Рис. 1. Суточный параллакс

Иными словами, суточный параллакс есть угол р", под которым со светила был бы виден радиус Земли, проведенный в точку наблюдения (рис. 1).

Для светила, находящегося в момент наблюдения в зените, суточный параллакс равен нулю. Если свети­ло М наблюдается на горизонте, то суточный параллакс его принимает максимальное значение и называется го­ризонтальным параллаксом р.

Из соотношения между сторонами и углами тре­угольников ТОМ" и ТОМ (рис.1) имеем

R / Δ = sin p / / sin z / и R / Δ = sin p (1)

Отсюда получаем

sin p / =sin p sin z / . (2)

Горизонтальный параллакс у всех тел Солнечной системы - величина неболь­шая (у Луны в среднем р - 57", у Солнца р = 8,79", у планет меньше 1").

Поэтому синусы углов р и р" в последней формуле можно заменить самими углами и написать

p " = p sin z ". (3)

Вследствие суточного параллакса светило кажется нам ниже над горизонтом, чем это было бы, если бы наблюдение проводилось из центра Земли; при этом влияние параллакса на высоту светила пропорционально синусу зенитного расстояния, а максимальное его значение равно горизонтальному параллаксу р.

Так как Земля имеет форму сфероида, то во избежание разногласий в опре­делении горизонтальных параллаксов необходимо вычислять их значения для определенного радиуса Земли. За такой радиус принят экваториальный радиус Земли Ro = 6 378 км, а горизонтальные параллаксы, вычисленные для него, назы­ваются горизонтальными экваториальными параллаксами р о . Именно эти параллаксы тел Солнечной системы приводятся во всех справочных пособиях.

1. Определение расстояний до планет.

Другой метод определения связан с использованием третьего (уточненного) закона Кеплера. В этом случае среднее расстояние r планеты от Солнца (в долях а.е.) находят по периоду ее обращения T:

где r выражено в а.е., а T - в земных годах. Массой планеты по сравнению с массой Солнца можно пренебречь. Формула (4) следует из 3-го закона Кеплера. Расстояния до Луны и планет с высокой точностью определены методами радиолокации.

Вступление............................................................................. 3

Определение расстояний до космических объектов. 3

Определение расстояний до планет............................................................ 4

Определение расстояний до ближайших звезд....................................... 4

Метод параллакса. ............................................................................................ 4

Определение расстояния по относительным скоростям. ........................

Цефеиды. ............................................................................................................. 8

Список литературы........................................................... 9

Вступление.

Наши знания о Вселенной тесно связаны со способностью человека определять расстояния в пространстве. С незапамятных времен вопрос «как далеко?» играл первостепенную роль для астронома в его попытках познать свойства Вселенной, в которой он живет. Но как бы ни было велико стремление человека к познанию, оно не могло быть осуществлено до тех пор, пока в распоряжении людей не оказались высокочувствительные и совершенные инструменты. Таким образом, хотя на протяжении веков представления о физическом мире непрерывно развивались, завесы, скрывавшие верстовые столбы пространства, оставались нетронутыми. Во все века философы и астрономы размышляли о космических расстояниях и усердно искали способы их измерения. Но все было напрасно, так как необходимые для этого инструменты не могли быть изготовлены. И, наконец, после того как телескопы уже в течение многих лет использовались астрономами и первые гении посвятили свой талант изучению богатств, добытых этими телескопами, настало время союза точной механики и совершенной оптики, который позволил создать инструмент, способный разрешить проблему расстояний. Барьеры были устранены, и многие астрономы объединили свои знания, мастерство и интуицию с целью определить те колоссальные расстояния, которые отделяют от нас звездные миры.

В 1838 году три астронома (в разных частях света) успешно измерили расстояния до некоторых звезд. Фридрих Вильгельм Бессель в Германии определил расстояние до звезды Лебедь 61. Выдающийся русский астроном Василий Струве установил расстояние до звезды Веги. На мысе Доброй Надежды в Южной Африке Томас Гендерсон измерил расстояние до ближайшей к Солнцу звезды – альфа Центавра. Во всех названных случаях астрономы измеряли невообразимо малое угловое расстояние, чтобы определить так называемый параллакс. Их успех был обусловлен тем, что звезды, до которых они измеряли расстояния, находились относительно близко к Земле.

Определение расстояний до космических объектов.

В астрономии нет единого универсального способа определения расстояний. По мере перехода от близких небесных тел к более далеким одни методы определения расстояний сменяют другие, служащие, как правило, основой для последующих. Точность оценки расстояний ограничивается либо точностью самого грубого из методов, либо точностью измерения астрономической единицы длины (а. е.), величина которой по радиолокационным измерениям известна со среднеквадратичной погрешностью 0,9 км. и равна 149597867,9 ± 0,9 км. С учетом различных изменений а. е. Международный астрономический союз принял в 1976 году значение 1 а. е. = 149597870 ± 2 км.

Определение расстояний до планет.

