ജ്യോതിശാസ്ത്രം 11 ക്ലാസ് ടിക്കറ്റുകൾ

ടിക്കറ്റ് നമ്പർ 1

ബഹിരാകാശത്ത് അവരുടെ സ്വന്തം ചലനം, ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണം, സൂര്യനുചുറ്റും അതിന്റെ വിപ്ലവം എന്നിവയുടെ ഫലമായി ലുമിനറികളുടെ ദൃശ്യമായ ചലനങ്ങൾ.

ഭൂമി സങ്കീർണ്ണമായ ചലനങ്ങൾ നടത്തുന്നു: അത് അതിന്റെ അച്ചുതണ്ടിന് ചുറ്റും കറങ്ങുന്നു (T=24 മണിക്കൂർ), സൂര്യനെ ചുറ്റുന്നു (T=1 വർഷം), ഗാലക്സിയുമായി ചേർന്ന് കറങ്ങുന്നു (T=200 ആയിരം വർഷം). ഭൂമിയിൽ നിന്നുള്ള എല്ലാ നിരീക്ഷണങ്ങളും വ്യക്തമായ പാതകളിൽ വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നുവെന്ന് ഇത് കാണിക്കുന്നു. ഗ്രഹങ്ങൾ ആകാശത്ത് കിഴക്ക് നിന്ന് പടിഞ്ഞാറോട്ട് (നേരിട്ടുള്ള ചലനം), തുടർന്ന് പടിഞ്ഞാറ് നിന്ന് കിഴക്കോട്ട് (വിപരീത ചലനം) നീങ്ങുന്നു. ദിശ മാറുന്ന നിമിഷങ്ങളെ സ്റ്റോപ്പുകൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. നിങ്ങൾ ഈ പാത മാപ്പിൽ ഇടുകയാണെങ്കിൽ, നിങ്ങൾക്ക് ഒരു ലൂപ്പ് ലഭിക്കും. ലൂപ്പിന്റെ വലുപ്പം ചെറുതാണ്, ഗ്രഹവും ഭൂമിയും തമ്മിലുള്ള ദൂരം കൂടുതലാണ്. ഗ്രഹങ്ങളെ താഴെയും മുകളിലുമായി തിരിച്ചിരിക്കുന്നു (താഴെ - ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിനുള്ളിൽ: ബുധൻ, ശുക്രൻ; മുകൾഭാഗം: ചൊവ്വ, വ്യാഴം, ശനി, യുറാനസ്, നെപ്റ്റ്യൂൺ, പ്ലൂട്ടോ). ഈ ഗ്രഹങ്ങളെല്ലാം ഭൂമി സൂര്യനുചുറ്റും കറങ്ങുന്നത് പോലെയാണ്, പക്ഷേ, ഭൂമിയുടെ ചലനത്തിന് നന്ദി, ഗ്രഹങ്ങളുടെ ലൂപ്പ് പോലെയുള്ള ചലനം നിരീക്ഷിക്കാൻ കഴിയും. സൂര്യനും ഭൂമിയുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ ഗ്രഹങ്ങളുടെ ആപേക്ഷിക സ്ഥാനങ്ങളെ ഗ്രഹ കോൺഫിഗറേഷനുകൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു.

പ്ലാനറ്റ് കോൺഫിഗറേഷനുകൾ, വ്യത്യാസം. ജ്യാമിതീയ സൂര്യനും ഭൂമിയുമായി ബന്ധപ്പെട്ട് ഗ്രഹങ്ങളുടെ സ്ഥാനം. ഭൂമിയിൽ നിന്ന് കാണാവുന്നതും സൂര്യനുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ അളക്കുന്നതുമായ ഗ്രഹങ്ങളുടെ ചില സ്ഥാനങ്ങൾ സവിശേഷമാണ്. ശീർഷകങ്ങൾ. അസുഖ ബാധിതനായി. വി - ആന്തരിക ഗ്രഹം, ഞാൻ- ബാഹ്യഗ്രഹം, ഇ -ഭൂമി, എസ് - സൂര്യൻ. എപ്പോൾ ആന്തരിക ഗ്രഹം സൂര്യനുമായി ഒരു നേർരേഖയിൽ കിടക്കുന്നു, അത് അകത്താണ് കണക്ഷൻ.കെ.പി. EV 1S കൂടാതെ ഇ.എസ്.വി 2 വിളിച്ചു താഴെയും മുകളിലും കണക്ഷൻയഥാക്രമം. Ext. സൂര്യനുമായി ഒരു നേർരേഖയിൽ കിടക്കുമ്പോൾ ഗ്രഹം I മികച്ച സംയോജനത്തിലാണ് ( ESI 4) കൂടാതെ ഏറ്റുമുട്ടൽ,അത് സൂര്യന്റെ എതിർ ദിശയിൽ കിടക്കുമ്പോൾ (I 3 ES). I 5 ES, നീളമേറിയത് എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ആന്തരികത്തിന് ഗ്രഹങ്ങൾ പരമാവധി, EV 8 S 90° ആയിരിക്കുമ്പോൾ നീളം കൂടുന്നു; ബാഹ്യത്തിനായി ഗ്രഹങ്ങൾക്ക് 0° ESI 4 മുതൽ 180° (I 3 ES) വരെ നീളാം ചതുർഭുതം(I 6 ES, I 7 ES).

ഭ്രമണപഥത്തിൽ ഗ്രഹം സൂര്യനുചുറ്റും ഒരു വിപ്ലവം നടത്തുന്ന കാലഘട്ടത്തെ സൈഡറിയൽ (സ്റ്റെല്ലാർ) വിപ്ലവ കാലഘട്ടം എന്ന് വിളിക്കുന്നു - ടി, രണ്ട് സമാന കോൺഫിഗറേഷനുകൾക്കിടയിലുള്ള കാലഘട്ടം - സിനോഡിക് കാലഘട്ടം - എസ്.

ഗ്രഹങ്ങൾ ഒരു ദിശയിൽ സൂര്യനെ ചുറ്റുകയും ഒരു കാലഘട്ടത്തിൽ സൂര്യനുചുറ്റും ഒരു ഭ്രമണം പൂർത്തിയാക്കുകയും ചെയ്യുന്നു = സൈഡ്‌റിയൽ കാലഘട്ടം

ആന്തരിക ഗ്രഹങ്ങൾക്ക്

ബാഹ്യഗ്രഹങ്ങൾക്ക്

S എന്നത് സൈഡ്‌റിയൽ കാലഘട്ടമാണ് (നക്ഷത്രങ്ങളുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ), T എന്നത് സിനോഡിക് കാലഘട്ടമാണ് (ഘട്ടങ്ങൾക്കിടയിൽ), T Å = 1 വർഷം.

ധൂമകേതുക്കളും ഉൽക്കാശിലകളും ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള, പരാബോളിക്, ഹൈപ്പർബോളിക് പാതകളിലൂടെ നീങ്ങുന്നു.

ഹബിളിന്റെ നിയമത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കി ഗാലക്സിയിലേക്കുള്ള ദൂരം കണക്കാക്കൽ.

H = 50 km/sec*Mpc - ഹബിൾ സ്ഥിരാങ്കം

ടിക്കറ്റ് നമ്പർ 2

ജ്യോതിശാസ്ത്ര നിരീക്ഷണങ്ങളിൽ നിന്ന് ഭൂമിശാസ്ത്രപരമായ കോർഡിനേറ്റുകൾ നിർണ്ണയിക്കുന്നതിനുള്ള തത്വങ്ങൾ.

2 ഭൂമിശാസ്ത്ര കോർഡിനേറ്റുകൾ ഉണ്ട്: ഭൂമിശാസ്ത്രപരമായ അക്ഷാംശവും ഭൂമിശാസ്ത്രപരമായ രേഖാംശവും. ഒരു പ്രായോഗിക ശാസ്ത്രമെന്ന നിലയിൽ ജ്യോതിശാസ്ത്രം ഈ കോർഡിനേറ്റുകൾ കണ്ടെത്താൻ നിങ്ങളെ അനുവദിക്കുന്നു. ചക്രവാളത്തിന് മുകളിലുള്ള ഖഗോള ധ്രുവത്തിന്റെ ഉയരം നിരീക്ഷണ സ്ഥലത്തിന്റെ ഭൂമിശാസ്ത്രപരമായ അക്ഷാംശത്തിന് തുല്യമാണ്. വടക്കൻ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉയരം അളക്കുന്നതിലൂടെ ഏകദേശ ഭൂമിശാസ്ത്രപരമായ അക്ഷാംശം നിർണ്ണയിക്കാനാകും, കാരണം. ഇത് ഉത്തര ഖഗോള ധ്രുവത്തിൽ നിന്ന് ഏകദേശം 10 ആണ്. മുകളിലെ ക്ലൈമാക്‌സിലെ ലുമിനറിയുടെ ഉയരം ഉപയോഗിച്ച് നിരീക്ഷണ സ്ഥലത്തിന്റെ അക്ഷാംശം നിർണ്ണയിക്കാൻ കഴിയും ( ക്ലൈമാക്സ്- മെറിഡിയനിലൂടെ ലുമിനറി കടന്നുപോകുന്ന നിമിഷം) ഫോർമുല അനുസരിച്ച്:

j = d ± (90 - h), തെക്കോട്ടോ വടക്കോ ആണോ എന്നതിനെ ആശ്രയിച്ച് അത് പരമോന്നതത്തിൽ നിന്ന് അവസാനിക്കുന്നു. h എന്നത് ലുമിനറിയുടെ ഉയരം, d എന്നത് ഡിക്ലിനേഷൻ, j എന്നത് അക്ഷാംശമാണ്.

സീറോ ഗ്രീൻവിച്ച് മെറിഡിയനിൽ നിന്ന് കിഴക്കോട്ട് അളക്കുന്ന രണ്ടാമത്തെ കോർഡിനേറ്റാണ് ഭൂമിശാസ്ത്ര രേഖാംശം. ഭൂമിയെ 24 സമയ മേഖലകളായി തിരിച്ചിരിക്കുന്നു, സമയ വ്യത്യാസം 1 മണിക്കൂറാണ്. പ്രാദേശിക സമയങ്ങളിലെ വ്യത്യാസം രേഖാംശങ്ങളിലെ വ്യത്യാസത്തിന് തുല്യമാണ്:

T λ 1 - T λ 2 \u003d λ 1 - λ 2 അങ്ങനെ, രണ്ട് പോയിന്റുകളിലെ സമയ വ്യത്യാസം മനസിലാക്കിയാൽ, അതിലൊന്നിന്റെ രേഖാംശം അറിയാം, ഒരാൾക്ക് മറ്റേ പോയിന്റിന്റെ രേഖാംശം നിർണ്ണയിക്കാനാകും.

പ്രാദേശിക സമയംഭൂമിയിലെ ആ സ്ഥലത്തെ സൗരസമയമാണ്. ഓരോ ഘട്ടത്തിലും, പ്രാദേശിക സമയം വ്യത്യസ്തമാണ്, അതിനാൽ ആളുകൾ സ്റ്റാൻഡേർഡ് സമയം അനുസരിച്ച് ജീവിക്കുന്നു, അതായത്, ഈ സോണിന്റെ മധ്യ മെറിഡിയൻ സമയം അനുസരിച്ച്. തീയതി മാറ്റ രേഖ കിഴക്ക് (ബെറിംഗ് കടലിടുക്കിൽ) പ്രവർത്തിക്കുന്നു.

ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രകാശം, വലിപ്പം എന്നിവയെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള ഡാറ്റയെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള താപനില കണക്കാക്കൽ.

L - തിളക്കം (Lc = 1)

R - ആരം (Rc = 1)

T - താപനില (Tc = 6000)

ടിക്കറ്റ് #3

ചന്ദ്രന്റെ ഘട്ടങ്ങൾ മാറ്റുന്നതിനുള്ള കാരണങ്ങൾ. സൂര്യഗ്രഹണത്തിന്റെയും ചന്ദ്രഗ്രഹണത്തിന്റെയും ആരംഭത്തിനും ആവൃത്തിക്കുമുള്ള വ്യവസ്ഥകൾ.

ഘട്ടം, ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ, ആനുകാലികം കാരണം ഘട്ടം മാറ്റം സംഭവിക്കുന്നു. നിരീക്ഷകനുമായി ബന്ധപ്പെട്ട് ആകാശഗോളങ്ങളുടെ പ്രകാശത്തിന്റെ അവസ്ഥയിലെ മാറ്റങ്ങൾ. ഭൂമിയുടെയും ചന്ദ്രന്റെയും സൂര്യന്റെയും പരസ്പര സ്ഥാനത്തുണ്ടാകുന്ന മാറ്റവും അതിൽ നിന്ന് പ്രതിഫലിക്കുന്ന പ്രകാശത്താൽ ചന്ദ്രൻ പ്രകാശിക്കുന്നതും ചന്ദ്രന്റെ ഘട്ടത്തിന്റെ മാറ്റത്തിന് കാരണമാകുന്നു. ചന്ദ്രൻ സൂര്യനെയും ഭൂമിയെയും തമ്മിൽ ബന്ധിപ്പിക്കുന്ന നേർരേഖയിൽ ആയിരിക്കുമ്പോൾ, ചന്ദ്രോപരിതലത്തിലെ പ്രകാശമില്ലാത്ത ഭാഗം ഭൂമിയെ അഭിമുഖീകരിക്കുന്നു, അതിനാൽ നമുക്ക് അത് കാണാൻ കഴിയില്ല. ഈ എഫ്. - അമാവാസി. 1-2 ദിവസത്തിനുശേഷം, ചന്ദ്രൻ ഈ നേർരേഖയിൽ നിന്ന് പുറപ്പെടുന്നു, ഇടുങ്ങിയ ചന്ദ്ര ചന്ദ്രക്കല ഭൂമിയിൽ നിന്ന് ദൃശ്യമാകും. അമാവാസി സമയത്ത്, സൂര്യപ്രകാശം നേരിട്ട് പ്രകാശിക്കാത്ത ചന്ദ്രന്റെ ആ ഭാഗം ഇരുണ്ട ആകാശത്ത് ഇപ്പോഴും ദൃശ്യമാണ്. ഈ പ്രതിഭാസത്തെ വിളിക്കുന്നു ചാര വെളിച്ചം.ഒരാഴ്ച കഴിഞ്ഞ് എഫ് വരുന്നു - ആദ്യ പാദം:ചന്ദ്രന്റെ പ്രകാശമുള്ള ഭാഗം ഡിസ്കിന്റെ പകുതിയാണ്. അപ്പോൾ വരുന്നു പൂർണചന്ദ്രൻ- ചന്ദ്രൻ വീണ്ടും സൂര്യനെയും ഭൂമിയെയും ബന്ധിപ്പിക്കുന്ന രേഖയിലാണ്, പക്ഷേ ഭൂമിയുടെ മറുവശത്താണ്. ചന്ദ്രന്റെ പ്രകാശിതമായ പൂർണ്ണ ഡിസ്ക് ദൃശ്യമാണ്. അപ്പോൾ ദൃശ്യമായ ഭാഗം കുറയാൻ തുടങ്ങുന്നു അവസാന പാദം,ആ. വീണ്ടും ഒരാൾക്ക് ഡിസ്കിന്റെ പകുതി പ്രകാശമുള്ളതായി കാണാൻ കഴിയും. ചന്ദ്രന്റെ എഫിന്റെ മാറ്റത്തിന്റെ മുഴുവൻ കാലയളവിനെ സിനോഡിക് മാസം എന്ന് വിളിക്കുന്നു.

ഗ്രഹണം, ഒരു ആകാശഗോളത്തെ പൂർണ്ണമായോ ഭാഗികമായോ മറയ്ക്കുന്നതോ ഒരു ശരീരത്തിന്റെ നിഴൽ മറ്റുള്ളവരുടെ മേൽ പതിക്കുന്നതോ ആയ ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്ര പ്രതിഭാസമാണ് സോളാർ 3. ഭൂമി ചന്ദ്രന്റെ നിഴലിൽ വീഴുമ്പോൾ, ചന്ദ്രനിൽ - ചന്ദ്രൻ വീഴുമ്പോൾ. ഭൂമിയുടെ നിഴൽ. സൗരോർജ്ജ സമയത്ത് ചന്ദ്രന്റെ നിഴൽ 3. കേന്ദ്ര നിഴലും അതിനെ ചുറ്റിപ്പറ്റിയുള്ള പെൻ‌ബ്രയും ഉൾക്കൊള്ളുന്നു. അനുകൂല സാഹചര്യങ്ങളിൽ, പൂർണ്ണ ചാന്ദ്ര 3. 1 മണിക്കൂർ നീണ്ടുനിൽക്കും. 45 മിനിറ്റ് ചന്ദ്രൻ പൂർണ്ണമായും നിഴലിലേക്ക് പ്രവേശിക്കുന്നില്ലെങ്കിൽ, ഭൂമിയുടെ രാത്രി വശത്തുള്ള ഒരു നിരീക്ഷകൻ ഒരു ഭാഗിക ചന്ദ്രനെ കാണും 3. സൂര്യന്റെയും ചന്ദ്രന്റെയും കോണീയ വ്യാസം ഏതാണ്ട് തുല്യമാണ്, അതിനാൽ മൊത്തം സൗര 3. നീണ്ടുനിൽക്കുന്നത് ഒരു കുറച്ച്. മിനിറ്റ്. ചന്ദ്രൻ അതിന്റെ അപ്പോജിയിൽ ആയിരിക്കുമ്പോൾ, അതിന്റെ കോണീയ അളവുകൾ സൂര്യനേക്കാൾ അല്പം ചെറുതാണ്. സോളാർ 3. സൂര്യന്റെയും ചന്ദ്രന്റെയും കേന്ദ്രങ്ങളെ ബന്ധിപ്പിക്കുന്ന രേഖ ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തിലൂടെ കടന്നുപോകുകയാണെങ്കിൽ സംഭവിക്കാം. ഭൂമിയിലേക്ക് വീഴുമ്പോൾ ചന്ദ്രനിഴലിന്റെ വ്യാസം പലതിലും എത്താം. നൂറുകണക്കിന് കിലോമീറ്റർ. ഇരുണ്ട ചാന്ദ്ര ഡിസ്ക് സൂര്യനെ പൂർണ്ണമായും മറച്ചിട്ടില്ലെന്ന് നിരീക്ഷകൻ കാണുന്നു, അതിന്റെ അറ്റം ഒരു ശോഭയുള്ള വളയത്തിന്റെ രൂപത്തിൽ തുറന്നിരിക്കുന്നു. ഇതാണ് വിളിക്കപ്പെടുന്നത്. വൃത്താകൃതിയിലുള്ള സോളാർ 3. ചന്ദ്രന്റെ കോണീയ അളവുകൾ സൂര്യനേക്കാൾ വലുതാണെങ്കിൽ, അവയുടെ കേന്ദ്രങ്ങളെ ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലവുമായി ബന്ധിപ്പിക്കുന്ന രേഖയുടെ വിഭജന പോയിന്റിന് സമീപമുള്ള നിരീക്ഷകൻ പൂർണ്ണ സൗര 3 കാണും. ഭൂമി അതിന്റെ അച്ചുതണ്ടിന് ചുറ്റും കറങ്ങുന്നു, ചന്ദ്രൻ - ഭൂമിക്ക് ചുറ്റും, ഭൂമി - സൂര്യനുചുറ്റും, ചന്ദ്രനിഴൽ ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തിന് മുകളിൽ വീണ സ്ഥലത്ത് നിന്ന് മറ്റൊന്നിലേക്ക് വേഗത്തിൽ തെന്നിമാറി, അത് ഉപേക്ഷിക്കുന്നിടത്തേക്ക് വലിച്ചിടുന്നു. ഭൂമി * പൂർണ്ണമായ അല്ലെങ്കിൽ വളയത്തിന്റെ ഒരു സ്ട്രിപ്പ് 3. സ്വകാര്യം 3. ചന്ദ്രൻ സൂര്യന്റെ ഒരു ഭാഗം മാത്രം തടയുമ്പോൾ നിരീക്ഷിക്കാനാകും. സൂര്യന്റെയോ ചന്ദ്രന്റെയോ സമയം, ദൈർഘ്യം, പാറ്റേൺ എന്നിവ 3. ഭൂമി-ചന്ദ്രൻ-സൂര്യൻ സിസ്റ്റത്തിന്റെ ജ്യാമിതിയെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. *എക്ലിപ്റ്റിക്, സോളാർ, ലൂണാർ എന്നിവയുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ചാന്ദ്ര ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ ചായ്‌വ് കാരണം 3. എല്ലാ അമാവാസിയിലും പൗർണ്ണമിയിലും സംഭവിക്കരുത്. പ്രവചനത്തിന്റെ താരതമ്യം 3. നിരീക്ഷണങ്ങളുമായി ചന്ദ്രന്റെ ചലന സിദ്ധാന്തം പരിഷ്കരിക്കുന്നത് സാധ്യമാക്കുന്നു. സിസ്റ്റത്തിന്റെ ജ്യാമിതി ഏതാണ്ട് കൃത്യമായി ഓരോ 18 വർഷം 10 ദിവസം ആവർത്തിക്കുന്നതിനാൽ, 3. ഈ കാലയളവിൽ സംഭവിക്കുന്നത്, സാരോസ് എന്ന് വിളിക്കുന്നു. 3. പുരാതന കാലം മുതലുള്ള രജിസ്ട്രേഷനുകൾ ചന്ദ്രന്റെ ഭ്രമണപഥത്തിൽ വേലിയേറ്റങ്ങളുടെ പ്രഭാവം പരിശോധിക്കുന്നത് സാധ്യമാക്കുന്നു.

ഒരു നക്ഷത്ര മാപ്പിൽ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കോർഡിനേറ്റുകൾ നിർണ്ണയിക്കുന്നു.

ടിക്കറ്റ് നമ്പർ 4

വർഷത്തിലെ വ്യത്യസ്ത സമയങ്ങളിൽ വ്യത്യസ്ത ഭൂമിശാസ്ത്രപരമായ അക്ഷാംശങ്ങളിൽ സൂര്യന്റെ ദൈനംദിന ചലനത്തിന്റെ സവിശേഷതകൾ.

ആകാശഗോളത്തിൽ സൂര്യന്റെ വാർഷിക ചലനം പരിഗണിക്കുക. ഭൂമി ഒരു വർഷത്തിനുള്ളിൽ സൂര്യനുചുറ്റും ഒരു സമ്പൂർണ്ണ വിപ്ലവം ഉണ്ടാക്കുന്നു, ഒരു ദിവസം സൂര്യൻ ക്രാന്തിവൃത്തത്തിലൂടെ പടിഞ്ഞാറ് നിന്ന് കിഴക്കോട്ട് ഏകദേശം 1 °, 3 മാസത്തിനുള്ളിൽ - 90 ° വരെ നീങ്ങുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, ഈ ഘട്ടത്തിൽ, ക്രാന്തിവൃത്തത്തിലൂടെയുള്ള സൂര്യന്റെ ചലനത്തോടൊപ്പം δ = -e (ശീതകാല അയനം) മുതൽ δ = +e (വേനൽ അറുതി) വരെയുള്ള അതിന്റെ പതനത്തിലെ മാറ്റത്തോടൊപ്പം e എന്നത് പ്രധാനമാണ്. ഭൂമിയുടെ അച്ചുതണ്ടിന്റെ ചരിവ് കോൺ. അതിനാൽ, വർഷത്തിൽ, സൂര്യന്റെ ദൈനംദിന സമാന്തരത്തിന്റെ സ്ഥാനവും മാറുന്നു. വടക്കൻ അർദ്ധഗോളത്തിന്റെ ശരാശരി അക്ഷാംശങ്ങൾ പരിഗണിക്കുക.

സൂര്യൻ സൂര്യൻ (α = 0 h) കടന്നുപോകുമ്പോൾ, മാർച്ച് അവസാനം, സൂര്യന്റെ അപചയം 0 ° ആണ്, അതിനാൽ ഈ ദിവസം സൂര്യൻ പ്രായോഗികമായി ഖഗോളമധ്യരേഖയിലാണ്, അത് കിഴക്ക് ഉദിക്കുന്നു. , ഉയരം h = 90 ° - φ വരെ മുകളിലെ കലാശത്തിൽ ഉയർന്ന് പടിഞ്ഞാറ് സെറ്റ് ചെയ്യുന്നു. ഖഗോളമധ്യരേഖ ആകാശഗോളത്തെ പകുതിയായി വിഭജിക്കുന്നതിനാൽ, സൂര്യൻ ചക്രവാളത്തിന് മുകളിലായി പകുതി ദിവസം, അതിനു താഴെ പകുതി, അതായത്. പകൽ രാത്രിക്ക് തുല്യമാണ്, അത് "വിഷുവം" എന്ന പേരിൽ പ്രതിഫലിക്കുന്നു. വിഷുദിനത്തിന്റെ നിമിഷത്തിൽ, സൂര്യന്റെ സ്ഥാനത്തുള്ള ക്രാന്തിവൃത്തത്തിലേക്കുള്ള ടാൻജെന്റ്, ഇ യ്ക്ക് തുല്യമായ പരമാവധി കോണിൽ ഭൂമധ്യരേഖയിലേക്ക് ചെരിഞ്ഞിരിക്കുന്നു, അതിനാൽ, ഈ സമയത്ത് സൂര്യന്റെ തകർച്ചയിലെ വർദ്ധനവിന്റെ തോതും പരമാവധി ആണ്.

സ്പ്രിംഗ് വിഷുവിനു ശേഷം, സൂര്യന്റെ അപചയം അതിവേഗം വർദ്ധിക്കുന്നു, അതിനാൽ ഓരോ ദിവസവും കൂടുതൽ കൂടുതൽ സൂര്യന്റെ സമാന്തര സമാന്തരം ചക്രവാളത്തിന് മുകളിലാണ്. സൂര്യൻ നേരത്തെ ഉദിക്കുകയും മുകളിലെ ക്ലൈമാക്‌സിൽ ഉയരുകയും പിന്നീട് അസ്തമിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. സൂര്യോദയത്തിന്റെയും സൂര്യാസ്തമയത്തിന്റെയും പോയിന്റുകൾ എല്ലാ ദിവസവും വടക്കോട്ട് നീങ്ങുന്നു, ദിവസം നീണ്ടുനിൽക്കുന്നു.

എന്നിരുന്നാലും, സൂര്യന്റെ സ്ഥാനത്തുള്ള ക്രാന്തിവൃത്തത്തിലേക്കുള്ള ടാൻജന്റിന്റെ ചെരിവിന്റെ കോൺ എല്ലാ ദിവസവും കുറയുന്നു, അതോടൊപ്പം തകർച്ചയുടെ വർദ്ധനവിന്റെ തോതും കുറയുന്നു. ഒടുവിൽ, ജൂൺ അവസാനത്തോടെ, സൂര്യൻ ക്രാന്തിവൃത്തത്തിന്റെ വടക്കേ അറ്റത്ത് എത്തുന്നു (α = 6 h, δ = +e). ഈ നിമിഷം, അത് ഉയർന്ന ക്ലൈമാക്സിൽ ഉയരം h = 90° - φ + e, ഏകദേശം വടക്കുകിഴക്ക് ഉയരുന്നു, വടക്കുപടിഞ്ഞാറ് സജ്ജീകരിക്കുന്നു, ദിവസത്തിന്റെ ദൈർഘ്യം അതിന്റെ പരമാവധി മൂല്യത്തിൽ എത്തുന്നു. അതേ സമയം, സൂര്യന്റെ ഉയരം ദിവസേനയുള്ള വർദ്ധനവ് മുകളിലെ പര്യവസാനത്തിൽ നിർത്തുന്നു, മധ്യാഹ്ന സൂര്യൻ വടക്കോട്ടുള്ള ചലനത്തിൽ "നിർത്തുന്നു". അതിനാൽ "വേനൽക്കാല അറുതി" എന്ന പേര് ലഭിച്ചു.

അതിനുശേഷം, സൂര്യന്റെ പതനം കുറയാൻ തുടങ്ങുന്നു - ആദ്യം വളരെ സാവധാനത്തിൽ, തുടർന്ന് വേഗത്തിലും വേഗത്തിലും. ഇത് എല്ലാ ദിവസവും പിന്നീട് ഉദിക്കുന്നു, നേരത്തെ അസ്തമിക്കുന്നു, സൂര്യോദയത്തിന്റെയും സൂര്യാസ്തമയത്തിന്റെയും പോയിന്റുകൾ തെക്കോട്ട് നീങ്ങുന്നു.

സെപ്റ്റംബർ അവസാനത്തോടെ, സൂര്യൻ ഭൂമധ്യരേഖയുമായി (α = 12 h) ക്രാന്തിവൃത്തത്തിന്റെ രണ്ടാമത്തെ കവലയിൽ എത്തുന്നു, വിഷുദിനം വീണ്ടും അസ്തമിക്കുന്നു, ഇപ്പോൾ ശരത്കാലം. വീണ്ടും, സൂര്യന്റെ അപചയത്തിന്റെ മാറ്റത്തിന്റെ നിരക്ക് അതിന്റെ പരമാവധിയിലെത്തുന്നു, അത് അതിവേഗം തെക്കോട്ട് മാറുന്നു. രാത്രി പകലിനേക്കാൾ ദൈർഘ്യമേറിയതാകുന്നു, എല്ലാ ദിവസവും സൂര്യന്റെ ഉയർന്ന പാരമ്യത്തിൽ ഉയരം കുറയുന്നു.

