Вторая экваториальная система координат

Экваториальная система координат — одна из систем небесных координат. В этой системе основной плоскостью является плоскость небесного экватора. Одной из координат при этом является склонение δ (реже — полярное расстояние p​​). Первая экваториальная система координат

• Склонением δ светила называется дуга небесного меридиана от небесного экватора до светила, или угол между плоскостью небесного экватора и направлением на светило.

Склонение измеряют в пределах от 0 ° до 90 ° в сторону северного полюса мира и от 0 ° до −90 ° в сторону южного полюса мира.

• Полярным расстоянием p светила называется дуга круга склонения от северного полюса мира до светила, или угол между осью мира и направлением на светило.

Полярные расстояния измеряют в пределах от 0 ° до 180 ° по направлению от северного полюса мира к южному.

• Часовым углом t светила называется дуга небесного экватора от верхней точки небесного экватора (то есть точки пересечения небесного экватора с небесным меридианом) до круга склонения светила, или двугранный угол между плоскостью небесного меридиана и кругом склонения светила.

Часовые углы отсчитывают в сторону суточного вращения небесной сферы, то есть к западу от верхней точки небесного экватора, в пределах от 0 ° до 360 ° (в градусной мере) или от 0 ^ч до 24 ^ч (в часовой мере). Иногда часовые углы измеряют в пределах от 0 ° до 180 ° (от 0 ^ч до 12 ^ч) к западу и от 0 ° до −180 ° (от 0 ^ч до −12 ^ч) к востоку.

В этой системе, как и в первой экваториальной, основной плоскостью является плоскость небесного экватора, а одной из координат при этом является склонение (δ) (реже — полярное расстояние p​​). Но вторая координата — прямое восхождение (α) — дуга небесного экватора от точки весеннего равноденствия до круга склонения светила, или угол между направлением на точку весеннего равноденствия и плоскостью круга склонения светила. Таким образом, начало отсчёта находится в точке, где Солнце пересекает небесный экватор весной (точка весеннего равноденствия). Этот угол измеряется к востоку от видимого положения центра Солнца, то есть в сторону, противоположную суточному вращению небесной сферы, вдоль небесного экватора и принимает значения от 0 ° до 360 ° (в градусной мере) либо от 0 ^ч до 24 ^ч (в часовой мере).

12.

Горизонтная система координат.

Основная плоскость Вторая плоскость Плоскость истинного горизонта Плоскость вертикала светила А - азимут - это дуга истинного горизонта от вертикала повышенного полюса до вертикала светила. h - высота - это дуга вертикала светила от плоскости истинного горизонта до светила. Если светило находится над горизонтом, то высота светила положительная, если под горизонтом, то высота отрицательная. В мореходной астрономии отрицательные высоты светил практически не используются, поэтому можно считать, что 0° < h < 90°.

Зенитное расстояние - это дуга вертикала светила от зенита до светила.

z = 90° - h

Малый круг, проходящий параллельно истинному горизонту через светило называется альмукантаратом. Все точки альмукантарата имеют равную высоту. Высота светила, находящегося на меридиане, называется меридиональной высотой и обозначается H. Высота H имеет наименование той точки горизонта, над которой она измерена - либо N, либо S.

Азимут бывает 3-х видов: Акр - круговой азимут - это дуга истинного горизонта от точки севера N до вертикала светила (от 0° до 360°) по часовой стрелке. Апк - полукруговой азимут (от 0° до 180°). Его определение дано выше в таблице. Полукруговой азимут отсчитывается от точки севера (N) или точки юга (S), точнее от вертикала повышенного полюса. Т.к. широта определяет повышенный полюс, то первая буква наименования азимута всегда совпадает с широтой. Ач - четвертной азимут (от 0° до 90°) отсчитывается либо от точки севера (N), либо от точки юга (S) до вертикала светила.   Акр Апк Ач 300° S120°W 60°NW

Недостатки горизонтной системы координат. Одно и тоже светило и в один и тот же момент времени для разных наблюдателей на Земле имеет разные координаты. Как будет показано далее горизонтные координаты во времени изменяются неравномерно.

 

13.Эклиптическая система координат, или эклиптикальные координаты^[1]:49 — это система небесных координат, в которой основной плоскостью является плоскость эклиптики, а полюсом — полюс эклиптики. Она применяется при наблюдениях за движением небесных тел Солнечной системы, плоскости орбит многих из которых, как известно, близки к плоскости эклиптики, а также при наблюдениях за видимым перемещением Солнца по небу за год^[2]:30. Также эклиптическая система координат является доминирующей в астрологии, поскольку с ней связаны знаки зодиака.

 

 

Со́лнечный календа́рь — разновидность календаря, в основе которого лежит тропический год, то есть период смены сезонов.

Лунный календарь — разновидность календаря, в основе которого лежит период смены фаз Луны, то есть синодический месяц.

52.Тесные двойные системы — разновидность двойных систем, в которых на тех или иных этапах своей эволюции входящие в неё компоненты могут обмениваться массой. Расстояние между звездами в тесной двойной системе сравнимо с размерами самих звёзд. Поэтому в таких системах возникают более сложные эффекты, чем просто притяжение: приливное искажение формы, прогрев излучением более яркого компаньона и т. д. Обмен веществом вносит существенные коррективы в ход звездной эволюции, поэтому компоненты тесных двойных систем эволюционируют совсем не так, как обычные звёзды. Особенно интересны системы, в которых один из компонентов находится на завершающей стадии эволюции.

