Кометы. Созвездия. Звездные карты. Небесные координаты Решение с негатива угловой размер хвоста кометы
Предмет: Астрономия.
Класс: 10 11
Учитель: Елакова Галина Владимировна.
Место работы: Муниципальное бюджетное общеобразовательное учреждение
«Средняя общеобразовательная школа №7» г Канаш Чувашской Республики
Проверочная работа по теме «Кометы, метеоры и метеориты».
Проверка и оценка знаний – обязательное условие результативности учебного процесса.
Тестовый тематический контроль может проводиться письменно или по группам с разным
уровнем подготовки. Подобная проверка достаточно объективна, экономна по времени,
обеспечивает индивидуальный подход. Кроме того, учащиеся могут использовать тесты
для подготовки к зачетам и ВПР. Использование предлагаемой работы не исключает
применения и других форм и методов проверки знаний и умений учащихся, таких как
устный опрос, подготовка проектных работ, рефератов, докладов, эссе и т. д.
Вариант I:
1. Каков был общий исторический взгляд на кометы?
2. Почему комета удаляется от Солнца хвостом вперед?
А. Кометные хвосты образуются в результате давления солнечного излучения, которое
всегда направлено от Солнца, так что хвост кометы всегда направлен от Солнца.
Б. Кометные хвосты образуются в результате давления солнечного излучения и солнечного
ветра, которые всегда направлены от Солнца, так что хвост кометы также всегда направлен
от Солнца.
В. Кометные хвосты образуются в результате солнечного ветра, который всегда направлен
от Солнца, так что хвост кометы всегда направлен от Солнца.
3. Что такое «падающая звезда»?
А. Очень маленькие твердые частички, обращающиеся вокруг Солнца.
Б. Это полоска света, которая становится видна в момент полного сгорания метеорного
тела.
В. Это кусок камня или металла, прилетевший из космических глубин.
4. Как можно отличить на звездном небе астероид от звезды?
А. По перемещению относительно звезд.
Б. По вытянутым (с большим эксцентриситетом) эллиптическим орбитам.
В. Астероиды не меняют своего положения на звездном небе.
5. Можно ли на Луне наблюдать метеоры?
А. Да, метеоры можно наблюдать везде.
Б. Нет, вследствие отсутствия атмосферы.
В. Да, метеоры можно наблюдать на Луне, так как отсутствие атмосферы роли не играет.
6. Где в Солнечной системе располагаются орбиты большинства астероидов? Чем
орбиты некоторых астероидов отличаются от орбит больших планет?
А. Между орбитами Урана и Юпитера. Орбиты отличаются малым эксцентриситетом.
Б. Между орбитами Марса и Юпитера. Орбиты отличаются малым эксцентриситетом.
В. Между орбитами Марса и Юпитера. Орбиты отличаются большим эксцентриситетом.
7. Как определили, что некоторые астероиды имеют неправильную форму?
А. По изменению их видимой яркости.
Б. По перемещению относительно звезд.
В. По вытянутым (с большим эксцентриситетом) эллиптическим орбитам.
8. В чем особенность астероидов, составляющих группу «троянцев»? Ответ
обоснуйте.
А. Астероиды вместе с Юпитером и Солнцем образуют равносторонний треугольник и
движутся вокруг Солнца так же, как Юпитер, но только впереди него.
Б. Астероиды вместе с Юпитером и Солнцем образуют равносторонний треугольник и
движутся вокруг Солнца так же, как Юпитер, но либо впереди него, либо позади него.
В. Астероиды вместе с Юпитером и Солнцем образуют равносторонний треугольник и
движутся вокруг Солнца так же, как Юпитер, но только позади него.
9. Иногда у кометы образуется по два хвоста, один из которых направлен к
Солнцу, а другой – от Солнца. Чем это можно объяснить?
А. Хвост, направленный к Солнцу, состоит из более крупных частиц, для которых сила
солнечного притяжения больше отталкивающей силы его лучей.
10. Пролетающая мимо Земли на расстоянии 1 а.е. комета имеет хвост с
угловым
ра мером 0°.5. Оцените длину хвоста кометы в километрах.
≈
1,3 ∙ 106 км.
А.
≈
Б.
13 ∙ 106 км.
≈
В.
0,13 ∙ 106 км.
Вариант II:
1. Каковы современные астрономические представления о кометах?
А. Кометы считались сверхъестественными явлениями, приносящими людям несчастье.
Б. Кометы – это члены Солнечной системы, которые в своем движении подчиняются
законам физики и не имеют мистического значения.
2. Укажите правильные ответы изменений во внешнем облике кометы по мере ее
движения по орбите вокруг Солнца.
А. Комета далеко от Солнца, она состоит из ядра (замерзших газов и пыли).
Б. По мере приближения к Солнцу образуется кома.
В. В непосредственной близости от Солнца образуется хвост.
Г. По мере удаления от Солнца кометное вещество замерзает.
Д. На большом расстоянии от Солнца кома и хвост исчезают.
Е. Все ответы верны.
3. Подберите к каждому описанию правильное название: (а) «Падающая звезда». 1.
Метеор; (б) Маленькая частичка, обращающаяся вокруг Солнца. 2. Метеорит; (в)
Твердое тело, достигающее поверхности Земли. 3. Метеорное тело.
А. (а) 1; (б) 3; (в) 2.
Б. (а) 3; (б) 1; (в) 2.
В. (а) 2; (б) 1; (в) 3.
4. Ахиллес, Кваоар, Прозерпина, Фемида, Юнона. Укажите лишнее в этом списке
и обоснуйте свой выбор.
А. Ахиллес имя, взятое из античной мифологии, астероид главного пояса.
Б. Кваоар – он принадлежит поясу Койпера, назван именем божества созидателя у
индейцев племени Тонгва.
В. Прозерпина имя, взятое из античной мифологии, астероид главного пояса.
Г. Фемида имя, взятое из античной мифологии, астероид главного пояса.
Д. Юнона имя, взятое из античной мифологии, астероид главного пояса.
5. Какие изменения в движении комет вызывают возмущения со стороны
Юпитера?
А. Изменяется форма орбиты кометы.
Б. Изменяется период обращения кометы.
В. Изменяются формы орбиты и период обращения кометы.
6. В каком состоянии находится вещество, составляющее ядро кометы и ее
хвост?
А. Ядро кометы – твердое тело, состоящее из смеси замерзших газов и твердых частиц
тугоплавких веществ, хвост – разреженный газ и пыль.
Б. Хвост кометы – твердое тело, состоящее из смеси замерзших газов и твердых частиц
тугоплавких веществ, ядро – разреженный газ и пыль.