ഡിസംബർ അവസാനത്തോടെ, സൂര്യൻ ക്രാന്തിവൃത്തത്തിന്റെ തെക്കേ അറ്റത്ത് എത്തുന്നു (α = 18 മണിക്കൂർ) തെക്കോട്ടുള്ള അതിന്റെ ചലനം നിർത്തുന്നു, അത് വീണ്ടും "നിർത്തുന്നു". ഇത് ശീതകാല അറുതിയാണ്. സൂര്യൻ ഏതാണ്ട് തെക്കുകിഴക്ക് ഉദിക്കുന്നു, തെക്കുപടിഞ്ഞാറ് അസ്തമിക്കുന്നു, ഉച്ചയോടെ തെക്ക് ഉയരത്തിൽ h = 90° - φ - e.

തുടർന്ന് എല്ലാം വീണ്ടും ആരംഭിക്കുന്നു - സൂര്യന്റെ തകർച്ച വർദ്ധിക്കുന്നു, മുകളിലെ ഉച്ചസ്ഥായിയിലെ ഉയരം വർദ്ധിക്കുന്നു, ദിവസം നീളുന്നു, സൂര്യോദയത്തിന്റെയും സൂര്യാസ്തമയത്തിന്റെയും പോയിന്റുകൾ വടക്കോട്ട് മാറുന്നു.

ഭൗമാന്തരീക്ഷം പ്രകാശം പരത്തുന്നതിനാൽ, സൂര്യാസ്തമയത്തിനു ശേഷവും കുറച്ചുനേരം ആകാശം പ്രകാശപൂരിതമായി തുടരുന്നു. ഈ കാലഘട്ടത്തെ സന്ധ്യ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. സിവിൽ സന്ധ്യ (-8° -12°), ജ്യോതിശാസ്ത്രം (h>-18°), അതിനുശേഷം രാത്രി ആകാശത്തിന്റെ തെളിച്ചം ഏകദേശം സ്ഥിരമായി തുടരുന്നു.

വേനൽക്കാലത്ത്, d = +e-ൽ, താഴ്ന്ന ഉച്ചസ്ഥായിയിൽ സൂര്യന്റെ ഉയരം h = φ + e - 90° ആണ്. അതിനാൽ, അക്ഷാംശത്തിന് വടക്ക് ~ 48°.5 വേനൽക്കാല അറുതിയിൽ, സൂര്യൻ അതിന്റെ താഴത്തെ പര്യവസാനത്തിൽ ചക്രവാളത്തിന് താഴെ 18°യിൽ താഴെ മുങ്ങുന്നു, ജ്യോതിശാസ്ത്രപരമായ സന്ധ്യ കാരണം വേനൽക്കാല രാത്രികൾ പ്രകാശമാനമാകും. അതുപോലെ, വേനൽക്കാല അറുതിയിൽ φ > 54°.5 ന്, സൂര്യന്റെ ഉയരം h > -12° - നാവിഗേഷൻ സന്ധ്യ രാത്രി മുഴുവൻ നീണ്ടുനിൽക്കും (മോസ്കോ ഈ മേഖലയിലേക്ക് പതിക്കുന്നു, ഇവിടെ വർഷത്തിൽ മൂന്ന് മാസത്തേക്ക് ഇരുണ്ടതായിരിക്കില്ല - മുതൽ മെയ് ആദ്യം മുതൽ ഓഗസ്റ്റ് ആദ്യം വരെ). കൂടുതൽ വടക്ക്, φ > 58°.5 ന്, വേനൽക്കാലത്ത് സിവിൽ സന്ധ്യ അവസാനിക്കില്ല (ഇവിടെ സെന്റ് പീറ്റേഴ്സ്ബർഗ് അതിന്റെ പ്രശസ്തമായ "വെളുത്ത രാത്രികൾ" ഉണ്ട്).

അവസാനമായി, അക്ഷാംശത്തിൽ φ = 90° - e, സൂര്യന്റെ പ്രതിദിന സമാന്തരം അറുതികളുടെ സമയത്ത് ചക്രവാളത്തെ സ്പർശിക്കും. ഈ അക്ഷാംശമാണ് ആർട്ടിക് സർക്കിൾ. കൂടുതൽ വടക്ക്, വേനൽക്കാലത്ത് കുറച്ച് സമയത്തേക്ക് സൂര്യൻ ചക്രവാളത്തിന് താഴെ അസ്തമിക്കുന്നില്ല - ധ്രുവ ദിനം അസ്തമിക്കുന്നു, ശൈത്യകാലത്ത് - അത് ഉദിക്കുന്നില്ല - ധ്രുവ രാത്രി.

ഇപ്പോൾ കൂടുതൽ തെക്കൻ അക്ഷാംശങ്ങൾ പരിഗണിക്കുക. ഇതിനകം സൂചിപ്പിച്ചതുപോലെ, അക്ഷാംശത്തിന്റെ തെക്ക് φ = 90° - e - 18° രാത്രികൾ എപ്പോഴും ഇരുണ്ടതാണ്. തെക്കോട്ടുള്ള കൂടുതൽ ചലനത്തോടെ, വർഷത്തിൽ ഏത് സമയത്തും സൂര്യൻ ഉയരത്തിലും ഉയരത്തിലും ഉയരുന്നു, കൂടാതെ ചക്രവാളത്തിന് മുകളിലും താഴെയുമുള്ള അതിന്റെ ദൈനംദിന സമാന്തര ഭാഗങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള വ്യത്യാസം കുറയുന്നു. അതനുസരിച്ച്, അറുതികളിൽ പോലും രാവും പകലും വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. അവസാനമായി, അക്ഷാംശത്തിൽ j = e, വേനൽക്കാല അറുതിക്കായി സൂര്യന്റെ പ്രതിദിന സമാന്തരം പരമോന്നതത്തിലൂടെ കടന്നുപോകും. ഈ അക്ഷാംശത്തെ വടക്കൻ ഉഷ്ണമേഖലാ എന്ന് വിളിക്കുന്നു, ഈ അക്ഷാംശത്തിലെ ഒരു പോയിന്റിൽ വേനൽക്കാല അറുതിയുടെ സമയത്ത്, സൂര്യൻ കൃത്യമായി അതിന്റെ ഉന്നതിയിലാണ്. അവസാനമായി, ഭൂമധ്യരേഖയിൽ, സൂര്യന്റെ ദൈനംദിന സമാന്തരങ്ങൾ എല്ലായ്പ്പോഴും ചക്രവാളത്താൽ രണ്ട് തുല്യ ഭാഗങ്ങളായി വിഭജിക്കപ്പെടുന്നു, അതായത്, പകൽ എല്ലായ്പ്പോഴും രാത്രിക്ക് തുല്യമാണ്, വിഷുദിനങ്ങളിൽ സൂര്യൻ അതിന്റെ ഉന്നതിയിലാണ്.

ഭൂമധ്യരേഖയുടെ തെക്ക്, എല്ലാം മുകളിൽ പറഞ്ഞതിന് സമാനമായിരിക്കും, വർഷത്തിൽ ഭൂരിഭാഗവും (തെക്കൻ ഉഷ്ണമേഖലാ പ്രദേശത്തിന്റെ തെക്ക് - എല്ലായ്പ്പോഴും) സൂര്യന്റെ മുകളിലെ ക്ലൈമാക്‌സ് പരമോന്നതത്തിന് വടക്ക് സംഭവിക്കും.

തന്നിരിക്കുന്ന വസ്തുവിനെ ലക്ഷ്യമാക്കി ദൂരദർശിനി ഫോക്കസ് ചെയ്യുന്നു .

ടിക്കറ്റ് #5

1. ദൂരദർശിനിയുടെ പ്രവർത്തന തത്വവും ഉദ്ദേശ്യവും.

ദൂരദർശിനി, ആകാശഗോളങ്ങളെ നിരീക്ഷിക്കുന്നതിനുള്ള ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്ര ഉപകരണം. നന്നായി രൂപകല്പന ചെയ്ത ദൂരദർശിനി സ്പെക്ട്രത്തിന്റെ വിവിധ ശ്രേണികളിൽ വൈദ്യുതകാന്തിക വികിരണം ശേഖരിക്കാൻ പ്രാപ്തമാണ്. ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ, ഒരു ഒപ്റ്റിക്കൽ ടെലിസ്‌കോപ്പ് രൂപകൽപ്പന ചെയ്‌തിരിക്കുന്നത് ഒരു ഇമേജിനെ വലുതാക്കാനും ദുർബലമായ സ്രോതസ്സുകളിൽ നിന്ന് പ്രകാശം ശേഖരിക്കാനുമാണ്, പ്രത്യേകിച്ച് നഗ്നനേത്രങ്ങൾക്ക് അദൃശ്യമായവ. അതുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ, കൂടുതൽ പ്രകാശം ശേഖരിക്കാനും ഉയർന്ന കോണീയ റെസലൂഷൻ നൽകാനും ഇതിന് കഴിയും, അതിനാൽ കൂടുതൽ വിശദാംശങ്ങൾ വലുതാക്കിയ ചിത്രത്തിൽ കാണാൻ കഴിയും. ഒരു റിഫ്രാക്ടർ ടെലിസ്‌കോപ്പ് ഒരു വലിയ ലെൻസ് ഉപയോഗിച്ച് പ്രകാശത്തെ ഒരു ലക്ഷ്യമായി ശേഖരിക്കുകയും ഫോക്കസ് ചെയ്യുകയും ചെയ്യുന്നു, ഒന്നോ അതിലധികമോ ലെൻസുകൾ അടങ്ങിയ ഐപീസിലൂടെ ചിത്രം വീക്ഷിക്കുന്നു. റിഫ്രാക്റ്റിംഗ് ടെലിസ്കോപ്പുകളുടെ രൂപകൽപ്പനയിലെ പ്രധാന പ്രശ്നം ക്രോമാറ്റിക് വ്യതിയാനമാണ് (വ്യത്യസ്‌ത തരംഗദൈർഘ്യമുള്ള പ്രകാശം വ്യത്യസ്ത അകലങ്ങളിൽ കേന്ദ്രീകരിച്ചിരിക്കുന്നതിനാൽ ഒരു ലളിതമായ ലെൻസ് സൃഷ്‌ടിച്ച ചിത്രത്തിന് ചുറ്റുമുള്ള വർണ്ണ അരികുകൾ.). കോൺവെക്സ്, കോൺകേവ് ലെൻസുകളുടെ സംയോജനം ഉപയോഗിച്ച് ഇത് ഇല്ലാതാക്കാം, എന്നാൽ ഒരു നിശ്ചിത വലുപ്പ പരിധിയേക്കാൾ (ഏകദേശം 1 മീറ്റർ വ്യാസമുള്ള) ലെൻസുകൾ നിർമ്മിക്കാൻ കഴിയില്ല. അതിനാൽ, നിലവിൽ, പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്ന ദൂരദർശിനികൾക്ക് മുൻഗണന നൽകുന്നു, അതിൽ ഒരു കണ്ണാടി ഒരു ലക്ഷ്യമായി ഉപയോഗിക്കുന്നു. ആദ്യമായി പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്ന ദൂരദർശിനി ന്യൂട്ടൺ തന്റെ സ്കീം അനുസരിച്ച് കണ്ടുപിടിച്ചതാണ് ന്യൂട്ടന്റെ സിസ്റ്റം.ഇപ്പോൾ ഒരു ചിത്രം നിരീക്ഷിക്കുന്നതിന് നിരവധി രീതികളുണ്ട്: ന്യൂട്ടൺ, കാസെഗ്രെയിൻ സിസ്റ്റങ്ങൾ (ഫോട്ടോമീറ്റർ അല്ലെങ്കിൽ സ്പെക്ട്രോമീറ്റർ പോലുള്ള മറ്റ് ഉപകരണങ്ങൾ ഉപയോഗിച്ച് പ്രകാശം റെക്കോർഡുചെയ്യാനും വിശകലനം ചെയ്യാനും ഫോക്കസ് പൊസിഷൻ സൗകര്യപ്രദമാണ്), കുഡെ (ബൾക്കി ഉപകരണങ്ങൾ ആവശ്യമായി വരുമ്പോൾ സ്കീം വളരെ സൗകര്യപ്രദമാണ്. ലൈറ്റ് അനാലിസിസ്), മക്സുതോവ് ( മെനിസ്കസ് എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നവ), ഷ്മിത്ത് (ആകാശത്തിന്റെ വലിയ തോതിലുള്ള സർവേകൾ നടത്താൻ ആവശ്യമുള്ളപ്പോൾ ഉപയോഗിക്കുന്നു).

ഒപ്റ്റിക്കൽ ദൂരദർശിനികൾക്കൊപ്പം, മറ്റ് ശ്രേണികളിൽ വൈദ്യുതകാന്തിക വികിരണം ശേഖരിക്കുന്ന ദൂരദർശിനികളുണ്ട്. ഉദാഹരണത്തിന്, വിവിധ തരം റേഡിയോ ദൂരദർശിനികൾ വ്യാപകമാണ് (ഒരു പരാബോളിക് മിററിനൊപ്പം: നിശ്ചലവും പൂർണ്ണമായി കറങ്ങുന്നതുമായ; RATAN-600 തരം; ഇൻ-ഫേസ്; റേഡിയോ ഇന്റർഫെറോമീറ്ററുകൾ). എക്സ്-റേ, ഗാമാ കിരണങ്ങൾ എന്നിവ കണ്ടുപിടിക്കാൻ ടെലിസ്കോപ്പുകളും ഉണ്ട്. രണ്ടാമത്തേത് ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷം ആഗിരണം ചെയ്യുന്നതിനാൽ, എക്സ്-റേ ടെലിസ്കോപ്പുകൾ സാധാരണയായി ഉപഗ്രഹങ്ങളിലോ വായുവിലൂടെയുള്ള പേടകങ്ങളിലോ ഘടിപ്പിക്കുന്നു. ഗാമാ-റേ ജ്യോതിശാസ്ത്രം ഉപഗ്രഹങ്ങളിൽ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ദൂരദർശിനികൾ ഉപയോഗിക്കുന്നു.

കെപ്ലറുടെ മൂന്നാം നിയമത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കി ഗ്രഹത്തിന്റെ വിപ്ലവ കാലഘട്ടത്തിന്റെ കണക്കുകൂട്ടൽ.

ടി എസ് \u003d 1 വർഷം

a z = 1 ജ്യോതിശാസ്ത്ര യൂണിറ്റ്

1 പാർസെക് = 3.26 പ്രകാശവർഷം = 206265 AU ഇ. = 3 * 10 11 കി.മീ.

ടിക്കറ്റ് #6

സൗരയൂഥത്തിന്റെ ശരീരങ്ങളിലേക്കുള്ള ദൂരവും അവയുടെ വലുപ്പവും നിർണ്ണയിക്കുന്നതിനുള്ള രീതികൾ.

ആദ്യം, ആക്സസ് ചെയ്യാവുന്ന ചില പോയിന്റുകളിലേക്കുള്ള ദൂരം നിർണ്ണയിക്കപ്പെടുന്നു. ഈ ദൂരത്തെ അടിസ്ഥാനം എന്ന് വിളിക്കുന്നു. അപ്രാപ്യമായ സ്ഥലത്ത് നിന്ന് അടിസ്ഥാനം ദൃശ്യമാകുന്ന കോണിനെ വിളിക്കുന്നു പാരലാക്സ്. ഭൂമിയുടെ ആരം ഗ്രഹത്തിൽ നിന്ന് ദൃശ്യമാകുന്ന കോണാണ് തിരശ്ചീന പാരലാക്സ്, കാഴ്ചയുടെ രേഖയ്ക്ക് ലംബമായി.

p² - പാരലാക്സ്, r² - കോണീയ ആരം, R - ഭൂമിയുടെ ആരം, r - നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആരം.

റഡാർ രീതി.ഒരു ആകാശഗോളത്തിലേക്ക് ശക്തമായ ഒരു ഹ്രസ്വകാല പ്രേരണ അയയ്ക്കപ്പെടുന്നു, തുടർന്ന് പ്രതിഫലിച്ച സിഗ്നൽ ലഭിക്കുന്നു എന്ന വസ്തുത ഇതിൽ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. റേഡിയോ തരംഗങ്ങളുടെ വ്യാപനത്തിന്റെ വേഗത ശൂന്യതയിലെ പ്രകാശത്തിന്റെ വേഗതയ്ക്ക് തുല്യമാണ്: അറിയപ്പെടുന്നത്. അതിനാൽ, ആകാശഗോളത്തിലെത്താനും തിരികെ മടങ്ങാനും സിഗ്നൽ എടുത്ത സമയം നിങ്ങൾ കൃത്യമായി അളക്കുകയാണെങ്കിൽ, ആവശ്യമുള്ള ദൂരം കണക്കാക്കുന്നത് എളുപ്പമാണ്.

സൗരയൂഥത്തിലെ ആകാശഗോളങ്ങളിലേക്കുള്ള ദൂരം വളരെ കൃത്യതയോടെ നിർണ്ണയിക്കാൻ റഡാർ നിരീക്ഷണങ്ങൾ സാധ്യമാക്കുന്നു. ഈ രീതി ഉപയോഗിച്ച്, ചന്ദ്രൻ, ശുക്രൻ, ബുധൻ, ചൊവ്വ, വ്യാഴം എന്നിവയിലേക്കുള്ള ദൂരം പരിഷ്കരിച്ചു.

ചന്ദ്രന്റെ ലേസർ സ്ഥാനം.പ്രകാശ വികിരണത്തിന്റെ ശക്തമായ സ്രോതസ്സുകൾ കണ്ടുപിടിച്ചതിന് തൊട്ടുപിന്നാലെ - ഒപ്റ്റിക്കൽ ക്വാണ്ടം ജനറേറ്ററുകൾ (ലേസർ) - ചന്ദ്രന്റെ ലേസർ ലൊക്കേഷനിൽ പരീക്ഷണങ്ങൾ നടത്താൻ തുടങ്ങി. ലേസർ ലൊക്കേഷൻ രീതി റഡാറിന് സമാനമാണ്, എന്നാൽ അളവെടുപ്പ് കൃത്യത വളരെ കൂടുതലാണ്. ഒപ്റ്റിക്കൽ ലൊക്കേഷൻ ചന്ദ്രന്റെയും ഭൂമിയുടെയും ഉപരിതലത്തിൽ തിരഞ്ഞെടുത്ത പോയിന്റുകൾ തമ്മിലുള്ള ദൂരം സെന്റീമീറ്ററുകളുടെ കൃത്യതയോടെ നിർണ്ണയിക്കുന്നത് സാധ്യമാക്കുന്നു.

ഭൂമിയുടെ വലുപ്പം നിർണ്ണയിക്കാൻ, ഒരേ മെറിഡിയനിൽ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന രണ്ട് പോയിന്റുകൾ തമ്മിലുള്ള ദൂരം നിർണ്ണയിക്കുക, തുടർന്ന് ആർക്ക് നീളം എൽ , അനുബന്ധ 1° - എൻ .

സൗരയൂഥത്തിന്റെ ശരീരങ്ങളുടെ വലുപ്പം നിർണ്ണയിക്കാൻ, ഒരു ഭൗമ നിരീക്ഷകന് അവ ദൃശ്യമാകുന്ന കോണിനെ നിങ്ങൾക്ക് അളക്കാൻ കഴിയും - ലുമിനറി r ന്റെ കോണീയ ആരവും ലുമിനറി D യിലേക്കുള്ള ദൂരവും.

p 0 കണക്കിലെടുക്കുമ്പോൾ - നക്ഷത്രത്തിന്റെ തിരശ്ചീനമായ പാരലാക്സ്, p 0, r എന്നീ കോണുകൾ ചെറുതാണ്,

ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രകാശം നിർണ്ണയിക്കുന്നത് അതിന്റെ വലിപ്പവും താപനിലയും അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള ഡാറ്റയെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയാണ്.

L - തിളക്കം (Lc = 1)

R - ആരം (Rc = 1)

T - താപനില (Tc = 6000)

ടിക്കറ്റ് നമ്പർ 7

1. ആകാശഗോളങ്ങളുടെ സ്വഭാവം പഠിക്കുന്നതിനുള്ള സ്പെക്ട്രൽ വിശകലനത്തിന്റെയും അധിക അന്തരീക്ഷ നിരീക്ഷണങ്ങളുടെയും സാധ്യതകൾ.

വൈദ്യുതകാന്തിക വികിരണങ്ങളെ തരംഗദൈർഘ്യങ്ങളാക്കി വിഘടിപ്പിച്ച് അവയെ പഠിക്കുന്നതിനെ സ്പെക്ട്രോസ്കോപ്പി എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ ഉപയോഗിക്കുന്ന ജ്യോതിശാസ്ത്ര വസ്തുക്കളെ പഠിക്കുന്നതിനുള്ള പ്രധാന രീതിയാണ് സ്പെക്ട്രം വിശകലനം. സ്പെക്ട്രയെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനം താപനില, വേഗത, മർദ്ദം, രാസഘടന, ജ്യോതിശാസ്ത്ര വസ്തുക്കളുടെ മറ്റ് പ്രധാന ഗുണങ്ങൾ എന്നിവയെക്കുറിച്ചുള്ള വിവരങ്ങൾ നൽകുന്നു. ആഗിരണ സ്പെക്ട്രത്തിൽ നിന്ന് (കൂടുതൽ കൃത്യമായി പറഞ്ഞാൽ, സ്പെക്ട്രത്തിലെ ചില വരകളുടെ സാന്നിധ്യത്തിൽ നിന്ന്), നക്ഷത്രത്തിന്റെ അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ രാസഘടനയെ വിലയിരുത്താൻ കഴിയും. നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും മറ്റ് ശരീരങ്ങളുടെയും താപനില നിർണ്ണയിക്കാൻ സ്പെക്ട്രത്തിന്റെ തീവ്രത ഉപയോഗിക്കാം:

l max T = b, b എന്നത് Wien ന്റെ സ്ഥിരാങ്കമാണ്. ഡോപ്ലർ ഇഫക്റ്റ് ഉപയോഗിച്ച് നിങ്ങൾക്ക് ഒരു നക്ഷത്രത്തെക്കുറിച്ച് ധാരാളം പഠിക്കാൻ കഴിയും. 1842-ൽ, നിരീക്ഷകൻ അംഗീകരിച്ച തരംഗദൈർഘ്യം λ, റേഡിയേഷൻ സ്രോതസ്സിന്റെ തരംഗദൈർഘ്യവുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നുവെന്ന് അദ്ദേഹം സ്ഥാപിച്ചു: , ഇവിടെ V എന്നത് സ്രോതസ് പ്രവേഗത്തിന്റെ ദൃശ്യരേഖയിലേക്കുള്ള പ്രൊജക്ഷൻ ആണ്. അദ്ദേഹം കണ്ടെത്തിയ നിയമത്തെ ഡോപ്ലർ നിയമം എന്ന് വിളിക്കുന്നു:. താരതമ്യ സ്പെക്ട്രവുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്പെക്ട്രത്തിലെ വരികൾ ചുവപ്പ് വശത്തേക്ക് മാറുന്നത് നക്ഷത്രം നമ്മിൽ നിന്ന് അകന്നുപോകുന്നുവെന്നും സ്പെക്ട്രത്തിന്റെ വയലറ്റ് വശത്തേക്ക് മാറുന്നത് നക്ഷത്രം നമ്മെ സമീപിക്കുന്നുവെന്നും സൂചിപ്പിക്കുന്നു. സ്പെക്ട്രത്തിലെ വരികൾ ഇടയ്ക്കിടെ മാറുകയാണെങ്കിൽ, നക്ഷത്രത്തിന് ഒരു കൂട്ടാളിയുണ്ട്, അവ ഒരു പൊതു പിണ്ഡ കേന്ദ്രത്തെ ചുറ്റിപ്പറ്റിയാണ്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഭ്രമണ വേഗത കണക്കാക്കാനും ഡോപ്ലർ പ്രഭാവം സാധ്യമാക്കുന്നു. വികിരണം ചെയ്യുന്ന വാതകത്തിന് ആപേക്ഷിക ചലനം ഇല്ലെങ്കിൽ പോലും, വ്യക്തിഗത ആറ്റങ്ങൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന സ്പെക്ട്രൽ ലൈനുകൾ അസ്ഥിര താപ ചലനം കാരണം ലബോറട്ടറി മൂല്യവുമായി ആപേക്ഷികമായി മാറും. വാതകത്തിന്റെ ആകെ പിണ്ഡത്തിന്, ഇത് സ്പെക്ട്രൽ ലൈനുകളുടെ വിശാലതയിൽ പ്രകടിപ്പിക്കും. ഈ സാഹചര്യത്തിൽ, സ്പെക്ട്രൽ ലൈനിന്റെ ഡോപ്ലർ വീതിയുടെ ചതുരം താപനിലയ്ക്ക് ആനുപാതികമാണ്. അങ്ങനെ, വികിരണം ചെയ്യുന്ന വാതകത്തിന്റെ താപനില സ്പെക്ട്രൽ ലൈനിന്റെ വീതിയിൽ നിന്ന് വിലയിരുത്താം. 1896-ൽ ഡച്ച് ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞനായ സീമാൻ സ്പെക്ട്രത്തിന്റെ വരകളെ ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിൽ വിഭജിക്കുന്നതിന്റെ ഫലം കണ്ടെത്തി. ഈ പ്രഭാവം ഉപയോഗിച്ച്, ഇപ്പോൾ കോസ്മിക് കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങളെ "അളക്കാൻ" സാധ്യമാണ്. സമാനമായ ഒരു പ്രഭാവം (സ്റ്റാർക്ക് പ്രഭാവം എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നു) ഒരു വൈദ്യുത മണ്ഡലത്തിൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രത്തിൽ ഒരു ശക്തമായ വൈദ്യുത മണ്ഡലം ഹ്രസ്വമായി പ്രത്യക്ഷപ്പെടുമ്പോൾ അത് സ്വയം പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നു.

ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷം ബഹിരാകാശത്ത് നിന്ന് വരുന്ന വികിരണത്തിന്റെ ഒരു ഭാഗം വൈകിപ്പിക്കുന്നു. അതിലൂടെ കടന്നുപോകുന്ന ദൃശ്യപ്രകാശവും വികലമാണ്: വായുവിന്റെ ചലനം ആകാശഗോളങ്ങളുടെ പ്രതിച്ഛായയെ മങ്ങിക്കുന്നു, നക്ഷത്രങ്ങൾ മിന്നിത്തിളങ്ങുന്നു, വാസ്തവത്തിൽ അവയുടെ തെളിച്ചം മാറ്റമില്ല. അതിനാൽ, ഇരുപതാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ മധ്യത്തിൽ, ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ ബഹിരാകാശത്ത് നിന്ന് നിരീക്ഷണങ്ങൾ നടത്താൻ തുടങ്ങി. അന്തരീക്ഷത്തിന് പുറത്തുള്ള ദൂരദർശിനികൾ എക്സ്-റേ, അൾട്രാവയലറ്റ്, ഇൻഫ്രാറെഡ്, ഗാമാ കിരണങ്ങൾ എന്നിവ ശേഖരിക്കുകയും വിശകലനം ചെയ്യുകയും ചെയ്യുന്നു. ആദ്യത്തെ മൂന്നെണ്ണം അന്തരീക്ഷത്തിന് പുറത്ത് മാത്രമേ പഠിക്കാൻ കഴിയൂ, രണ്ടാമത്തേത് ഭാഗികമായി ഭൂമിയുടെ ഉപരിതലത്തിൽ എത്തുന്നു, പക്ഷേ ഗ്രഹത്തിന്റെ IR യുമായി കൂടിച്ചേരുന്നു. അതിനാൽ, ഇൻഫ്രാറെഡ് ദൂരദർശിനികൾ ബഹിരാകാശത്തേക്ക് കൊണ്ടുപോകുന്നതാണ് നല്ലത്. എക്സ്-റേ വികിരണം പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഊർജ്ജം പ്രത്യേകിച്ച് വേഗത്തിൽ പുറത്തുവിടുന്ന പ്രദേശങ്ങളും (ഉദാഹരണത്തിന്, തമോദ്വാരങ്ങൾ), പൾസാറുകൾ പോലുള്ള മറ്റ് കിരണങ്ങളിൽ അദൃശ്യമായ വസ്തുക്കളും വെളിപ്പെടുത്തുന്നു. ഇൻഫ്രാറെഡ് ദൂരദർശിനികൾ വിശാലമായ താപനിലയിൽ ഒപ്റ്റിക്സിൽ നിന്ന് മറഞ്ഞിരിക്കുന്ന താപ സ്രോതസ്സുകളെ പഠിക്കുന്നത് സാധ്യമാക്കുന്നു. ഗാമാ-റേ ജ്യോതിശാസ്ത്രം ഇലക്ട്രോൺ-പോസിട്രോൺ അനിഹിലേഷന്റെ ഉറവിടങ്ങൾ കണ്ടെത്തുന്നത് സാധ്യമാക്കുന്നു, അതായത്. ഉയർന്ന ഊർജ്ജ സ്രോതസ്സുകൾ.

2. നക്ഷത്ര ചാർട്ടിൽ നിന്ന് ഒരു നിശ്ചിത ദിവസത്തെ സൂര്യന്റെ പതനം നിർണ്ണയിക്കുകയും ഉച്ചയ്ക്ക് അതിന്റെ ഉയരം കണക്കാക്കുകയും ചെയ്യുക.

h - ലുമിനറിയുടെ ഉയരം

ടിക്കറ്റ് നമ്പർ 8

ബഹിരാകാശ ഗവേഷണത്തിന്റെയും വികസനത്തിന്റെയും ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട ദിശകളും ചുമതലകളും.

