: кількість зір в асоціації становить від кількох десятків до сотень, у той час як розсіяні скупчення налічують сотні тисяч і більше зір. 

4. Місце Сонячної системи в Галактиці 

Сонце розташоване поблизу площини Галактики на відстані 25000 св. років від її ядра. Вектор швидкості Сонця відносно найближчих зір спрямований до сузір’я Геркулес. Разом з усіма сусідніми зорями  Сонце обертається навколо ядра Галактики зі швидкістю 230 км/с. Період обертання Сонця навколо ядра називається галактичним роком, який дорівнює 250 000 000 земних років. Аналіз швидкості обертання зір свідчить про суттєву відміну між поведінкою об’єктів у сферичній та плоскій складових Галактики. Якщо зорі плоскої складової обертаються навколо центру Галактики поблизу однієї площини, то зорі сферичної складової об’єднані у величезні кулясті скупчення, що обертаються навколо центру по витягнутих орбітах у різних площинах. До того ж період обертання цих скупчень показує, що значна маса Галактики розподілена саме у сферичній складовій. Це можуть бути об’єкти малої маси, які не випромінюють енергію у видимій частині спектра, або чорні діри малої маси.

КОНСПЕКТ УРОКУ:Туманності. Підсистеми Галактики та її спіральна структура. Надмасивна чорна діра в центрі Галактики 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:1. Туманності

Туманності — протяжні згущення газу й міжзоряного пилу в Галактиці, які виявляють себе поглинанням (темні туманності) або випромінюванням (світлі дифузні, емісійні туманності).

Темні й світлі туманності відрізняються лише виглядом, методами їх виявлення і спостережень, особливістю випромінювання.

Дифузні туманності — величезні за розмірами згущення пилу та газу (10-100 пк), досить щільні (10-100 частинок в 1 см3), неправильної форми. З ними пов'язують утворення зір. Їхня маса може сягати 10000. Густина туманностей дуже мала – 10-100 частинок в 1 см3, але, простягаючись на десятки й сотні парсек, вони стають непрозорими для світла далеких зір. У дифузних газопилових туманностях виникають і формуються молоді зорі. Дифузні туманності можуть бути темними та світлими. Залежить це від того, є чи нема поблизу яскравої зорі.

Темні — видимі завдяки поглинанню ними світла від більш далеких об'єктів (наприклад, глобули Бока). Однією з найвідоміших темних дифузних туманностей є туманність Кінська Голова.

Світлі — розташовані біля яскравих зір, світло яких відбивають. Якщо в туманності або біля неї є яскрава зоря, то газ і пил відбивають та розсіюють її світло. Туманність при цьому виглядає світлою. Характерним представником таких об'єктів є туманність в Оріоні, розташована трохи нижче від «пояса Оріона». Для неозброєного ока вона виглядає слабенькою зеленуватою плямкою. Загалом відомо понад 150 світлих дифузних туманностей.

Окрім дифузних, існують також компактні туманності правильної форми. Вони поділяються на волокнисті і планетарні.

Волокнисті туманності — залишки спалаху наднових зір (наприклад, Крабоподібна туманність у сузір'ї Тельця);

Планетарні — туманності округлої форми, які мають вигляд слабких кілець або дисків. Вони мають сферичну форму, а в їх центрі розташована зоря білий карлик. На сьогодні відомо понад 1300 планетарних туманностей. Вони розширюються з неабиякою швидкістю (до 40 км/с) і за кілька десятків тисяч років повністю розсіюються у просторі. Отож, зорі нашої Галактики, сформувавшись із газу й пилу в дифузних туманностях, у кінці життя, скидаючи оболонку або вибухаючи, значну частину своєї речовини повертають у міжзоряний простір у вигляді газу волокнистих чи планетарних туманностей. 

Позначення туманностей. Для багатьох туманностей прижилися назви, пов'язані з їхнім виглядом (Котяче Око, Вугільний Мішок), розташуванням на небесній сфері (туманність Кіля, туманність Оріона), ім'ям першовідкривача чи дослідника (змінна туманність Гайнда, змінна туманність Габбла).

Часто туманності позначають за номерами в каталогах, насамперед у каталозі Мессьє (M) та Новому загальному каталозі (NGC). Так, туманність Оріона має позначення М42 та NGC 1976. Каталог Мессьє містить 110 яскравих об'єктів, відомих ще в 18 столітті, а Новий загальний каталог — 7840 об'єктів, каталогізованих століттям пізніше. Втім, обидва вони містять не лише галактичні туманності. Існують і спеціалізовані каталоги галактичних туманностей, такі як каталог темних туманностей Барнардачи каталог яскравих туманностей Ліндса.

Деякі туманності, за якими легко спостерігати

Сузір’я

Назва

Вид

Півкуля

Спосіб спостереження

Водолій

NGС7293

планетарна

Південна

У бінокль

Кіль

NG3372

пилова

Південна

У бінокль

Ліра

M57

планетарна

Північна

У телескоп

Оріон

M42

дифузна

Південна

Неозброєним оком

Стрілець

M20

дифузна

Південна

У телескоп

Лисиця

M27

планетарна

Північна

У телескоп

2. Підсистеми Галактики та її спіральна структура

Наша Галактика має чітко виражену спіральну структуру. Доведено, що вона має дві спіралі. Їхні гілки сприймаються нами у вигляді Молочного Шляху.