В. Ядро и хвост кометы – твердое тело, состоящее из смеси замерзших газов и твердых
частиц тугоплавких веществ.
7. Какие из перечисленных явлений можно наблюдать на Луне: метеоры, кометы,
затмения, полярные сияния.
А. Ввиду отсутствия атмосферы на Луне там нельзя наблюдать метеоры и полярные
сияния. Кометы и солнечные затмения можно видеть.
Б. На Луне там можно наблюдать метеоры и полярные сияния. Кометы и солнечные
затмения нет.
В. Можно наблюдать все перечисленные явления.
8. Как можно оценить линейные размеры астероида, если его угловые размеры
нельзя измерить даже при наблюдении в телескоп?
А. Зная расстояние от Земли и от Солнца, и приняв некоторую среднюю величину
отражательной способности поверхности астероида, можно оценить его линейные размеры.
Б. Зная расстояние от Земли и от Солнца можно оценить его линейные размеры.
В. Зная некоторую среднюю величину отражательной способности поверхности астероида
можно оценить его линейные размеры.
9. «Если хочешь увидеть комету, достойную внимания, надо выбраться за пределы
нашей Солнечной системы, туда, где они могут развернуться, понимаешь? Я, друг
мой, повидал там такие экземпляры, которые не могли бы влезть даже в орбиты
наших самых известных комет – хвосты у них обязательно свисали бы наружу».
Верно ли высказывание?
А. Да, так как за пределами Солнечной системы и вдали от других подобных систем
кометы имеют такие хвосты.
Б. Нет, так как за пределами Солнечной системы и вдали от других подобных систем
кометы не имеют хвостов и обладают ничтожными размерами.
10. Сравните причины свечения кометы и планеты. Можно ли заметить
различия в спектрах этих тел? Дайте развернутый ответ.
Ответы:
Вариант I: 1 – А; 2 – Б; 3 – Б; 4 – А; 5 – Б; 6 – В; 7 – А; 8 – Б; 9 – А; 10 – А.
Вариант II: 1 – Б; 2 – Е; 3 –А; 4 Б; 5 – В; 6 – А; 7 – А; 8А; 9 – Б;
.α
Вариант I:
Решение задач №10: Предположим, что хвост кометы направлен перпендикулярно к лучу
зрения. Тогда его длину можно оценить так. Обозначим угловой размер хвоста
/2α можно найти из прямоугольного треугольника, одним из катетов
Половину этого угла
которого является половина длины хвоста кометы p/2, а другим - расстояние от Земли до
° .5 мал, поэтому можно приближенно считать, что
кометы L. Тогда tg
его тангенс равен самому углу (выраженному в радианах). Тогда мы можем записать, что α
≈
150 ∙ 106 км, получаем p
Отсюда, вспоминая, что астрономическая единица составляет
1,3 ∙ 106 км.
α
/2 = p/2 L . Угол 0
150 ∙ 106 ∙ (0.5/57)
p/L.
≈ α ≈
L ∙
Есть и другой вариант оценки. Можно заметить, что комета пролетает от Земли на
расстоянии, равном расстоянию от Земли до Солнца, а ее хвост имеет угловой размер,
равный видимому угловому диаметру Солнца на земном небе. Следовательно, линейный
размер хвоста равен диаметру Солнца, величина которого близка к полученному выше
результату. Однако у нас нет информации о том, как ориентирован хвост кометы в
пространстве. Поэтому следует заключить, что полученная выше оценка длины хвоста -
это минимальное возможное значение. Таким образом, итоговый ответ выглядит так: длина
хвоста кометы составляет не менее 1.3 миллиона километров.
Вариант II:
Решение задачи №4: Лишний Кваоар, т.к. он принадлежит к поясу Койпера. Все
остальные объекты - астероиды главного пояса. Все перечисленные астероиды главного
пояса имеют имена, взятые из античной мифологии, а название «Кваоар» явно имеет
другие семантические корни. Кваоар был назван именем божества созидателя у индейцев
племени Тонгва.
Решение задачи №10: Ядро кометы и пыль, находящаяся в голове и хвосте кометы,
отражают солнечный свет. Газы, входящие в состав головы и хвоста, сами светятся за счет
энергии, получаемой от Солнца. Планеты отражают солнечный свет. Так что в обоих
спектрах будут наблюдаться линии поглощения, характерные для солнечного спектра. К
этим линиям в спектре планеты добавляется линии поглощения газов, составляющих
атмосферу планеты, а в спектре кометы – линии излучения газов, входящих в состав
кометы.
Литература:
1. Г. И. Малахова, Е.К. Страут «Дидактический материал по астрономии»: Пособие для
учителя. М.: просвещение, 1989.
2. Моше Д. Астрономия: Кн. для учащихся. Пер. с англ./ Под ред. А.А. Гурштейна. – М.:
Просвещение, 1985.
3. В.Г. Сурдин. Астрономические олимпиады. Задачи с решениями – Москва, Издательство
Учебнонаучного центра довузовской подготовки МГУ, 1995.
4. В.Г. Сурдин. Астрономические задачи с решениями – Москва, УРСС, 2002.
5. Задачи Московской астрономической олимпиады. 19972002. Под ред. О.С.
Угольникова, В.В. Чичмаря – Москва, МИОО, 2002.
6. Задачи Московской астрономической олимпиады. 20032005. Под ред. О.С.
Угольникова, В.В. Чичмаря – Москва, МИОО, 2005.
7. А.М. Романов. Занимательные вопросы по астрономии и не только – Москва, МЦНМО,
2005.
8. Всероссийская олимпиада школьников по астрономии. Авт.сост. А.В. Засов и др. –
Москва, Федеральное агентство по образованию, АПК и ППРО, 2005.
9. Всероссийская олимпиада школьников по астрономии: содержание олимпиады и
подготовка конкурсантов. Авт.сост. О. С. Угольников – Москва, Федеральное агентство
по образованию, АПК и ППРО, 2006 (в печати).
Ресурсы сети Интернет:
1. Официальный сайт всех Всероссийских олимпиад, созданный по инициативе
Министерства образования и науки Российской Федерации и Федерального агентства по
образованию http://www.rusolymp.ru
2. Официальный сайт Всероссийской астрономической олимпиады
http://lnfm1.sai.msu.ru/~olympiad
3. Сайт Астрономических олимпиад СанктПетербурга и Ленинградской области -
задачи и решения http://school.astro.spbu.ru
Яркие К. могут иметь неск. хвостов разной длины и цвета, в хвосте могут наблюдаться параллельные полосы, а вокруг "головы" К.- концентрич. кольца-галосы.