ആധുനിക ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിന്റെ പ്രധാന പ്രശ്നങ്ങൾ:

പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ പല പ്രത്യേക പ്രശ്നങ്ങൾക്കും പരിഹാരമില്ല:

· ചന്ദ്രൻ എങ്ങനെ രൂപപ്പെട്ടു, ഭീമാകാരമായ ഗ്രഹങ്ങൾക്ക് ചുറ്റും വളയങ്ങൾ എങ്ങനെ രൂപപ്പെട്ടു, എന്തുകൊണ്ട് ശുക്രൻ വളരെ സാവധാനത്തിലും വിപരീത ദിശയിലും കറങ്ങുന്നു;

നക്ഷത്ര ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ:

· സൂര്യന്റെ നിരീക്ഷിച്ച എല്ലാ ഗുണങ്ങളും (പ്രത്യേകിച്ച്, ന്യൂക്ലിയസിൽ നിന്നുള്ള ന്യൂട്രിനോകളുടെ ഒഴുക്ക്) കൃത്യമായി വിശദീകരിക്കാൻ കഴിവുള്ള വിശദമായ മാതൃക ഇല്ല.

· നക്ഷത്ര പ്രവർത്തനത്തിന്റെ ചില പ്രകടനങ്ങളെക്കുറിച്ച് വിശദമായ ഭൗതിക സിദ്ധാന്തമില്ല. ഉദാഹരണത്തിന്, സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ കാരണങ്ങൾ പൂർണ്ണമായും വ്യക്തമല്ല; ചില നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സമീപത്ത് നിന്ന് ഇടുങ്ങിയ വാതകങ്ങൾ പുറന്തള്ളുന്നത് എന്തുകൊണ്ടാണെന്ന് പൂർണ്ണമായും വ്യക്തമല്ല. എന്നിരുന്നാലും, ആകാശത്തുടനീളം വിവിധ ദിശകളിൽ പതിവായി സംഭവിക്കുന്ന ഗാമാ രശ്മികളുടെ ചെറിയ ഫ്ലാഷുകൾ പ്രത്യേകിച്ചും അമ്പരപ്പിക്കുന്നതാണ്. അവ നക്ഷത്രങ്ങളുമായോ മറ്റ് വസ്തുക്കളുമായോ ബന്ധപ്പെട്ടിട്ടുണ്ടോ എന്നും ഈ വസ്തുക്കൾ നമ്മിൽ നിന്ന് എത്ര അകലത്തിലാണെന്നും പോലും വ്യക്തമല്ല.

ഗാലക്സി, എക്സ്ട്രാ ഗാലക്സി ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ:

· മറഞ്ഞിരിക്കുന്ന പിണ്ഡത്തിന്റെ പ്രശ്നം പരിഹരിച്ചിട്ടില്ല, അതിൽ ഗാലക്സികളുടെയും ഗാലക്സികളുടെ ക്ലസ്റ്ററുകളുടെയും ഗുരുത്വാകർഷണ മണ്ഡലം നിരീക്ഷിച്ച ദ്രവ്യത്തിന് നൽകാൻ കഴിയുന്നതിനേക്കാൾ നിരവധി മടങ്ങ് ശക്തമാണ്. ഒരുപക്ഷേ പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഭൂരിഭാഗം പദാർത്ഥങ്ങളും ഇപ്പോഴും ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരിൽ നിന്ന് മറഞ്ഞിരിക്കാം;

ഗാലക്സി രൂപീകരണത്തിന് ഏകീകൃത സിദ്ധാന്തമില്ല;

· പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രത്തിന്റെ പ്രധാന പ്രശ്നങ്ങൾ പരിഹരിച്ചിട്ടില്ല: പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ജനനത്തെക്കുറിച്ച് പൂർണ്ണമായ ഭൗതിക സിദ്ധാന്തമില്ല, ഭാവിയിൽ അതിന്റെ വിധി വ്യക്തമല്ല.

21-ാം നൂറ്റാണ്ടിൽ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ ഉത്തരം നൽകുമെന്ന് പ്രതീക്ഷിക്കുന്ന ചില ചോദ്യങ്ങൾ ഇതാ:

· അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ഭൗമ ഗ്രഹങ്ങളുണ്ടോ അവയ്ക്ക് ജൈവമണ്ഡലങ്ങളുണ്ടോ (അവയ്ക്ക് ജീവനുണ്ടോ)?

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപീകരണത്തിന് സഹായിക്കുന്ന പ്രക്രിയകൾ ഏതാണ്?

· കാർബൺ, ഓക്സിജൻ തുടങ്ങിയ ജൈവശാസ്ത്രപരമായി പ്രധാനപ്പെട്ട രാസ ഘടകങ്ങൾ എങ്ങനെയാണ് ഗാലക്സിയിൽ ഉടനീളം രൂപപ്പെടുകയും വിതരണം ചെയ്യുകയും ചെയ്യുന്നത്?

· സജീവ ഗാലക്സികൾക്കും ക്വാസറുകൾക്കും തമോഗർത്തങ്ങൾ ഊർജ്ജ സ്രോതസ്സാണോ?

ഗാലക്സികൾ എവിടെ, എപ്പോൾ രൂപപ്പെട്ടു?

· പ്രപഞ്ചം എന്നെന്നേക്കുമായി വികസിക്കുമോ, അല്ലെങ്കിൽ അതിന്റെ വികാസം ഒരു തകർച്ചയാൽ മാറ്റിസ്ഥാപിക്കുമോ?

ടിക്കറ്റ് നമ്പർ 9

കെപ്ലറുടെ നിയമങ്ങൾ, അവയുടെ കണ്ടെത്തൽ, അർത്ഥം, പ്രയോഗത്തിന്റെ പരിധികൾ.

17-ാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ തുടക്കത്തിൽ ജർമ്മൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ജോഹന്നാസ് കെപ്ലർ അനുഭവപരമായി ഉരുത്തിരിഞ്ഞതാണ് സൂര്യനുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുന്ന ഗ്രഹചലനത്തിന്റെ മൂന്ന് നിയമങ്ങൾ. ഇത് സാധ്യമായത് ഡാനിഷ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ടൈക്കോ ബ്രാഹെയുടെ വർഷങ്ങളോളം നടത്തിയ നിരീക്ഷണങ്ങളാൽ.

ആദ്യത്തേത്കെപ്ലറുടെ നിയമം. ഓരോ ഗ്രഹവും ഒരു ദീർഘവൃത്തത്തിൽ സൂര്യനോടൊപ്പം അതിന്റെ ഒരു കേന്ദ്രത്തിൽ നീങ്ങുന്നു ( ഇ = സി / എ, എവിടെ കൂടെദീർഘവൃത്തത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് ഫോക്കസിലേക്കുള്ള ദൂരമാണ്, എ- വലിയ സെമി ആക്സിൽ, ഇ - ഉത്കേന്ദ്രതദീർഘവൃത്തം. വലിയ e, വൃത്തത്തിൽ നിന്ന് ദീർഘവൃത്തം വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. അത് അങ്ങിനെയെങ്കിൽ കൂടെ= 0 (foci കേന്ദ്രവുമായി യോജിക്കുന്നു), തുടർന്ന് e = 0, ദീർഘവൃത്തം ആരമുള്ള ഒരു വൃത്തമായി മാറുന്നു എ).

രണ്ടാമത്കെപ്ലറുടെ നിയമം (തുല്യ പ്രദേശങ്ങളുടെ നിയമം). ഗ്രഹത്തിന്റെ ആരം വെക്റ്റർ തുല്യ സമയ ഇടവേളകളിൽ തുല്യ പ്രദേശങ്ങളെ വിവരിക്കുന്നു. ഈ നിയമത്തിന്റെ മറ്റൊരു രൂപീകരണം: ഗ്രഹത്തിന്റെ മേഖലാ വേഗത സ്ഥിരമാണ്.

മൂന്നാമത്കെപ്ലറുടെ നിയമം. സൂര്യനു ചുറ്റുമുള്ള ഗ്രഹങ്ങളുടെ പരിക്രമണ കാലഘട്ടങ്ങളുടെ ചതുരങ്ങൾ അവയുടെ ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഭ്രമണപഥത്തിലെ അർദ്ധ-മേജർ അക്ഷങ്ങളുടെ ക്യൂബുകൾക്ക് ആനുപാതികമാണ്.

ആദ്യ നിയമത്തിന്റെ ആധുനിക രൂപീകരണം ഇനിപ്പറയുന്ന രീതിയിൽ സപ്ലിമെന്റ് ചെയ്യുന്നു: തടസ്സമില്ലാത്ത ചലനത്തിൽ, ചലിക്കുന്ന ശരീരത്തിന്റെ ഭ്രമണപഥം രണ്ടാമത്തെ ക്രമത്തിന്റെ ഒരു വക്രമാണ് - ഒരു ദീർഘവൃത്തം, പരാബോള അല്ലെങ്കിൽ ഹൈപ്പർബോള.

ആദ്യത്തെ രണ്ടിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമായി, കെപ്ലറിന്റെ മൂന്നാമത്തെ നിയമം ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഭ്രമണപഥങ്ങൾക്ക് മാത്രമേ ബാധകമാകൂ.

പെരിഹെലിയനിലെ ഗ്രഹത്തിന്റെ വേഗത: , ഇവിടെ V c = R = a-ൽ വൃത്താകൃതിയിലുള്ള വേഗത.

അഫെലിയോണിലെ വേഗത:.

കെപ്ലർ തന്റെ നിയമങ്ങൾ അനുഭവപരമായി കണ്ടുപിടിച്ചു. സാർവത്രിക ഗുരുത്വാകർഷണ നിയമത്തിൽ നിന്നാണ് ന്യൂട്ടൺ കെപ്ലറുടെ നിയമങ്ങൾ ഉരുത്തിരിഞ്ഞത്. ആകാശഗോളങ്ങളുടെ പിണ്ഡം നിർണ്ണയിക്കുന്നതിന്, കെപ്ലറുടെ മൂന്നാം നിയമത്തെ ന്യൂട്ടൺ ശരീരങ്ങളുടെ രക്തചംക്രമണ സംവിധാനത്തിലേക്ക് പൊതുവൽക്കരിക്കുന്നത് വളരെ പ്രാധാന്യമർഹിക്കുന്നു. സാമാന്യവൽക്കരിച്ച രൂപത്തിൽ, ഈ നിയമം സാധാരണയായി ഇനിപ്പറയുന്ന രീതിയിൽ രൂപപ്പെടുത്തുന്നു: സൂര്യനുചുറ്റും രണ്ട് ശരീരങ്ങളുടെ വിപ്ലവത്തിന്റെ T 1, T 2 കാലഘട്ടങ്ങളുടെ ചതുരങ്ങൾ, ഓരോ ശരീരത്തിന്റെയും പിണ്ഡത്തിന്റെ ആകെത്തുക കൊണ്ട് ഗുണിച്ചാൽ (M 1, M 2, യഥാക്രമം) സൂര്യനും (M s), അവയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിലെ അർദ്ധ-മേജർ അക്ഷങ്ങളുടെ a 1, a 2 എന്നിവയുടെ ക്യൂബുകളായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു: . ഈ സാഹചര്യത്തിൽ, M 1 ഉം M 2 ഉം തമ്മിലുള്ള പ്രതിപ്രവർത്തനം കണക്കിലെടുക്കുന്നില്ല. സൂര്യന്റെ പിണ്ഡവുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ ഈ ശരീരങ്ങളുടെ പിണ്ഡത്തെ നാം അവഗണിക്കുകയാണെങ്കിൽ, കെപ്ലർ തന്നെ നൽകിയ മൂന്നാമത്തെ നിയമത്തിന്റെ രൂപീകരണം നമുക്ക് ലഭിക്കും: .കെപ്ലറിന്റെ മൂന്നാമത്തെ നിയമം ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ ടി കാലഘട്ടം തമ്മിലുള്ള ബന്ധമായും പ്രകടിപ്പിക്കാം. പിണ്ഡം M ഉള്ള ഒരു ബോഡിയും ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ അർദ്ധ-മേജർ അക്ഷവും a: . ബൈനറി നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിണ്ഡം നിർണ്ണയിക്കാൻ കെപ്ലറുടെ മൂന്നാം നിയമം ഉപയോഗിക്കാം.

നിർദ്ദിഷ്ട കോർഡിനേറ്റുകൾ അനുസരിച്ച് ഒരു നക്ഷത്ര ഭൂപടത്തിൽ ഒരു വസ്തുവിനെ (ഗ്രഹം, ധൂമകേതു മുതലായവ) വരയ്ക്കുന്നു.

ടിക്കറ്റ് നമ്പർ 10

ഭൗമ ഗ്രഹങ്ങൾ: ബുധൻ, ചൊവ്വ, ശുക്രൻ, ഭൂമി, പ്ലൂട്ടോ.അവ വലുപ്പത്തിലും പിണ്ഡത്തിലും ചെറുതാണ്, ഈ ഗ്രഹങ്ങളുടെ ശരാശരി സാന്ദ്രത ജലത്തിന്റെ സാന്ദ്രതയേക്കാൾ പലമടങ്ങ് കൂടുതലാണ്. അവ മെല്ലെ അവയുടെ അച്ചുതണ്ടിനു ചുറ്റും കറങ്ങുന്നു. അവർക്ക് കുറച്ച് ഉപഗ്രഹങ്ങളുണ്ട്. ഭൗമ ഗ്രഹങ്ങൾക്ക് ഖര പ്രതലങ്ങളുണ്ട്. ഭൗമ ഗ്രഹങ്ങളുടെ സമാനത കാര്യമായ വ്യത്യാസത്തെ ഒഴിവാക്കുന്നില്ല. ഉദാഹരണത്തിന്, ശുക്രൻ, മറ്റ് ഗ്രഹങ്ങളിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമായി, സൂര്യനുചുറ്റും അതിന്റെ ചലനത്തിന് വിപരീത ദിശയിൽ കറങ്ങുന്നു, ഭൂമിയേക്കാൾ 243 മടങ്ങ് വേഗത കുറവാണ്. ഗ്രഹങ്ങളിൽ ഏറ്റവും ചെറുതാണ് പ്ലൂട്ടോ (പ്ലൂട്ടോയുടെ വ്യാസം = 2260 കി.മീ., ഉപഗ്രഹം - ചാരോൺ 2 മടങ്ങ് ചെറുതാണ്, ഭൂമി-ചന്ദ്ര സംവിധാനത്തിന് ഏകദേശം തുല്യമാണ്, അവ ഒരു "ഇരട്ട ഗ്രഹമാണ്"), എന്നാൽ ഭൗതിക സവിശേഷതകളിൽ ഇത് ഈ ഗ്രൂപ്പിനോട് അടുത്ത്.

പ്ലൂട്ടോ/ചാരോൺ.

ഭാരം: 1.3*10 23 കി.ഗ്രാം/ 1.8*10 11 കി.ഗ്രാം

R പരിക്രമണപഥങ്ങൾ: 29.65-49.28 AU

ഡി ഗ്രഹങ്ങൾ: 2324/1212 കി

അന്തരീക്ഷ ഘടന: മീഥേനിന്റെ നേർത്ത പാളി

സവിശേഷതകൾ: ഇരട്ട ഗ്രഹം, ഒരുപക്ഷേ ഒരു ഗ്രഹം, ഭ്രമണപഥം മറ്റ് ഭ്രമണപഥങ്ങളുടെ തലത്തിൽ കിടക്കുന്നില്ല. പ്ലൂട്ടോയും ചാരോണും എല്ലായ്പ്പോഴും ഒരേ വശത്ത് പരസ്പരം അഭിമുഖീകരിക്കുന്നു.

ഭീമൻ ഗ്രഹങ്ങൾ: വ്യാഴം, ശനി, യുറാനസ്, നെപ്റ്റ്യൂൺ.

അവയ്ക്ക് വലിയ വലിപ്പവും പിണ്ഡവുമുണ്ട് (വ്യാഴത്തിന്റെ പിണ്ഡം > ഭൂമിയുടെ പിണ്ഡം 318 മടങ്ങ്, വോളിയം അനുസരിച്ച് - 1320 മടങ്ങ്). ഭീമാകാരമായ ഗ്രഹങ്ങൾ അവയുടെ അച്ചുതണ്ടിന് ചുറ്റും വളരെ വേഗത്തിൽ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നു. ഇതിന്റെ ഫലം ധാരാളം കംപ്രഷൻ ആണ്. സൂര്യനിൽ നിന്ന് വളരെ അകലെയാണ് ഗ്രഹങ്ങൾ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്. ഒരു വലിയ സംഖ്യ ഉപഗ്രഹങ്ങളാൽ അവയെ വേർതിരിച്ചിരിക്കുന്നു (വ്യാഴത്തിന് -16, ശനിക്ക് 17, യുറാനസിന് 16, നെപ്റ്റ്യൂണിന് 8). ഭീമാകാരമായ ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഒരു സവിശേഷത കണങ്ങളും ബ്ലോക്കുകളും അടങ്ങിയ വളയങ്ങളാണ്. ഈ ഗ്രഹങ്ങൾക്ക് ഖര പ്രതലങ്ങളില്ല, അവയുടെ സാന്ദ്രത കുറവാണ്, അവയിൽ പ്രധാനമായും ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. അന്തരീക്ഷത്തിലെ വാതക ഹൈഡ്രജൻ ദ്രാവകത്തിലേക്കും പിന്നീട് ഖരാവസ്ഥയിലേക്കും കടന്നുപോകുന്നു. അതേസമയം, ദ്രുതഗതിയിലുള്ള ഭ്രമണവും ഹൈഡ്രജൻ വൈദ്യുതചാലകമായി മാറുന്നതും ഈ ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഗണ്യമായ കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങൾക്ക് കാരണമാകുന്നു, ഇത് സൂര്യനിൽ നിന്ന് പറക്കുന്ന ചാർജ്ജ് കണങ്ങളെ കുടുക്കി റേഡിയേഷൻ ബെൽറ്റുകൾ ഉണ്ടാക്കുന്നു.

ഒരു നിശ്ചിത അക്ഷാംശത്തിനായി ആകാശഗോളത്തിന്റെ മാതൃകയും ചക്രവാളത്തിന്റെ വശങ്ങളിലേക്കുള്ള ഓറിയന്റേഷനും സജ്ജമാക്കുന്നു.

ടിക്കറ്റ് നമ്പർ 11

ചന്ദ്രന്റെയും ഗ്രഹങ്ങളുടെ ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെയും സവിശേഷ സവിശേഷതകൾ.

ചന്ദ്രൻഭൂമിയുടെ ഏക പ്രകൃതിദത്ത ഉപഗ്രഹമാണ്. ചന്ദ്രന്റെ ഉപരിതലം വളരെ അസമമാണ്. പ്രധാന വലിയ തോതിലുള്ള രൂപങ്ങൾ - കടലുകൾ, പർവതങ്ങൾ, ഗർത്തങ്ങൾ, ശോഭയുള്ള കിരണങ്ങൾ, ഒരുപക്ഷേ - ദ്രവ്യത്തിന്റെ ഉദ്വമനം. കടൽ, ഇരുണ്ട, മിനുസമാർന്ന സമതലങ്ങൾ, ഖരരൂപത്തിലുള്ള ലാവ നിറഞ്ഞ താഴ്ച്ചകളാണ്. അവയിൽ ഏറ്റവും വലിയവയുടെ വ്യാസം 1000 കിലോമീറ്ററിൽ കൂടുതലാണ്. ഡോ. സൗരയൂഥത്തിന്റെ അസ്തിത്വത്തിന്റെ പ്രാരംഭ ഘട്ടത്തിൽ ചന്ദ്രോപരിതലത്തിൽ ബോംബാക്രമണം നടത്തിയതിന്റെ ഫലമാണ് മൂന്ന് തരം രൂപങ്ങൾ. ബോംബാക്രമണം കുറേക്കാലം നീണ്ടുനിന്നു ദശലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ, അവശിഷ്ടങ്ങൾ ചന്ദ്രന്റെയും ഗ്രഹങ്ങളുടെയും ഉപരിതലത്തിൽ സ്ഥിരതാമസമാക്കി. നൂറുകണക്കിന് കിലോമീറ്റർ വ്യാസമുള്ള ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുടെ ശകലങ്ങൾ മുതൽ ഏറ്റവും ചെറിയ പൊടിപടലങ്ങൾ വരെ Ch രൂപപ്പെട്ടു. ചന്ദ്രന്റെയും പാറകളുടെ ഉപരിതല പാളിയുടെയും വിശദാംശങ്ങൾ. ചാന്ദ്ര ഉൾഭാഗത്തെ റേഡിയോ ആക്ടീവ് താപനം വഴി ഉൽപ്പാദിപ്പിക്കുന്ന ബസാൾട്ടിക് ലാവ കൊണ്ട് കടലുകൾ നിറയുന്നത് ബോംബാക്രമണത്തിന്റെ കാലഘട്ടത്തെ തുടർന്നു. ബഹിരാകാശ ഉപകരണങ്ങൾ. അപ്പോളോ പരമ്പരയിലെ ഉപകരണങ്ങൾ ചന്ദ്രന്റെ ഭൂകമ്പ പ്രവർത്തനം രേഖപ്പെടുത്തി, വിളിക്കപ്പെടുന്നവ. എൽ ഞെട്ടൽ.ബഹിരാകാശയാത്രികർ ഭൂമിയിലേക്ക് കൊണ്ടുവന്ന ചാന്ദ്ര മണ്ണിന്റെ സാമ്പിളുകൾ, L. 4.3 ബില്ല്യൺ വർഷങ്ങളുടെ പ്രായം, ഒരുപക്ഷേ ഭൂമിയുടെ അതേ രാസവസ്തുക്കൾ അടങ്ങിയതാണെന്ന് കാണിച്ചു. ഭൂമിയുടെ അതേ ഏകദേശ അനുപാതമുള്ള മൂലകങ്ങൾ. എൽ.-ൽ ഒരു അന്തരീക്ഷം ഇല്ല, ഒരുപക്ഷേ ഒരിക്കലും ഉണ്ടായിട്ടില്ല, അവിടെ ജീവൻ എപ്പോഴെങ്കിലും നിലനിന്നിരുന്നു എന്ന് ഉറപ്പിക്കാൻ യാതൊരു കാരണവുമില്ല. ഏറ്റവും പുതിയ സിദ്ധാന്തങ്ങൾ അനുസരിച്ച്, ചൊവ്വയുടെയും യുവ ഭൂമിയുടെയും വലിപ്പമുള്ള ഗ്രഹങ്ങളുടെ കൂട്ടിയിടിയുടെ ഫലമായാണ് എൽ. ചന്ദ്രോപരിതലത്തിലെ താപനില ഒരു ചാന്ദ്ര ദിനത്തിൽ 100 ​​ഡിഗ്രി സെൽഷ്യസിൽ എത്തുകയും ഒരു ചാന്ദ്ര രാത്രിയിൽ -200 ഡിഗ്രി സെൽഷ്യസായി കുറയുകയും ചെയ്യുന്നു. L. ന് യാതൊരു മണ്ണൊലിപ്പും ഇല്ല, അവകാശവാദത്തിന്. മാറിമാറി വരുന്ന താപ വികാസവും സങ്കോചവും മൂലം പാറകളുടെ സാവധാനത്തിലുള്ള നാശവും ഉൽക്കാപതനം മൂലം ക്രമരഹിതമായ പെട്ടെന്നുള്ള പ്രാദേശിക ദുരന്തങ്ങളും.

L. ന്റെ പിണ്ഡം അവളുടെ കലകളുടെയും ഉപഗ്രഹങ്ങളുടെയും ഭ്രമണപഥങ്ങൾ പഠിച്ചുകൊണ്ട് കൃത്യമായി അളക്കുന്നു, കൂടാതെ ഭൂമിയുടെ പിണ്ഡവുമായി 1/81.3 ആയി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു; അതിന്റെ വ്യാസം 3476 കിലോമീറ്റർ ഭൂമിയുടെ വ്യാസത്തിന്റെ 1/3.6 ആണ്. L. ന് ഒരു ദീർഘവൃത്താകൃതിയുടെ ആകൃതിയുണ്ട്, എന്നിരുന്നാലും പരസ്പരം ലംബമായ മൂന്ന് വ്യാസങ്ങൾ ഒരു കിലോമീറ്ററിൽ കൂടുതൽ വ്യത്യാസപ്പെട്ടില്ല. L. ന്റെ ഭ്രമണ കാലയളവ് ഭൂമിക്ക് ചുറ്റുമുള്ള വിപ്ലവത്തിന്റെ കാലഘട്ടത്തിന് തുല്യമാണ്, അതിനാൽ, വിമോചനത്തിന്റെ ഫലങ്ങൾ ഒഴികെ, അത് എല്ലായ്പ്പോഴും ഒരു വശത്തേക്ക് തിരിയുന്നു. ബുധൻ സാന്ദ്രത 3330 കി.ഗ്രാം/മീ 3 ആണ്, ഭൂമിയുടെ പുറംതോടിന്റെ അടിയിൽ കിടക്കുന്ന പ്രധാന പാറകളുടെ സാന്ദ്രതയോട് വളരെ അടുത്തുള്ള ഒരു മൂല്യം, ചന്ദ്രന്റെ ഉപരിതലത്തിലുള്ള ഗുരുത്വാകർഷണബലം ഭൂമിയുടെ 1/6 ആണ്. ഭൂമിയോട് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള ആകാശഗോളമാണ് ചന്ദ്രൻ. ഭൂമിയും ചന്ദ്രനും പോയിന്റ് പിണ്ഡങ്ങളോ കർക്കശ ഗോളങ്ങളോ ആണെങ്കിൽ, അവയുടെ സാന്ദ്രത കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്നുള്ള ദൂരത്തിനനുസരിച്ച് മാത്രം മാറുന്നു, മറ്റ് ആകാശഗോളങ്ങൾ ഇല്ലായിരുന്നുവെങ്കിൽ, ഭൂമിയെ ചുറ്റിപ്പറ്റിയുള്ള ചന്ദ്രന്റെ ഭ്രമണപഥം മാറ്റമില്ലാത്ത ദീർഘവൃത്തമായിരിക്കും. എന്നിരുന്നാലും, സൂര്യനും, ഒരു പരിധിവരെ, ഗ്രഹങ്ങളും ഗുരുത്വാകർഷണം ചെലുത്തുന്നു. ഭ്രമണപഥത്തിലെ സ്വാധീനം, അതിന്റെ പരിക്രമണ മൂലകങ്ങളുടെ പ്രക്ഷുബ്ധതയ്ക്ക് കാരണമാകുന്നു; അതിനാൽ, അർദ്ധ-മേജർ അക്ഷം, ഉത്കേന്ദ്രത, ചെരിവ് എന്നിവ തുടർച്ചയായി ചാക്രിക അസ്വസ്ഥതകൾക്ക് വിധേയമാകുന്നു, ശരാശരി മൂല്യങ്ങളിൽ ആന്ദോളനം ചെയ്യുന്നു.

പ്രകൃതി ഉപഗ്രഹങ്ങൾ, ഒരു ഗ്രഹത്തെ ചുറ്റുന്ന ഒരു സ്വാഭാവിക ശരീരം. സൗരയൂഥത്തിൽ വിവിധ വലുപ്പത്തിലുള്ള 70-ലധികം ഉപഗ്രഹങ്ങൾ അറിയപ്പെടുന്നു, കൂടാതെ പുതിയവ എല്ലായ്‌പ്പോഴും കണ്ടെത്തിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നു. ഏറ്റവും വലിയ ഏഴ് ഉപഗ്രഹങ്ങൾ ചന്ദ്രൻ, വ്യാഴം, ടൈറ്റൻ, ട്രൈറ്റൺ എന്നിവയുടെ നാല് ഗലീലിയൻ ഉപഗ്രഹങ്ങളാണ്. അവയ്‌ക്കെല്ലാം 2500 കിലോമീറ്ററിൽ കൂടുതൽ വ്യാസമുണ്ട്, സങ്കീർണ്ണമായ ജിയോളുള്ള ചെറിയ "ലോകങ്ങളാണ്". ചരിത്രം; ചിലർക്ക് ഒരു അന്തരീക്ഷമുണ്ട്. മറ്റ് എല്ലാ ഉപഗ്രഹങ്ങൾക്കും ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്താവുന്ന അളവുകൾ ഉണ്ട്, അതായത്. 10 മുതൽ 1500 കി.മീ. അവ പാറയോ മഞ്ഞുപാളികളോ നിർമ്മിതമായിരിക്കാം, ഏതാണ്ട് ഗോളാകൃതി മുതൽ ക്രമരഹിതം വരെ ആകൃതിയിൽ വ്യത്യാസമുണ്ട്, കൂടാതെ ഉപരിതലം ഒന്നുകിൽ പുരാതനമായ നിരവധി ഗർത്തങ്ങളുള്ളതോ അല്ലെങ്കിൽ ഭൂഗർഭ പ്രവർത്തനത്താൽ മാറ്റം വരുത്തിയതോ ആണ്. ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ വലുപ്പങ്ങൾ ഗ്രഹത്തിന്റെ രണ്ട് മുതൽ നൂറുകണക്കിന് ദൂരങ്ങളിൽ താഴെയാണ്, വിപ്ലവത്തിന്റെ കാലയളവ് നിരവധി മണിക്കൂർ മുതൽ ഒരു വർഷത്തിൽ കൂടുതൽ വരെയാണ്. ചില ഉപഗ്രഹങ്ങൾ ഗ്രഹത്തിന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണത്താൽ പിടിച്ചെടുക്കപ്പെട്ടതായി വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു. അവയ്ക്ക് ക്രമരഹിതമായ ഭ്രമണപഥങ്ങളുണ്ട്, ചിലപ്പോൾ സൂര്യനു ചുറ്റുമുള്ള ഗ്രഹത്തിന്റെ പരിക്രമണ ചലനത്തിന് വിപരീത ദിശയിലേക്ക് തിരിയുന്നു (വിപരീത ചലനം എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നവ). ഓർബിറ്റ്സ് എസ്.ഇ. ഗ്രഹത്തിന്റെ ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ തലത്തിലേക്ക് ശക്തമായി ചായുകയോ വളരെ നീളമേറിയതോ ആകാം. വിപുലമായ സംവിധാനങ്ങൾ എസ്.ഇ. നാല് ഭീമാകാരമായ ഗ്രഹങ്ങളെ ചുറ്റിപ്പറ്റിയുള്ള പതിവ് ഭ്രമണപഥത്തിൽ, പ്രോട്ടോസോളാർ നെബുലയിലെ ഗ്രഹങ്ങളുടെ രൂപവത്കരണത്തിന് സമാനമായി, മാതൃഗ്രഹത്തെ ചുറ്റിപ്പറ്റിയുള്ള വാതക, പൊടിപടലങ്ങളിൽ നിന്ന് ഉരുത്തിരിഞ്ഞതാവാം. എസ്.ഇ. ചിലതിനേക്കാൾ ചെറുത്. നൂറുകണക്കിന് കിലോമീറ്ററുകൾ ക്രമരഹിതമായ ആകൃതിയാണ്, ഒരുപക്ഷേ വലിയ ശരീരങ്ങളുടെ വിനാശകരമായ കൂട്ടിയിടികളിൽ രൂപം കൊള്ളുന്നു. ext. സൗരയൂഥത്തിന്റെ ഭാഗങ്ങൾ, അവ പലപ്പോഴും വളയങ്ങൾക്ക് സമീപം പ്രചരിക്കുന്നു. പരിക്രമണ ഘടകങ്ങൾ ext. SE, പ്രത്യേകിച്ച് ഉത്കേന്ദ്രതകൾ, സൂര്യൻ മൂലമുണ്ടാകുന്ന ശക്തമായ അസ്വസ്ഥതകൾക്ക് വിധേയമാണ്. നിരവധി ജോഡികൾ പോലും ട്രിപ്പിൾ എസ്.ഇ. ഒരു ലളിതമായ ബന്ധവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട രക്തചംക്രമണ കാലയളവുകൾ ഉണ്ട്. ഉദാഹരണത്തിന്, വ്യാഴത്തിന്റെ ഉപഗ്രഹമായ യൂറോപ്പയ്ക്ക് ഗാനിമീഡിന്റെ പകുതിയോളം സമയമുണ്ട്. ഈ പ്രതിഭാസത്തെ അനുരണനം എന്ന് വിളിക്കുന്നു.