Однією з таємниць Галактики є так звані спіральні рукави, які зароджуються десь біля її центру. Згідно зі спостереженням, наша зоря розташована між двома спіральними рукавами і ніколи не потрапляла в них. Таке розміщення у відносно спокійній частиш Галактики є надзвичайно важливою умовою виникнення та існування життя на Землі. 

Швидка еволюція зір, що відбувається у спіральних рукавах, супроводжується інтенсивним, смертоносним для всього живого випромінюванням. Наприклад, якби на відстані 10пк від Сонця спалахнула наднова зоря, то через 10 000 років туманність - залишок вибуху сягнула б Сонячної системи і на десятки тисяч років огорнула б її. Висока щільність космічних променів у залишках наднової спричинила б різке підвищення рівня радіації на поверхні Землі. Для багатьох видів живих організмів такі умови є згубними і призводять до швидкого вимирання. До речі, сліди таких катастроф на планеті є. Деякі вчені вважають, що раптове, дуже швидке вимирання динозаврів зумовлене «зоряною» причиною, адже за час існування Сонця (5 млрд. років) поблизу (10-20пк) спалахнуло близько десятка наднових зір.

Вважається, що в нашій Галактиці існують чотири основні спіральні рукави, які беруть свій початок у галактичному центрі. Кожному з них надана власна назва: Рукав Лебедя, Рукав Кентавра, Рукав Стрільця, Рукав Персея. Також існує ще один невеликий рукав — Рукав Оріона, саме в ньому й розташована Сонячна система.

Спіральні рукави виникають у деяких галактиках як дивні хвилі густини, де формуються нові покоління зір. Поза межами основних спіральних рукавів розташоване Зовнішнє Кільце, або Кільце Єдинорога. Воно складається із газу та зір, що були запозичені від інших галактик мільярди років тому.

Кільце Єдинорога — протяжний кільцеподібний ланцюг із зір, тричі обернений навколо Чумацького Шляху. Припускається, що структура сформувалася внаслідок виривання частини зір із галактики-супутника Великий Пес припливними силами в ході її довготривалого поглинання Чумацьким Шляхом. Вага Кільця Єдинорога становить 100 млн сонячних мас, завдовжки воно сягає 200 тис. св. років.

3*. Надмасивна чорна діра в центрі Галактики

(Виступи учнів на тему: «Надмасивна чорна діра в центрі Галактики»)

Центр галактики містить компактний об’єкт із дуже великою масою (близько 4,3 млн M☉), розташований у напрямку сузір’я Стрільця. Цей об’єкт має назву Стрілець A* (англ. Sagittarius A*), більшість вчених вважають його надмасивною чорною дірою. Чорна діра не випускає з поля тяжіння ані елементарних частинок, ані електромагнітні хвилі. Радіус чорної діри залежить від її маси, і може бути від кількох сантиметрів або метрів до мільярдів кілометрів. 

КОНСПЕКТ УРОКУ:Світ галактик. Активні ядра галактик 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:1. Світ галактик

Галактики — надзвичайно далекі об'єкти. Відстань до найближчих із них вимірюється в мегапарсеках, а до далеких — в одиницях червоного зміщення. Саме через віддаленість неозброєним оком розрізнити на небі можна лише три з них: туманність Андромеди (видно в Північній півкулі), Велику і Малу Магелланові Хмари (видно в Південній півкулі). Вирізнити окремі зорі в зображеннях інших галактик не вдавалося аж до початку XX ст. До початку 1990-х рр. налічувалося не більше 30 галактик, в яких вдалося побачити окремі зорі (всі ці галактики належать до Місцевої групи). Після запуску космічного телескопа «Габбл» і введення в дію 10-метрових наземних телескопів кількість галактик, в яких вдалося розрізнити окремі зорі, значно зросла. Наша Галактика й галактика М31 (в сузір'ї Андромеди) входять до Місцевої групи галактик 

Типи галактик за морфологічними ознаками:

• еліптичні Е;       • спіральні S;        • лінзоподібні SO;       • неправильні Іr.

Маса галактик варіюється від 107 до 1012 мас Сонця, для порівняння — маса нашої Галактики становить близько 2 • 1011 мас Сонця. Діаметр галактик — від 5 до 250 кілопарсек (16-800 тис. св. років). Для порівняння — діаметр нашої Галактики близько 100 тис. св. років, а надгігантська галактика IC 1101 має діаметр приблизно 6 млн св. років.

Найбільші скупчення галактик спостерігаються у сузір'ях Діви та Волосся Вероніки. У цьому напрямку астрономи відкрили своєрідну Велику Стіну, де на відстані 500 млн св. років виявляється значне збільшення кількості галактик у порівнянні з іншими напрямками. Окремі галактики взаємодіють між собою, навіть відбуваються їхні зіткнення, коли одна галактика поглинає іншу, — спостерігається своєрідний галактичний «канібалізм». На останньому, четвертому, ступені ієрархічної структури скупчення галактик майже не взаємодіють між собою.

Велика Стіна. Ще однією характерною рисою розподілу галактик у просторі є те, що вони розміщені у Всесвіті у великому масштабі не хаотично, а утворюють дуже дивні структури, які нагадують величезні сітки з волокон. Ці волокна оточують гігантські, відносно порожні області — порожнечі. Деякі порожнечі мають діаметр 300 млн св. років — на сьогодні це найбільш відомі утворення у Всесвіті. Найімовірнішим поясненням цієї волокнистої структури Всесвіту є те, що галактики у просторі розташовані на поверхні величезних бульбашок, а порожнечі є їхньою внутрішньою областю. З поверхні Землі нам тільки здається, що галактики розташовані подібно до намиста, яке нанизане на волокнах, адже ми їх бачимо на обідках величезних космічних бульбашок.