Название "К." происходит от греч. слова kometes, буквально - длинноволосый (яркие К. похожи на голову с распущенными волосами, рис. 1). Ежегодно открывают 5-10 К. Каждой из них присваивают предварительное обозначение, включающее фамилию открывшего К., год открытия и букву латинского алфавита в порядке открытия. Потом его заменяют окончат. обозначением, включающим год прохождения через перигелий и римскую цифру в порядке дат прохождения через перигелий.К. наблюдаются тогда, когда небольшое тело - ядро К., напоминающее ком снега, загрязнённый мелкой пылью и более крупными твёрдыми частицами, приближается к Солнцу ближе 4-6 а. e., нагревается его лучами и начинает выделять газы и пылевые частицы. Газы и пыль создают вокруг ядра туманную оболочку (атмосферу К.), называемую комой, яркость к-рой быстро убывает к периферии. Атмосфера К. непрерывно рассеивается в пространство и существует лишь тогда, когда газы и пыль выделяются из ядра. У многих К. в центре комы видно звездообразное ядро, являющееся плотной частью атмосферы, скрывающей истинное (твёрдое) ядро, практически недоступное наблюдениям. Видимое ядро вместе с комой составляет голову К. (рис. 2). Со стороны Солнца голова К. имеет форму параболы или цепной линии, что объясняется постоянным действием давления света и солнечного ветра на атмосферу К. Хвосты К. состоят из ионизованных газов и пыли, уносимых в направлении от Солнца (пыль - в основном под воздействием светового давления, а ионизованные газы - в результате взаимодействия с ). Крупные твёрдые частицы под действием светового давления приобретают малые ускорения и, обладая малыми скоростями относительно ядра (вследствие слабого увлечения их газами), постепенно распространяются вдоль орбиты К., образуя метеорный рой. Нейтральные атомы и молекулы испытывают лишь незначит. световое давление и поэтому рассеиваются почти равномерно во все стороны от ядра К.
По мере приближения К. к Солнцу и усиления нагрева ядра резко усиливается интенсивность выделения газов и пыли, что проявляется в быстром нарастании блеска К. и увеличении яркости хвостов. При удалении К. от Солнца их блеск быстро убывает. Если аппроксимировать изменение блеска головы К. законом 1/r n , r - расстояние от Солнца), то в среднем 4 (у отдельных К. наблюдаются значит. отклонения от этого закона). На плавное изменение блеска головы К., связанное с изменениями r , накладываются колебания блеска и яркие вспышки, вызванные "взрывным" выбросом вещества кометных ядер при резком усилении потоков частиц солнечного происхождения.
Поперечники ядер К. составляют, предположительно, 0,5-20 км, и, следовательно, при плотности ~ 1 г/см 3 их массы заключены в пределах 10 14 -10 19 г.
Однако изредка появляются К. со значительно большими ядрами. Многочисленные ядра, меньшие 0,5 км, порождают слабые К., практически недоступные наблюдениям. Видимые поперечники голов К. составляют 10 4 -10 6 км, изменяясь с расстоянием от Солнца. У нек-рых К. макс. размеры головы превышали размеры Солнца. Ещё большие размеры (свыше 10 7 км) имеют оболочки из атомарного водорода вокруг головы, существование к-рых удалось установить по наблюдениям в спектр, линии при внеатмосферных исследованиях К. Как правило, хвосты бывают менее яркими, чем голова, и поэтому их удаётся наблюдать не у всех К. Длина их видимой части составляет 10 6 -10 7 км, т.е. обычна они погружены в водородную оболочку (рис. 2). У нек-рых К. хвост удавалось проследить до расстояний свыше 10 8 км от ядра. В головах и хвостах К. вещество крайне разрежено; несмотря на гигантский объём этих образований, практически вся масса К. сосредоточена в её твёрдом ядре.
Ядра К. состоят в основном из водяного льда (снега) и льда (снега) из СО или CO 2 с примесью льдов др. газов, а также значит. количеств нелетучих (каменистых) веществ. По-видимому, важным компонентом ядер явл. клатраты, т.е. льды, кристаллич. решётка к-рых включает атомы и молекулы др. веществ. Судя по обилию хим. элементов в веществе К., ядра К. должны состоять (по массе) прибл. из 2/3 льдов и 1/3 каменистых веществ. Присутствие в каменистом компоненте ядер К. некоторого количества радиоактивных элементов должно было привести в далёком прошлом к нагреву их недр на неск. дес. Кельвинов. В то же время присутствие в ядрах К. весьма летучих льдов показывает, что их внутр. темп-ра никогда не превышала ~ 100 К. Т.о., ядра К. явл., по-видимому, наименее изменёнными образчиками первичного вещества Солнечной системы. В связи с этим обсуждаются и подготавливаются проекты прямого исследования вещества и структуры К. при помощи автоматического КА.
Активность ядер К. на расстояниях, меньших 2-2,5 а. е. от Солнца, связана с сублимацией водяного льда, а на больших расстояниях - с сублимацией льда из СО 2 и др. более летучих льдов. На расстоянии 1 а. е. от Солнца скорость сублимации водяного компонента ~ 10 18 молекул/(см 2 с). У К. с перигелиями около земной орбиты за одно приближение к Солнцу теряется наружный слой ядра толщиной в неск. м (у К., пролетающих через солнечную корону, может теряться слой в сотни м).
Длительное существование ряда периодич. К., многократно пролетавших вблизи Солнца, объясняется, по-видимому, незначит. потерей вещества при каждом пролёте (из-за образования пористого теплоизолирующего слоя на поверхности ядер или наличия в ядрах тугоплавких веществ).
Предполагается, что ядра К. включают глыбы различного состава (макро-брекчиевая структура), обладающие разной летучестью, что может приводить, в частности, к появлению струйных истечений, замеченных вблизи нек-рых ядер.
При сублимации льдов с поверхности ядра К. отделяются не только каменистые частицы, но и ледяные частицы, испаряющиеся затем во внутр. частях головы. Нелетучие пылинки образуются, по-видимому, также в ближайших окрестностях ядра в результате конденсации атомов и молекул нелетучих веществ. Пылевые частицы просто отражают и рассеивают солнечный свет, что даёт непрерывный компонент спектров К. При малом выделении пыли непрерывный спектр наблюдается лишь в центральной части головы К., а при обильном её выделении - почти во всей голове и в хвостах нек-рых типов (см. ниже).