"സ്കൂൾ ജ്യോതിശാസ്ത്ര കലണ്ടർ" അനുസരിച്ച് ബുധൻ ഗ്രഹത്തിന്റെ ദൃശ്യപരതയ്ക്കുള്ള വ്യവസ്ഥകൾ നിർണ്ണയിക്കുക.

ടിക്കറ്റ് നമ്പർ 12

ധൂമകേതുക്കളും ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളും. സൗരയൂഥത്തിന്റെ ഉത്ഭവത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ആധുനിക ആശയങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനങ്ങൾ.

ധൂമകേതു, സൗരയൂഥത്തിലെ ഖഗോള ശരീരം, മഞ്ഞിന്റെയും പൊടിയുടെയും കണികകൾ അടങ്ങുന്ന, വളരെ നീളമേറിയ ഭ്രമണപഥങ്ങളിൽ നീങ്ങുന്നു, സൂര്യനിൽ നിന്ന് അകലെ, അവ മങ്ങിയ പ്രകാശമുള്ള ഓവൽ പാടുകൾ പോലെ കാണപ്പെടുന്നു. സൂര്യനെ സമീപിക്കുമ്പോൾ, ഈ ന്യൂക്ലിയസിന് ചുറ്റും ഒരു കോമ രൂപം കൊള്ളുന്നു (ഏതാണ്ട് ഗോളാകൃതിയിലുള്ള വാതകവും പൊടിപടലവും സൂര്യനെ സമീപിക്കുമ്പോൾ ധൂമകേതുവിന്റെ തലയെ ചുറ്റുന്നു. ഈ "അന്തരീക്ഷം", തുടർച്ചയായി സൗരക്കാറ്റ് വീശുന്നു, വാതകവും പൊടിയും കൊണ്ട് നിറയുന്നു. ന്യൂക്ലിയസിൽ നിന്ന് രക്ഷപ്പെടുന്നു, ധൂമകേതുവിന്റെ വ്യാസം 100 ആയിരം കി.മീ. വാതകത്തിന്റെയും പൊടിയുടെയും രക്ഷപ്പെടൽ വേഗത ന്യൂക്ലിയസുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ സെക്കൻഡിൽ നിരവധി കിലോമീറ്ററാണ്, അവ വാൽനക്ഷത്രത്തിന്റെ വാലിലൂടെ ഭാഗികമായി ഗ്രഹാന്തര ബഹിരാകാശത്ത് ചിതറിക്കിടക്കുന്നു.) വാൽ (A) ധൂമകേതുക്കളുടെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശ സമ്മർദ്ദത്തിന്റെയും സൗരവാതവുമായുള്ള പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിന്റെയും പ്രവർത്തനത്തിൽ വാതകവും പൊടിപടലവും രൂപം കൊള്ളുന്നു.മിക്ക ധൂമകേതുക്കളിലും 2 AU X-ൽ താഴെ അകലത്തിൽ സൂര്യനെ സമീപിക്കുമ്പോൾ X. പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നു. എല്ലായ്പ്പോഴും സൂര്യനിൽ നിന്ന് നയിക്കപ്പെടുന്നു, വാതക X. ന്യൂക്ലിയസിൽ നിന്ന് പുറന്തള്ളപ്പെടുന്ന അയോണൈസ്ഡ് തന്മാത്രകളാൽ രൂപം കൊള്ളുന്നു, സൗരവികിരണത്തിന്റെ സ്വാധീനത്തിൽ ഇതിന് നീലകലർന്ന നിറമുണ്ട്, പ്രത്യേക അതിരുകൾ, സാധാരണ വീതി 1 ദശലക്ഷം കിലോമീറ്റർ, നീളം - ദശലക്ഷക്കണക്കിന് കിലോമീറ്റർ. X. ന്റെ ഘടന നിരവധി വർഷങ്ങൾ കൊണ്ട് ശ്രദ്ധേയമായി മാറാം. മണിക്കൂറുകൾ. വ്യക്തിഗത തന്മാത്രകളുടെ വേഗത സെക്കൻഡിൽ 10 മുതൽ 100 ​​കിമീ വരെ വ്യത്യാസപ്പെടുന്നു. ഡസ്റ്റ് X. കൂടുതൽ വ്യാപിക്കുന്നതും വളഞ്ഞതുമാണ്, അതിന്റെ വക്രത പൊടിപടലങ്ങളുടെ പിണ്ഡത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. കാമ്പിൽ നിന്ന് പൊടി തുടർച്ചയായി പുറത്തുവരുന്നു, വാതക പ്രവാഹത്താൽ അത് കൊണ്ടുപോകുന്നു.). കേന്ദ്രം, കെ.യുടെ ഭാഗത്തെ കോർ എന്ന് വിളിക്കുന്നു, ഇത് ഒരു മഞ്ഞുമൂടിയ ശരീരമാണ് - സൗരയൂഥത്തിന്റെ രൂപീകരണ സമയത്ത് രൂപംകൊണ്ട മഞ്ഞുമൂടിയ ഗ്രഹങ്ങളുടെ വലിയ ശേഖരണത്തിന്റെ അവശിഷ്ടങ്ങൾ. ഇപ്പോൾ അവ ചുറ്റളവിൽ കേന്ദ്രീകരിച്ചിരിക്കുന്നു - ഊർട്ട്-ഇതിഹാസ മേഘത്തിൽ. കാമ്പിന്റെ ശരാശരി പിണ്ഡം. 1-100 ബില്യൺ കിലോഗ്രാം, വ്യാസം 200-1200 മീ, സാന്ദ്രത 200 കിലോഗ്രാം / മീ 3 ("/5 ജലത്തിന്റെ സാന്ദ്രത). കോറുകളിൽ ശൂന്യതകളുണ്ട്. ഇവ അടങ്ങുന്ന ദുർബലമായ രൂപീകരണങ്ങളാണ്. മഞ്ഞിന്റെ മൂന്നിലൊന്ന്, പൊടിയിൽ മൂന്നിൽ രണ്ട് ഭാഗം, ഐസ് പ്രധാനമായും വെള്ളമാണ്, എന്നാൽ മറ്റ് സംയുക്തങ്ങളുടെ മാലിന്യങ്ങൾ ഉണ്ട്, ഓരോ തവണയും സൂര്യനിലേക്ക് മടങ്ങുമ്പോൾ, മഞ്ഞ് ഉരുകുകയും വാതക തന്മാത്രകൾ കാമ്പിൽ നിന്ന് പുറത്തുപോകുകയും പൊടിയും ഐസ് കണങ്ങളും വലിച്ചെടുക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. അവയ്ക്ക് ചുറ്റും ഒരു ഗോളാകൃതിയിലുള്ള ഷെൽ രൂപംകൊള്ളുന്നു - കോമ, സൂര്യനിൽ നിന്ന് അകന്നുപോയ ഒരു നീണ്ട പ്ലാസ്മ വാൽ, ഒരു പൊടി വാൽ. നഷ്‌ടപ്പെടുന്ന ഊർജ്ജത്തിന്റെ അളവ് കാമ്പിനെ മൂടുന്ന പൊടിയുടെ അളവിനെയും പെരിഹെലിയനിൽ സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള ദൂരത്തെയും ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. ഹാലിയുടെ ധൂമകേതു വളരെ അടുത്ത് നിന്ന്, കെയുടെ ഘടനയെക്കുറിച്ചുള്ള നിരവധി സിദ്ധാന്തങ്ങൾ സ്ഥിരീകരിച്ചു.

K. സാധാരണയായി അവരുടെ കണ്ടുപിടുത്തക്കാരുടെ പേരുകൾ അവസാനമായി നിരീക്ഷിച്ച വർഷത്തിന്റെ സൂചനയോടെയാണ് വിളിക്കുന്നത്. ഹ്രസ്വകാലത്തേക്ക് വിഭജിച്ചു ദീർഘകാലത്തേയും. ചെറിയ കാലയളവ് കെ. പല കാലഘട്ടങ്ങളോടെ സൂര്യനെ ചുറ്റുന്നു. വർഷങ്ങൾ, ബുധനാഴ്ച. ശരി. 8 വർഷം; ഏറ്റവും ചെറിയ കാലയളവ് - 3 വർഷത്തേക്കാൾ അൽപ്പം കൂടുതൽ - കെ. ഗുരുത്വാകർഷണത്താൽ ഈ കെ. വ്യാഴത്തിന്റെ മണ്ഡലം താരതമ്യേന ചെറിയ ഭ്രമണപഥങ്ങളിൽ കറങ്ങാൻ തുടങ്ങി. സാധാരണ ഒന്നിന് 1.5 AU എന്ന പെരിഹെലിയൻ ദൂരം ഉണ്ട്. 5 ആയിരം വിപ്ലവങ്ങൾക്ക് ശേഷം പൂർണ്ണമായും തകരുകയും ഒരു ഉൽക്കാവർഷത്തിന് കാരണമാവുകയും ചെയ്യുന്നു. 1976-ൽ കെ. വെസ്റ്റിന്റെയും കെ. * ബിയേലിന്റെയും ക്ഷയം ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ നിരീക്ഷിച്ചു. നേരെമറിച്ച്, രക്തചംക്രമണ കാലയളവുകൾ വളരെ ആനുകാലികമാണ്. സി.ക്ക് 10,000 അല്ലെങ്കിൽ 1 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ വരെ എത്താൻ കഴിയും, കൂടാതെ അവയുടെ അഫീലിയയ്ക്ക് അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിലേക്കുള്ള ദൂരത്തിന്റെ മൂന്നിലൊന്ന് ദൂരത്തിൽ ആയിരിക്കാം.ഇപ്പോൾ, ഏകദേശം 140 ഹ്രസ്വകാലവും 800 ദീർഘകാലവും അറിയപ്പെടുന്നു, കൂടാതെ ഓരോ വർഷവും ഏകദേശം 30 പുതിയ കെ. ഈ വസ്തുക്കളെക്കുറിച്ചുള്ള നമ്മുടെ അറിവ് അപൂർണ്ണമാണ്, കാരണം അവ ഏകദേശം 2.5 AU അകലെ സൂര്യനെ സമീപിക്കുമ്പോൾ മാത്രമേ അവ കണ്ടെത്തുകയുള്ളൂ, ഏകദേശം ഒരു ട്രില്യൺ K സൂര്യനെ ചുറ്റുമെന്ന് അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു.

ഛിന്നഗ്രഹം(ഛിന്നഗ്രഹം), ഒരു ചെറിയ ഗ്രഹം, ചൊവ്വയുടെയും വ്യാഴത്തിന്റെയും ഭ്രമണപഥങ്ങൾക്കിടയിൽ ക്രാന്തിവൃത്തത്തിന്റെ തലത്തിന് സമീപം കിടക്കുന്ന ഒരു വൃത്താകൃതിയിലുള്ള ഭ്രമണപഥമുണ്ട്. പുതുതായി കണ്ടെത്തിയ A. അവയുടെ ഭ്രമണപഥം നിർണ്ണയിച്ചതിന് ശേഷം, A. "നഷ്ടപ്പെടാത്തവിധം" കൃത്യമായ ഒരു സീരിയൽ നമ്പർ നൽകുന്നു. 1796-ൽ ഫ്രഞ്ചുകാർ. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ജോസഫ് ജെറോം ലാലാൻഡെ ചൊവ്വയ്ക്കും വ്യാഴത്തിനും ഇടയിലുള്ള "കാണാതായ" ഗ്രഹത്തിനായി തിരയാൻ നിർദ്ദേശിച്ചു, ബോഡെയുടെ ഭരണം പ്രവചിച്ചു. 1801-ലെ പുതുവർഷ രാവിൽ, ഇറ്റാലിയൻ. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ഗ്യൂസെപ്പെ പിയാസി ഒരു നക്ഷത്ര കാറ്റലോഗ് കംപൈൽ ചെയ്യുന്നതിനുള്ള നിരീക്ഷണത്തിനിടെ സീറസിനെ കണ്ടെത്തി. ജർമ്മൻ ശാസ്ത്രജ്ഞനായ കാൾ ഗാസ് അതിന്റെ ഭ്രമണപഥം കണക്കാക്കി. ഇപ്പോൾ, ഏകദേശം 3500 ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ അറിയപ്പെടുന്നു. സെറസ്, പല്ലാസ്, വെസ്റ്റ എന്നിവയുടെ ദൂരങ്ങൾ യഥാക്രമം 512, 304, 290 കിലോമീറ്ററാണ്, ബാക്കിയുള്ളവ ചെറുതാണ്. ചാപ്പിലെ കണക്കുകൾ പ്രകാരം. ബെൽറ്റ് ഏകദേശം. 100 ദശലക്ഷം എ., അവയുടെ ആകെ പിണ്ഡം, പ്രത്യക്ഷത്തിൽ, ഈ പ്രദേശത്ത് യഥാർത്ഥത്തിൽ ഉണ്ടായിരുന്ന പിണ്ഡത്തിന്റെ ഏകദേശം 1/2200 ആണ്. ആധുനികതയുടെ ആവിർഭാവം എ., ഒരുപക്ഷേ, മറ്റൊരു ശരീരവുമായുള്ള കൂട്ടിയിടിയുടെ ഫലമായി ഗ്രഹത്തിന്റെ നാശവുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു (പരമ്പരാഗതമായി ഫൈറ്റൺ, ആധുനിക നാമം - ഓൾബർസ് ഗ്രഹം). നിരീക്ഷിച്ച A. യുടെ ഉപരിതലത്തിൽ ലോഹങ്ങളും പാറകളും അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. ഘടനയെ ആശ്രയിച്ച്, ഛിന്നഗ്രഹങ്ങളെ തരം തിരിച്ചിരിക്കുന്നു (സി, എസ്, എം, യു). യു ടൈപ്പ് കോൺവോയ് തിരിച്ചറിഞ്ഞിട്ടില്ല.

എ. ഭ്രമണപഥങ്ങളുടെ മൂലകങ്ങൾക്കനുസരിച്ച് ഗ്രൂപ്പുചെയ്യപ്പെടുന്നു, ഇത് വിളിക്കപ്പെടുന്നവ രൂപപ്പെടുത്തുന്നു. ഹിരായാമ കുടുംബം. മിക്ക എ.ക്കും ഏകദേശം ഒരു സർക്കുലേഷൻ കാലയളവ് ഉണ്ട്. 8 മണി 120 കിലോമീറ്ററിൽ താഴെ ദൂരമുള്ള എല്ലാ എ.യ്ക്കും ക്രമരഹിതമായ ആകൃതിയുണ്ട്, പരിക്രമണപഥങ്ങൾ ഗുരുത്വാകർഷണത്തിന് വിധേയമാണ്. വ്യാഴത്തിന്റെ സ്വാധീനം. തൽഫലമായി, കിർക്ക്‌വുഡ് ഹാച്ചുകൾ എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്ന ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ അർദ്ധ-മേജർ അക്ഷങ്ങളിൽ എ.യുടെ വിതരണത്തിൽ വിടവുകൾ ഉണ്ട്. A. ഈ ഹാച്ചുകളിൽ വീഴുന്നത് വ്യാഴത്തിന്റെ പരിക്രമണ കാലഘട്ടത്തിന്റെ ഗുണിതങ്ങളായ കാലഘട്ടങ്ങളായിരിക്കും. ഈ ഹാച്ചുകളിലെ ഛിന്നഗ്രഹ ഭ്രമണപഥങ്ങൾ വളരെ അസ്ഥിരമാണ്. ഇന്റർനാഷണൽ ഒപ്പം ext. A. ബെൽറ്റിന്റെ അറ്റങ്ങൾ ഈ അനുപാതം 1: 4 ഉം 1: 2 ഉം ഉള്ള സ്ഥലങ്ങളിലാണ്. A.

ഒരു പ്രോട്ടോസ്റ്റാർ ചുരുങ്ങുമ്പോൾ, അത് നക്ഷത്രത്തിന് ചുറ്റും ദ്രവ്യത്തിന്റെ ഒരു ഡിസ്ക് ഉണ്ടാക്കുന്നു. ഗുരുത്വാകർഷണബലം അനുസരിച്ചുകൊണ്ട് ഈ ഡിസ്കിന്റെ ദ്രവ്യത്തിന്റെ ഒരു ഭാഗം വീണ്ടും നക്ഷത്രത്തിലേക്ക് പതിക്കുന്നു. ഡിസ്കിൽ അവശേഷിക്കുന്ന വാതകവും പൊടിയും ക്രമേണ തണുക്കുന്നു. താപനില വേണ്ടത്ര കുറയുമ്പോൾ, ഡിസ്കിന്റെ മെറ്റീരിയൽ ചെറിയ കൂട്ടങ്ങളായി ശേഖരിക്കാൻ തുടങ്ങുന്നു - കണ്ടൻസേഷന്റെ പോക്കറ്റുകൾ. ഇങ്ങനെയാണ് ഗ്രഹജീവികൾ ഉണ്ടാകുന്നത്. സൗരയൂഥത്തിന്റെ രൂപീകരണ സമയത്ത്, കൂട്ടിയിടിയുടെ ഫലമായി ചില ഗ്രഹങ്ങൾ തകർന്നു, മറ്റുള്ളവ ലയിച്ച് ഗ്രഹങ്ങൾ രൂപപ്പെട്ടു. സൗരയൂഥത്തിന്റെ പുറം ഭാഗത്ത്, വലിയ ഗ്രഹ കോറുകൾ രൂപപ്പെട്ടു, അവയ്ക്ക് ഒരു പ്രാഥമിക മേഘത്തിന്റെ രൂപത്തിൽ കുറച്ച് വാതകം പിടിക്കാൻ കഴിഞ്ഞു. ഭാരമേറിയ കണങ്ങൾ സൂര്യന്റെ ആകർഷണത്താൽ പിടിക്കപ്പെട്ടു, വേലിയേറ്റ ശക്തികളുടെ സ്വാധീനത്തിൽ, വളരെക്കാലം ഗ്രഹങ്ങളായി രൂപപ്പെടാൻ കഴിഞ്ഞില്ല. "ഗ്യാസ് ഭീമൻ" - വ്യാഴം, ശനി, യുറാനസ്, നെപ്റ്റ്യൂൺ എന്നിവയുടെ രൂപീകരണത്തിന്റെ തുടക്കമായിരുന്നു ഇത്. ഗ്യാസിന്റെയും പൊടിയുടെയും സ്വന്തം മിനി ഡിസ്‌കുകൾ അവർ വികസിപ്പിച്ചിരിക്കാം, അത് ഒടുവിൽ ഉപഗ്രഹങ്ങളും വളയങ്ങളും രൂപപ്പെട്ടു. അവസാനമായി, ആന്തരിക സൗരയൂഥത്തിൽ ഖരദ്രവ്യം ബുധൻ, ശുക്രൻ, ഭൂമി, ചൊവ്വ എന്നിവ രൂപപ്പെടുന്നു.

"സ്കൂൾ ജ്യോതിശാസ്ത്ര കലണ്ടർ" അനുസരിച്ച് ശുക്രന്റെ ദൃശ്യപരതയ്ക്കുള്ള വ്യവസ്ഥകൾ നിർണ്ണയിക്കുക.

ടിക്കറ്റ് #13

സൂര്യൻ ഒരു സാധാരണ നക്ഷത്രം പോലെയാണ്. അതിന്റെ പ്രധാന സവിശേഷതകൾ.

സൂര്യൻ, സൗരയൂഥത്തിന്റെ കേന്ദ്ര ശരീരം, ഒരു ചൂടുള്ള പ്ലാസ്മ പന്താണ്. ഭൂമി ചുറ്റുന്ന നക്ഷത്രം. 71% ഹൈഡ്രജനും 26% ഹീലിയവും അടങ്ങുന്ന സ്വയം-പ്രകാശമുള്ള വാതക പിണ്ഡം, സ്പെക്ട്രൽ തരം G2 ന്റെ ഒരു സാധാരണ മെയിൻ സീക്വൻസ് നക്ഷത്രം. കേവല കാന്തിമാനം +4.83 ആണ്, ഫലവത്തായ ഉപരിതല താപനില 5770 കെ ആണ്. സൂര്യന്റെ മധ്യഭാഗത്ത് ഇത് 15 * 10 6 കെ ആണ്, ഇത് ഉപരിതലത്തിൽ 27 മടങ്ങ് കൂടുതലുള്ള ഗുരുത്വാകർഷണ ബലത്തെ ചെറുക്കാൻ കഴിയുന്ന മർദ്ദം നൽകുന്നു. ഭൂമിയേക്കാൾ സൂര്യൻ (ഫോട്ടോസ്ഫിയർ). ഹൈഡ്രജനെ ഹീലിയമായി (പ്രോട്ടോൺ-പ്രോട്ടോൺ പ്രതിപ്രവർത്തനം) പരിവർത്തനം ചെയ്യുന്നതിന്റെ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ മൂലമാണ് ഇത്രയും ഉയർന്ന താപനില ഉണ്ടാകുന്നത് (ഫോട്ടോസ്ഫിയറിന്റെ ഉപരിതലത്തിൽ നിന്നുള്ള ഊർജ്ജം 3.8 * 10 26 W). സന്തുലിതാവസ്ഥയിൽ ഗോളാകൃതിയിലുള്ള സമമിതിയുള്ള ശരീരമാണ് സൂര്യൻ. ഭൗതിക സാഹചര്യങ്ങളിലെ മാറ്റത്തെ ആശ്രയിച്ച്, സൂര്യനെ പല കേന്ദ്രീകൃത പാളികളായി വിഭജിക്കാം, ക്രമേണ പരസ്പരം മാറുന്നു. സൂര്യന്റെ മിക്കവാറും എല്ലാ ഊർജ്ജവും ഉത്പാദിപ്പിക്കുന്നത് മധ്യമേഖലയിലാണ് - കാമ്പ്,ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ റിയാക്ഷൻ നടക്കുന്നിടത്ത്. കാമ്പ് അതിന്റെ വോളിയത്തിന്റെ 1/1000-ൽ താഴെയാണ്, സാന്ദ്രത 160 g/cm 3 ആണ് (പ്രകാശമണ്ഡലത്തിന്റെ സാന്ദ്രത ജലത്തിന്റെ സാന്ദ്രതയേക്കാൾ 10 ദശലക്ഷം മടങ്ങ് കുറവാണ്). സൂര്യന്റെ വലിയ പിണ്ഡവും അതിന്റെ ദ്രവ്യത്തിന്റെ അതാര്യതയും കാരണം, വികിരണം കാമ്പിൽ നിന്ന് ഫോട്ടോസ്ഫിയറിലേക്ക് വളരെ പതുക്കെ സഞ്ചരിക്കുന്നു - ഏകദേശം 10 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ. ഈ സമയത്ത്, എക്സ്-റേയുടെ ആവൃത്തി കുറയുന്നു, അത് ദൃശ്യപ്രകാശമായി മാറുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളിൽ ഉൽപ്പാദിപ്പിക്കുന്ന ന്യൂട്രിനോകൾ സ്വതന്ത്രമായി സൂര്യനെ വിട്ടുപോകുകയും തത്വത്തിൽ, ന്യൂക്ലിയസിനെക്കുറിച്ചുള്ള നേരിട്ടുള്ള വിവരങ്ങൾ നൽകുകയും ചെയ്യുന്നു. നിരീക്ഷിച്ചതും സൈദ്ധാന്തികമായി പ്രവചിച്ചതുമായ ന്യൂട്രിനോ ഫ്ലക്സ് തമ്മിലുള്ള പൊരുത്തക്കേട് സൂര്യന്റെ ആന്തരിക ഘടനയെക്കുറിച്ചുള്ള ഗുരുതരമായ തർക്കങ്ങൾക്ക് കാരണമായി. അവസാനത്തെ 15% ദൂരത്തിൽ, ഒരു സംവഹന മേഖലയുണ്ട്. ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ആന്തരിക പാളികളിലെ വൈദ്യുതധാരകൾ സൃഷ്ടിക്കുന്ന കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങളുടെ ഗതാഗതത്തിലും സംവഹന ചലനങ്ങൾ ഒരു പങ്ക് വഹിക്കുന്നു, അത് രൂപത്തിൽ സ്വയം പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നു. സൗര പ്രവർത്തനം,ഏറ്റവും ശക്തമായ വയലുകൾ സൂര്യകളങ്കങ്ങളിൽ കാണപ്പെടുന്നു. ഫോട്ടോസ്ഫിയറിന് പുറത്ത് സൗര അന്തരീക്ഷമുണ്ട്, അതിൽ താപനില 4200 K എന്ന ഏറ്റവും കുറഞ്ഞ മൂല്യത്തിൽ എത്തുന്നു, തുടർന്ന് ക്രോമോസ്ഫിയറിലെ സബ്ഫോട്ടോസ്ഫെറിക് സംവഹനം വഴി ഉണ്ടാകുന്ന ഷോക്ക് തരംഗങ്ങളുടെ വിസർജ്ജനം കാരണം അത് വീണ്ടും വർദ്ധിക്കുന്നു, അവിടെ അത് 2 * 10 മൂല്യത്തിലേക്ക് കുത്തനെ വർദ്ധിക്കുന്നു. 6 കെ, കൊറോണയുടെ സ്വഭാവം. രണ്ടാമത്തേതിന്റെ ഉയർന്ന താപനില, സൗരവാതത്തിന്റെ രൂപത്തിൽ പ്ലാസ്മ പദാർത്ഥത്തിന്റെ തുടർച്ചയായി ഗ്രഹാന്തര ബഹിരാകാശത്തേക്ക് ഒഴുകുന്നതിലേക്ക് നയിക്കുന്നു. ചില പ്രദേശങ്ങളിൽ, കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ശക്തി വേഗത്തിലും ശക്തമായും വർദ്ധിക്കും. ഈ പ്രക്രിയ സൗര പ്രവർത്തനത്തിന്റെ പ്രതിഭാസങ്ങളുടെ മുഴുവൻ സമുച്ചയത്തോടൊപ്പമുണ്ട്. സൗരജ്വാലകൾ (ക്രോമോസ്ഫിയറിൽ), പ്രാമുഖ്യം (സൗര കൊറോണയിൽ), കൊറോണൽ ഹോളുകൾ (കൊറോണയുടെ പ്രത്യേക പ്രദേശങ്ങൾ) എന്നിവ ഇതിൽ ഉൾപ്പെടുന്നു.