Найбільшим із таких космічних волокон у структурі галактик і є Велика Стіна завдовжки 600 млн св. років і завширшки 200 млн св. років. Просторова модель Всесвіту нагадує шматок пемзи, який у цілому має однорідну структуру, але окремі об'єкти мають порожнини.

2. Активні ядра галактик

У 1929 р. американський астроном Е. Габбл досліджував спектри галактик і звернув увагу на те, що лінії поглинання у всіх спектрах зміщені в червоний бік. Згідно з ефектом Допплера, це свідчить про те, що всі галактики від нас віддаляються. 

Розбігання галактик — факт збільшення з часом відстаней між галактиками. Розбігання галактик зумовлене розширенням доступного для спостережень Всесвіту

Крім того, за допомогою величини зміщення спектральних ліній можна визначити швидкість, з якою галактики віддаляються. Виявилося, що швидкість віддалення галактик збільшується прямо пропорційно відстані до цих галактик (закон Габбла):

V = Hr, 

де V — швидкість руху галактики; r — відстань до неї; H — стала Габбла. За останніми вимірюваннями H ≈ 70 км/(с • Мпк).

Активні ядра галактик — ядра галактик, в яких спостерігаються процеси, що не можна пояснити властивостями зір та газопилових комплексів, з яких ці галактики складаються.

Галактичні ядра мають ознаки активності, якщо:

• спектр електромагнітного випромінювання об'єкта набагато ширший від спектра звичайних галактик і може сягати від радіо- до жорсткого гамма-випромінювання;

• спостерігається «змінність» джерела випромінювання. 

• є видимі морфологічні особливості, зокрема викиди й «гарячі плями»;

• є особливості спектра випромінювання та його поляризації, за якими можна зробити висновок про наявність магнітного поля та його структуру.

Прояви перелічених особливостей можуть бути різні, галактики можуть виявляти не всі перелічені ознаки, а лише деякі з них. 

Активні ядра галактик є важливим напрямком спостережних і теоретичних астрофізичних досліджень. Дослідження цієї області включають використання спостережних оглядів для пошуку активних ядер галактик у широкому діапазоні світностей і червоних зміщень, перевірку моделей космічної еволюції і росту чорних дір, вивчення фізики акреції на чорні діри і електромагнітного випромінювання активних ядер галактик, вивчення властивостей викидів речовини з активних ядер галактик, а також вивчення впливу акреції на чорну діру і квазарної активності на еволюцію галактики.

КОНСПЕКТ УРОКУ:Спостережні основи космології. Історія розвитку уявлень про Всесвіт. Походження й еволюція Всесвіту 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:
1. Спостережні основи космології

Космологія (космос і грец. λογos — вчення) — розділ астрономії, в якому вивчають Всесвіт як ціле.

Космологічні парадокси — суперечності, які виникають у вічному та безмежному Всесвіті

Існують три найбільш відомі космологічні парадокси: фотометричний, гравітаційний та «теплової смерті» Всесвіту.

І. Фотометричний парадокс був сформульований 1744 р. швейцарським астрономом Ж. Шезо та доповнений німецьким астрономом І. Ольберсом 1826 р. Коротко суть цього парадокса можна виразити в такому запитанні: «Якщо Всесвіт нескінченний, то чому вночі темно?». Здається, що на це запитання відповісти дуже просто, адже зміну дня і ночі вивчають у початковій школі. Але треба пам'ятати: над нічною поверхнею Землі світить безліч зір безмежного Всесвіту, які випромінюють нескінченну кількість енергії, тому освітлення від зір і галактик має бути не меншим за освітлення, яке створює Сонце. Проте з власного досвіду ми бачимо, що вночі небо набагато темніше, ніж удень. Математики запропонували таку модель Всесвіту, в якій можна спростувати фотометричний парадокс. Всесвіт може бути безмежним, але скінченним. В одновимірному просторі такий безмежний скінченний світ — це звичайне коло або будь-яка інша замкнута крива (рис. 2.1). Замкнутий двовимірний простір — поверхня сфери, яка не має межі, але площа поверхні сфери є скінченною величиною (рис. 2.2).

Рис. 2.1 Модель одновимірного простору Всесвіту

Рис. 2.2. Модель двовимірного простору Всесвіту

Ми живемо у тривимірному просторі, і важко уявити собі такий замкнутий Всесвіт, який не має межі, але має скінченний об'єм і, отже, обмежену кількість зір і галактик. У такому Всесвіті немає центру, всі точки в ньому рівноправні й у всіх напрямках простір однорідний. На практиці важко перевірити, у якому просторі мешкають якісь істоти, і дізнатися, чи є простір скінченним. Якщо простір замкнутий, то мандрівник, подорожуючи в одному напрямку, може здійснити навколосвітню подорож і повернутися в точку старту. В історії земної цивілізації першу таку подорож здійснив Маґеллан, який довів, що поверхня Землі є замкнутим двовимірним простором. У тривимірному Всесвіті космонавти ніколи не зможуть завершити таку навколосвітню подорож, тому перевірку можна зробити тільки за допомогою теоретичних міркувань.