Атомы и молекулы, находящиеся в головах и газовых хвостах К., поглощают кванты солнечного света и затем переизлучают их (резонансная флюоресценция). Нейтральные (по-видимому, сложные) молекулы, сублимирующие из ядра, не обнаруживают себя в оптич. области спектра. Когда же они распадаются под действием солнечного света (фотодиссоциация), то излучение нек-рых из их обломков приходится на оптич. участок спектра. Изучение оптич. спектров К. показало, что в головах присутствуют следующие нейтральные атомы и молекулы (точнее, химически неустойчивые радикалы): С, C 2 , C 3 , CH, CN, CO, CS, HCN, СН 3 СN; H, 0, ОН, HN, Н 2 О, NH 2 ; присутствуют также ионы C0 + , СН + , CN + , ОН + , СО, Н 2 О + и др. Характер спектра К. меняется с приближением их к Солнцу. У К., находящихся на расстояние от Солнца r > 3-4 а. е., спектр непрерывный (солнечное излучение на таких расстояниях не может возбудить значит. количество молекул). Когда К. пересекает пояс астероидов (3 а. е.), в ее спектре появляется эмиссионная полоса молекулы CN с . При 2 а. е. возбуждаются и начинают излучать молекулы С 3 и NH 2 , при 1,8 а. е. в спектре появляются полосы углерода. На расстоянии орбит Марса (1,5 а. е.) в спектре голов К. наблюдаются линии ОН, NH, CH и др., а в хвостах - линии ионов СО + , СО, CH + , ОН + , H 2 O + и др. При пересечении орбиты Венеры (на расстояниях К. от Солнца, меньших 0,7 а. е.) появляются линии Na, из к-рого иногда образуется самостоятельный хвост. В редких К. исключительно близко подлетавших к Солнцу (напр., К. 1882 II и 1965 VIII), происходила сублимация каменистых пылинок и наблюдались спектр. линии металлов Fe, Ni, Cu, Со, Сr, Мn, V. При наблюдениях кометы Когоутека 1973 XII и кометы Брэдфилда 1974 III удалось обнаружить линии радио излучения ацетилнитрила (CH 3 CN, =2,7 мм), синильной кислоты (HCN, = 3,4 мм) и воды (H 2 O, = 13,5 мм) - молекул, непосредственно выделяющихся из ядра и представляющие собой некоторые из родительских молекул (по отношению к атомам и радикалам, наблюдающимся в оптической области спектра). В сантиметровом диапазоне наблюдались радиолинии радикалов CH (= 9 см) и ОН (= 18 см).
Радиоизлучение нек-рых из этих молекул обусловлено их тепловым возбуждением (столкновениями молекул в околоядерной области), тогда как у других (напр., у гидроксила ОН) оно, по-видимому, имеет мазерную природу (см. ). В хвостах К., направленных почти прямо от Солнца, наблюдаются ионизованные молекулы СО + , CH + , C0, ОН + , т.о., эти хвосты явл. плазменными. При наблюдениях спектра хвоста кометы Когоутека 1973 XII удалось отождествить линии H 2 O + . Излучение ионизованных молекул возникает на расстоянии ~ 10 3 км от ядра.
Согласно классификации хвостов К., предложенной во 2-й половине 19 в. Ф.А. Бредихиным, они подразделяются на три типа: хвосты I типа направлены почти прямо от Солнца; хвосты II типа изогнуты и отклоняются от продолженного радиуса-вектора назад по отношению к орбитальному движению К.; хвосты III типа - короткие, почти прямые, с самого начала отклонённые в сторону, противоположную орбитальному движению. При нек-рых взаимных расположениях Земли, К. и Солнца хвосты II и III типов могут проецироваться на небо в направлении к Солнцу, образуя хвост, называемый аномальным. Если вдобавок Земля в это время находится вблизи плоскости кометной орбиты, то в виде тонкой пики виден слой крупных частиц, покидающих ядро с малыми относительными скоростями и поэтому распространяющимися вблизи плоскости орбиты К. Объяснение физ. причин, приводящих к появлению хвостов разных типов, существенно изменилось со времён Бредихина. По совр. данным, хвосты I типа явл. плазменными: они образованы ионизованными атомами и молекулами, к-рые со скоростями в десятки и сотни км/с уносятся от ядра под действием солнечного ветра. Вследствие неизотропного выделения плазмы из околоядерной области К., а также вследствие неустойчивостей плазмы и неоднородностей солнечного ветра, хвосты I типа имеют струйчатое строение. Они имеют почти цилиндрич. форму [поперечник км] с концентрацией ионов ~ 10 8 см -3 . Угол, на к-рый отклоняется хвост I типа от линии Солнце-К., зависит от скорости v св солнечного ветра и от скорости орбитального движения К. Наблюдения кометных хвостов I типа позволили определить скорость солнечного ветра до расстояний в неск. а. е. и вдали от плоскости эклиптики. Теоретич. рассмотрение обтекания К. солнечным ветром позволило сделать вывод, что в голове К. на стороне, обращённой к Солнцу, на расстоянии ~ 10 5 км от ядра должен находиться переходный слой, разделяющий плазму К. от плазмы солнечного ветра, а на расстоянии ~ 10 6 км - ударная волна, разделяющая область сверхзвукового течения солнечного ветра от прилегающей к голове К. области дозвукового турбулентного течения.
Хвосты II и III типов - пылевые; непрерывно выделяющиеся из ядра пылинки образуют хвосты II типа, хвосты III типа появляются в тех случаях, когда из ядра одновременно выделяется целое облако пылинок. Пылинки разных размеров получают различное ускорение под действием светового давления, и потому такое облако растягивается в полоску - хвост К. Двух- и трёхатомные радикалы, наблюдающиеся в голове К. и ответственные за резонансные полосы в видимой области спектра К. (в области максимума солнечного излучения), получают под действием светового давления ускорение, близкое к ускорению мелких пылинок. Поэтому эти радикалы начинают двигаться в направлении хвоста II типа, но не успевают далеко продвинуться вдоль него вследствие того, что время их жизни (до фотодиссоциации или фотоионизации) ~ 10 6 с.