സൂര്യന്റെ പിണ്ഡം 1.99 * 10 30 കിലോഗ്രാം ആണ്, ഏകദേശം ഗോളാകൃതിയിലുള്ള ഫോട്ടോസ്ഫിയർ നിർണ്ണയിക്കുന്ന ശരാശരി ആരം 700,000 കിലോമീറ്ററാണ്. ഇത് യഥാക്രമം 330,000 പിണ്ഡത്തിനും 110 ഭൗമ ആരങ്ങൾക്കും തുല്യമാണ്; ഭൂമിയെപ്പോലുള്ള 1.3 ദശലക്ഷം ശരീരങ്ങൾക്ക് സൂര്യനിൽ ഉൾക്കൊള്ളാൻ കഴിയും. സൂര്യന്റെ ഭ്രമണം ഫോട്ടോസ്ഫിയറിലും അതിനു മുകളിലുള്ള പാളികളിലും സൂര്യകളങ്കങ്ങൾ പോലെയുള്ള അതിന്റെ ഉപരിതല രൂപങ്ങളുടെ ചലനത്തിന് കാരണമാകുന്നു. ശരാശരി ഭ്രമണ കാലയളവ് 25.4 ദിവസമാണ്, മധ്യരേഖയിൽ ഇത് 25 ദിവസമാണ്, ധ്രുവങ്ങളിൽ - 41 ദിവസം. സോളാർ ഡിസ്കിന്റെ കംപ്രഷൻ മൂലമാണ് ഭ്രമണം സംഭവിക്കുന്നത്, ഇത് 0.005% ആണ്.

"സ്കൂൾ ജ്യോതിശാസ്ത്ര കലണ്ടർ" അനുസരിച്ച് ചൊവ്വയുടെ ദൃശ്യപരതയ്ക്കുള്ള വ്യവസ്ഥകൾ നിർണ്ണയിക്കുക.

ടിക്കറ്റ് #14

സോളാർ പ്രവർത്തനത്തിന്റെ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട പ്രകടനങ്ങൾ, ജിയോഫിസിക്കൽ പ്രതിഭാസങ്ങളുമായുള്ള അവരുടെ ബന്ധം.

നക്ഷത്രത്തിന്റെ മധ്യ പാളികളുടെ സംവഹനത്തിന്റെ അനന്തരഫലമാണ് സൗര പ്രവർത്തനം. ഈ പ്രതിഭാസത്തിന്റെ കാരണം, ന്യൂക്ലിയസിൽ നിന്ന് വരുന്ന ഊർജ്ജത്തിന്റെ അളവ് താപ ചാലകം നീക്കം ചെയ്യുന്നതിനേക്കാൾ വളരെ കൂടുതലാണ് എന്നതാണ്. സംവഹന പാളികളിലെ വൈദ്യുതധാരകൾ സൃഷ്ടിക്കുന്ന ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങൾക്ക് സംവഹനം കാരണമാകുന്നു. ഭൂമിയെ ബാധിക്കുന്ന സൗര പ്രവർത്തനത്തിന്റെ പ്രധാന പ്രകടനങ്ങൾ സൂര്യകളങ്കങ്ങൾ, സൗരകാറ്റ്, പ്രാമുഖ്യം എന്നിവയാണ്.

സൂര്യകളങ്കങ്ങൾ, സൂര്യന്റെ ഫോട്ടോസ്ഫിയറിലെ രൂപവത്കരണങ്ങൾ പുരാതന കാലം മുതൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിരുന്നു, ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ സാന്നിധ്യം കാരണം അവ ചുറ്റുമുള്ളവയേക്കാൾ 2000 കെ കുറഞ്ഞ താപനിലയുള്ള ഫോട്ടോസ്ഫിയറിന്റെ പ്രദേശങ്ങളായി കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു ( ഏകദേശം 2000 ഗാസ്). എസ്.പി. താരതമ്യേന ഇരുണ്ട കേന്ദ്രം, ഭാഗം (നിഴൽ), ഭാരം കുറഞ്ഞ നാരുകളുള്ള പെൻ‌ബ്ര എന്നിവ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. തണലിൽ നിന്ന് പെൻമ്ബ്രയിലേക്കുള്ള വാതക പ്രവാഹത്തെ എവർഷെഡ് പ്രഭാവം (V=2km/s) എന്ന് വിളിക്കുന്നു. എസ്.പിയുടെ എണ്ണം 11 വർഷത്തിനുള്ളിൽ അവയുടെ രൂപം മാറുകയും ചെയ്യുന്നു സോളാർ ആക്റ്റിവിറ്റി സൈക്കിൾ, അല്ലെങ്കിൽ സൺസ്‌പോട്ട് സൈക്കിൾ,ഇത് സ്‌പോററുടെ നിയമം വിവരിക്കുകയും മൗണ്ടർ ബട്ടർഫ്ലൈ ഡയഗ്രം (അക്ഷാംശത്തിലെ പാടുകളുടെ ചലനം) ഉപയോഗിച്ച് ഗ്രാഫിക്കായി ചിത്രീകരിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. സൂറിച്ച് ആപേക്ഷിക സൺസ്പോട്ട് നമ്പർ S.p പൊതിഞ്ഞ മൊത്തം ഉപരിതല വിസ്തീർണ്ണം സൂചിപ്പിക്കുന്നു. പ്രധാന 11 വർഷത്തെ സൈക്കിളിൽ ദീർഘകാല വ്യതിയാനങ്ങൾ സൂപ്പർഇമ്പോസ് ചെയ്യപ്പെടുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന്, എസ്.പി. കാന്തം മാറ്റുക. സൗര പ്രവർത്തനത്തിന്റെ 22 വർഷത്തെ ചക്രത്തിൽ ധ്രുവത. എന്നാൽ നൈബ്, ദീർഘകാല വ്യതിയാനത്തിന്റെ ശ്രദ്ധേയമായ ഉദാഹരണമാണ്. മൗണ്ടർ (1645-1715), എസ്.പി. ഇല്ലായിരുന്നു. S.p യുടെ എണ്ണത്തിലെ വ്യതിയാനങ്ങൾ പൊതുവെ അംഗീകരിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ടെങ്കിലും. ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന സോളാർ ഇന്റീരിയറിൽ നിന്നുള്ള കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ വ്യാപനം നിർണ്ണയിക്കുന്നത്, ഈ പ്രക്രിയ ഇതുവരെ പൂർണ്ണമായി മനസ്സിലായിട്ടില്ല. സൂര്യകളങ്കങ്ങളുടെ ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രം ഭൂമിയുടെ മണ്ഡലത്തെ ബാധിക്കുന്നു, ഇത് റേഡിയോ ഇടപെടലിനും അറോറകൾക്കും കാരണമാകുന്നു. നിരവധി ഉണ്ട് അനിഷേധ്യമായ ഹ്രസ്വകാല ഫലങ്ങൾ, ദീർഘകാല നിലനിൽപ്പിന്റെ ഉറപ്പ്. കാലാവസ്ഥയും എസ്പിയുടെ എണ്ണവും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം, പ്രത്യേകിച്ച് 11 വർഷത്തെ ചക്രം, വളരെ വിവാദപരമാണ്, ഡാറ്റയുടെ കൃത്യമായ സ്റ്റാറ്റിസ്റ്റിക്കൽ വിശകലനം നടത്തുമ്പോൾ ആവശ്യമായ വ്യവസ്ഥകൾ പാലിക്കുന്നതിലെ ബുദ്ധിമുട്ടുകൾ കാരണം.

സണ്ണി കാറ്റ്സൗര കൊറോണയുടെ ഉയർന്ന താപനിലയുള്ള പ്ലാസ്മയുടെ (ഇലക്ട്രോണുകൾ, പ്രോട്ടോണുകൾ, ന്യൂട്രോണുകൾ, ഹാഡ്രോണുകൾ) പുറത്തേക്ക് ഒഴുകുന്നത്, തീവ്രമായ റേഡിയോ സ്പെക്ട്രം തരംഗങ്ങളുടെ വികിരണം, ചുറ്റുമുള്ള സ്ഥലത്തേക്ക് എക്സ്-റേകൾ. വിളിക്കപ്പെടുന്നവ രൂപപ്പെടുത്തുന്നു. ഹീലിയോസ്ഫിയർ 100 AU വരെ നീളുന്നു. സൂര്യനിൽ നിന്ന്. സൗരവാതം വളരെ തീവ്രമാണ്, അത് ധൂമകേതുക്കളുടെ പുറം പാളികൾക്ക് കേടുവരുത്തും, ഇത് ഒരു "വാൽ" രൂപപ്പെടാൻ ഇടയാക്കും. എസ്.വി. അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ മുകളിലെ പാളികൾ അയോണൈസ് ചെയ്യുന്നു, ഓസോൺ പാളി രൂപപ്പെടുന്നതിനാൽ, അറോറകളും റേഡിയോ ആക്ടീവ് പശ്ചാത്തലത്തിൽ വർദ്ധനവും ഓസോൺ പാളി നശിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന സ്ഥലങ്ങളിൽ റേഡിയോ ഇടപെടലും ഉണ്ടാകുന്നു.

2001ലാണ് അവസാനമായി സോളാർ പ്രവർത്തനം നടന്നത്. പരമാവധി സൗരപ്രവർത്തനം എന്നാൽ ഏറ്റവും കൂടുതൽ സൗരകളങ്കങ്ങൾ, വികിരണം, പ്രാമുഖ്യം എന്നിവ എന്നാണ് അർത്ഥമാക്കുന്നത്. സൂര്യന്റെ സൗര പ്രവർത്തനത്തിലെ മാറ്റം ഇനിപ്പറയുന്ന ഘടകങ്ങളെ ബാധിക്കുന്നുവെന്നത് വളരെക്കാലമായി സ്ഥാപിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്:

* ഭൂമിയിലെ എപ്പിഡെമിയോളജിക്കൽ സാഹചര്യം;

* വിവിധ തരത്തിലുള്ള പ്രകൃതി ദുരന്തങ്ങളുടെ എണ്ണം (ചുഴലിക്കാറ്റ്, ഭൂകമ്പം, വെള്ളപ്പൊക്കം മുതലായവ);

* റോഡ്, റെയിൽ അപകടങ്ങളുടെ എണ്ണത്തിൽ.

സജീവമായ സൂര്യന്റെ വർഷങ്ങളിൽ ഇവയുടെ പരമാവധി വീഴുന്നു. ശാസ്ത്രജ്ഞൻ ചിഷെവ്സ്കി സ്ഥാപിച്ചതുപോലെ, സജീവമായ സൂര്യൻ ഒരു വ്യക്തിയുടെ ക്ഷേമത്തെ ബാധിക്കുന്നു. അതിനുശേഷം, ഒരു വ്യക്തിയുടെ ക്ഷേമത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ആനുകാലിക പ്രവചനങ്ങൾ സമാഹരിച്ചു.

2. "സ്കൂൾ ജ്യോതിശാസ്ത്ര കലണ്ടർ" അനുസരിച്ച് വ്യാഴത്തിന്റെ ദൃശ്യപരതയ്ക്കുള്ള വ്യവസ്ഥകൾ നിർണ്ണയിക്കുക.

ടിക്കറ്റ് #15

നക്ഷത്രങ്ങളിലേക്കുള്ള ദൂരം, ദൂരത്തിന്റെ യൂണിറ്റുകൾ, അവ തമ്മിലുള്ള ബന്ധം എന്നിവ നിർണ്ണയിക്കുന്നതിനുള്ള രീതികൾ.

സൗരയൂഥത്തിന്റെ ശരീരങ്ങളിലേക്കുള്ള ദൂരം അളക്കാൻ, പാരലാക്സ് രീതി ഉപയോഗിക്കുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സമാന്തര സ്ഥാനചലനവും അവയിലേക്കുള്ള ദൂരവും അളക്കുന്നതിനുള്ള അടിസ്ഥാനമായി ഭൂമിയുടെ ആരം വളരെ ചെറുതായി മാറുന്നു. അതിനാൽ, തിരശ്ചീനത്തിനു പകരം ഒരു വർഷത്തെ പാരലാക്സ് ഉപയോഗിക്കുന്നു.

ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ വാർഷിക പാരലാക്സ് എന്നത് ഒരു നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ അർദ്ധ-മേജർ അച്ചുതണ്ടിനെ കാണാൻ കഴിയുന്ന കോൺ (p) ആണ്, അത് കാഴ്ചയുടെ രേഖയ്ക്ക് ലംബമാണെങ്കിൽ.

a എന്നത് ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ അർദ്ധ-മേജർ അക്ഷമാണ്,

p എന്നത് വാർഷിക പാരലാക്സ് ആണ്.

പാർസെക് യൂണിറ്റും ഉപയോഗിക്കുന്നു. ഭൂമിയുടെ ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ അർദ്ധ-മേജർ അക്ഷം, കാഴ്ചയുടെ രേഖയ്ക്ക് ലംബമായി, 1² കോണിൽ ദൃശ്യമാകുന്ന ദൂരമാണ് പാർസെക്.

1 പാർസെക് = 3.26 പ്രകാശവർഷം = 206265 AU ഇ. = 3 * 10 11 കി.മീ.

വാർഷിക പാരലാക്സ് അളക്കുന്നതിലൂടെ, 100 പാർസെക്കുകൾ അല്ലെങ്കിൽ 300 ലിയിൽ കൂടുതലാകാത്ത നക്ഷത്രങ്ങളിലേക്കുള്ള ദൂരം വിശ്വസനീയമായി നിർണ്ണയിക്കാനാകും. വർഷങ്ങൾ.

കേവലവും പ്രത്യക്ഷവുമായ കാന്തിമാനങ്ങൾ അറിയാമെങ്കിൽ, lg(r)=0.2*(m-M)+1 എന്ന ഫോർമുല ഉപയോഗിച്ച് നക്ഷത്രത്തിലേക്കുള്ള ദൂരം നിർണ്ണയിക്കാനാകും.

"സ്കൂൾ ജ്യോതിശാസ്ത്ര കലണ്ടർ" അനുസരിച്ച് ചന്ദ്രന്റെ ദൃശ്യപരതയ്ക്കുള്ള വ്യവസ്ഥകൾ നിർണ്ണയിക്കുക.

ടിക്കറ്റ് #16

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രധാന ഭൗതിക സവിശേഷതകൾ, ഈ സ്വഭാവസവിശേഷതകളുടെ ബന്ധം. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സന്തുലിതാവസ്ഥയ്ക്കുള്ള വ്യവസ്ഥകൾ.

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രധാന ഭൗതിക സവിശേഷതകൾ: പ്രകാശം, കേവലവും പ്രകടവുമായ കാന്തിമാനം, പിണ്ഡം, താപനില, വലിപ്പം, സ്പെക്ട്രം.

തിളക്കം- ഒരു യൂണിറ്റ് സമയത്തിന് ഒരു നക്ഷത്രമോ മറ്റ് ആകാശഗോളമോ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ഊർജ്ജം. സാധാരണയായി സൗരപ്രകാശത്തിന്റെ യൂണിറ്റുകളിൽ നൽകിയിരിക്കുന്നു, lg (L/Lc) = 0.4 (Mc – M) ആയി പ്രകടിപ്പിക്കുന്നു, ഇവിടെ L, M എന്നിവ സ്രോതസ്സിന്റെ പ്രകാശവും കേവല കാന്തിമാനവുമാണ്, Lc, Mc എന്നിവ സൂര്യന്റെ അനുബന്ധ കാന്തിമാനങ്ങളാണ് (Mc. = +4 .83). L=4πR 2 σT 4 എന്ന ഫോർമുലയും നിർണ്ണയിക്കുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങൾ അറിയപ്പെടുന്നു, അവയുടെ പ്രകാശം സൂര്യന്റെ പ്രകാശത്തേക്കാൾ പലമടങ്ങ് കൂടുതലാണ്. ആൽഡെബറന്റെ പ്രകാശം 160 ആണ്, റിഗൽ സൂര്യന്റെ പ്രകാശത്തേക്കാൾ 80,000 മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്. എന്നാൽ ഭൂരിഭാഗം നക്ഷത്രങ്ങൾക്കും സൂര്യനുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്താവുന്നതോ അതിൽ കുറവോ ആയ പ്രകാശമാനങ്ങളുണ്ട്.

കാന്തിമാനം -ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ തെളിച്ചത്തിന്റെ അളവ്. Z.v. നക്ഷത്രത്തിന്റെ വികിരണത്തിന്റെ ശക്തിയെക്കുറിച്ച് ഒരു യഥാർത്ഥ ആശയം നൽകുന്നില്ല. ഭൂമിയോട് അടുത്തുള്ള ഒരു മങ്ങിയ നക്ഷത്രം വിദൂര നക്ഷത്രത്തേക്കാൾ തിളക്കമുള്ളതായി കാണപ്പെടാം, കാരണം അതിൽ നിന്ന് ലഭിക്കുന്ന റേഡിയേഷൻ ഫ്ലക്സ് ദൂരത്തിന്റെ ചതുരത്തിന് വിപരീതമായി കുറയുന്നു. ദൃശ്യമായ Z.v. - ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ തിളക്കം, ആകാശത്തേക്ക് നോക്കുമ്പോൾ നിരീക്ഷകൻ കാണുന്നു. സമ്പൂർണ്ണ Z.v. - യഥാർത്ഥ തെളിച്ചത്തിന്റെ അളവ്, ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ തെളിച്ചത്തിന്റെ നിലവാരത്തെ പ്രതിനിധീകരിക്കുന്നു, അത് 10 പിസി അകലത്തിലായിരിക്കും. ദൃശ്യമായ Z.v യുടെ ഒരു സംവിധാനം ഹിപ്പാർക്കസ് കണ്ടുപിടിച്ചു. രണ്ടാം നൂറ്റാണ്ടിൽ ബി.സി. നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് അവയുടെ പ്രകടമായ തെളിച്ചമനുസരിച്ച് സംഖ്യകൾ നൽകി; ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ കാന്തിമാനം 1 ആയിരുന്നു, ഏറ്റവും മങ്ങിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ 6 ആം ആയിരുന്നു. എല്ലാ ആർ. 19-ആം നൂറ്റാണ്ട് ഈ സംവിധാനം പരിഷ്‌ക്കരിച്ചിരിക്കുന്നു. ആധുനിക സ്കെയിൽ Z.v. Z.v നിർണ്ണയിക്കുന്നതിലൂടെ സ്ഥാപിക്കപ്പെട്ടു. വടക്ക് അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രതിനിധി സാമ്പിൾ. ലോകത്തിന്റെ ധ്രുവങ്ങൾ (വടക്കൻ ധ്രുവ നിര). അവരുടെ അഭിപ്രായത്തിൽ, Z.v. മറ്റെല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും. ഇത് ഒരു ലോഗരിഥമിക് സ്കെയിലാണ്, അതിൽ ഒന്നാം കാന്തിമാനം നക്ഷത്രങ്ങൾ ആറാമത്തെ മാഗ്നിറ്റ്യൂഡ് നക്ഷത്രങ്ങളേക്കാൾ 100 മടങ്ങ് തെളിച്ചമുള്ളതാണ്. അളവെടുപ്പ് കൃത്യത വർധിച്ചപ്പോൾ, പത്തിലൊന്ന് അവതരിപ്പിക്കേണ്ടി വന്നു. ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ഒന്നാം കാന്തിമാനത്തേക്കാൾ തെളിച്ചമുള്ളവയാണ്, ചിലതിന് നെഗറ്റീവ് മാഗ്നിറ്റ്യൂഡുകളുണ്ട്.

നക്ഷത്ര പിണ്ഡം -അറിയപ്പെടുന്ന പരിക്രമണപഥങ്ങളും ദൂരവും (M 1 +M 2 = R 3 /T 2) ഉള്ള ബൈനറി നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഘടകങ്ങൾക്ക് മാത്രം നേരിട്ട് നിർണ്ണയിക്കുന്ന ഒരു പരാമീറ്റർ. അത്. ഏതാനും ഡസൻ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിണ്ഡം മാത്രമേ സ്ഥാപിക്കപ്പെട്ടിട്ടുള്ളൂ, എന്നാൽ വളരെ വലിയ സംഖ്യയ്ക്ക്, പിണ്ഡം-കാന്തി ആശ്രിതത്വത്തിൽ നിന്ന് നിർണ്ണയിക്കാനാകും. 40 സൗരപിണ്ഡത്തിൽ കൂടുതലും 0.1 സൗര പിണ്ഡത്തിൽ താഴെയുമുള്ള പിണ്ഡങ്ങൾ വളരെ വിരളമാണ്. മിക്ക നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും പിണ്ഡം സൂര്യന്റെ പിണ്ഡത്തേക്കാൾ കുറവാണ്. അത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കേന്ദ്രത്തിലെ താപനിലയ്ക്ക് ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ ആരംഭിക്കുന്ന തലത്തിൽ എത്താൻ കഴിയില്ല, മാത്രമല്ല അവയുടെ ഊർജ്ജത്തിന്റെ ഏക ഉറവിടം കെൽവിൻ-ഹെൽംഹോൾട്ട്സ് കംപ്രഷൻ ആണ്. അത്തരം വസ്തുക്കളെ വിളിക്കുന്നു തവിട്ട് കുള്ളന്മാർ.

മാസ്-ലുമിനോസിറ്റി അനുപാതം, 1924-ൽ എഡിംഗ്ടൺ കണ്ടെത്തി, പ്രകാശമാനത L ഉം നക്ഷത്ര പിണ്ഡവും M ഉം തമ്മിലുള്ള ബന്ധം. അനുപാതത്തിന് L / Lc \u003d (M / Mc) a എന്ന രൂപമുണ്ട്, ഇവിടെ Lc, Mc എന്നിവ യഥാക്രമം സൂര്യന്റെ പ്രകാശവും പിണ്ഡവുമാണ്. , മൂല്യം എസാധാരണയായി 3-5 പരിധിയിലാണ്. സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ നിരീക്ഷിച്ച ഗുണങ്ങൾ പ്രധാനമായും അവയുടെ പിണ്ഡം അനുസരിച്ചാണ് നിർണ്ണയിക്കുന്നത് എന്ന വസ്തുതയിൽ നിന്നാണ് ഈ അനുപാതം പിന്തുടരുന്നത്. കുള്ളൻ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കുള്ള ഈ ബന്ധം നിരീക്ഷണങ്ങളോട് നന്നായി യോജിക്കുന്നു. അവയുടെ പിണ്ഡം നേരിട്ട് അളക്കാൻ പ്രയാസമാണെങ്കിലും, സൂപ്പർജയന്റുകളിലും ഭീമൻമാരിലും ഇത് സാധുതയുള്ളതാണെന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു. വെളുത്ത കുള്ളന്മാർക്ക് അനുപാതം ബാധകമല്ല, കാരണം അവയുടെ പ്രകാശം വർദ്ധിപ്പിക്കുന്നു.

താപനില നക്ഷത്രംനക്ഷത്രത്തിന്റെ ചില പ്രദേശങ്ങളിലെ താപനിലയാണ്. ഏതൊരു വസ്തുവിന്റെയും ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട ഭൗതിക സവിശേഷതകളിൽ ഒന്നാണിത്. എന്നിരുന്നാലും, നക്ഷത്രത്തിന്റെ വിവിധ ഭാഗങ്ങളുടെ താപനില വ്യത്യസ്തമാണ് എന്ന വസ്തുതയും, താപനില എന്നത് വൈദ്യുതകാന്തിക വികിരണത്തിന്റെ പ്രവാഹത്തെയും വിവിധ ആറ്റങ്ങൾ, അയോണുകൾ, ന്യൂക്ലിയസുകൾ എന്നിവയുടെ സാന്നിധ്യത്തെയും ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്ന ഒരു തെർമോഡൈനാമിക് അളവാണ്. നക്ഷത്രാന്തരീക്ഷത്തിലെ ചില പ്രദേശങ്ങളിൽ, ഈ വ്യത്യാസങ്ങളെല്ലാം ഫലവത്തായ താപനിലയിൽ സംയോജിപ്പിച്ചിരിക്കുന്നു, ഇത് ഫോട്ടോസ്ഫിയറിലെ നക്ഷത്രത്തിന്റെ വികിരണവുമായി അടുത്ത ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഫലപ്രദമായ താപനില, ഒരു നക്ഷത്രം അതിന്റെ ഉപരിതലത്തിന്റെ ഓരോ യൂണിറ്റ് വിസ്തീർണ്ണത്തിലും പുറത്തുവിടുന്ന മൊത്തം ഊർജ്ജത്തിന്റെ അളവ് വ്യക്തമാക്കുന്ന ഒരു പരാമീറ്റർ. നക്ഷത്ര ഊഷ്മാവ് വിവരിക്കുന്നതിനുള്ള അവ്യക്തമായ രീതിയാണിത്. ഈ. പൂർണ്ണമായും കറുത്ത ശരീരത്തിന്റെ താപനിലയാണ് നിർണ്ണയിക്കുന്നത്, ഇത് സ്റ്റെഫാൻ-ബോൾട്ട്സ്മാൻ നിയമമനുസരിച്ച്, ഒരു യൂണിറ്റ് ഉപരിതല വിസ്തീർണ്ണത്തിന് ഒരു നക്ഷത്രം പോലെ അതേ ശക്തി പ്രസരിപ്പിക്കും. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ സ്പെക്ട്രം തികച്ചും കറുത്ത ശരീരത്തിന്റെ സ്പെക്ട്രത്തിൽ നിന്ന് കാര്യമായ വ്യത്യാസമുണ്ടെങ്കിലും, ഫലപ്രദമായ താപനില നക്ഷത്ര ഫോട്ടോസ്ഫിയറിന്റെ പുറം പാളികളിലെ വാതകത്തിന്റെ ഊർജ്ജത്തെ ചിത്രീകരിക്കുകയും അത് സാധ്യമാക്കുകയും ചെയ്യുന്നു, Wien displacement നിയമം (λ max = 0.29/T), പരമാവധി നക്ഷത്ര വികിരണത്തിന്റെ തരംഗദൈർഘ്യം നിർണ്ണയിക്കാൻ, അതിനാൽ നക്ഷത്രത്തിന്റെ നിറവും.

എഴുതിയത് വലിപ്പങ്ങൾനക്ഷത്രങ്ങളെ കുള്ളൻ, ഉപകുള്ളൻ, സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങൾ, ഭീമൻ, ഉപ ഭീമൻ, സൂപ്പർജയന്റ് എന്നിങ്ങനെ തിരിച്ചിരിക്കുന്നു.

സ്പെക്ട്രംനക്ഷത്രങ്ങൾ അതിന്റെ താപനില, മർദ്ദം, പ്രകാശമണ്ഡലത്തിന്റെ വാതക സാന്ദ്രത, കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ ശക്തി, രാസവസ്തു എന്നിവയെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. രചന.

സ്പെക്ട്രൽ ക്ലാസുകൾ, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വർണ്ണരാജി (ഒന്നാമതായി, സ്പെക്ട്രൽ ലൈനുകളുടെ തീവ്രത അനുസരിച്ച്) വർഗ്ഗീകരണം ആദ്യമായി അവതരിപ്പിച്ചത് ഇറ്റാലിയൻ ആണ്. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ സെച്ചി. ഇന്റേണലിനെ കുറിച്ചുള്ള അറിവ് വികസിപ്പിച്ചതിനാൽ, ലെറ്റർ പദവികൾ അവതരിപ്പിച്ചു, ടു-റൈ പരിഷ്കരിച്ചു. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഘടന. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ നിറം അതിന്റെ ഉപരിതലത്തിന്റെ താപനിലയെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു, അതിനാൽ ആധുനികതയിൽ. സ്പെക്ട്രൽ വർഗ്ഗീകരണം ഡ്രേപ്പർ (ഹാർവാർഡ്) എസ്.കെ. താപനിലയുടെ അവരോഹണ ക്രമത്തിൽ ക്രമീകരിച്ചിരിക്കുന്നു:

ഹെർട്സ്പ്രംഗ്-റസ്സൽ ഡയഗ്രം, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രണ്ട് പ്രധാന സ്വഭാവസവിശേഷതകൾ നിർണ്ണയിക്കാൻ നിങ്ങളെ അനുവദിക്കുന്ന ഒരു ഗ്രാഫ്, കേവല കാന്തിമാനവും താപനിലയും തമ്മിലുള്ള ബന്ധം പ്രകടിപ്പിക്കുന്നു. 1914-ൽ ആദ്യത്തെ ഡയഗ്രം പ്രസിദ്ധീകരിച്ച ഡാനിഷ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ഹെർട്സ്പ്രംഗ്, അമേരിക്കൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ റെസെൽ എന്നിവരുടെ പേരിലാണ് ഈ പേര് ലഭിച്ചത്. ഏറ്റവും ചൂടേറിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ ഡയഗ്രാമിന്റെ ഇടതുവശത്തും ഏറ്റവും ഉയർന്ന പ്രകാശമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ മുകളിലുമാണ്. മുകളിൽ ഇടത് മൂലയിൽ നിന്ന് താഴെ വലത്തേക്ക് പ്രധാന ക്രമം,നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമത്തെ പ്രതിഫലിപ്പിക്കുകയും കുള്ളൻ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ അവസാനിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. മിക്ക നക്ഷത്രങ്ങളും ഈ ശ്രേണിയിൽ പെട്ടവരാണ്. സൂര്യനും ഈ ശ്രേണിയിൽ പെടുന്നു. ഈ ക്രമത്തിന് മുകളിൽ ഉപജയൻറുകളും സൂപ്പർജയന്റുകളും ഭീമന്മാരും ആ ക്രമത്തിൽ ഉണ്ട്, താഴെ സബ്ഡ്വാർഫുകളും വെളുത്ത കുള്ളന്മാരും ഉണ്ട്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഈ ഗ്രൂപ്പുകളെ വിളിക്കുന്നു ലുമിനോസിറ്റി ക്ലാസുകൾ.