ІІ. Гравітаційний парадокс — космологічна проблема, яка виникає із класичної теорії тяжіння і яку можна сформулювати таким чином: «У нескінченному Всесвіті з евклідовою геометрією і ненульовою середньою густиною речовини гравітаційний потенціал усюди набуває нескінченних значень».

На даний момент цей парадокс не виникає, оскільки Ньютонівську теорію всесвітнього тяжіння, як з'ясувалося на початку XX ст., не можна застосовувати для опису сильних гравітаційних полів тяжіння і, зокрема, розподілу нескінченної кількості речовини у безмежному просторі. У цих випадках треба використовувати теорію відносності Айнштайна.

ІІІ. Парадокс теплової смерті. Теплова смерть — термін, що описує кінцевий стан будь-якої замкнутої термодинамічної системи. При цьому ніякого направленого обміну енергією спостерігатися не буде, оскільки всі види енергії перейдуть в теплову. Термодинаміка розглядає систему, що перебуває в стані теплової смерті як систему, в якій термодинамічна ентропія максимальна.

Висновок про теплову смерть Всесвіту був сформульований Р. Клаузіусом 1865 р. на основі другого закону термодинаміки. За цим законом, будь-яка фізична система, що не обмінюється енергією з іншими системами (для Всесвіту в цілому такий обмін, очевидно, виключений), прагне до найбільш вірогідного рівноважного стану — до так званого стану з максимумом ентропії. Такий стан відповідав би тепловій смерті Всесвіту.

2. Історія розвитку уявлень про Всесвіт. Походження й еволюція Всесвіту

Астрономічні дослідження, що проводились у ХХ ст., допомогли астрономам збагнути розлітання галактик, яке свідчить про те, що сам Всесвіт не залишається сталим у часі — він змінює свої параметри. Якщо відстань між галактиками зараз збільшується, то раніше вони розташовувались ближче одна до одної. За допомогою сталої Габбла можна підрахувати, коли всі галактики до початку розширення могли перебувати в одній точці. Моментом початку розширення Всесвіту є Великий Вибух.

На перший погляд здається, що для побудови теорії еволюції Всесвіту велике значення має визначення місця Великого Вибуху. Якби Великий Вибух був процесом, який нагадує вибух бомби, то можна було б визначити місце цієї події. Насправді розширення Всесвіту включає не тільки розлітання самих галактик відносно космічного простору, а й зміну параметрів самого Всесвіту. Іншими словами, галактики не летять відносно решти Всесвіту, тому що сам Всесвіт теж розширюється. Таким чином, конкретного місця, де стався Великий Вибух, у Всесвіті не існує, так само, як немає центру, від якого віддаляються галактики.

Великий вибух — термін, за допомогою якого об'єднано сучасні уявлення про початкові стадії розвитку Всесвіту, що пояснюють його еволюцію і властивості

За сучасними даними, стала Габбла H ≈ 70 км/(с • Мпк), тобто Великий Вибух міг відбутися приблизно 15 млрд років тому. Якщо врахувати, що вік нашої Галактики не може бути більший за вік найстаріших кулястих зоряних скупчень, що існують уже понад 13 млрд років, то цю цифру можна також вважати за нижню межу віку нашого Всесвіту.

В основу сучасної астрономічної картини світу щодо еволюції Всесвіту покладено модель гарячого Всесвіту

Головні ери в історії Всесвіту. Всесвіт на початку існування мав настільки маленькі розміри, що тоді не було ані галактик, ані зір і навіть ще не існували елементарні частинки. Густина і температура новонародженого Всесвіту досягали таких фантастичних значень, що вчені навіть не можуть визначити, у якому стані при цьому перебувала матерія. Цей початковий момент народження Всесвіту називають сингулярністю (від лат. єдиний). Потім густина і температура Всесвіту почали знижуватись, стали утворюватися елементарні частинки, атоми і галактики. Усю історію нашого Всесвіту можна розділити на чотири ери — адронна, лептонна, випромінювання та речовини (див. таблицю).

Ера Всесвіту

Вік Всесвіту, років

Фази еволюції

Т, К

Густина, кг/м3

Речовини

1,5 • 1010

Сучасна епоха

2,7

5 • 10-27

1,2 • 1010

Виникнення життя на Землі

1010

Формування Сонячної системи

6 • 109

Утворення перших зір

5 • 109

Утворення нашої Галактики

10-26

109

Квазари

3 • 108

Поява хмар водню та гелію

108

Утворюються атоми Гідрогену та Гелію

10-13

3 • 105

Формування речовини. Всесвіт стає нейтральним і темним

3

10-10

Випромінювання

300 с

Кінець ери випромінювання

10

10 с

Утворюються ядра Дейтерію та Гелію

104

1016

Лептонна

10-4 с

Електрони і позитрони в стані теплової рівноваги з випромінюванням

1010

Адронна

10-7 с

Розділення електромагнітної та слабкої взаємодії

1015

10-10 с

Утворення нейтронів і протонів

1027

10-32 с

Відділення сильної взаємодії

10-43 с

Відділення сил гравітації

1032

1095

Сингулярність

0

Усі чотири фундаментальні сили об'єднані в єдину. Розміри Всесвіту наближуються до нуля