К. явл. членами Солнечной системы и, как правило, движутся вокруг Солнца по вытянутым эллиптич. орбитам различных размеров, произвольно ориентированным в пространстве. Размеры орбит большинства К. в тысячи раз больше поперечника планетной системы. Вблизи афелиев своих орбит К. находятся большую часть времени, так что на далёких окраинах Солнечной системы существует облако К. - т.н. облако Оорта. Его происхождение связано, по-видимому, с гравитац. выбросом ледяных тел из зоны планет-гигантов во время их образования (см. ). Облако Оорта содержит ~ 10 11 кометных ядер. У К., удаляющихся до периферич. частей облака Оорта (их расстояния от Солнца могут достигать 10 5 а. е., а периоды обращения вокруг Солнца - 10 6 -10 7 лет), орбиты меняются под действием притяжения ближайших звёзд. При этом нек-рые К. приобретают параболич. скорость по отношению к Солнцу (для столь далёких расстояний ~ 0,1 км/с) и навсегда теряют связь с Солнечной системой. Другие (очень немногие) приобретают при этом скорости ~ 1 м/с, что приводит к их движению по орбите с перигелием вблизи Солнца, и тогда они становятся доступными для наблюдений. У всех К. при их движении в области, занятой планетами, орбиты изменяются под действием притяжения планет. При этом среди К., пришедших с периферии облака Оорта, т.е. движущихся по квазипараболич. орбитам, около половины приобретает гиперболич. орбиты и теряется в межзвёздном пространстве. У других, наоборот, размеры орбит уменьшаются, и они начинают чаще возвращаться к Солнцу. Изменения орбит бывают особенно велики при тесных сближениях К. с планетами-гигантами. Известно ~ 100 короткопериодич. К., к-рые приближаются к Солнцу через неск. лет или десятков лет и поэтому сравнительно быстро растрачивают вещество своего ядра. Большинство таких К. относится к семейству Юпитера, т.е. они приобрели свои совр. небольшие орбиты в результате сближения с ним.
Орбиты К. скрещиваются с орбитами планет, поэтому изредка должны происходить столкновения К. с планетами. Часть кратеров на Луне, Меркурии, Марсе и др. телах образовалась в результате ударов ядер К. Тунгусское явление (взрыв тела, влетевшего в атмосферу из космоса, на Подкаменной Тунгуске в 1908 г.), возможно, также было вызвано столкновением Земли с небольшим кометным ядром.
Лит.:
Орлов С.В., О природе комет, М., 1960; Добровольский О.В. Кометы, метеоры и зодиакальный
свет, в кн. Курс астрофизики и звездной астрономии т. 3, М., 1964; его же. Кометы,
М., 1966; Уиппл Ф.Л., Кометы, в кн.: Космохимия Луны и планет, М., 1975; Чурюмов
К.И., Кометы и их наблюдение, М., 1980; Томита Коитиро, Беседы о кометах, пер. с
япон., М.,
1982.
(Б.Ю. Левин )
1. Созвездия
Знакомиться со звездным небом надо в безоблачную ночь, когда свет Луны не мешает наблюдать слабые звезды. Прекрасна картина ночного неба с рассыпанными по нему мерцающими звездами. Число их кажется бесконечным. Но так только кажется, пока вы не приглядитесь и не научитесь находить на небе знакомые группы звезд, неизменных по своему взаимному расположению. Эти группы, названные созвездия-м и, люди выделили тысячи лет назад. Под созвездием понимают область неба в пределах некоторых установленных границ. Все небо разделено на 88 созвездий, которые можно находить по характерному для них расположению звезд.
Многие созвездия сохраняют свое название с глубокой древности. Некоторые названия связаны с греческой мифологией, например Андромеда , Персей , Пегас , некоторые - с предметами, которые напоминают фигуры, образуемые яркими звездами созвездий: Стрела , Треугольник , Весы и др. Есть созвездия, названные именами животных, например Лев , Рак , Скорпион .
Созвездия на небосводе находят, мысленно соединяя их ярчайшие звезды прямыми линиями в некоторую фигуру, как показано на звездных картах (см. звездную карту в приложении VII, а также рис. 6, 7, 10). В каждом созвездии яркие звезды издавна обозначали греческими буквами * , чаще всего самую яркую звезду созвездия - буквой α, затем буквами β, γ и т. д. в порядке алфавита по мере убывания яркости; например, Полярная звезда есть а созвездия Малой Медведицы .
* (Греческий алфавит дан в приложении II. )
На рисунках 6 и 7 показаны расположение главных звезд Большой Медведицы и фигура этого созвездия, как его изображали на старинных звездных картах (способ нахождения Полярной звезды знаком вам из курса географии).
Невооруженным глазом в безлунную ночь можно видеть над горизонтом около 3000 звезд. В настоящее время астрономы определили точное местоположение нескольких миллионов звезд, измерили приходящие от них потоки энергии и составили списки-каталоги этих звезд.
2. Видимая яркость и цвет звезд
Днем небо кажется голубым оттого, что неоднородности воздушной среды сильнее всего рассеивают голубые лучи солнечного света.
Вне пределов земной атмосферы небо всегда черное, и на нем можно наблюдать звезды и Солнце одновременно.
Звезды имеют разную яркость и цвет: белый, желтый, красноватый. Чем краснее звезда, тем она холоднее. Наше Солнце относится к желтым звездам.
Ярким звездам древние арабы дали собственные имена. Белые звезды: Вега в созвездии Лиры, Альтаир в созвездии Орла (видны летом и осенью), Сириус - ярчайшая звезда неба (видна зимой); красные звезды: Бетельгейзе в созвездии Ориона и Альдебаран в созвездии Тельца (видны зимой), Антарес в созвездии Скорпиона (виден летом); желтая Капелла в созвездии Возничего (видна зимой) * .
* (Названия ярких звезд даны в приложении IV. )
Самые яркие звезды еще в древности назвали звездами 1-й величины, а самые слабые, видимые на пределе зрения,- звездами 6-й величины. Эта старинная терминология сохранилась и в настоящее время. К истинным размерам звезд термин "звездная величина" (обозначается буквой m) отношения не имеет, она характеризует световой поток, приходящий на Землю от звезды. Принято, что при разности в одну звездную величину видимая яркость звезд отличается примерно в 2,5 раза. Тогда разность в 5 звездных величин соответствует различию в яркости ровно в 100 раз. Так, звезды 1-й величины в 100 раз ярче звезд б-й величины. Современные методы наблюдений дают возможность обнаружить звезды примерно до 25-й звездной величины.
Точные измерения показывают, что звезды имеют как дробные, так и отрицательные звездные величины, например: для Альдебарана звездная величина m=1,06, для Беги m=0,14, для Сириуса m= - 1,58, для Солнца m= -26,80.