സന്തുലിതാവസ്ഥകൾ: അറിയപ്പെടുന്നതുപോലെ, അനിയന്ത്രിതമായ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ പ്രതികരണങ്ങൾ സംഭവിക്കുന്ന ഒരേയൊരു പ്രകൃതിദത്ത വസ്തുക്കളാണ് നക്ഷത്രങ്ങൾ, അവ വലിയ അളവിൽ ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടുകയും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ താപനില നിർണ്ണയിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. മിക്ക നക്ഷത്രങ്ങളും നിശ്ചലാവസ്ഥയിലാണ്, അതായത് അവ പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നില്ല. ചില നക്ഷത്രങ്ങൾ പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നു (പുതിയതും സൂപ്പർനോവയും എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നവ). എന്തുകൊണ്ടാണ് നക്ഷത്രങ്ങൾ പൊതുവെ സന്തുലിതാവസ്ഥയിലുള്ളത്? നിശ്ചല നക്ഷത്രങ്ങളിലെ ന്യൂക്ലിയർ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ ശക്തി ഗുരുത്വാകർഷണബലത്താൽ സന്തുലിതമാക്കപ്പെടുന്നു, അതിനാലാണ് ഈ നക്ഷത്രങ്ങൾ സന്തുലിതാവസ്ഥ നിലനിർത്തുന്നത്.

അറിയപ്പെടുന്ന കോണീയ അളവുകളിൽ നിന്നും ദൂരത്തിൽ നിന്നും ലൂമിനറിയുടെ രേഖീയ അളവുകളുടെ കണക്കുകൂട്ടൽ.

ടിക്കറ്റ് #17

1. സ്റ്റെഫാൻ-ബോൾട്ട്സ്മാൻ നിയമത്തിന്റെ ഭൗതിക അർത്ഥവും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഭൗതിക സവിശേഷതകൾ നിർണ്ണയിക്കുന്നതിനുള്ള അതിന്റെ പ്രയോഗവും.

സ്റ്റെഫാൻ-ബോൾട്ട്സ്മാൻ നിയമം, പൂർണ്ണമായും കറുത്ത ശരീരത്തിന്റെ മൊത്തം വികിരണ ശക്തിയും അതിന്റെ താപനിലയും തമ്മിലുള്ള അനുപാതം. ഒരു യൂണിറ്റ് റേഡിയേഷൻ ഏരിയയുടെ മൊത്തം ശക്തി 1 m 2 ൽ W-ൽ ഫോർമുല നൽകുന്നു P \u003d σ T 4,എവിടെ σ \u003d 5.67 * 10 -8 W / m 2 K 4 - സ്റ്റെഫാൻ-ബോൾട്ട്സ്മാൻ സ്ഥിരാങ്കം, ടി - ഒരു കേവല കറുത്ത ശരീരത്തിന്റെ കേവല താപനില. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞൻ ഒരു കറുത്ത ശരീരം പോലെ അപൂർവ്വമായി വികിരണം ചെയ്യുന്നുണ്ടെങ്കിലും, അവയുടെ എമിഷൻ സ്പെക്ട്രം പലപ്പോഴും ഒരു യഥാർത്ഥ വസ്തുവിന്റെ സ്പെക്ട്രത്തിന്റെ നല്ല മാതൃകയാണ്. നാലാമത്തെ ശക്തിയിലേക്കുള്ള താപനിലയെ ആശ്രയിക്കുന്നത് വളരെ ശക്തമാണ്.

e എന്നത് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഒരു യൂണിറ്റ് പ്രതലത്തിലെ വികിരണ ഊർജ്ജമാണ്

L എന്നത് നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രകാശമാണ്, R എന്നത് നക്ഷത്രത്തിന്റെ ആരമാണ്.

സ്റ്റെഫാൻ-ബോൾട്ട്‌സ്മാൻ ഫോർമുലയും വീനിന്റെ നിയമവും ഉപയോഗിച്ച്, തരംഗദൈർഘ്യം നിർണ്ണയിക്കപ്പെടുന്നു, ഇത് പരമാവധി വികിരണത്തിന് കാരണമാകുന്നു:

l max T = b, b - Wien കോൺസ്റ്റന്റ്

നിങ്ങൾക്ക് വിപരീതമായി തുടരാം, അതായത്, പ്രകാശവും താപനിലയും ഉപയോഗിച്ച്, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വലുപ്പം നിർണ്ണയിക്കുക

2. പര്യവസാനത്തിലും അതിന്റെ തകർച്ചയിലും ലുമിനറിയുടെ നൽകിയിരിക്കുന്ന ഉയരം അനുസരിച്ച് നിരീക്ഷണ സ്ഥലത്തിന്റെ ഭൂമിശാസ്ത്രപരമായ അക്ഷാംശത്തിന്റെ നിർണ്ണയം.

H = 90 0 - +

h - ലുമിനറിയുടെ ഉയരം

ടിക്കറ്റ് #18

വേരിയബിൾ, നോൺ-സ്റ്റേഷണറി നക്ഷത്രങ്ങൾ. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്വഭാവത്തെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനത്തിന് അവയുടെ പ്രാധാന്യം.

വേരിയബിൾ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ തെളിച്ചം കാലത്തിനനുസരിച്ച് മാറുന്നു. ഇപ്പോൾ അറിയപ്പെടുന്നത് ഏകദേശം. 3*10 4 . പി.ഇസഡ്. അവയെ ഭൌതികമായവയായി തിരിച്ചിരിക്കുന്നു, അവയുടെ തെളിച്ചം അവയിലോ അവയുടെ സമീപത്തോ നടക്കുന്ന പ്രക്രിയകൾ കാരണം മാറുന്നു, കൂടാതെ ഒപ്റ്റിക്കൽ ഒപ്റ്റിക്കൽ, ഈ മാറ്റം ഭ്രമണം അല്ലെങ്കിൽ പരിക്രമണ ചലനം മൂലമാണ്.

ശാരീരികത്തിന്റെ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട തരങ്ങൾ P.Z.:

സ്പന്ദിക്കുന്ന -സെഫീഡുകൾ, മിറ സെറ്റി പോലെയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ, സെമി-റെഗുലർ, അനിയത ചുവന്ന ഭീമന്മാർ;

പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന(സ്ഫോടനാത്മകം) - ഷെല്ലുകളുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ, ഇളം ക്രമരഹിതമായ വേരിയബിളുകൾ, ഉൾപ്പെടെ. ടി ടൗറി തരം നക്ഷത്രങ്ങൾ (ഡിഫ്യൂസ് നെബുലയുമായി ബന്ധപ്പെട്ട വളരെ ചെറുപ്പത്തിലുള്ള ക്രമരഹിത നക്ഷത്രങ്ങൾ), ഹബിൾ-സീനെജ സൂപ്പർജയന്റ്സ് (ഉയർന്ന തിളക്കമുള്ള ചൂടുള്ള സൂപ്പർജയന്റുകൾ, ഗാലക്സികളിലെ ഏറ്റവും തിളക്കമുള്ള വസ്തുക്കൾ. അവ അസ്ഥിരവും എഡിംഗ്ടൺ പ്രകാശത്തിന്റെ പരിധിക്കടുത്തുള്ള വികിരണ സ്രോതസ്സുകളുമാണ്. നക്ഷത്ര ഷെല്ലുകളുടെ "നഷ്ടം" പൊട്ടൻഷ്യൽ സൂപ്പർനോവ.), ജ്വലിക്കുന്ന ചുവന്ന കുള്ളൻ;

ദുരന്തം -നോവ, സൂപ്പർനോവ, സഹജീവി;

എക്സ്-റേ ഇരട്ട നക്ഷത്രങ്ങൾ

വ്യക്തമാക്കിയ P.z. അറിയപ്പെടുന്ന ഭൗതികത്തിന്റെ 98% ഉൾപ്പെടുന്നു ഒപ്റ്റിക്കൽ ബൈനറികളും പൾസാറുകൾ, മാഗ്നറ്റിക് വേരിയബിളുകൾ എന്നിവ പോലെ കറങ്ങുന്ന ബൈനറികളും ഉൾപ്പെടുന്നു. സൂര്യൻ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നവയുടെതാണ്, കാരണം. ഡിസ്കിൽ സൺസ്പോട്ടുകൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുമ്പോൾ അതിന്റെ വ്യാപ്തി അല്പം മാറുന്നു.

സ്പന്ദിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളിൽ, സെഫീഡുകൾ വളരെ രസകരമാണ്, ഇത്തരത്തിലുള്ള ആദ്യത്തെ കണ്ടെത്തിയ വേരിയബിളുകളിലൊന്നിന്റെ പേരിലാണ് ഇത് അറിയപ്പെടുന്നത് - 6 സെഫീ. ഉയർന്ന പ്രകാശവും മിതമായ താപനിലയും (മഞ്ഞ സൂപ്പർജയന്റ്സ്) ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളാണ് സെഫീഡുകൾ. പരിണാമ പ്രക്രിയയിൽ, അവർ ഒരു പ്രത്യേക ഘടന സ്വന്തമാക്കി: ഒരു നിശ്ചിത ആഴത്തിൽ, കുടലിൽ നിന്ന് വരുന്ന ഊർജ്ജം ശേഖരിക്കുന്ന ഒരു പാളി ഉയർന്നു, തുടർന്ന് അത് വീണ്ടും നൽകുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രം ചൂടാകുമ്പോൾ ഇടയ്ക്കിടെ ചുരുങ്ങുകയും തണുക്കുമ്പോൾ വികസിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. അതിനാൽ, വികിരണ ഊർജ്ജം ഒന്നുകിൽ നക്ഷത്ര വാതകത്താൽ ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെടുന്നു, അയോണൈസ് ചെയ്യുന്നു, അല്ലെങ്കിൽ വാതകം തണുക്കുമ്പോൾ, അയോണുകൾ ഇലക്ട്രോണുകൾ പിടിച്ചെടുക്കുമ്പോൾ, പ്രകാശ ക്വാണ്ട പുറപ്പെടുവിക്കുമ്പോൾ വീണ്ടും പുറത്തുവിടുന്നു. തൽഫലമായി, സെഫീഡിന്റെ തെളിച്ചം ഒരു ചട്ടം പോലെ, നിരവധി ദിവസങ്ങളിൽ പല തവണ മാറുന്നു. ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ സെഫീഡുകൾ ഒരു പ്രത്യേക പങ്ക് വഹിക്കുന്നു. 1908-ൽ, അമേരിക്കൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ഹെൻറിറ്റ ലീവിറ്റ്, ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള താരാപഥങ്ങളിലൊന്നായ ചെറിയ മഗല്ലനിക് ക്ലൗഡിൽ സെഫീഡുകളെ കുറിച്ച് പഠിച്ചു, ഈ നക്ഷത്രങ്ങൾ കൂടുതൽ തിളക്കമുള്ളതായി മാറുന്നുവെന്ന വസ്തുതയിലേക്ക് ശ്രദ്ധ ആകർഷിച്ചു. ചെറിയ മഗല്ലനിക് ക്ലൗഡിന്റെ വലുപ്പം അതിന്റെ ദൂരവുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ ചെറുതാണ്, അതായത് പ്രകടമായ തെളിച്ചത്തിലെ വ്യത്യാസം പ്രകാശത്തിന്റെ വ്യത്യാസത്തെ പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്നു. ലീവിറ്റ് കണ്ടെത്തിയ കാലയളവ്-തിളക്കത്തിന്റെ ആശ്രിതത്വത്തിന് നന്ദി, ഓരോ സെഫീഡിലേക്കുള്ള ദൂരം അതിന്റെ ശരാശരി തെളിച്ചവും വേരിയബിളിറ്റിയുടെ കാലയളവും അളന്ന് കണക്കാക്കുന്നത് എളുപ്പമാണ്. സൂപ്പർജയന്റുകളെ വ്യക്തമായി കാണാവുന്നതിനാൽ, അവ നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്ന താരതമ്യേന വിദൂര ഗാലക്സികളിലേക്കുള്ള ദൂരം പോലും നിർണ്ണയിക്കാൻ സെഫീഡുകളെ ഉപയോഗിക്കാം.സെഫീഡുകളുടെ പ്രത്യേക പങ്കിന് രണ്ടാമത്തെ കാരണമുണ്ട്. 60-കളിൽ. സോവിയറ്റ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ യൂറി നിക്കോളാവിച്ച് എഫ്രെമോവ്, സെഫീഡ് കാലഘട്ടം എത്രത്തോളം നീണ്ടുനിൽക്കുന്നുവോ, ഈ നക്ഷത്രത്തിന് പ്രായം കുറവാണെന്ന് കണ്ടെത്തി. കാലഘട്ട-പ്രായ ആശ്രിതത്വത്തിൽ നിന്ന് ഓരോ സെഫീഡിന്റെയും പ്രായം നിർണ്ണയിക്കുന്നത് ബുദ്ധിമുട്ടുള്ള കാര്യമല്ല. പരമാവധി കാലയളവുകളുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളെ തിരഞ്ഞെടുത്ത് അവ ഉൾപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രഗ്രൂപ്പുകൾ പഠിക്കുന്നതിലൂടെ, ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ ഗാലക്സിയിലെ ഏറ്റവും പ്രായം കുറഞ്ഞ ഘടനകൾ പര്യവേക്ഷണം ചെയ്യുന്നു. മറ്റ് സ്പന്ദിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ച് സെഫീഡുകൾ ആനുകാലിക വേരിയബിളുകളുടെ പേരിന് അർഹമാണ്. തെളിച്ചത്തിന്റെ ഓരോ തുടർന്നുള്ള ചക്രവും സാധാരണയായി മുമ്പത്തേത് വളരെ കൃത്യമായി ആവർത്തിക്കുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, ഒഴിവാക്കലുകൾ ഉണ്ട്, അവയിൽ ഏറ്റവും പ്രശസ്തമായത് നോർത്ത് സ്റ്റാർ ആണ്. വളരെ തുച്ഛമായ ശ്രേണിയിൽ തെളിച്ചം മാറ്റുന്നുണ്ടെങ്കിലും ഇത് സെഫീഡുകളുടേതാണെന്ന് പണ്ടേ കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്. എന്നാൽ സമീപ ദശകങ്ങളിൽ, ഈ ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകൾ മങ്ങാൻ തുടങ്ങി, 90-കളുടെ മധ്യത്തോടെ. ധ്രുവനക്ഷത്രം സ്പന്ദിക്കുന്നത് പ്രായോഗികമായി അവസാനിപ്പിച്ചു.

ഷെല്ലുകളുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ, തുടർച്ചയായി അല്ലെങ്കിൽ ക്രമരഹിതമായ ഇടവേളകളിൽ ഭൂമധ്യരേഖയിൽ നിന്നോ ഗോളാകൃതിയിലുള്ള ഷെല്ലിൽ നിന്നോ ഒരു വളയം വാതകം ചൊരിയുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾ. 3. ഏകദേശം കൂടെ. - സ്പെക്ട്രൽ ക്ലാസ് ബിയുടെ ഭീമൻ അല്ലെങ്കിൽ കുള്ളൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ, അതിവേഗം ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നതും നാശത്തിന്റെ പരിധിക്ക് അടുത്താണ്. ഷെൽ എജക്ഷൻ സാധാരണയായി തെളിച്ചം കുറയുകയോ വർദ്ധിക്കുകയോ ചെയ്യുന്നു.

സഹജീവി നക്ഷത്രങ്ങൾ, സ്പെക്ട്രയിൽ എമിഷൻ ലൈനുകൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾ ചുവന്ന ഭീമന്റെയും ചൂടുള്ള വസ്തുവിന്റെയും സ്വഭാവ സവിശേഷതകളെ സംയോജിപ്പിക്കുന്നു - ഒരു വെളുത്ത കുള്ളൻ അല്ലെങ്കിൽ അത്തരം ഒരു നക്ഷത്രത്തിന് ചുറ്റുമുള്ള ഒരു അക്രിഷൻ ഡിസ്ക്.

RR Lyrae നക്ഷത്രങ്ങൾ സ്പന്ദിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ മറ്റൊരു പ്രധാന ഗ്രൂപ്പിനെ പ്രതിനിധീകരിക്കുന്നു. സൂര്യന്റെ അതേ പിണ്ഡമുള്ള പഴയ നക്ഷത്രങ്ങളാണിവ. അവയിൽ പലതും ഗോളാകൃതിയിലുള്ള നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങളിലാണ്. ചട്ടം പോലെ, അവർ ഒരു ദിവസത്തിനുള്ളിൽ ഒരു കാന്തിമാനം കൊണ്ട് അവരുടെ തെളിച്ചം മാറ്റുന്നു. സെഫീഡുകളുടേത് പോലെ അവയുടെ ഗുണങ്ങളും ജ്യോതിശാസ്ത്ര ദൂരങ്ങൾ കണക്കാക്കാൻ ഉപയോഗിക്കുന്നു.

ആർ നോർത്ത് കിരീടംഅവളെപ്പോലുള്ള താരങ്ങൾ തികച്ചും പ്രവചനാതീതമായ രീതിയിലാണ് പെരുമാറുന്നത്. ഈ നക്ഷത്രം സാധാരണയായി നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ട് കാണാൻ കഴിയും. ഏതാനും വർഷങ്ങൾ കൂടുമ്പോൾ, അതിന്റെ തെളിച്ചം ഏകദേശം എട്ടാമത്തെ കാന്തിമാനത്തിലേക്ക് താഴുന്നു, തുടർന്ന് ക്രമേണ വർദ്ധിക്കുന്നു, അതിന്റെ മുൻ നിലയിലേക്ക് മടങ്ങുന്നു. പ്രത്യക്ഷത്തിൽ, ഈ സൂപ്പർജയന്റ് നക്ഷത്രം കാർബണിന്റെ മേഘങ്ങളെ വലിച്ചെറിയുന്നു, അത് ധാന്യങ്ങളായി ഘനീഭവിച്ച് മണം പോലെയുള്ള ഒന്ന് ഉണ്ടാക്കുന്നു എന്നതാണ്. ഈ കട്ടിയുള്ള കറുത്ത മേഘങ്ങളിൽ ഒന്ന് നമുക്കും ഒരു നക്ഷത്രത്തിനും ഇടയിലൂടെ കടന്നുപോകുകയാണെങ്കിൽ, മേഘം ബഹിരാകാശത്തേക്ക് ചിതറുന്നത് വരെ അത് നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രകാശത്തെ മറയ്ക്കുന്നു. ഈ തരത്തിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ഇടതൂർന്ന പൊടി ഉണ്ടാക്കുന്നു, നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെടുന്ന പ്രദേശങ്ങളിൽ ഇതിന് ചെറിയ പ്രാധാന്യമില്ല.

മിന്നുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾ. സൂര്യനിലെ കാന്തിക പ്രതിഭാസങ്ങൾ സൗരകളങ്കങ്ങൾക്കും സൗരജ്വാലകൾക്കും കാരണമാകുന്നു, പക്ഷേ അവയ്ക്ക് സൂര്യന്റെ തെളിച്ചത്തെ കാര്യമായി ബാധിക്കാൻ കഴിയില്ല. ചില നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് - ചുവന്ന കുള്ളന്മാർ - ഇത് അങ്ങനെയല്ല: അവയിൽ, അത്തരം ഫ്ലാഷുകൾ വലിയ അനുപാതത്തിൽ എത്തുന്നു, തൽഫലമായി, പ്രകാശ ഉദ്‌വമനം ഒരു മുഴുവൻ നക്ഷത്രമാഗ്നിറ്റ്യൂഡ് അല്ലെങ്കിൽ അതിലും കൂടുതൽ വർദ്ധിക്കും. സൂര്യനോട് ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള നക്ഷത്രമായ പ്രോക്സിമ സെന്റോറി അത്തരത്തിലുള്ള ഒരു ഫ്ലെയർ നക്ഷത്രമാണ്. ഈ പ്രകാശ സ്ഫോടനങ്ങൾ മുൻകൂട്ടി പ്രവചിക്കാൻ കഴിയില്ല, അവ ഏതാനും മിനിറ്റുകൾ മാത്രമേ നിലനിൽക്കൂ.

ഒരു നിശ്ചിത ഭൂമിശാസ്ത്രപരമായ അക്ഷാംശത്തിലെ പര്യവസാനത്തിൽ അതിന്റെ ഉയരം അനുസരിച്ച് ലുമിനറിയുടെ തകർച്ചയുടെ കണക്കുകൂട്ടൽ.

H = 90 0 - +

h - ലുമിനറിയുടെ ഉയരം

ടിക്കറ്റ് #19

ബൈനറി നക്ഷത്രങ്ങളും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഭൗതിക സവിശേഷതകൾ നിർണ്ണയിക്കുന്നതിൽ അവയുടെ പങ്കും.

ഗുരുത്വാകർഷണ ബലങ്ങളാൽ ഒരു സിസ്റ്റത്തിലേക്ക് ബന്ധിപ്പിച്ച് ഒരു പൊതു ഗുരുത്വാകർഷണ കേന്ദ്രത്തിന് ചുറ്റും കറങ്ങുന്ന ഒരു ജോടി നക്ഷത്രങ്ങളാണ് ബൈനറി നക്ഷത്രം. ഒരു ബൈനറി നക്ഷത്രം ഉണ്ടാക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളെ അതിന്റെ ഘടകങ്ങൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ബൈനറി നക്ഷത്രങ്ങൾ വളരെ സാധാരണമാണ്, അവ പല തരങ്ങളായി തിരിച്ചിരിക്കുന്നു.

ഒരു വിഷ്വൽ ഇരട്ട നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഓരോ ഘടകങ്ങളും ഒരു ദൂരദർശിനിയിലൂടെ വ്യക്തമായി കാണാം. അവയ്ക്കിടയിലുള്ള ദൂരവും പരസ്പര ദിശാബോധവും കാലത്തിനനുസരിച്ച് പതുക്കെ മാറുന്നു.

ഒരു എക്ലിപ്സിംഗ് ബൈനറിയുടെ ഘടകങ്ങൾ പരസ്പരം മാറിമാറി മറയ്ക്കുന്നു, അതിനാൽ സിസ്റ്റത്തിന്റെ തെളിച്ചം താൽക്കാലികമായി ദുർബലമാകുന്നു, രണ്ട് തെളിച്ച മാറ്റങ്ങൾക്കിടയിലുള്ള കാലയളവ് പരിക്രമണ കാലയളവിന്റെ പകുതിക്ക് തുല്യമാണ്. ഘടകങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള കോണീയ അകലം വളരെ ചെറുതാണ്, നമുക്ക് അവയെ പ്രത്യേകം നിരീക്ഷിക്കാൻ കഴിയില്ല.

സ്പെക്ട്രൽ ബൈനറി നക്ഷത്രങ്ങളെ അവയുടെ സ്പെക്ട്രയിലെ മാറ്റങ്ങളിലൂടെയാണ് കണ്ടെത്തുന്നത്. പരസ്പര രക്തചംക്രമണത്തിലൂടെ, നക്ഷത്രങ്ങൾ ഇടയ്ക്കിടെ ഭൂമിയിലേക്ക് നീങ്ങുന്നു, അല്ലെങ്കിൽ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് അകന്നുപോകുന്നു. സ്പെക്ട്രത്തിലെ ഡോപ്ലർ പ്രഭാവം ചലനത്തിലെ മാറ്റങ്ങൾ നിർണ്ണയിക്കാൻ ഉപയോഗിക്കാം.

പ്രകാശത്തിന്റെ ധ്രുവീകരണത്തിലെ കാലാനുസൃതമായ മാറ്റങ്ങളാണ് ധ്രുവീകരണ ബൈനറികളുടെ സവിശേഷത. അത്തരം സിസ്റ്റങ്ങളിൽ, നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ പരിക്രമണ ചലനത്തിലെ വാതകവും പൊടിയും അവയ്ക്കിടയിലുള്ള സ്ഥലത്ത് പ്രകാശിപ്പിക്കുന്നു, ഈ പദാർത്ഥത്തിന്റെ പ്രകാശത്തിന്റെ ആംഗിൾ ഇടയ്ക്കിടെ മാറുന്നു, അതേസമയം ചിതറിയ പ്രകാശം ധ്രുവീകരിക്കപ്പെടുന്നു. ഈ ഇഫക്റ്റുകളുടെ കൃത്യമായ അളവുകൾ കണക്കുകൂട്ടുന്നത് സാധ്യമാക്കുന്നു പരിക്രമണപഥങ്ങൾ, നക്ഷത്ര പിണ്ഡത്തിന്റെ അനുപാതങ്ങൾ, വലുപ്പങ്ങൾ, വേഗത, ഘടകങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള ദൂരം. ഉദാഹരണത്തിന്, ഒരു നക്ഷത്രം ഗ്രഹണവും സ്പെക്ട്രോസ്കോപ്പിക് ബൈനറിയും ആണെങ്കിൽ, ഒരാൾക്ക് നിർണ്ണയിക്കാനാകും ഓരോ നക്ഷത്രത്തിന്റെയും പിണ്ഡവും ഭ്രമണപഥത്തിന്റെ ചെരിവും. ഗ്രഹണ നിമിഷങ്ങളിലെ തെളിച്ചത്തിലെ മാറ്റത്തിന്റെ സ്വഭാവമനുസരിച്ച്, ഒരാൾക്ക് നിർണ്ണയിക്കാനാകും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആപേക്ഷിക വലിപ്പവും അവയുടെ അന്തരീക്ഷ ഘടനയും പഠിക്കുക. എക്സ്-റേ ശ്രേണിയിൽ വികിരണത്തിന്റെ ഉറവിടമായി പ്രവർത്തിക്കുന്ന ബൈനറി നക്ഷത്രങ്ങളെ എക്സ്-റേ ബൈനറികൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. പല കേസുകളിലും, ബൈനറി സിസ്റ്റത്തിന്റെ പിണ്ഡത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തെ ചുറ്റിപ്പറ്റിയുള്ള മൂന്നാമത്തെ ഘടകം നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു. ചിലപ്പോൾ ബൈനറി സിസ്റ്റത്തിന്റെ ഘടകങ്ങളിലൊന്ന് (അല്ലെങ്കിൽ രണ്ടും), അതാകട്ടെ, ബൈനറി നക്ഷത്രങ്ങളായി മാറിയേക്കാം. ഒരു ട്രിപ്പിൾ സിസ്റ്റത്തിലെ ഒരു ബൈനറി നക്ഷത്രത്തിന്റെ അടുത്ത ഘടകങ്ങൾക്ക് നിരവധി ദിവസങ്ങളുടെ കാലയളവ് ഉണ്ടായിരിക്കാം, അതേസമയം മൂന്നാമത്തെ മൂലകത്തിന് നൂറുകണക്കിന് അല്ലെങ്കിൽ ആയിരക്കണക്കിന് വർഷങ്ങളുടെ ദൈർഘ്യമുള്ള ഒരു അടുത്ത ജോഡിയുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ പൊതു കേന്ദ്രത്തെ ചുറ്റാൻ കഴിയും.

ഒരു ബൈനറി സിസ്റ്റത്തിൽ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വേഗത അളക്കുന്നതും സാർവത്രിക ഗുരുത്വാകർഷണ നിയമം പ്രയോഗിക്കുന്നതും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിണ്ഡം നിർണ്ണയിക്കുന്നതിനുള്ള ഒരു പ്രധാന രീതിയാണ്. നക്ഷത്ര പിണ്ഡം കണക്കാക്കുന്നതിനുള്ള ഏക മാർഗ്ഗം ബൈനറി നക്ഷത്രങ്ങളെ പഠിക്കുക എന്നതാണ്.

അടുത്തടുത്തുള്ള ബൈനറി നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഒരു സിസ്റ്റത്തിൽ, പരസ്പര ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികൾ അവ ഓരോന്നും വലിച്ചുനീട്ടുന്നു, അതിന് ഒരു പിയറിന്റെ ആകൃതി നൽകുന്നു. ഗുരുത്വാകർഷണം വേണ്ടത്ര ശക്തമാണെങ്കിൽ, ദ്രവ്യം ഒരു നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് ഒഴുകി മറ്റൊന്നിലേക്ക് പതിക്കാൻ തുടങ്ങുന്ന ഒരു നിർണായക നിമിഷം വരുന്നു. ഈ രണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ചുറ്റും ഒരു ത്രിമാന ഫിഗർ-എട്ട് രൂപത്തിൽ ഒരു പ്രത്യേക പ്രദേശമുണ്ട്, അതിന്റെ ഉപരിതലം ഒരു നിർണായക അതിർത്തിയാണ്. പിയർ ആകൃതിയിലുള്ള ഈ രണ്ട് രൂപങ്ങൾ, ഓരോന്നിനും സ്വന്തം നക്ഷത്രത്തിന് ചുറ്റുമുള്ളവയെ റോച്ചെ ലോബുകൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രം അതിന്റെ റോഷെ ലോബിൽ നിറയുന്ന തരത്തിൽ വളരുകയാണെങ്കിൽ, അതിൽ നിന്നുള്ള ദ്രവ്യം ദ്വാരങ്ങൾ സ്പർശിക്കുന്ന സ്ഥലത്ത് മറ്റേ നക്ഷത്രത്തിലേക്ക് കുതിക്കുന്നു. പലപ്പോഴും, നക്ഷത്ര പദാർത്ഥങ്ങൾ നേരിട്ട് നക്ഷത്രത്തിലേക്ക് പതിക്കുന്നില്ല, പക്ഷേ ആദ്യം ചുറ്റും വളച്ചൊടിക്കുന്നു, ഇത് അക്രിഷൻ ഡിസ്ക് എന്നറിയപ്പെടുന്നു. രണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങളും അവയുടെ റോഷെ ലോബുകൾ നിറയ്ക്കുന്ന തരത്തിൽ വികസിച്ചിട്ടുണ്ടെങ്കിൽ, ഒരു കോൺടാക്റ്റ് ബൈനറി നക്ഷത്രം രൂപം കൊള്ളുന്നു. രണ്ട് നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നുമുള്ള പദാർത്ഥങ്ങൾ രണ്ട് നക്ഷത്രകാമ്പുകൾക്ക് ചുറ്റും ഒരു പന്തായി കലർന്ന് ലയിക്കുന്നു. ആത്യന്തികമായി എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും വീർക്കുകയും, ഭീമന്മാരായി മാറുകയും, പല നക്ഷത്രങ്ങളും ബൈനറി ആകുകയും ചെയ്യുന്നതിനാൽ, സംവദിക്കുന്ന ബൈനറി സംവിധാനങ്ങൾ അസാധാരണമല്ല.