На початку існування кванти мали велику енергію, тому випромінювання відбувалося у високочастотній частині спектра електромагнітних хвиль у гамма-діапазоні. Із часом гамма-кванти втрачали енергію, тому довжина електромагнітних хвиль збільшувалася, і через 105 років після Великого Вибуху максимум випромінювання припадав уже на видиму частину спектра — тоді молодий Всесвіт справді мав вигляд яскравої вогняної кулі та був подібний до вибуху ядерної бомби. Через 10 млн років максимум випромінювання вже розташовувався в інфрачервоній частині спектра, а через 14 млрд років середня температура Всесвіту зменшилася до 2,7 K, тому зараз максимум випромінювання перебуває в радіодіапазоні на хвилі завдовжки 1 мм. Інтенсивність і частота такого випромінювання не залежать від напрямку, і це свідчить про те, що середня температура Всесвіту повсюди однакова. Цікаво, що передбачив існування гарячого раннього Всесвіту ще 60 р. тому уродженець міста Одеси Г. Гамов (США), але зареєстрували ці реліктові електромагнітні хвилі тільки в 1965 р.

Реліктове випромінювання — випромінювання Всесвіту, яке домінує в діапазоні довжин хвиль від міліметрів до метра.

3. Майбутнє Всесвіту. Гравітаційна взаємодія речовини в майбутньому може зменшити швидкість розширення Всесвіту. Виявляється, якщо середня густина Всесвіту має критичне значення 5 • 10-27 кг/м3, а стала Габбла H ≈ 70 км/(с • Мпк), розширення може відбуватися вічно. Розрахунки показують, що майбутня доля нашого Всесвіту залежить від значення справжньої середньої густини щодо критичної густини ρ0. Можуть бути три сценарії майбутнього розвитку подій:

1) ρ < ρ0;                2) ρ > ρ0;                3) ρ = ρ0.

Розгляньмо ці моделі можливої еволюції нашого світу:

1. Якщо середня густина Всесвіту ρ < ρ0, то галактики будуть розлітатися вічно, і в майбутньому температура фонового випромінювання поступово буде знижуватись, наближуючись до абсолютного нуля, а максимум випромінювання з часом буде зміщуватись у сантиметровий і метровий діапазони електромагнітних хвиль. Такий Всесвіт називають відкритим, він не має межі у просторі й може існувати вічно, поступово перетворюючись на ніщо.

2. Якщо в космосі виявиться значна прихована маса і середня густина буде ρ > ρ0, тоді розширення Всесвіту через деякий час припиниться. Такий Всесвіт називають закритим — він не має межі у просторі, але має початок і кінець у часі.

Через кілька мільярдів років розбігання галактик може зупинитися, а потім почнеться стискування Всесвіту, тому що гравітаційна сила змусить галактики зближуватись. Зближення галактик призведе до трагічних наслідків для живих організмів, оскільки енергія фонового випромінювання і температура Всесвіту будуть зростати. Небо почне світитися спочатку червоним кольором, а потім стане синім. Температура зросте настільки, що всі живі істоти загинуть, потім зникнуть зорі, планети, елементарні частинки, і Всесвіт знову перетвориться на речовину з надзвичайно великою густиною.

3. Існує також імовірність того, що середня густина Всесвіту дорівнює критичній густині ρ = ρ0. У цьому випадку безмежний та нескінченний Всесвіт має нульову кривизну, і для нього справедлива геометрія Евкліда. 

Галактики будуть розлітатися вічно, температура Всесвіту буде вічно наближуватися до абсолютного нуля... Цей сценарій еволюції цікавий ще й тим, що при ньому загальна енергія Всесвіту залишається рівною нулю: Ек + Еп = 0. Тобто якщо вважати потенціальну енергію тяжіння негативною, а кінетичну енергію руху — позитивною, то Всесвіт міг виникнути з нічого у фізичному вакуумі як дивовижне збурення, тому з часом він теж може перетворитися на ніщо.

КОНСПЕКТ УРОКУ:Урок № 32 

         КОНТРОЛЬНА РОБОТА:
«Зорі. Еволюція зір. Наша Галактика. Будова й еволюція  Всесвіту» 

КОНСПЕКТ УРОКУ:Людина у Всесвіті. Антропний принцип 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:1. Людина у Всесвіті. 

Загальні характеристики живих істот можна описати за допомогою деяких термінів теорії складних систем, поведінку та еволюцію яких вивчає наука синергетика. 

Синергетика — наука, що вивчає закони та еволюцію складних систем. Усі живі істоти за допомогою генів створюють величезний об'єм інформації, яка зберігається і передається нащадкам. Обсяг інформації, який зберігає тільки одна клітина живого організму, оцінюється в 1022-1023 біт. Для порівняння нагадаємо, що обсяг інформації, яку зберігають сучасні комп'ютерні диски, у мільярди разів менший.

Біологічна еволюція живих організмів відбувається у напрямку збільшення обсягу інформації, який передається нащадкам. Наприклад, загальна маса усіх живих істот 100 млн років тому була не менша, ніж маса сучасних живих істот, але обсяг нової інформації, якою володіє наша цивілізація, у мільярди разів більший, ніж інформація, що зберігалася у велетенських тілах динозаврів.

Живий організм — складна відкрита система з хімічних і біологічних сполук, яка має високу ступінь упорядкованості та зберігає величезний об'єм інформації про себе і навколишній світ.