3. Видимое суточное движение звезд. Небесная Сфера
Из-за осевого вращения Земли звезды нам кажутся перемещающимися по небу. Если стать лицом к южной стороне горизонта и наблюдать суточное движение звезд в средних широтах северного полушария Земли, то можно заметить, что звезды восходят на восточной стороне горизонта, поднимаются выше всего над южной стороной горизонта и заходят на западной стороне, т. е. они движутся слева направо, по ходу часовой стрелки (рис. 8). При внимательном наблюдении можно заметить, что Полярная звезда почти не меняет положения относительно горизонта. Все же другие звезды описывают в течение суток полные круги с центром вблизи Полярной. В этом можно легко убедиться, проделав в безлунную ночь следующий опыт. Фотоаппарат, установленный на "бесконечность", направим на Полярную звезду и надежно укрепим в этом положении. Откроем затвор при полностью открытом объективе на полчаса или час. Проявив полученный таким образом снимок, увидим на нем концентрические дуги - следы путей звезд (рис. 9). Общий центр этих дуг - точка, которая остается неподвижной при суточном движении звезд, условно называется северным полюсом мира. Полярная звезда к нему очень близка (рис. 10). Диаметрально противоположная ему точка называется южным полюсом мира. Для наблюдателя северного полушария Земли он находится под горизонтом.
Явления суточного движения звезд удобно изучать, воспользовавшись математическим построением - небесной сферой , т. е. воображаемой сферой произвольного радиуса, центр которой находится в точке наблюдения. На поверхность этой сферы проецируют видимые положения всех светил, а для удобства измерений строят ряд точек и линий (рис. 11). Так, отвесная линия ZCZ", проходящая через наблюдателя, пересекает небо над головой в точке зенита Z. Диаметрально противоположная точка Z" называется надиром. Плоскость (NESW), перпендикулярная отвесной линии ZZ", является плоскостью горизонта - эта плоскость касается поверхности земного шара в точке, где расположен наблюдатель (точка С на рис. 12). Она делит поверхность небесной сферы на две полусферы: видимую, все точки которой находятся над горизонтом, и невидимую, точки которой лежат под горизонтом.
Ось видимого вращения небесной сферы, соединяющую оба полюca мира (Р и Р") и проходящую через наблюдателя (С), называют осью мира (рис. 11). Ось мира для любого наблюдателя всегда будет параллельна оси вращения Земли (рис. 12). На горизонте под северным полюсом мира лежит точка севера N (см. рис. 11 и 12), диаметрально противоположная ей точка S - точка юга. Линия NCS называется полуденной линией (рис. 11), так как вдоль нее на горизонтальной плоскости в полдень падает тень от вертикально поставленного стержня. (Как на местности провести полуденную линию и как по ней и по Полярной звезде ориентироваться по сторонам горизонта, вы изучали в. V классе в курсе физической географии.) Точки востока Е и запада W лежат на линии горизонта. Они отстоят от точек севера N и юга S на 90°. Через точку N, полосы мира, зенит Z и точку S проходит плоскость небесного меридиана (см. рис. 11), совпадающая для наблюдателя С с плоскостью его географического меридиана (см. рис. 12). Наконец, плоскость (QWQ"E), проходящая через центр сферы (точку С) перпендикулярно оси мира, образует плоскость небесного экватора , параллельную плоскости земного экватора (см. рис. 12). Небесный экватор делит поверхность небесной сферы на два полушария: северное с вершиной в северном полюсе мира и южное с вершиной в южном полюсе мира.
4. Звездные карты и небесные координаты
Чтобы сделать звездную карту, изображающую созвездия на плоскости, надо знать координаты звезд. Координаты звезд относительно горизонта, например высота, хотя и наглядны, но непригодны для составления карт, так как все время меняются. Надо использовать такую систему координат, которая вращалась бы вместе со звездным небом. Такой системой координат является экваториальная система , она так названа потому, что экватор служит той плоскостью, от которой и в которой производятся отсчеты координат. В этой системе одной координатой является угловое расстояние светила от небесного экватора, называемое склонением δ (рис. 13). Оно меняется в пределах ±90° и считается положительным к северу от экватора и отрицательным к югу. Склонение аналогично географической широте.
Вторая координата аналогична географической долготе и называется прямым восхождением α.
Прямое восхождение светила М измеряется углом между плоскостями больших кругов , один проходит через полюсы мира и данное светило М, а другой - через полюсы мира и точку весеннего равноденствия , лежащую на экваторе (см. рис. 13). Так назвали эту точку потому, что в ней Солнце бывает (на небесной сфере) весной 20-21 марта, когда день равен ночи.
Прямое восхождение отсчитывают по дуге небесного экватора от точки весеннего равноденствия против хода часовой стрелки, если смотреть с северного полюса. Оно изменяется в пределах от 0 до 360° и называется прямым восхождением потому, что звезды, расположенные на небесном экваторе, восходят (и заходят) в порядке возрастания их прямого восхождения. Поскольку это явление связано с вращением Земли, то прямое восхождение принято выражать не в градусах, а в единицах времени. За 24 ч Земля (а нам кажется, что звезды) совершает один оборот - 360°. Следовательно, 360° соответствуют 24 ч, тогда 15°-1 ч, 1°-4 мин, 15"-1 мин, 15"-1 с. Например, 90° составляют 6 ч, а 7 ч 18 мин - 109°30".
В единицах времени прямое восхождение обозначается на координатной сетке звездных карт, атласов и глобусов, в том числе и на карте, приложенной к учебнику и "Школьному астрономическому календарю".
Упражнение 1
1. Что характеризует звездная величина?
2. Есть ли различие между северным полюсом мира и точкой севера?
3. Выразите 9 ч 15 мин 11 с в градусной мере.
Задание 1
1. По приложению VII ознакомьтесь с обращением и монтажом подвижной карты звездного неба.
2. По таблице координат ярких звезд, данной в приложении IV, найдите на звездной карте некоторые из указанных звезд.
3. По карте отсчитайте координаты нескольких ярких звезд и проверьте себя, используя приложение IV.
КАК НАБЛЮДАТЬ КОМЕТЫ
Виталий Невский
Наблюдение за кометами весьма увлекательное занятие. Если вы не пробовали свои силы в этом, настоятельно рекомендую попытаться. Дело в том, что кометы очень непостоянные объекты по своей природе. Вид их может изменяться от ночи к ночи и весьма значительно, особенно это касается ярких комет, видимых простым глазом. У таких комет, как правило, развиваются приличные хвосты, побуждавшие предков к различным предрассудкам. Подобные кометы в рекламе не нуждаются, это всегда событие в астрономическом мире, но довольно редкое, а вот слабые телескопические кометы , доступны для наблюдений практически всегда. Замечу так же, что результаты наблюдений комет имеют научную ценность, и наблюдения любителей постоянно публикуются в американском журнале Internatoinal Comet Quarterly , на сайте C. Morris и не только.