തന്നിരിക്കുന്ന ഭൂമിശാസ്ത്രപരമായ അക്ഷാംശത്തിനായുള്ള അറിയപ്പെടുന്ന ഡിക്ലിനേഷനിൽ നിന്ന് ഉച്ചസ്ഥായിയിലെ ലുമിനറിയുടെ ഉയരം കണക്കാക്കൽ.

H = 90 0 - +

h - ലുമിനറിയുടെ ഉയരം

ടിക്കറ്റ് #20

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം, അതിന്റെ ഘട്ടങ്ങൾ, അവസാന ഘട്ടങ്ങൾ.

നക്ഷത്രങ്ങൾ നക്ഷത്രാന്തരീയ വാതകങ്ങളിലും പൊടിപടലങ്ങളിലും നെബുലകളിലും രൂപം കൊള്ളുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങളെ "രൂപപ്പെടുത്തുന്ന" പ്രധാന ശക്തി ഗുരുത്വാകർഷണമാണ്. ചില വ്യവസ്ഥകളിൽ, വളരെ അപൂർവമായ അന്തരീക്ഷം (ഇന്റർസ്റ്റെല്ലാർ ഗ്യാസ്) ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികളുടെ സ്വാധീനത്തിൽ ചുരുങ്ങാൻ തുടങ്ങുന്നു. മധ്യഭാഗത്ത് വാതകത്തിന്റെ ഒരു മേഘം ഘനീഭവിക്കുന്നു, അവിടെ കംപ്രഷൻ സമയത്ത് പുറത്തുവിടുന്ന താപം നിലനിർത്തുന്നു - ഇൻഫ്രാറെഡ് ശ്രേണിയിൽ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ഒരു പ്രോട്ടോസ്റ്റാർ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നു. പ്രോട്ടോസ്റ്റാർ അതിൽ വീഴുന്ന ദ്രവ്യത്തിന്റെ സ്വാധീനത്തിൽ ചൂടാകുന്നു, കൂടാതെ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ ഊർജ്ജത്തിന്റെ പ്രകാശനത്തോടെ ആരംഭിക്കുന്നു. ഈ അവസ്ഥയിൽ, ഇത് ഇതിനകം ഒരു T Tauri വേരിയബിൾ നക്ഷത്രമാണ്. ബാക്കിയുള്ള മേഘം ചിതറുന്നു. ഗുരുത്വാകർഷണ ബലങ്ങൾ ഹൈഡ്രജൻ ആറ്റങ്ങളെ കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് വലിക്കുന്നു, അവിടെ അവ ഹീലിയം രൂപപ്പെടുകയും ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടുകയും ചെയ്യുന്നു. കേന്ദ്രത്തിൽ സമ്മർദ്ദം വർദ്ധിക്കുന്നത് കൂടുതൽ സങ്കോചത്തെ തടയുന്നു. ഇത് പരിണാമത്തിന്റെ സുസ്ഥിരമായ ഘട്ടമാണ്. ഈ നക്ഷത്രം ഒരു പ്രധാന സീക്വൻസ് നക്ഷത്രമാണ്. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ കാമ്പ് ഒതുങ്ങുകയും ചൂടാകുകയും ചെയ്യുമ്പോൾ അതിന്റെ പ്രകാശം വർദ്ധിക്കുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രം മെയിൻ സീക്വൻസിൽ നിൽക്കുന്ന സമയം അതിന്റെ പിണ്ഡത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. സൂര്യനെ സംബന്ധിച്ചിടത്തോളം ഇത് ഏകദേശം 10 ബില്ല്യൺ വർഷമാണ്, എന്നാൽ സൂര്യനേക്കാൾ വളരെ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ഏതാനും ദശലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ മാത്രമേ നിശ്ചലാവസ്ഥയിൽ നിലനിൽക്കുന്നുള്ളൂ. നക്ഷത്രം അതിന്റെ മധ്യഭാഗത്ത് അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന ഹൈഡ്രജൻ ഉപയോഗിച്ച ശേഷം, നക്ഷത്രത്തിനുള്ളിൽ വലിയ മാറ്റങ്ങൾ സംഭവിക്കുന്നു. ഹൈഡ്രജൻ കത്താൻ തുടങ്ങുന്നത് മധ്യഭാഗത്തല്ല, മറിച്ച് ഷെല്ലിലാണ്, അത് വലുപ്പം വർദ്ധിക്കുകയും വീർക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. തൽഫലമായി, നക്ഷത്രത്തിന്റെ വലുപ്പം തന്നെ ഗണ്യമായി വർദ്ധിക്കുകയും അതിന്റെ ഉപരിതലത്തിന്റെ താപനില കുറയുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ പ്രക്രിയയാണ് ചുവന്ന ഭീമന്മാരും സൂപ്പർജയന്റുകളും ഉണ്ടാകുന്നത്. ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ പരിണാമത്തിന്റെ അവസാന ഘട്ടങ്ങളും നിർണ്ണയിക്കുന്നത് നക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡമാണ്. ഈ പിണ്ഡം സൗരപിണ്ഡത്തേക്കാൾ 1.4 മടങ്ങ് കവിയുന്നില്ലെങ്കിൽ, നക്ഷത്രം സ്ഥിരത കൈവരിക്കുകയും വെളുത്ത കുള്ളനായി മാറുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇലക്ട്രോണുകളുടെ അടിസ്ഥാന സ്വഭാവം കാരണം ദുരന്ത സങ്കോചം സംഭവിക്കുന്നില്ല. താപ ഊർജ്ജത്തിന്റെ സ്രോതസ്സുകളൊന്നും ഇല്ലെങ്കിലും, അത്തരം ഒരു കംപ്രഷൻ ഉണ്ട്, അത് അകറ്റാൻ തുടങ്ങുന്നു. ഇലക്ട്രോണുകളും ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസുകളും അവിശ്വസനീയമാംവിധം ദൃഡമായി കംപ്രസ്സുചെയ്യുമ്പോൾ മാത്രമേ ഇത് സംഭവിക്കൂ, അത് വളരെ സാന്ദ്രമായ ദ്രവ്യമായി മാറുന്നു. സൂര്യന്റെ പിണ്ഡമുള്ള ഒരു വെളുത്ത കുള്ളൻ ഭൂമിയുടെ അളവിന് ഏകദേശം തുല്യമാണ്. വെളുത്ത കുള്ളൻ ക്രമേണ തണുക്കുന്നു, ഒടുവിൽ റേഡിയോ ആക്ടീവ് ചാരത്തിന്റെ ഇരുണ്ട പന്തായി മാറുന്നു. ഗ്യാലക്സിയിലെ എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളിലും പത്തിലൊന്നെങ്കിലും വെളുത്ത കുള്ളന്മാരാണെന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ കണക്കാക്കുന്നു.

ചുരുങ്ങുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡം സൂര്യന്റെ പിണ്ഡത്തേക്കാൾ 1.4 മടങ്ങ് കൂടുതലാണെങ്കിൽ, അത്തരമൊരു നക്ഷത്രം വെളുത്ത കുള്ളന്റെ ഘട്ടത്തിൽ എത്തിയാൽ അവിടെ നിർത്തില്ല. ഈ കേസിൽ ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികൾ വളരെ വലുതാണ്, ഇലക്ട്രോണുകൾ ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസുകളിലേക്ക് അമർത്തപ്പെടുന്നു. തൽഫലമായി, പ്രോട്ടോണുകൾ ന്യൂട്രോണുകളായി മാറുന്നു, വിടവുകളില്ലാതെ പരസ്പരം പറ്റിനിൽക്കാൻ കഴിയും. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സാന്ദ്രത വെളുത്ത കുള്ളന്മാരുടെ സാന്ദ്രതയെപ്പോലും മറികടക്കുന്നു; എന്നാൽ മെറ്റീരിയലിന്റെ പിണ്ഡം 3 സോളാർ പിണ്ഡത്തിൽ കവിയുന്നില്ലെങ്കിൽ, ഇലക്ട്രോണുകളെപ്പോലെ ന്യൂട്രോണുകൾക്ക് കൂടുതൽ കംപ്രഷൻ തടയാൻ കഴിയും. ഒരു സാധാരണ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന് 10 മുതൽ 15 കിലോമീറ്റർ വരെ കുറുകെ മാത്രമേ ഉള്ളൂ, ഒരു ക്യുബിക് സെന്റീമീറ്റർ അതിന്റെ പദാർത്ഥത്തിന്റെ ഭാരം ഏകദേശം ഒരു ബില്യൺ ടൺ ആണ്. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് അവയുടെ ഭീമാകാരമായ സാന്ദ്രത കൂടാതെ, ചെറിയ വലിപ്പം ഉണ്ടായിരുന്നിട്ടും അവയെ തിരിച്ചറിയാൻ കഴിയുന്ന മറ്റ് രണ്ട് പ്രത്യേക ഗുണങ്ങളുണ്ട്: വേഗത്തിലുള്ള ഭ്രമണവും ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രവും.

ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡം 3 സൗരപിണ്ഡത്തിൽ കൂടുതലാണെങ്കിൽ, അതിന്റെ ജീവിതചക്രത്തിന്റെ അവസാന ഘട്ടം ഒരു തമോഗർത്തമായിരിക്കും. നക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡവും, തൽഫലമായി, ഗുരുത്വാകർഷണബലവും വളരെ വലുതാണെങ്കിൽ, നക്ഷത്രം വിനാശകരമായ ഗുരുത്വാകർഷണ സങ്കോചത്തിന് വിധേയമാകുന്നു, അത് ഒരു സ്ഥിരതയുള്ള ശക്തികൾക്കും ചെറുക്കാൻ കഴിയില്ല. ഈ പ്രക്രിയയിൽ ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്ദ്രത അനന്തതയിലേക്കും വസ്തുവിന്റെ ആരം പൂജ്യത്തിലേക്കും നയിക്കുന്നു. ഐൻസ്റ്റീന്റെ ആപേക്ഷികതാ സിദ്ധാന്തമനുസരിച്ച്, ഒരു തമോദ്വാരത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിൽ സ്ഥല-സമയത്തിന്റെ ഏകത്വം ഉണ്ടാകുന്നു. ചുരുങ്ങുന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലത്തിൽ ഗുരുത്വാകർഷണ മണ്ഡലം വളരുന്നു, അതിനാൽ വികിരണത്തിനും കണികകൾക്കും അതിൽ നിന്ന് പുറത്തുപോകാൻ കൂടുതൽ ബുദ്ധിമുട്ടാണ്. അവസാനം, അത്തരത്തിലുള്ള ഒരു നക്ഷത്രം ഇവന്റ് ചക്രവാളത്തിന് താഴെയായി അവസാനിക്കുന്നു, അത് ദ്രവ്യവും വികിരണവും ഉള്ളിലേക്ക് മാത്രം കടന്നുപോകാൻ അനുവദിക്കുന്ന ഒരു ഏകപക്ഷീയമായ മെംബ്രണായി ദൃശ്യമാക്കാം. തകരുന്ന നക്ഷത്രം ഒരു തമോദ്വാരമായി മാറുന്നു, ചുറ്റുമുള്ള സ്ഥലത്തിന്റെയും സമയത്തിന്റെയും ഗുണങ്ങളിൽ മൂർച്ചയുള്ള മാറ്റത്തിലൂടെ മാത്രമേ ഇത് കണ്ടെത്താൻ കഴിയൂ. ഇവന്റ് ചക്രവാളത്തിന്റെ ആരത്തെ ഷ്വാർസ്‌ചൈൽഡ് ആരം എന്ന് വിളിക്കുന്നു.

1.4 സൗരയൂഥത്തിൽ താഴെ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ ജീവിത ചക്രത്തിന്റെ അവസാനത്തിൽ സാവധാനം മുകളിലെ ഷെൽ ചൊരിയുന്നു, ഇതിനെ പ്ലാനറ്ററി നെബുല എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമോ തമോദ്വാരമോ ആയി മാറുന്ന കൂടുതൽ ഭീമാകാരമായ നക്ഷത്രങ്ങൾ ആദ്യം സൂപ്പർനോവകളായി പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നു, കുറഞ്ഞ സമയത്തിനുള്ളിൽ അവയുടെ തെളിച്ചം 20 അല്ലെങ്കിൽ അതിൽ കൂടുതലായി വർദ്ധിക്കുന്നു, 10 ബില്യൺ വർഷങ്ങളിൽ സൂര്യൻ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നതിനേക്കാൾ കൂടുതൽ ഊർജ്ജം പുറത്തുവരുന്നു, പൊട്ടിത്തെറിച്ചതിന്റെ അവശിഷ്ടങ്ങൾ. സെക്കൻഡിൽ 20,000 കിലോമീറ്റർ വേഗതയിൽ നക്ഷത്രം വേറിട്ടു പറക്കുന്നു.

ഒരു ദൂരദർശിനി (സ്‌ക്രീനിൽ) ഉപയോഗിച്ച് സൂര്യകളങ്കങ്ങളുടെ സ്ഥാനങ്ങൾ നിരീക്ഷിക്കുകയും വരയ്ക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.

ടിക്കറ്റ് #21

നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ ഘടന, ഘടന, അളവുകൾ.

ഗാലക്സി, സൂര്യൻ ഉൾപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രവ്യവസ്ഥ. ഗാലക്സിയിൽ കുറഞ്ഞത് 100 ബില്യൺ നക്ഷത്രങ്ങളെങ്കിലും അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. മൂന്ന് പ്രധാന ഘടകങ്ങൾ: കേന്ദ്ര കട്ടിയാക്കൽ, ഡിസ്ക്, ഗാലക്സി ഹാലോ.

സെൻട്രൽ ബൾഗിൽ പഴയ പോപ്പുലേഷൻ ടൈപ്പ് II നക്ഷത്രങ്ങൾ (ചുവന്ന ഭീമന്മാർ) അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു, വളരെ സാന്ദ്രമായി സ്ഥിതിചെയ്യുന്നു, അതിന്റെ കേന്ദ്രത്തിൽ (കോർ) ശക്തമായ വികിരണ സ്രോതസ്സുണ്ട്. കാമ്പിൽ ഒരു തമോദ്വാരം ഉണ്ടെന്ന് അനുമാനിക്കപ്പെട്ടു, ഇത് റേഡിയോ സ്പെക്ട്രത്തിലെ വികിരണത്തോടൊപ്പം നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്ന ശക്തമായ ഊർജ്ജ പ്രക്രിയകൾക്ക് തുടക്കമിടുന്നു. (ഗ്യാസ് വളയം തമോദ്വാരത്തിന് ചുറ്റും കറങ്ങുന്നു; അതിന്റെ ഉള്ളിലെ അരികിൽ നിന്ന് പുറത്തുവരുന്ന ചൂടുള്ള വാതകം തമോദ്വാരത്തിലേക്ക് വീഴുകയും ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടുകയും ചെയ്യുന്നു, അത് ഞങ്ങൾ നിരീക്ഷിക്കുന്നു.) എന്നാൽ അടുത്തിടെ, കാമ്പിലും തമോദ്വാരത്തിലും ദൃശ്യമായ വികിരണത്തിന്റെ ഒരു മിന്നൽ കണ്ടെത്തി. അനുമാനം ഉപേക്ഷിച്ചു. കേന്ദ്ര കട്ടിയാക്കലിന്റെ പാരാമീറ്ററുകൾ: 20,000 പ്രകാശവർഷം കുറുകെയും 3,000 പ്രകാശവർഷം കനവും.

യുവജനസംഖ്യാ തരം I നക്ഷത്രങ്ങൾ (യുവ നീല സൂപ്പർജയന്റ്‌സ്), ഇന്റർസ്റ്റെല്ലാർ ദ്രവ്യം, ഓപ്പൺ സ്റ്റാർ ക്ലസ്റ്ററുകൾ, 4 സർപ്പിള കൈകൾ എന്നിവ അടങ്ങിയ ഗാലക്‌സിയുടെ ഡിസ്‌കിന് 100,000 പ്രകാശവർഷം വ്യാസവും 3,000 പ്രകാശവർഷം മാത്രം കനവുമുണ്ട്. ഗാലക്സി ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നു, അതിന്റെ ആന്തരിക ഭാഗങ്ങൾ അവയുടെ ഭ്രമണപഥങ്ങളിലൂടെ പുറംഭാഗങ്ങളേക്കാൾ വളരെ വേഗത്തിൽ കടന്നുപോകുന്നു. 200 ദശലക്ഷം വർഷത്തിനുള്ളിൽ സൂര്യൻ കാമ്പിനെ ചുറ്റിപ്പറ്റി ഒരു പൂർണ്ണ വിപ്ലവം സൃഷ്ടിക്കുന്നു. സർപ്പിള കൈകളിൽ, നക്ഷത്ര രൂപീകരണത്തിന്റെ തുടർച്ചയായ പ്രക്രിയയുണ്ട്.

ഗാലക്‌സിക്ക് ഹാലോ ഡിസ്കും സെൻട്രൽ ബൾജും ഉപയോഗിച്ച് കേന്ദ്രീകൃതമാണ്, അതിൽ പ്രധാനമായും ഗോളാകൃതിയിലുള്ള ക്ലസ്റ്ററുകളിൽ അംഗങ്ങളായതും ടൈപ്പ് II ജനസംഖ്യയിൽ ഉൾപ്പെടുന്നതുമായ നക്ഷത്രങ്ങൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, ഹാലോയിലെ ഭൂരിഭാഗം പദാർത്ഥങ്ങളും അദൃശ്യമാണ്, സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ അടങ്ങിയിരിക്കാൻ കഴിയില്ല, അത് വാതകമോ പൊടിയോ അല്ല. അങ്ങനെ, ഹാലോ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു ഇരുണ്ട അദൃശ്യ പദാർത്ഥം.ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ ഉപഗ്രഹങ്ങളായ വലുതും ചെറുതുമായ മഗല്ലനിക് മേഘങ്ങളുടെ ഭ്രമണ വേഗതയുടെ കണക്കുകൂട്ടലുകൾ കാണിക്കുന്നത്, ഹാലോയിൽ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന പിണ്ഡം ഡിസ്കിലും കട്ടിയാകുന്നതിലും നാം നിരീക്ഷിക്കുന്ന പിണ്ഡത്തേക്കാൾ 10 മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്.

ഓറിയോൺ ആംമിൽ ഡിസ്കിന്റെ മധ്യഭാഗത്ത് നിന്ന് 2/3 അകലത്തിലാണ് സൂര്യൻ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്. ഡിസ്കിന്റെ തലത്തിൽ (ഗാലക്‌സിയുടെ മധ്യരേഖ) അതിന്റെ പ്രാദേശികവൽക്കരണം ഭൂമിയിൽ നിന്നുള്ള ഡിസ്ക് നക്ഷത്രങ്ങളെ ഇടുങ്ങിയ ബാൻഡിന്റെ രൂപത്തിൽ കാണുന്നത് സാധ്യമാക്കുന്നു. ക്ഷീരപഥം,ആകാശഗോളത്തെ മുഴുവനായും പൊതിഞ്ഞ്, ഖഗോളമധ്യരേഖയിലേക്ക് 63 ° കോണിൽ ചെരിഞ്ഞിരിക്കുന്നു. ഗാലക്‌സിയുടെ കേന്ദ്രം ധനു രാശിയിലാണ് സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത്, പക്ഷേ നക്ഷത്രപ്രകാശത്തെ ആഗിരണം ചെയ്യുന്ന ഇരുണ്ട വാതകവും പൊടിയും കാരണം ദൃശ്യപ്രകാശത്തിൽ ഇത് ദൃശ്യമാകില്ല.

ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്റെ പ്രകാശവും താപനിലയും സംബന്ധിച്ച ഡാറ്റയിൽ നിന്ന് അതിന്റെ ആരത്തിന്റെ കണക്കുകൂട്ടൽ.

L - തിളക്കം (Lc = 1)

R - ആരം (Rc = 1)

T - താപനില (Tc = 6000)

ടിക്കറ്റ് #22

നക്ഷത്ര കൂട്ടങ്ങൾ. ഇന്റർസ്റ്റെല്ലാർ മീഡിയത്തിന്റെ ഭൗതിക അവസ്ഥ.

താരതമ്യേന പരസ്പരം അടുത്ത് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നതും ബഹിരാകാശത്തെ ഒരു പൊതു ചലനത്താൽ ബന്ധിപ്പിച്ചിരിക്കുന്നതുമായ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഗ്രൂപ്പുകളാണ് നക്ഷത്ര ക്ലസ്റ്ററുകൾ. പ്രത്യക്ഷത്തിൽ, മിക്കവാറും എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും ഒറ്റയ്ക്കല്ല, ഗ്രൂപ്പുകളിലാണ് ജനിച്ചത്. അതിനാൽ, നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങൾ വളരെ സാധാരണമായ ഒരു കാര്യമാണ്. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങളെക്കുറിച്ച് പഠിക്കാൻ ഇഷ്ടപ്പെടുന്നു, കാരണം ഒരു ക്ലസ്റ്ററിലെ എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും ഏകദേശം ഒരേ സമയത്തും നമ്മിൽ നിന്ന് ഒരേ അകലത്തിലും രൂപം കൊള്ളുന്നു. അത്തരം നക്ഷത്രങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള തെളിച്ചത്തിൽ പ്രകടമായ വ്യത്യാസങ്ങൾ യഥാർത്ഥ വ്യത്യാസങ്ങളാണ്. നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങളെ അവയുടെ പിണ്ഡത്തെ ആശ്രയിക്കുന്നതിന്റെ വീക്ഷണകോണിൽ നിന്ന് പഠിക്കുന്നത് പ്രത്യേകിച്ചും ഉപയോഗപ്രദമാണ് - എല്ലാത്തിനുമുപരി, ഈ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രായവും ഭൂമിയിൽ നിന്നുള്ള ദൂരവും ഏകദേശം തുല്യമാണ്, അതിനാൽ അവ പരസ്പരം വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു അവരുടെ പിണ്ഡം. രണ്ട് തരം നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങളുണ്ട്: തുറന്നതും ഗോളാകൃതിയിലുള്ളതും. ഒരു തുറന്ന ക്ലസ്റ്ററിൽ, ഓരോ നക്ഷത്രവും വെവ്വേറെ ദൃശ്യമാണ്, അവ ആകാശത്തിന്റെ ചില ഭാഗങ്ങളിൽ കൂടുതലോ കുറവോ തുല്യമായി വിതരണം ചെയ്യുന്നു. ഗോളാകൃതിയിലുള്ള ക്ലസ്റ്ററുകൾ, മറിച്ച്, നക്ഷത്രങ്ങളാൽ നിബിഡമായ ഒരു ഗോളം പോലെയാണ്, അതിന്റെ കേന്ദ്രത്തിൽ വ്യക്തിഗത നക്ഷത്രങ്ങൾ വേർതിരിച്ചറിയാൻ കഴിയില്ല.

ഓപ്പൺ ക്ലസ്റ്ററുകളിൽ 10 മുതൽ 1000 വരെ നക്ഷത്രങ്ങൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു, പഴയതിനേക്കാൾ ചെറുപ്പമാണ്, ഏറ്റവും പഴയവയ്ക്ക് 100 ദശലക്ഷം വർഷത്തിൽ കൂടുതൽ പഴക്കമില്ല. പഴയ ക്ലസ്റ്ററുകളിൽ, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രധാന കൂട്ടവുമായി കൂടിച്ചേരുന്നതുവരെ നക്ഷത്രങ്ങൾ ക്രമേണ പരസ്പരം അകന്നുപോകുന്നു എന്നതാണ് വസ്തുത. ഗുരുത്വാകർഷണം ഒരു പരിധിവരെ തുറന്ന ക്ലസ്റ്ററുകളെ ഒന്നിച്ചുനിർത്തുന്നുണ്ടെങ്കിലും, അവ ഇപ്പോഴും ദുർബലമാണ്, മറ്റൊരു വസ്തുവിന്റെ ഗുരുത്വാകർഷണം അവയെ കീറിമുറിക്കും.

നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെടുന്ന മേഘങ്ങൾ നമ്മുടെ ഗാലക്സിയുടെ ഡിസ്കിൽ കേന്ദ്രീകരിച്ചിരിക്കുന്നു, അവിടെയാണ് തുറന്ന നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങൾ കാണപ്പെടുന്നത്.

തുറന്നവയിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമായി, ഗോളാകൃതിയിലുള്ള ക്ലസ്റ്ററുകൾ നക്ഷത്രങ്ങൾ (100,000 മുതൽ 1 ദശലക്ഷം വരെ) കൊണ്ട് നിറഞ്ഞിരിക്കുന്ന ഗോളങ്ങളാണ്. ഒരു സാധാരണ ഗ്ലോബുലാർ ക്ലസ്റ്ററിന് 20 മുതൽ 400 വരെ പ്രകാശവർഷം വ്യാസമുണ്ട്.

ഈ ക്ലസ്റ്ററുകളുടെ ഇടതൂർന്ന കേന്ദ്രങ്ങളിൽ, നക്ഷത്രങ്ങൾ പരസ്പരം വളരെ അടുത്താണ്, പരസ്പര ഗുരുത്വാകർഷണം അവയെ പരസ്പരം ബന്ധിപ്പിക്കുകയും ഒതുക്കമുള്ള ബൈനറി നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നു. ചിലപ്പോൾ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സമ്പൂർണ്ണ ലയനം പോലും ഉണ്ടാകാം; അടുത്ത് സമീപിക്കുമ്പോൾ, നക്ഷത്രത്തിന്റെ പുറം പാളികൾ തകരാൻ കഴിയും, ഇത് കേന്ദ്ര കാമ്പിനെ നേരിട്ട് കാണുന്നതിന് വിധേയമാക്കുന്നു. ഗോളാകൃതിയിലുള്ള ക്ലസ്റ്ററുകളിൽ, ഇരട്ട നക്ഷത്രങ്ങൾ മറ്റെവിടെയേക്കാളും 100 മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്.

നമ്മുടെ ഗാലക്സിക്ക് ചുറ്റും, ഏകദേശം 200 ഗ്ലോബുലാർ സ്റ്റാർ ക്ലസ്റ്ററുകൾ നമുക്കറിയാം, അവ ഗാലക്സി അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന ഹാലോയിൽ ഉടനീളം വിതരണം ചെയ്യപ്പെടുന്നു. ഈ ക്ലസ്റ്ററുകളെല്ലാം വളരെ പഴക്കമുള്ളവയാണ്, അവ ഗാലക്സിയുടെ അതേ സമയം തന്നെ കൂടുതലോ കുറവോ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടു. ഗാലക്സി സൃഷ്ടിക്കപ്പെട്ട മേഘത്തിന്റെ ഭാഗങ്ങൾ ചെറിയ ശകലങ്ങളായി വിഭജിക്കുമ്പോഴാണ് ക്ലസ്റ്ററുകൾ രൂപപ്പെട്ടതായി കാണപ്പെടുന്നത്. ഗ്ലോബുലാർ ക്ലസ്റ്ററുകൾ വ്യതിചലിക്കുന്നില്ല, കാരണം അവയിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾ വളരെ അടുത്ത് ഇരിക്കുന്നു, മാത്രമല്ല അവയുടെ ശക്തമായ പരസ്പര ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികൾ ക്ലസ്റ്ററിനെ സാന്ദ്രമായ ഒരൊറ്റ മൊത്തത്തിൽ ബന്ധിപ്പിക്കുന്നു.

നക്ഷത്രങ്ങൾക്കിടയിലുള്ള സ്ഥലത്ത് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന പദാർത്ഥത്തെ (വാതകവും പൊടിയും) ഇന്റർസ്റ്റെല്ലാർ മീഡിയം എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ഇതിന്റെ ഭൂരിഭാഗവും ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ സർപ്പിള കൈകളിൽ കേന്ദ്രീകരിച്ചിരിക്കുന്നു, അതിന്റെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 10% വരും. ചില പ്രദേശങ്ങളിൽ, ദ്രവ്യം താരതമ്യേന തണുത്തതാണ് (100 കെ) ഇൻഫ്രാറെഡ് വികിരണം വഴി കണ്ടെത്തുന്നു. അത്തരം മേഘങ്ങളിൽ ന്യൂട്രൽ ഹൈഡ്രജൻ, മോളിക്യുലാർ ഹൈഡ്രജൻ, റേഡിയോ ടെലിസ്‌കോപ്പുകൾ ഉപയോഗിച്ച് കണ്ടുപിടിക്കാൻ കഴിയുന്ന മറ്റ് റാഡിക്കലുകൾ എന്നിവ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. ഉയർന്ന തിളക്കമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് സമീപമുള്ള പ്രദേശങ്ങളിൽ, വാതക താപനില 1000-10000 കെയിൽ എത്താം, കൂടാതെ ഹൈഡ്രജൻ അയോണീകരിക്കപ്പെടുന്നു.