Гігантський стрибок у збільшенні потоку інформації відбувся 100 тис. років тому з появою розумної людини — Homo sapiens. Біологи доводять, що тоді на Землі паралельно існували два види розумних людей — кроманьйонці та неандертальці. Хоча неандертальці були фізично сильні та могутні, але під час льодовикового періоду вони загинули. Вижили кроманьйонці, які навчилися не тільки добувати та зберігати вогонь, а й передавати свої знання нащадкам, тобто передавати інформацію з минулого в майбутнє не тільки за допомогою генів. Майже всі тварини для обміну інформацією користуються звуками, але тільки розумна людина для збереження інформації почала застосовувати різноманітні знаки і символи, які з часом перетворилися на писемність.

Завдяки комп'ютерам на сучасному етапі розвитку нашої цивілізації теж спостерігається значне збільшення потоку інформації, якою володіє людство. За допомогою АМС ми почали збирати інформацію на далеких планетах та приступили до безпосередніх пошуків позаземних форм життя.

2. Антропний принцип. 

Життя є однією з великих таємниць Всесвіту. Ми бачимо на Землі різноманітні живі організми, але нічого не знаємо про інші форми життя на чужих планетах. Усі живі істоти народжують дітей, а потім рано чи пізно вмирають, тобто перетворюються на неживу матерію. Але на Землі ще ніхто не спостерігав безпосереднє зародження живих біологічних клітин із неживих хімічних сполук. Із цього приводу англійський біолог Ф. Крік висловився так: «Ми не бачимо шляху від первісного бульйону до природного добору. Можна дійти висновку, що походження життя — диво, але це свідчить лише про наше незнання». 

Астрономічні спостереження показують, що параметри орбіти Землі, її маса, радіус і хімічний склад найбільш сприятливі для існування життя. Для цього також потрібне стабільне Сонце, яке протягом кількох мільярдів років майже не змінювало своєї світності. Навіть розширення Всесвіту теж сприяє існуванню життя, адже у фазі стискування смертельне короткохвильове фонове випромінювання могло б знищити все живе. Виникає таке враження, що все суще в космосі існує для того, щоб на Землі жили розумні люди. Таким чином, була сформульована філософська основа космології — антропний принцип (від грец. antropos — людина): «Ми спостерігаємо Всесвіт таким, яким ми його бачимо, тому що ми існуємо». Тобто, може, десь у космосі існують світи з іншими параметрами, але там немає розумних істот, які могли б описати своє буття і передати цю інформацію з минулого в майбутнє.

Антропний принцип — науковий принцип, який стверджує, що існування життя значно залежить від найзагальніших властивостей Всесвіту.

3. Прогнози еволюції людської цивілізації. 

Час існування окремої цивілізації теж впливає на визначення загальної кількості цивілізацій у Галактиці. Наприклад, у Середньовіччі, коли середня тривалість життя людини була 20-30 років, кількість населення Землі не перевищувала 100 млн осіб, і тільки наприкінці ХХ ст., коли значно зріс середній вік людей, населення Землі сягнуло за 6 млрд. Скільки часу може існувати окрема цивілізація, ми не знаємо, адже спостерігаємо тільки за розвитком людства. Існують кілька наукових оцінок тривалості життя цивілізації. За так званою песимістичною точкою зору середня тривалість існування окремої ізольованої цивілізації не перевищує 10 000 років. Відповідно до цієї шкали земна цивілізація наближується до смерті, адже людство зіткнулося з цілим рядом проблем, які можуть призвести до катастрофічних наслідків.

Учені, які мають іншу, не таку безнадійну точку зору, вважають, що всі ці проблеми в майбутньому можуть бути вирішені, тому оптимістична оцінка тривалості існування нашої цивілізації — 100 000 років. Тобто за цією шкалою наша цивілізація тільки народжується, і в майбутньому нас чекає розквіт, освоєння міжзоряного простору та зустрічі з інопланетними цивілізаціями.

Основні причини, які можуть викликати загибель нашої цивілізації:

• 1. Екологічна катастрофа, яка може виникнути внаслідок забруднення навколишнього середовища промисловими відходами наших підприємств.

• 2. Зміна клімату на Землі через збільшення кількості вуглекислого газу в атмосфері, збільшення парникового ефекту та підвищення температури.

• 3. Збільшення озонових дір в атмосфері може викликати підвищення частки ультрафіолетового випромінювання Сонця, яке досягає поверхні Землі, внаслідок чого можуть загинути флора і фауна нашої планети (окрім живих організмів у воді та під поверхнею Землі).

• 4. Катастрофічне зіткнення з астероїдом або кометою може призвести до різкого зниження температури та виникнення нового льодовикового періоду (рис. 1.1).

• 5. Цивілізація може покінчити життя самогубством через атомну війну. Події останніх років показують, що така загроза існує, поки атомна зброя поширюється серед держав, які не спроможні її належним чином контролювати.

• 6. Інтелектуальна деградація людства.

КОНСПЕКТ УРОКУ:Імовірність життя на інших планетах. Формула Дрейка. Пошук життя за межами Землі. Питання існування інших всесвітів. Мультивсесвіт 

         ОПОРНИЙ КОНСПЕКТ:1. Імовірність життя на інших планетах. Формула Дрейка

Імовірність існування життя на інших тілах Сонячної системи досить низька, тому пошуки позаземних цивілізацій зараз ведуться поблизу інших зір. Недавно виявлено понад тисячу темних супутників зір, що свідчить про існування інших планетних систем, де можуть бути досі невідомі цивілізації.