Для начала расскажу, на что следует обращать внимание при наблюдении кометы. Одна из самых важных характеристик - звездная величина кометы, ее необходимо оценивать по одному из методов описанных ниже. Затем - диаметр комы кометы, степень конденсации, а при наличии хвоста - его длина и позиционный угол. Это те данные, которые представляют ценность для науки.
Более того, в комментариях к наблюдениям следует отметить, наблюдалось ли фотометрическое ядро (не путайте с истинным ядром, которое невозможно увидеть в телескоп) и как оно выглядело: звездообразное или в виде диска, яркое или слабое. Для ярких комет возможны такие явления как галосы, оболочки, отрыв хвостов и плазменных образований, наличие сразу нескольких хвостов. Кроме того, уже более чем у полусотни комет наблюдался распад ядра! Немного поясню эти явления.
- Галосы - концентрические дуги вокруг фотометрического ядра. Они были хорошо заметны у известной кометы Hale-Bopp. Это пылевые облака, регулярно выбрасываемые из ядра, постепенно удаляющиеся от него и исчезающие на фоне атмосферы кометы. Их необходимо обязательно зарисовывать с указанием угловых размеров и времени зарисовки.
- Распад ядра. Явление довольно редкое, но уже наблюдавшееся более чем у 50 комет. Начало распада можно заметить только при максимальных увеличениях, о чем следует незамедлительно сообщать. Но нужно быть осторожным, чтобы не спутать распад ядра с отрывом плазменного облака, что случается более часто. Распад ядра обычно сопровождается резким увеличением блеска кометы.
- Оболочки - возникают на периферии кометной атмосферы (см. рис.), затем начинают сжиматься, как бы схлопываясь на ядре. При наблюдении этого явления необходимо замерить в угловых минутах высоту вертекса (V) - расстояние от ядра до вершины оболочки и поперечник Р = Р1 + Р2 (Р1 и Р2 могут быть не равны). Эти оценки необходимо делать несколько раз в течение ночи.
Оценка блеска кометы
Точность оценки должна быть не ниже +/-0.2 звездной величины. Для того чтобы добиться подобной точности наблюдатель в процессе работы в течение 5мин должен производить несколько оценок блеска желательно по различным звездам сравнения, находя среднее значение звездной величины кометы. Именно таким образом, полученное значение можно считать достаточно точным, но никак не то, которое получено в результате лишь одной оценки! В подобном случае, когда точность не превышает +/-0.3, после значения звездной величины кометы ставится двоеточие (:). Если наблюдателю не удалось найти комету, то он оценивает предельную звездную величину для своего инструмента в данную ночь, при которой он еще смог бы наблюдать комету. В этом случае перед оценкой ставится левая квадратная скобка ([).
В литературе приводится несколько методов оценок звездной величины кометы. Но наиболее применимыми остаются метод Бобровникова, Морриса и Сидгвика.
Метод Бобровникова.
Этот метод применяется только для комет, степень конденсации которых находится в пределах 7-9! Его принцип заключается в выведении окуляра телескопа из фокуса до тех пор, пока внефокальные изображения кометы и звезд сравнения не окажутся приблизительно одинакового диаметра. Полного равенства достичь невозможно, так как диаметр изображения кометы всегда больше диаметра изображения звезды. Следует учитывать, что у внефокального изображения звезды яркость примерно одинакова, а комета выглядит пятном неравномерной яркости. Наблюдатель должен научиться усреднять яркость кометы по всему ее внефокальному изображению и эту среднюю яркость сравнивать со звездами сравнения. Сравнение яркости внефокальных изображений кометы и звезд сравнения можно производить по методу Нейланда-Блажко.
Метод Сидгвика.
Этот метод применяется только для комет, степень конденсации которых находится в пределах 0-3! Его принцип заключается в сравнении фокального изображения кометы с внефокальным изображениями звезд сравнения, имеющими при расфокусировке такие же диаметры, что и фокальная комета. Наблюдатель сначала внимательно изучает изображение кометы, "записывая" ее яркость в памяти. Затем расфокусирывает звезды сравнения и оценивает записанный в памяти блеск кометы. Здесь необходим определенный навык, чтобы научиться оценивать блеск кометы, записанный в памяти.
Метод Морриса.
Метод комбинирует особенности методов Бобровникова и Сидгвика. его можно применять для комет с любым значением степени конденсации! Принцип сводится к следующей последовательности приемов: получают такое внефокальное изображение кометы, которое имеет приблизительно однородную поверхностную яркость; запоминают размеры и поверхностную яркость внефокального изображения кометы; расфокусировывают изображения звезд сравнения таким образом, чтобы их размеры были равны размерам запомнившегося изображения кометы; оценивают блеск кометы, сравнивая поверхностные яркости внефокальных изображений кометы и звезд сравнения.
При оценках блеска комет, в случае, когда комета и звезды сравнения находятся на разной высоте над горизонтом, обязательно должна вводиться поправка на атмосферное поглощение! Особенно это существенно, когда комета находится ниже 45 градусов над горизонтом. Поправки следует брать из таблицы и в результатах обязательно указывать - вводилась поправка или нет. При использовании поправки нужно быть внимательным, чтобы не ошибиться, следует ли ее прибавлять или вычитать. Допустим, комета находится ниже звезд сравнения, в этом случае поправка вычитается из блеска кометы; если комета выше звезд сравнения, то поправка прибавляется.
Для оценок блеска комет используются специальные звездные стандарты. Далеко не все атласы и каталоги можно использовать для этой цели. Из наиболее доступных и распространенных в настоящее время следует выделить каталоги Тихо2 и Дрепера. Не рекомендуется, к примеру, такие каталоги как AAVSO или SAO. Более подробно об этом можно посмотреть .
Если у вас нету рекомендуемых каталогов, их можно загрузить из инета. Прекрасным инструментом для этого является программа Cartes du Ciel .
Диаметр комы кометы
Диаметр комы кометы следует оценивать, применяя как можно меньшие увеличения! Замечено, что чем меньше применяется увеличение, тем больше диаметр комы, так как возрастает контраст атмосферы кометы по отношению к фону неба. Сильно влияют на оценку диаметра кометы плохая прозрачность атмосферы и светлый фон неба (особенно при Луне и городской засветке), поэтому в таких условиях необходимо быть очень внимательным при измерении.
Существует несколько методов для определения диаметра комы кометы:
- С помощью микрометра, который несложно сделать самому. Под микроскопом натянуть в диафрагме окуляра тонкие нити через определенные промежутки, а лучше воспользоваться промышленным. Это наиболее точный метод.