где r выражено в а. е., а Т – в земных годах. Массой планеты m по сравнению с массой солнца m c можно пренебречь. Формула следует из третьего закона Кеплера (квадраты периодов обращения планет вокруг Солнца относятся как кубы их средних расстояний от Солнца).

Расстояния до Луны и планет с высокой точностью определены также методами радиолокации планет.

Определение расстояний до ближайших звезд.

Метод параллакса.

Вследствие годичного движения Земли по орбите близкие звезды немного перемещаются относительно далеких «неподвижных» звезд. За год такая звезда описывает на небесной сфере малый эллипс, размеры которого тем меньше, чем звезда дальше. В угловой мере большая полуось этого эллипса приблизительно равна величине максимального угла, под каким со звезды видна 1 а. е. (большая полуось земной орбиты), перпендикулярная направлению на звезду. Этот угол (p), называемый годичным или тригонометрическим параллаксом звезды, равный половине ее видимого смещения за год, служит для измерения расстояния до нее на основе тригонометрических соотношений между сторонами и углами треугольника ЗСА, в котором известен угол p и базис – большая полуось земной орбиты (см. рис. 1).

Расстояние r до звезды, определяемое по величине ее тригонометрического параллакса p, равно:

r = 206265""/p (а. е.),

где параллакс p выражен в угловых секундах.

Для удобства определения расстояний до звезд с помощью параллаксов в астрономии применяют специальную единицу длины – парсек (пс). Звезда, находящаяся на расстоянии 1 пс, имеет параллакс, равный 1"". Согласно вышеназванной формуле, 1 пс = 206265 а. е. = 3,086·10 18 см.

Наряду с парсеком применяется еще одна специальная единица расстояний – световой год (т. е. расстояние, которое свет проходит за 1 год), он равен 0,307 пс, или 9,46·10 17 см.

Ближайшая к Солнечной системе звезда – красный карлик 12-й звездной величины Проксима Центавра – имеет параллакс 0,762, т. е. расстояние до нее равно 1,31 пс (4,3 световых года).

Нижний предел измерения тригонометрических параллаксов ~0,01"", поэтому с их помощью можно измерять расстояния, не превышающие 100 пс с относительной погрешностью 50%. (При расстояниях до 20 пс относительная погрешность не превышает 10%.) Этим методом до настоящего времени определены расстояния до около 6000 звезд. Расстояния до более далеких звезд в астрономии определяют в основном фотометрическим методом.

Таблица 1. Двадцать ближайших звезд.

Фотометрический метод определения расстояний.

Освещенности, создаваемые одинаковыми по мощности источниками света, обратно пропорциональны квадратам расстояний до них. Следовательно, видимый блеск одинаковых светил (т. е. освещенность, создаваемая у Земли на единичной площадке, перпендикулярной лучам света) может служить мерой расстояния до них. Выражение освещенностей в звездных величинах (m – видимая звездная величина, М – абсолютная звездная величина) приводит к следующей основной формуле фотометрических расстояний r ф (пс).

Расстояние между Землей и Луной громадно, но кажется крохотным в сравнении с масштабами космоса.

Космические просторы, как известно, довольно масштабны, а потому астрономы не используют для их измерения метрическую систему, привычную для нас. В случае с расстоянием до (384 000 км) километры еще могут быть применимы, однако если выразить в этих единицах расстояние до Плутона, то получится 4 250 000 000 км, что уже менее удобно для записи и вычислений. По этой причине у астрономов в ходу иные единицы измерения расстояния, о которых читайте ниже.

Наименьшей из таких единиц является (а.е.). Исторически так сложилось, что одна астрономическая единица равняется радиусу орбиты Земли вокруг Солнца, иначе - среднее расстояние от поверхности нашей планеты до Солнца. Данный метод измерения был наиболее подходящим для изучения структуры Солнечной системы в XVII веке. Ее точное значение 149 597 870 700 метра. Сегодня астрономическая единица используется в расчетах с относительно малыми длинами. То есть при исследовании расстояний в пределах Солнечной системы или планетных систем.

Световой год

Несколько большей единицей измерения длины в астрономии является . Он равен расстоянию, которое проходит свет в вакууме за один земной, юлианский год. Подразумевается также нулевое влияние гравитационных сил на его траекторию. Один световой год составляет около 9 460 730 472 580 км или 63 241 а.е. Данная единица измерения длины используется лишь в научно-популярной литературе по той причине, что световой год позволяет читателю получить примерное представление о расстояниях в галактическом масштабе. Однако из-за своей неточности и неудобности световой год практически не используется в научных работах.

Парсек

Наиболее практичной и удобной для астрономических вычислений является такая единица измерения расстояния как . Чтобы понять ее физический смысл, следует рассмотреть такое явление как параллакс. Его суть состоит в том, что при движении наблюдателя относительно двух отдаленных друг от друга тел, видимое расстояние между этими телами также меняется. В случае со звездами происходит следующее. При движении Земли по своей орбите вокруг Солнца визуальное положение близких к нам звезд несколько меняется, в то время как дальние звезды, выступающие в роли фона, остаются на тех же местах. Изменение положения звезды при смещении Земли на один радиус ее орбиты, называется годичный параллакс, который измеряется в угловых секундах.