Рис. 1.1. Виявлено понад тисячу темних супутників зір, що свідчить про існування інших планетних систем, де можуть бути досі невідомі цивілізації

Рівняння Дрейка — математична формула, за допомогою якої можна визначити число цивілізацій в нашій Галактиці Чумацький Шлях, з якими у людства є шанс вступити в контакт. Рівняння застосовується в таких галузях, як ксенобіологія, астросоціобіологія та пошук позаземного розуму.

Рівняння було запропоноване радіоастрономом Ф. Дрейком (США) як спроба оцінити кількість позаземних цивілізацій у нашій Галактиці, які можуть вступити з нами в контакт. Головне призначення рівняння: дати вченим змогу кількісно оцінити параметри, що визначають кількість позаземних цивілізацій. 

Рівняння Дрейка виглядає таким чином:

N = R • f • n • k • d • q • L,

де: N — кількість позаземних цивілізацій в нашій Галактиці; R — швидкість утворення зір у Галактиці, усереднена протягом усього часу її існування (близько 10 зір на рік); f — частка зір, що мають планетні системи; n — середня кількість планет, що входять до планетних систем та екологічно придатні до життя; k — частка планет, на яких дійсно виникло життя; d — частка планет, на яких після виникнення життя розвинулись його розумні форми; q — частка планет, на яких розумне життя досягло фази, що забезпечує можливість зв'язку з іншими світами, цивілізаціями; L — середня тривалість існування таких позаземних (космічних) цивілізацій.

2. Пошук життя за межами Землі. Питання існування інших всесвітів. 

Контакти між цивілізаціями перш за все означають обмін інформацією. Якщо у Всесвіті існують інші цивілізації і вони мають певний обсяг інформації щодо своєї частини Галактики, то обмін інформацією між ними може привести до загального зростання інформації, тому такий процес, згідно з теорією біологічної еволюції, можна вважати прогресивним.

Контакти з іншими цивілізаціями можуть бути трьох типів:

• 1. Обмін інформацією за допомогою електромагнітних хвиль або іншого випромінювання, яке може бути носієм інформації.

• 2. Обмін інформацією за допомогою автоматичних систем, керувати якими будуть комп'ютери і роботи.

• 3. Зустріч живих представників інопланетних цивілізацій.

На даному етапі розвитку земної цивілізації ми можемо здійснити контакти першого типу — сучасні радіотелескопи, спроможні передавати та приймати інформацію від цивілізації нашого інтелектуального рівня з відстані 1000 св. років. На такій відстані існують мільйони зір, тому відшукати відповідний об'єкт для спостереження дуже складно.

У 1967 р. вперше зареєстрували періодичні сигнали, які надходили з міжзоряного простору, їх назвали пульсарами. Аналіз сигналів показав, що пульсари ніякого відношення до інопланетних цивілізацій не мають, адже періодичні сигнали випромінюють нейтронні зорі. Від Землі поширюється своєрідна інтелектуальна хвиля, яку випромінюють земні радіостанції. Якщо врахувати, що перші радіостанції почали передавати інформацію у космос 100 років тому, то ці «розумні» сигнали поширилися тільки на відстань 100 св. років від Землі. Якщо на такій відстані розташовується цивілізація нашого інтелектуального рівня, що отримала наші сигнали, то відповідь дійде до нас не раніше ніж через 200 р. Тобто встановлення контактів між цивілізаціями за допомогою електромагнітних хвиль може відбуватися досить тривалий час.

Налагодження контактів другого типу за допомогою автоматичних систем теж вимагає тривалого часу. Наприклад, космічні апарати «Піонер-10», «Піонер-11» і «Вояджер-1», «Вояджер-2» через мільйони років вийдуть за межі Сонячної системи і будуть самостійно обертатися навколо центру Галактики. Не виключена можливість, що ці апарати стануть супутниками якоїсь зорі. Якщо АМС не згорять болідом в атмосфері планети, то інопланетяни зможуть прочитати інформацію, яку несуть ці апарати.

У ХХ ст. було започатковано проект SETI (англ. Search of Extra Terrestrial Intelligence — пошуки позаземного розуму). Цей проект передбачав відправити в космос ретельно зашифроване повідомлення для представників інших цивілізацій. Виникає запитання: для чого ми ведемо пошуки інопланетних цивілізацій? Чи може контакт із позаземним розумом принести нам якусь додаткову інформацію і допоможе людству вижити в цьому світі? Справа в тому, що наша цивілізація зараз перебуває у своєрідній ізоляції, тому що Земля за багатьма параметрами є також закритою системою. Згідно із законами еволюції складних систем у закритій системі зростає безлад і знищується інформація, тому закрита система приречена на смерть. Прикладом такої своєрідної деградації закритої системи є звичайні теплові процеси — в ізольованій колбі вирівнюються температура і густина.

Цікаво, що цей закон зростання безладу в закритій системі діє і в людському суспільстві, тільки в цьому випадку мірилом служить не температура, а інформація. Людина є істотою суспільною, і вона може залишатись людиною, тільки спілкуючись з іншими людьми.