- Метод "дрейфа". Основан на том, что при неподвижном телескопе комета, вследствие суточного вращения небесной сферы, будет медленно пересекать поле зрения окуляра, проходя за 1сек времени 15" дуги вблизи экватора. Применив окуляр с натянутым в нем крестом нитей, следует повернуть его так, чтобы комета перемещалась вдоль одной нити и, следовательно, перпендикулярно к другой нити креста. Определив по секундомеру промежуток времени в секундах, за который кома кометы пересечет перпендикулярную нить, легко найти диаметр комы в угловых минутах по формуле
d=0.25 * t * cos(б)
где (б) - склонение кометы, t - промежуток времени. Этот метод нельзя применять для комет, находящихся в близполярной области при (б) > +70гр.!
- Метод сравнения. Его принцип основан на измерении комы кометы по известному угловому расстоянию между звездами, находящимися около кометы. Метод применим при наличии крупномасштабного атласа, например, Cartes du Ciel .
Ее значения лежат в пределах от 0 до 9.
0 - полностью диффузный объект, равномерной яркости; 9 - практически звездообразный объект. Наиболее наглядно это можно представить из рисунка
Определение параметров хвоста кометы
При определении длины хвоста на верность оценки очень сильно влияют те же факторы, что и при оценке комы кометы. Особенно сильно сказывается городская засветка, занижая значение и несколько раз, поэтому в городе заведомо не получится точный результат.
Для оценок длины хвоста кометы лучше всего применять метод сравнения по известному угловому расстоянию между звезд, так как при длине хвоста в несколько градусов, можно использовать доступные всем мелкомасштабные атласы. Для небольших хвостов необходим крупномасштабный атлас, либо микрометр, поскольку метод "дрейфа" годится лишь в том случае, когда ось хвоста совпадает с линией склонения, иначе придется выполнять дополнительные вычисления. При длине хвоста больше 10 градусов его оценку необходимо производить по формуле, так как из-за картографических искажений ошибка может достигнуть 1-2 градусов.
D = arccos * ,
где (а) и (б) - прямое восхождение и склонение кометы; (а") и (б") - прямое восхождение и склонение конца хвоста кометы (а - выражено в градусах).
У комет существует несколько типов хвостов. Выделяют 4 основных типа:
I тип - прямой газовый хвост, почти совпадающий с радиус-вектором кометы;
II тип - слегка отклоняющийся от радиус-вектора кометы газово-пылевой хвост;
III тип - пылевой хвост, стелющийся вдоль орбиты кометы;
IV тип - аномальных хвост, направленный в сторону Солнца. Состоит из больших пылинок, которые солнечный ветер не в состоянии вытолкнуть из комы кометы. Весьма редкое явление, мне довелось его наблюдать только у одной кометы C/1999H1 (Lee) в августе 1999г.
Следует отметить тот факт, что у кометы может быть как один хвост (чаще всего I типа) так и несколько.
Однако для хвостов, длина которых больше 10 градусов, ввиду картографических искажений, позиционный угол следует вычислять по формуле:
Где (а) и (б) - координаты ядра кометы; (а") и (б") - координаты конца хвоста кометы. Если получается положительное значение, то оно соответствует искомому, если отрицательное, то к нему необходимо прибавить 360, чтобы получить искомое.
Помимо того, что вы в итоге получили фотометрические параметры кометы для того, чтобы их можно было опубликовать, нужно указать дату и момент наблюдения по всемирному времени; характеристики инструмента и его увеличение; метод оценки и источник звезд сравнения, который использовался для определения блеска кометы. После чего вы можете связаться со мной, чтобы отправить эти данные.
Я вновь воспользуюсь брошюрой «Дидактический материал по астрономии», написанной Г.И. Малаховой и Е.К.Страутом и выпущенной издательством «Просвещение» в 1984 г. В этот раз под раздачу идут первые задачи итоговой контрольной работы на стр. 75.
Для визуализации формул буду использовать сервис LаTeX2gif , так как в RSS библиотека jsMath не в состоянии отрисовать формулы.
Задача 1 (Вариант 1)
Условие: Планетарная туманность в созвездии Лиры имеет угловой диаметр 83″ и находится на расстоянии 660 пк. Каковы линейные размеры туманности в астрономических единицах?
Решение: Указанные в условии параметры связаны между собой простым соотношением:
1 пк = 206265 а.е., соответственно:
Задача 2 (Вариант 2)
Условие: Параллакс звезды Процион 0,28″. Расстояние до звезды Бетельгейзе 652 св. года. Какая из этих звезд и во сколько раз находится дальше от нас?
Решение:
Параллакс и расстояние связаны простым соотношением:
Далее находим отношение D 2 к D 1 и получаем, что Бетельгейзе примерно в 56 раз дальше Проциона.
Задача 3 (Вариант 3)
Условие: Во сколько раз изменился угловой диаметр Венеры, наблюдаемой с Земли, в результате того, что планета перешла с минимального расстояния на максимальное? Орбиту Венеры считать окуржностью радиусом 0,7 а.е.
Решение:
Находим угловой диаметр Венеры для минимального и максимального расстояний в астрономических единицах и далее их простое отношение:
Получаем ответ: уменьшился в 5,6 раза.
Задача 4 (Вариант 4)
Условие: Какого углового размера будет видеть нашу Галактику (диаметр которой составляет 3 · 10 4 пк) наблюдатель, находящийся в галактике M 31 (туманность Андромеды) на расстоянии 6 · 10 5 пк?
Решение:
Выражение, связывающее линейные размеры объекта, его параллакс и угловые размеры уже есть в решении первой задачи. Воспользуемся им и, слегка модифицировав, подставим нужные значения из условия:
Задача 5 (Вариант 5)
Условие: Разрешающая способность невооруженного глаза 2′. Объекты какого размера может различить космонавт на поверхности Луны, пролетая над ней на высоте 75 км?
Решение:
Задача решается аналогично первой и четвертой:
Соответственно космонавт сможет различать детали поверхности размером в 45 метров.
Задача 6 (Вариант 6)
Условие: Во сколько раз Солнце больше Луны, если их угловые диаметры одинаковы, а горизонтальные параллаксы соответственно равны 8,8″ и 57′?
Решение:
Это классическая задача на определение размера светил по их параллаксу. Формула связи параллакса светила и его линейных и угловых размеров неоднократно попадалась выше. В результате сокращения повторяющейся части получим:
В ответе получаем, что Солнце больше Луны почти в 400 раз.