44) Звёздная величина́ (блеск) — безразмерная числовая характеристика яркости объекта. Обычно понятие применяется к небесным светилам. Звёздная величина характеризует поток энергии от рассматриваемого светила (энергию всех фотонов в секунду) на единицу площади. Таким образом, видимая звёздная величина зависит и от физических характеристик самого объекта (то есть светимости), и от расстояния до него. Чем меньше значение звёздной величины, тем ярче данный объект. Понятие звёздной величины используется при измерении потока энергии в видимом, инфракрасном и ультрафиолетовом диапазоне.

Видимая и абсолютная звёздная величина

Широко используется понятие абсолютной звёздной величины (M). Это звёздная величина объекта, которую он имел бы, если бы был на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Абсолютная величина, в отличие от видимой, позволяет сравнивать светимость разных звёзд, поскольку не зависит от расстояния до них.

Наблюдающаяся с Земли звёздная величина называется видимой (m). Это название используется, чтобы отличать её от абсолютной, и применяется даже для величин, измеренных в ультрафиолетовом, инфракрасном или каком-либо другом диапазоне (величина, измеренная в видимом диапазоне, называется визуальной)[2]. Абсолютная болометрическая звёздная величина Солнца равна +4,8m, а видимая составляет −26,7m.

Связь между видимыми звездными величинами выражается формулой Посгона

Определение

Ещё во II веке до н. э. древнегреческий астроном Гиппарх разделил все звёзды на шесть величин. Самые яркие он назвал звёздами первой величины, самые тусклые — звёздами шестой величины, а остальные равномерно распределил по промежуточным величинам.

Как выяснилось позже, связь такой шкалы с реальными физическими величинами логарифмическая, поскольку изменение яркости в одинаковое число раз воспринимается глазом как изменение на одинаковую величину (закон Вебера — Фехнера). Поэтому в 1856 году НорманПогсон предложил следующую формализацию шкалы звёздных величин, ставшую общепринятой:

m_1-m₂=-2.5 ,

где m — звёздные величины объектов, L — освещенности от объектов. Такое определение соответствует падению светового потока в 100 раз при увеличении звёздной величины на 5 единиц.

Данная формула даёт возможность определить только разницу звёздных величин, но не сами величины. Чтобы с её помощью построить абсолютную шкалу, необходимо задать нуль-пункт — блеск, которому соответствует нулевая звездная величина (0m). Сначала в качестве 0m был принят блеск Веги. Потом нуль-пункт был переопределён, но для визуальных наблюдений Вега до сих пор может служить эталоном нулевой видимой звёздной величины (по современной системе, в полосе V системы UBV, её блеск равен +0,03m, что на глаз неотличимо от нуля).

По современным измерениям, звезда нулевой видимой величины за пределами земной атмосферы создаёт освещённость в 2,54·10−6 люкс. Световой поток от такой звезды примерно равен 103 квантов /(см²·с·Å) в зелёном свете (полоса V системы UBV) или 106 квантов /(см²·с·Å) во всём видимом диапазоне света.

Следующие свойства помогают пользоваться видимыми звёздными величинами на практике:

-Увеличению светового потока в 100 раз соответствует уменьшение видимой звёздной величины ровно на 5 единиц.

-Уменьшение звёздной величины на одну единицу означает увеличение светового потока в 1001/5 ≈ 2,512 раза.

В наши дни понятие звёздной величины используется не только для звёзд, но и для других объектов, например, для Луны, Солнца и планет. Звёздная величина самых ярких объектов отрицательна. Например, блеск Луны в полной фазе достигает −12,7m, а блеск Солнца равен −26,7m.

45)Спектра́льныекла́ссы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы.

В начальном приближении, сплошной спектр излучения звезды близок к излучению абсолютно чёрного тела с температурой, равной температуре её фотосферы, которую можно оценить по закону смещения Вина, но для удалённых звёзд этот метод неприменим из-за неравномерного поглощения света различных участков спектра межзвёздной средой. Более точным методом является оптическая спектроскопия, позволяющая наблюдать в спектрах звёзд линии поглощения, имеющие различную интенсивность в зависимости от температуры и типа звезды. Длянекоторыхтиповзвёзд в спектрахнаблюдаются и линиииспускания

Основная (гарвардская) спектральнаяклассификация

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.

46)Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга — Рессела, Расселла, или просто диаграмма Г-Р или диаграмма цвет — звёздная величина) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звёзды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.

Была предложена примерно в 1910 году независимо Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США). Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции.

Диаграмма даёт возможность (хотя и не очень точно) найти абсолютную величину по спектральному классу. Особенно для спектральных классов O—F. Для поздних классов это осложняется необходимостью сделать выбор между гигантом и карликом. Однако определённые различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор.[1]

Около 90 % звёзд находятся на главной последовательности. Их светимость обусловлена ядерными реакциями превращения водорода в гелий. Выделяется также несколько ветвей проэволюционировавших звёзд — гигантов, в которых происходит горение гелия и более тяжёлых элементов. В левой нижней части диаграммы находятся полностью проэволюционировавшие белые карлики.

47)Межзвёздная среда (МЗС) — вещество и поля, заполняющие межзвёздное пространство внутри галактик[1]. Состав: межзвёздный газ, пыль (1 % от массы газа), межзвёздные магнитные поля, космические лучи, а также тёмная материя. Химический состав межзвёздной среды — продукт первичного нуклеосинтеза и ядерного синтеза в звёздах. На протяжении своей жизни звёзды испускают звёздный ветер, который возвращает в среду элементы из атмосферы звезды. А в конце жизни звезды с неё сбрасывается оболочка, обогащая межзвёздную среду продуктами ядерного синтеза.

Пространственное распределение межзвёздной среды нетривиально. Помимо общегалактических структур, таких как перемычка (бар) и спиральные рукава галактик, есть и отдельные холодные и тёплые облака, окружённые более горячим газом. Основная особенность МЗС — её крайне низкая плотность — 0,1..1000 атомов в кубическом сантиметре.