Виникають і застереження щодо можливих наслідків контактів із цивілізацією, яка перебуває на вищому ступені розвитку. Якщо чужа цивілізація за інтелектом набагато випередила землян, то вона вже може здійснювати міжзоряні перельоти. Тобто контакти третього типу можуть відбутися і на Землі, якщо до нас прилетять чужі космічні кораблі. У цьому випадку виникне головна проблема: чи захочуть розумні істоти з інших світів спілкуватися з нами, адже між нами і ними може бути інтелектуальна «прірва». Контакти між цивілізаціями можуть призвести до конфліктів — своєрідних «зоряних війн», і ми маємо бути готові до цього.

3. Мультивсесвіт

Мультивсесвіт, багатосвіт — гіпотетична множина всіх можливих паралельних Всесвітів (включно з тим, в якому існуємо ми). Гіпотези щодо існування мультивсесвіту висловлювали фахівці з космології та астрономіїї, фізики, філософи. Які припущення висуває сучасна наука?

Уявіть, що земна цивілізація розвинулася настільки, що ми можемо спостерігати Всесвіт від краю до краю. Але він — усього лише крапля в космічному океані, і за межами нашого поля зору існують інші галактики, зорі, планети, віддалені від нас на численні мільярди світлових років. І хоча наш Всесвіт величезний, разом із ним існує ще незліченна кількість інших Всесвітів. Вони простягнулися на величезних просторах простору-часу. І хоча ці Всесвіти розширюються неминуче і швидко, простір-час, який їх вміщує, розширюється ще швидше, розводячи їх далі один від одного, гарантуючи, що вони ніколи не зустрінуться. Саме так формулює наука ідею мультивсесвіту.

Рис. 1.2. Комп'ютерна модель однієї з гіпотез щодо мультивсесвіту

Але якщо це припущення виявиться правдивим, то воно буде не просто чіткою гіпотезою, а підтвердженою послідовністю фундаментальних законів світобудови.

Ідея мультивсесвіту виникає з фізики, необхідної для опису Всесвіту, який ми нині спостерігаємо і в якому мешкаємо. Чим далі ми зазираємо в космос, тим далі ми бачимо в часі. Більш віддалені галактики ми бачимо молодими, тому менше розвиненими. У їхніх зорях менше важких елементів, їх видимий розмір менший, оскільки вони зазнали менше злиттів, там більше спіральних і менше еліптичних галактик. Тож якщо ми дійдемо до меж нашої здатності бачити, виявимо найперші зорі Всесвіту, а за ним — царину тьми, у якій єдиним світлом буде залишкове світіння Великого Вибуху.

Висуваючи ідею мультивсесвіту, науковці пропонують зробити крок ще далі, уявити, що простір, де відбувся Великий Вибух, нескінченно розширюється. У ньому постійно народжується з вибухів і віддаляється один від одного незчисленна кількість Всесвітів. Таке уявлення світобудови здається фантастичним, але воно може стати першим метафізичним явищем, що витікає із законів фізики. Прийнявши його, людина вперше зрозуміє обмеженість того, чого може навчити її світ, в якому вона живе. Існує необхідна нам інформація, але ми ніколи не зможемо її отримати, щоб підняти ідею до рівня наукового факту. До тих пір учені здатні лише припускати, але ані підтвердити, ані спростувати той факт, що наш Всесвіт — лише дрібна частинка грандіозного мультивсесвіту, неможливо.

КОНСПЕКТ УРОКУ:Узагальнюючий урок з курсу астрономії 

                            1. Кросворд «Всезнайко Астрономії»

По вертикалі:

1. Яскравий метеор. 

2. «Хвостата» гостя. 

3. Найближча до Сонця планета. 

4. Планета, наякій ми живемо. 

5. Астероїд. 

6. Внутрішня планета, що обертається довкола своєї осі у зворотному напрямі. 

9. Найменша планета Сонячної системи. 

10. Планета з чудовими великими кільцями. 

По горизонталі:

5. Найбільша планета Сонячної системи. 

7. Планета, яку з 2006 року стали відносити до класу «карликових планет». 

8. Зовнішня планета. 

9. Планета червоного кольору. 

2. Вікторина “Космічний алфавіт”

А тверде небесне тіло діаметром від 1 до 1000 км, що рухається по орбіті в Сонячній системі.

Б 

третій знак зодіаку, відповідний сектору екліптики від 60° до 90°, рахуючи від точки весняного рівнодення

В планета, названа ім’ям богині

Г творець першого телескопа

Д супутник Марса

Є супутник Юпітера

Ж довгошиє сузір’я

З швидконоге сузір’я

І один із найбільших супутників Юпітера

К мале тіло Сонячної системи, яке обертається навколо Сонця і має так звану кому і/або хвіст

Л сузір’я із сімейства котячих

М природний супутник Землі

Н планета Сонячної системи, восьма за віддаленістю від Сонця.

О перший знак зодіаку, рахуючи від точки весняного рівнодення

П яскрава зірка в сузір’ї Малої Ведмедиці

Р телескоп з об’єктивом у вигляді лінзи

С зоря, що є центром Сонячної системи

Т найбільший супутник Сатурна

У велика планета Сонячної системи, належить до планет-гігантів

Ф супутник Марса

Х супутник Плутона

Ц карликова планета в поясі астероїдів, в середині Сонячної системи

Ч український астроном, написав перший підручник з астрономії українською мовою.

Ш Яка по рахунку від Сонця планета Сатурн?

Щ сузір’я, необхідне воїну

Е видимий шлях Сонця серед зірок

Ю календар, за яким ми жили до 1918 року

Я плазун-сузір’я