ഇന്റർസ്റ്റെല്ലാർ മീഡിയം വളരെ അപൂർവ്വമാണ് (ഏകദേശം 1 ആറ്റം ഓരോ സെന്റീമീറ്റർക്കും). എന്നിരുന്നാലും, ഇടതൂർന്ന മേഘങ്ങളിൽ, ഒരു പദാർത്ഥത്തിന്റെ സാന്ദ്രത ശരാശരിയേക്കാൾ 1000 മടങ്ങ് കൂടുതലായിരിക്കും. എന്നാൽ ഇടതൂർന്ന മേഘത്തിൽ പോലും ഒരു ക്യൂബിക് സെന്റീമീറ്ററിൽ ഏതാനും നൂറ് ആറ്റങ്ങൾ മാത്രമേ ഉണ്ടാകൂ. ഇന്റർസ്റ്റെല്ലാർ ദ്രവ്യത്തെ നമുക്ക് ഇപ്പോഴും നിരീക്ഷിക്കാൻ കഴിയുന്നതിന്റെ കാരണം, നാം അതിനെ വലിയ ബഹിരാകാശത്ത് കാണുന്നു എന്നതാണ്. കണങ്ങളുടെ വലുപ്പം 0.1 മൈക്രോൺ ആണ്, അവയിൽ കാർബണും സിലിക്കണും അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു, സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങളുടെ ഫലമായി തണുത്ത നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ നിന്ന് നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തിലേക്ക് പ്രവേശിക്കുന്നു. തത്ഫലമായുണ്ടാകുന്ന മിശ്രിതം പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ ഉണ്ടാക്കുന്നു. ഇന്റർസ്റ്റെല്ലാർ മീഡിയത്തിന് ദുർബലമായ കാന്തികക്ഷേത്രമുണ്ട്, അത് കോസ്മിക് റേ ഫ്ലക്സുകളാൽ വ്യാപിച്ചിരിക്കുന്നു.

നക്ഷത്രാന്തര ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്ദ്രത അസാധാരണമാം വിധം കുറവായ ഗാലക്സിയുടെ ആ പ്രദേശത്താണ് നമ്മുടെ സൗരയൂഥം സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്. ഈ പ്രദേശത്തെ പ്രാദേശിക "കുമിള" എന്ന് വിളിക്കുന്നു; ഇത് ഏകദേശം 300 പ്രകാശവർഷം വരെ എല്ലാ ദിശകളിലേക്കും വ്യാപിക്കുന്നു.

മറ്റൊരു ഗ്രഹത്തിൽ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ഒരു നിരീക്ഷകന്റെ സൂര്യന്റെ കോണീയ അളവുകളുടെ കണക്കുകൂട്ടൽ.

ടിക്കറ്റ് #23

ഗാലക്സികളുടെ പ്രധാന തരങ്ങളും അവയുടെ വ്യതിരിക്ത സവിശേഷതകളും.

താരാപഥങ്ങൾ, നക്ഷത്രങ്ങൾ, പൊടി, വാതകം എന്നിവയുടെ ആകെ പിണ്ഡം 1 ദശലക്ഷം മുതൽ 10 ട്രില്യൺ വരെ. സൂര്യന്റെ പിണ്ഡം. ഗാലക്സികളുടെ യഥാർത്ഥ സ്വഭാവം 1920 കളിൽ മാത്രമാണ് വിശദീകരിക്കപ്പെട്ടത്. ചൂടേറിയ ചർച്ചകൾക്ക് ശേഷം. അതുവരെ, ഒരു ദൂരദർശിനി ഉപയോഗിച്ച് നിരീക്ഷിച്ചപ്പോൾ, അവ നെബുലകളോട് സാമ്യമുള്ള പ്രകാശത്തിന്റെ വ്യാപിച്ച പാടുകൾ പോലെയായിരുന്നു, എന്നാൽ 1920 കളിൽ ആദ്യമായി ഉപയോഗിച്ച മൗണ്ട് വിൽസൺ ഒബ്സർവേറ്ററിയുടെ 2.5 മീറ്റർ പ്രതിഫലിക്കുന്ന ദൂരദർശിനിയുടെ സഹായത്തോടെ മാത്രമേ ചിത്രങ്ങൾ ലഭിക്കൂ. നെബുലയുടെ. ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾ അതൊരു ഗാലക്സിയാണെന്ന് തെളിയിക്കുന്നു. ആൻഡ്രോമിഡ നെബുലയിലെ സെഫീഡുകളുടെ കാലഘട്ടം അളക്കാൻ ഹബിൾ ഉപയോഗിച്ചതും ഇതേ ടെലിസ്കോപ്പ് തന്നെയായിരുന്നു. ഈ വേരിയബിൾ നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ ദൂരം കൃത്യമായി നിർണ്ണയിക്കാൻ കഴിയുന്നത്ര നന്നായി പഠിച്ചു. ആൻഡ്രോമിഡ നെബുല ഏകദേശം. 700 kpc, അതായത്. അത് നമ്മുടെ ഗാലക്സിക്ക് അപ്പുറത്താണ്.

നിരവധി തരം ഗാലക്സികളുണ്ട്, പ്രധാനവ സർപ്പിളവും ദീർഘവൃത്തവുമാണ്. ഹബിൾ വർഗ്ഗീകരണം പോലെയുള്ള അക്ഷരമാല, സംഖ്യാ സ്കീമുകൾ ഉപയോഗിച്ച് അവയെ വർഗ്ഗീകരിക്കാൻ ശ്രമിച്ചിട്ടുണ്ട്, എന്നിരുന്നാലും, ചില ഗാലക്സികൾ ഈ സ്കീമുകളുമായി യോജിക്കുന്നില്ല, ഈ സാഹചര്യത്തിൽ അവയെ ആദ്യം തിരിച്ചറിഞ്ഞ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ പേരിലാണ് അവ അറിയപ്പെടുന്നത് (ഉദാഹരണത്തിന്, സെയ്ഫെർട്ട് മാർക്കറിയൻ ഗാലക്സികൾ), അല്ലെങ്കിൽ വർഗ്ഗീകരണ സ്കീമുകളുടെ അക്ഷരമാലാ ക്രമങ്ങൾ നൽകുക (ഉദാഹരണത്തിന്, N-തരം, cD-തരം ഗാലക്സികൾ). പ്രത്യേക ആകൃതിയില്ലാത്ത ഗാലക്സികളെ ക്രമരഹിതമായി തരം തിരിച്ചിരിക്കുന്നു. ഗാലക്സികളുടെ ഉത്ഭവവും പരിണാമവും ഇതുവരെ പൂർണ്ണമായി മനസ്സിലായിട്ടില്ല. സർപ്പിള ഗാലക്സികളാണ് ഏറ്റവും നന്നായി പഠിച്ചത്. വാതകം, പൊടി, നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നിവയുടെ സർപ്പിള കൈകൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന തിളക്കമുള്ള കാമ്പുള്ള വസ്തുക്കൾ ഇതിൽ ഉൾപ്പെടുന്നു. മിക്ക സർപ്പിള ഗാലക്സികൾക്കും കാമ്പിന്റെ എതിർവശങ്ങളിൽ നിന്ന് 2 കൈകൾ പ്രസരിക്കുന്നു. ചട്ടം പോലെ, അവയിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾ ചെറുപ്പമാണ്. ഇവ സാധാരണ കോയിലുകളാണ്. രണ്ട് കൈകളുടെയും അകത്തെ അറ്റങ്ങളെ ബന്ധിപ്പിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഒരു കേന്ദ്ര പാലമുള്ള ക്രോസ്ഡ് സർപ്പിളുകളുമുണ്ട്. നമ്മുടെ ജിയും സർപ്പിളത്തിൽ പെട്ടതാണ്. മിക്കവാറും എല്ലാ സർപ്പിള ജിയുടെയും പിണ്ഡം 1 മുതൽ 300 ബില്യൺ സൗര പിണ്ഡം വരെയാണ്. പ്രപഞ്ചത്തിലെ എല്ലാ ഗാലക്സികളുടെയും മുക്കാൽ ഭാഗവും ദീർഘവൃത്താകൃതിയിലുള്ള. അവയ്‌ക്ക് ദീർഘവൃത്താകൃതിയുണ്ട്, വ്യക്തമായ സർപ്പിള ഘടനയില്ല. അവയുടെ ആകൃതി ഏതാണ്ട് ഗോളാകൃതി മുതൽ സിഗാർ ആകൃതി വരെ വ്യത്യാസപ്പെടാം. ദശലക്ഷക്കണക്കിന് സൗരപിണ്ഡമുള്ള കുള്ളൻ മുതൽ 10 ട്രില്യൺ സൗര പിണ്ഡമുള്ള ഭീമൻ വരെ അവ വലുപ്പത്തിൽ വ്യത്യാസപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. അറിയപ്പെടുന്നതിൽ ഏറ്റവും വലുത് സിഡി-ടൈപ്പ് ഗാലക്സികൾ. അവയ്ക്ക് ഒരു വലിയ കോർ ഉണ്ട്, അല്ലെങ്കിൽ പരസ്പരം ആപേക്ഷികമായി വേഗത്തിൽ ചലിക്കുന്ന നിരവധി കോറുകൾ ഉണ്ട്. പലപ്പോഴും ഇവ വളരെ ശക്തമായ റേഡിയോ സ്രോതസ്സുകളാണ്. 1967-ൽ സോവിയറ്റ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ വെനിയമിൻ മാർക്കറിയൻ ആണ് മാർക്കറിയൻ ഗാലക്സികളെ തിരിച്ചറിഞ്ഞത്. അൾട്രാവയലറ്റ് ശ്രേണിയിലെ ശക്തമായ വികിരണ സ്രോതസ്സുകളാണ് അവ. താരാപഥങ്ങൾ എൻ-തരംനക്ഷത്രത്തിന് സമാനമായ മങ്ങിയ പ്രകാശമുള്ള കാമ്പ് ഉണ്ട്. അവ ശക്തമായ റേഡിയോ സ്രോതസ്സുകൾ കൂടിയാണ്, അവ ക്വാസറുകളായി പരിണമിക്കുമെന്ന് പ്രതീക്ഷിക്കുന്നു. ഫോട്ടോയിൽ, സെയ്‌ഫെർട്ട് ഗാലക്സികൾ സാധാരണ സർപ്പിളങ്ങൾ പോലെ കാണപ്പെടുന്നു, പക്ഷേ വളരെ തിളക്കമുള്ള കാമ്പും വിശാലവും തിളക്കമുള്ളതുമായ ഉദ്വമന ലൈനുകളുള്ള സ്പെക്ട്രയാണ്, അവയുടെ കോറുകളിൽ അതിവേഗം കറങ്ങുന്ന ചൂടുള്ള വാതകത്തിന്റെ വലിയ അളവിലുള്ള സാന്നിധ്യം സൂചിപ്പിക്കുന്നു. 1943-ൽ അമേരിക്കൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ കാൾ സീഫെർട്ട് ആണ് ഇത്തരത്തിലുള്ള ഗാലക്സികൾ കണ്ടെത്തിയത്. ഒപ്റ്റിക്കലും അതേ സമയം ശക്തമായ റേഡിയോ സ്രോതസ്സുകളായ ഗാലക്സികളെ റേഡിയോ ഗാലക്സികൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. സെയ്‌ഫെർട്ട് ഗാലക്‌സികൾ, സിഡി-, എൻ-ടൈപ്പ് ജി., ചില ക്വാസാറുകൾ എന്നിവ ഇതിൽ ഉൾപ്പെടുന്നു. റേഡിയോ ഗാലക്സികളുടെ ഊർജ്ജ ഉൽപ്പാദനത്തിന്റെ സംവിധാനം ഇതുവരെ മനസ്സിലാക്കപ്പെട്ടിട്ടില്ല.

"സ്കൂൾ ജ്യോതിശാസ്ത്ര കലണ്ടർ" അനുസരിച്ച് ശനി ഗ്രഹത്തിന്റെ ദൃശ്യപരതയ്ക്കുള്ള വ്യവസ്ഥകൾ നിർണ്ണയിക്കുക.

ടിക്കറ്റ് #24

പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഘടനയെയും പരിണാമത്തെയും കുറിച്ചുള്ള ആധുനിക ആശയങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനങ്ങൾ.

20-ാം നൂറ്റാണ്ടിൽ പ്രപഞ്ചത്തെ മൊത്തത്തിൽ മനസ്സിലാക്കാൻ സാധിച്ചു. നമ്മുടെ ഗാലക്സി - ക്ഷീരപഥം - ദശലക്ഷക്കണക്കിന് ഗാലക്സികളിൽ ഒന്നാണ്, സൂര്യൻ ക്ഷീരപഥത്തിലെ ദശലക്ഷക്കണക്കിന് നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഒന്നാണ് എന്ന നിഗമനത്തിൽ ശാസ്ത്രജ്ഞർ എത്തിയപ്പോൾ 1920 കളിൽ ആദ്യത്തെ സുപ്രധാന ചുവടുവെപ്പ് നടന്നു. ഗാലക്‌സികളെ കുറിച്ചുള്ള തുടർന്നുള്ള പഠനം, അവ ക്ഷീരപഥത്തിൽ നിന്ന് അകന്നു പോവുകയാണെന്ന് കാണിച്ചു, അവ കൂടുതൽ മുന്നോട്ട് പോകുന്തോറും ഈ വേഗത കൂടുതലാണ് (അതിന്റെ സ്പെക്ട്രത്തിലെ റെഡ്ഷിഫ്റ്റ് അളക്കുന്നത്). അങ്ങനെ, ഞങ്ങൾ ജീവിക്കുന്നു വികസിക്കുന്ന പ്രപഞ്ചം.ഗാലക്‌സികളുടെ മാന്ദ്യം ഹബിൾ നിയമത്തിൽ പ്രതിഫലിക്കുന്നു, അതനുസരിച്ച് ഒരു ഗാലക്‌സിയുടെ റെഡ്ഷിഫ്റ്റ് അതിലേക്കുള്ള ദൂരത്തിന് ആനുപാതികമാണ്.കൂടാതെ, ഏറ്റവും വലിയ സ്കെയിലിൽ, അതായത്. ഗാലക്സികളുടെ സൂപ്പർക്ലസ്റ്ററുകളുടെ തലത്തിൽ, പ്രപഞ്ചത്തിന് ഒരു സെല്ലുലാർ ഘടനയുണ്ട്. ആധുനിക പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രം (പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ പരിണാമത്തിന്റെ സിദ്ധാന്തം) രണ്ട് പോസ്റ്റുലേറ്റുകളെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ളതാണ്: പ്രപഞ്ചം ഏകതാനവും ഐസോട്രോപിക് ആണ്.

പ്രപഞ്ചത്തിന് നിരവധി മാതൃകകളുണ്ട്.

ഐൻ‌സ്റ്റൈൻ-ഡി സിറ്റർ മാതൃകയിൽ, പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വികാസം അനിശ്ചിതമായി തുടരുന്നു, സ്റ്റാറ്റിക് മോഡലിൽ പ്രപഞ്ചം വികസിക്കുന്നില്ല, പരിണമിക്കുന്നില്ല, സ്പന്ദിക്കുന്ന പ്രപഞ്ചത്തിൽ, വികാസത്തിന്റെയും സങ്കോചത്തിന്റെയും ചക്രങ്ങൾ ആവർത്തിക്കുന്നു. എന്നിരുന്നാലും, സ്റ്റാറ്റിക് മോഡൽ ഏറ്റവും കുറവ് സാധ്യതയുള്ളതാണ്; ഹബിൾ നിയമം മാത്രമല്ല, 1965-ൽ കണ്ടെത്തിയ പശ്ചാത്തല അവശിഷ്ട വികിരണവും (അതായത്, പ്രാഥമിക വികസിക്കുന്ന ഇൻകാൻഡസെന്റ് ചതുരാകൃതിയിലുള്ള ഗോളത്തിന്റെ വികിരണം).

ചില പ്രപഞ്ച മാതൃകകൾ താഴെ വിവരിച്ചിരിക്കുന്ന "ചൂടുള്ള പ്രപഞ്ചം" സിദ്ധാന്തത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ളതാണ്.

10-13 ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ് ഐൻസ്റ്റീന്റെ സമവാക്യങ്ങൾക്കുള്ള ഫ്രീഡ്മാന്റെ പരിഹാരങ്ങൾക്ക് അനുസൃതമായി, പ്രാരംഭ നിമിഷത്തിൽ, പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആരം പൂജ്യത്തിന് തുല്യമായിരുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ എല്ലാ ഊർജ്ജവും, അതിന്റെ എല്ലാ പിണ്ഡവും പൂജ്യം വോള്യത്തിൽ കേന്ദ്രീകരിച്ചു. ഊർജ്ജത്തിന്റെ സാന്ദ്രത അനന്തമാണ്, ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്ദ്രതയും അനന്തമാണ്. അത്തരമൊരു അവസ്ഥയെ ഏകവചനം എന്ന് വിളിക്കുന്നു.

1946-ൽ, ജോർജി ഗാമോവും അദ്ദേഹത്തിന്റെ സഹപ്രവർത്തകരും പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വികാസത്തിന്റെ പ്രാരംഭ ഘട്ടത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ഒരു ഭൗതിക സിദ്ധാന്തം വികസിപ്പിച്ചെടുത്തു, വളരെ ഉയർന്ന താപനിലയിലും മർദ്ദത്തിലും സമന്വയിപ്പിച്ച് അതിൽ രാസ മൂലകങ്ങളുടെ സാന്നിധ്യം വിശദീകരിക്കുന്നു. അതിനാൽ, ഗാമോവിന്റെ സിദ്ധാന്തമനുസരിച്ച് വികാസത്തിന്റെ ആരംഭം "ബിഗ് ബാംഗ്" എന്ന് വിളിക്കപ്പെട്ടു. ഗാമോവിന്റെ സഹ-രചയിതാക്കൾ ആർ. ആൽഫറും ജി. ബേത്തും ആയിരുന്നു, അതിനാൽ ചിലപ്പോൾ ഈ സിദ്ധാന്തത്തെ "α, β, γ-തിയറി" എന്ന് വിളിക്കുന്നു.

അനന്തമായ സാന്ദ്രതയിൽ നിന്ന് പ്രപഞ്ചം വികസിക്കുന്നു. ഏകവചന അവസ്ഥയിൽ, ഭൗതികശാസ്ത്രത്തിന്റെ സാധാരണ നിയമങ്ങൾ ബാധകമല്ല. പ്രത്യക്ഷത്തിൽ, അത്തരം ഉയർന്ന ഊർജ്ജത്തിലുള്ള എല്ലാ അടിസ്ഥാന ഇടപെടലുകളും പരസ്പരം വേർതിരിച്ചറിയാൻ കഴിയില്ല. പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഏത് ദൂരത്തിൽ നിന്നാണ് ഭൗതികശാസ്ത്ര നിയമങ്ങളുടെ പ്രയോഗത്തെക്കുറിച്ച് സംസാരിക്കുന്നത് അർത്ഥമാക്കുന്നത്? ഉത്തരം പ്ലാങ്ക് ദൈർഘ്യത്തിൽ നിന്നാണ്:

സമയത്തിന്റെ നിമിഷം മുതൽ ആരംഭിക്കുന്നു t p = R p /c = 5*10 -44 s (c എന്നത് പ്രകാശത്തിന്റെ വേഗതയാണ്, h ആണ് പ്ലാങ്കിന്റെ സ്ഥിരാങ്കം). മിക്കവാറും, ഗുരുത്വാകർഷണ പ്രതിപ്രവർത്തനം ബാക്കിയുള്ളവയിൽ നിന്ന് വേർപെടുത്തിയത് ടി പി വഴിയാണ്. സൈദ്ധാന്തിക കണക്കുകൂട്ടലുകൾ അനുസരിച്ച്, ആദ്യത്തെ 10 -36 സെക്കൻഡിൽ, പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ താപനില 10 28 കെയിൽ കൂടുതലായപ്പോൾ, യൂണിറ്റ് വോള്യത്തിലെ ഊർജ്ജം സ്ഥിരമായി നിലകൊള്ളുകയും, പ്രകാശവേഗതയേക്കാൾ വളരെ ഉയർന്ന വേഗതയിൽ പ്രപഞ്ചം വികസിക്കുകയും ചെയ്തു. ഈ വസ്തുത ആപേക്ഷികതാ സിദ്ധാന്തത്തിന് വിരുദ്ധമല്ല, കാരണം അത്ര വേഗതയിൽ വികസിച്ചത് കാര്യമല്ല, ബഹിരാകാശം തന്നെ. പരിണാമത്തിന്റെ ഈ ഘട്ടത്തെ വിളിക്കുന്നു വിലക്കയറ്റം. ക്വാണ്ടം ഫിസിക്‌സിന്റെ ആധുനിക സിദ്ധാന്തങ്ങളിൽ നിന്ന് ഈ സമയത്ത് ശക്തമായ ന്യൂക്ലിയർ ഫോഴ്‌സ് വൈദ്യുതകാന്തികവും ദുർബലവുമായ ശക്തികളിൽ നിന്ന് വേർപിരിഞ്ഞു. തൽഫലമായി പുറത്തുവന്ന ഊർജ്ജം പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വിനാശകരമായ വികാസത്തിന് കാരണമായി, ഇത് 10 - 33 സെക്കൻഡുകളുടെ ചെറിയ ഇടവേളയിൽ ഒരു ആറ്റത്തിന്റെ വലുപ്പത്തിൽ നിന്ന് സൗരയൂഥത്തിന്റെ വലുപ്പത്തിലേക്ക് വർദ്ധിച്ചു. അതേസമയം, നമുക്ക് പരിചിതമായ പ്രാഥമിക കണങ്ങളും ചെറുതായി ചെറിയ ആന്റിപാർട്ടിക്കിളുകളും പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടു. ദ്രവ്യവും വികിരണവും അപ്പോഴും തെർമോഡൈനാമിക് സന്തുലിതാവസ്ഥയിലായിരുന്നു. ഈ യുഗത്തെ വിളിക്കുന്നു വികിരണംപരിണാമ ഘട്ടം. 5∙ 10 12 കെ താപനിലയിൽ, ഘട്ടം പുനഃസംയോജനം: മിക്കവാറും എല്ലാ പ്രോട്ടോണുകളും ന്യൂട്രോണുകളും നശിപ്പിച്ചു, ഫോട്ടോണുകളായി മാറുന്നു; ആവശ്യത്തിന് ആന്റിപാർട്ടിക്കിളുകൾ ഇല്ലാത്തവ മാത്രം അവശേഷിച്ചു. ആന്റിപാർട്ടിക്കിളുകളേക്കാൾ പ്രാരംഭ കണികകളുടെ ആധിക്യം അവയുടെ സംഖ്യയുടെ ബില്യണിലൊന്നാണ്. ഈ "അമിത" പദാർത്ഥത്തിൽ നിന്നാണ് നിരീക്ഷിക്കാവുന്ന പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ പദാർത്ഥം പ്രധാനമായും അടങ്ങിയിരിക്കുന്നത്. മഹാവിസ്ഫോടനം കഴിഞ്ഞ് ഏതാനും നിമിഷങ്ങൾക്കകം സ്റ്റേജ് ആരംഭിച്ചു പ്രാഥമിക ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസ്, ഡ്യൂട്ടീരിയം, ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രങ്ങൾ രൂപപ്പെട്ടപ്പോൾ, ഏകദേശം മൂന്ന് മിനിറ്റ് നീണ്ടുനിൽക്കും; അപ്പോൾ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ശാന്തമായ വികാസവും തണുപ്പും ആരംഭിച്ചു.

സ്ഫോടനത്തിന് ഏകദേശം ഒരു ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം, ദ്രവ്യവും വികിരണവും തമ്മിലുള്ള സന്തുലിതാവസ്ഥ തകരാറിലായി, സ്വതന്ത്ര പ്രോട്ടോണുകളിൽ നിന്നും ഇലക്ട്രോണുകളിൽ നിന്നും ആറ്റങ്ങൾ രൂപപ്പെടാൻ തുടങ്ങി, കൂടാതെ വികിരണം സുതാര്യമായ ഒരു മാധ്യമത്തിലൂടെ ദ്രവ്യത്തിലൂടെ കടന്നുപോകാൻ തുടങ്ങി. ഈ വികിരണത്തെയാണ് അവശിഷ്ടം എന്ന് വിളിച്ചിരുന്നത്, അതിന്റെ താപനില ഏകദേശം 3000 കെ ആയിരുന്നു. നിലവിൽ, 2.7 കെ താപനിലയുള്ള ഒരു പശ്ചാത്തലം രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്. 1965 ൽ അവശിഷ്ട പശ്ചാത്തല വികിരണം കണ്ടെത്തി. ഇത് വളരെ ഐസോട്രോപിക് ആയി മാറുകയും അതിന്റെ അസ്തിത്വത്താൽ ചൂടുള്ള വികസിക്കുന്ന പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ മാതൃക സ്ഥിരീകരിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ശേഷം പ്രാഥമിക ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസ്ദ്രവ്യം സ്വതന്ത്രമായി വികസിക്കാൻ തുടങ്ങി, പണപ്പെരുപ്പ ഘട്ടത്തിൽ ഹൈസൻബെർഗ് അനിശ്ചിതത്വ തത്വത്തിന് അനുസൃതമായി രൂപപ്പെട്ട ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്ദ്രതയിലെ വ്യതിയാനങ്ങൾ കാരണം, പ്രോട്ടോഗാലക്സികൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടു. സാന്ദ്രത ശരാശരിയേക്കാൾ അല്പം കൂടുതലുള്ളിടത്ത്, ആകർഷണ കേന്ദ്രങ്ങൾ രൂപപ്പെട്ടു, സാന്ദ്രത കുറഞ്ഞ പ്രദേശങ്ങൾ കൂടുതൽ കൂടുതൽ അപൂർവമായിത്തീർന്നു, കാരണം ഈ പദാർത്ഥം അവയെ സാന്ദ്രമായ പ്രദേശങ്ങളിലേക്ക് ഉപേക്ഷിച്ചു. അങ്ങനെയാണ് പ്രായോഗികമായി ഏകതാനമായ മാധ്യമം പ്രത്യേക പ്രോട്ടോഗാലക്സികളായും അവയുടെ ക്ലസ്റ്ററുകളായും വിഭജിക്കപ്പെട്ടത്, നൂറുകണക്കിന് ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം ആദ്യത്തെ നക്ഷത്രങ്ങൾ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടു.

പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വിധി അത് നിറയുന്ന ദ്രവ്യത്തിന്റെ ശരാശരി സാന്ദ്രതയെ മാത്രം ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു എന്ന നിഗമനത്തിലേക്ക് പ്രപഞ്ച മാതൃകകൾ നയിക്കുന്നു. ഇത് ചില നിർണായക സാന്ദ്രതയ്ക്ക് താഴെയാണെങ്കിൽ, പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വികാസം എന്നെന്നേക്കുമായി തുടരും. ഈ ഓപ്ഷനെ "ഓപ്പൺ യൂണിവേഴ്സ്" എന്ന് വിളിക്കുന്നു. സാന്ദ്രത നിർണായകമാകുമ്പോൾ സമാനമായ ഒരു വികസന രംഗം പരന്ന പ്രപഞ്ചത്തെ കാത്തിരിക്കുന്നു. ഒരു ഗൂഗോൾ വർഷത്തിനുള്ളിൽ, നക്ഷത്രങ്ങളിലെ എല്ലാ വസ്തുക്കളും കത്തിത്തീരും, ഗാലക്സികൾ ഇരുട്ടിലേക്ക് വീഴും. വെള്ളയും തവിട്ടുനിറത്തിലുള്ള കുള്ളന്മാരുമായ ഗ്രഹങ്ങൾ മാത്രമേ നിലനിൽക്കൂ, അവ തമ്മിലുള്ള കൂട്ടിയിടികൾ വളരെ വിരളമായിരിക്കും.

എന്നിരുന്നാലും, ഈ സാഹചര്യത്തിൽ പോലും, മെറ്റാഗാലക്സി ശാശ്വതമല്ല. പരസ്പര ബന്ധങ്ങളുടെ മഹത്തായ ഏകീകരണ സിദ്ധാന്തം ശരിയാണെങ്കിൽ, 10 40 വർഷത്തിനുള്ളിൽ മുൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ നിർമ്മിക്കുന്ന പ്രോട്ടോണുകളും ന്യൂട്രോണുകളും ക്ഷയിക്കും. ഏകദേശം 10,100 വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം ഭീമാകാരമായ തമോദ്വാരങ്ങൾ ബാഷ്പീകരിക്കപ്പെടും. നമ്മുടെ ലോകത്ത്, ഇലക്ട്രോണുകളും ന്യൂട്രിനോകളും ഫോട്ടോണുകളും മാത്രമേ അവശേഷിക്കൂ, അവ വലിയ ദൂരങ്ങളാൽ വേർതിരിച്ചിരിക്കുന്നു. ഒരർത്ഥത്തിൽ ഇത് കാലത്തിന്റെ അന്ത്യമായിരിക്കും.

പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ സാന്ദ്രത വളരെ ഉയർന്നതായി മാറുകയാണെങ്കിൽ, നമ്മുടെ ലോകം അടഞ്ഞിരിക്കുന്നു, താമസിയാതെ അല്ലെങ്കിൽ പിന്നീട് വികാസം ഒരു വിനാശകരമായ സങ്കോചത്താൽ മാറ്റിസ്ഥാപിക്കും. പ്രപഞ്ചം അതിന്റെ ജീവിതം ഒരർത്ഥത്തിൽ ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയിൽ അവസാനിപ്പിക്കും, അത് അതിലും മോശമാണ്.

അറിയപ്പെടുന്ന ഒരു പാരലാക്സിൽ നിന്ന് ഒരു നക്ഷത്രത്തിലേക്കുള്ള ദൂരം കണക്കാക്കുന്നു.