Тогда один парсек равен расстоянию до звезды, годичный параллакс которой равен одной угловой секунде - единице измерения угла в астрономии. Отсюда и название «парсек», совмещенное из двух слов: «параллакс» и «секунда». Точное значение парсека равняется 3,0856776·10 16 метра или 3,2616 светового года. 1 парсек равен примерно 206 264,8 а. е.

Метод лазерной локации и радиолокации

Эти два современных метода служат для определения точного расстояния до объекта в пределах Солнечной системы. Он производится следующим образом. При помощи мощного радиопередатчика посылается направленный радиосигнал в сторону предмета наблюдения. После чего тело отбивает полученный сигнал и возвращает на Землю. Время, потраченное сигналом на преодоление пути, определяет расстояние до объекта. Точность радиолокации - всего несколько километров. В случае с лазерной локацией, вместо радиосигнала лазером посылается световой луч, который позволяет аналогичными расчетами определить расстояние до объекта. Точность лазерной локации достигается вплоть до долей сантиметра.

Метод тригонометрического параллакса

Наиболее простым методом измерения расстояния до удаленных космических объектов является метод тригонометрического параллакса. Он основывается на школьной геометрии и состоит в следующем. Проведем отрезок (базис) между двумя точками на земной поверхности. Выберем на небосводе объект, расстояние до которого мы намерены измерить, и определим его как вершину получившегося треугольника. Далее измеряем углы между базисом и прямыми, проведенными от выбранных точек до тела на небосводе. А зная сторону и два прилежащих к ней угла треугольника, можно найти и все другие его элементы.

Величина выбранного базиса определяет точность измерения. Ведь если звезда расположена на очень большом расстоянии от нас, то измеряемые углы будут почти перпендикулярны базису и погрешность в их измерении может значительно повлиять на точность посчитанного расстояния до объекта. Поэтому следует выбирать в качестве базиса максимально отдаленные точки на . Изначально в роли базиса выступал радиус Земли. То есть наблюдатели располагались в разных точках земного шара и измеряли упомянутые углы, а угол, расположенный напротив базиса назывался горизонтальным параллаксом. Однако позже в качестве базиса стали брать большее расстояние - средний радиус орбиты Земли (астрономическая единица), что позволило измерять расстояние до более отдаленных объектов. В таком случае, угол, лежащий напротив базиса, называется годичным параллаксом.

Данный метод не очень практичен для исследований с Земли по той причине, что из-за помех земной атмосферы, определить годичный параллакс объектов, расположенных более чем на расстоянии в 100 парсек - не удается.

Однако в 1989 год Европейским космическим агентством был запущен космический телескоп Hipparcos, который позволил определить звезды на расстоянии до 1000 парсек. В результате полученных данных ученые смогли составить трехмерную карту распределения этих звезд вокруг Солнца. В 2013 году ЕКА запустило следующий спутник - Gaia, точность измерения которого в 100 раз лучше, что позволяет наблюдать все звезды . Если бы человеческие глаза обладали точностью телескопа Gaia, то мы имели бы возможность видеть диаметр человеческого волоса с расстояния 2 000 км.

Метод стандартных свечей

Для определения расстояний до звезд в других галактиках и расстояний до самих этих галактик используется метод стандартных свечей. Как известно, чем дальше от наблюдателя расположен источник света, тем более тусклым он кажется наблюдателю. Т.е. освещенность лампочки на расстоянии 2 м будет в 4 раза меньше, чем на расстоянии 1 метр.Это и есть принцип, по которому измеряется расстояние до объектов методом стандартных свечей. Таким образом, проводя аналогию между лампочкой и звездой, можно сравнивать расстояния до источников света с известными мощностями.

В качестве стандартных свечей в астрономии выступают объекты, (аналог мощности источника) которых известна. Это может быть любого рода звезда. Для определения ее светимости астрономы измеряют температуру поверхности, опираясь на частоту ее электромагнитного излучения. После чего, зная температуру, позволяющую определить спектральный класс звезды, выясняют ее светимость при помощи . Затем, имея значения светимости и измерив яркость (видимую величину) звезды, можно посчитать расстояние до нее. Такая стандартная свеча позволяет получить общее представление о расстоянии до галактики, в которой она находится.

Однако данный метод достаточно трудоемкий и не отличается высокой точностью. Поэтому астрономам удобнее использовать в качестве стандартных свечей космические тела с уникальными особенностями, для которых светимость известна изначально.

Уникальные стандартные свечи

Наиболее используемые стандартные свечи, представляющие собой переменные пульсирующие звезды. Изучив физические особенности этих объектов, астрономы узнали, что цефеиды обладают дополнительной характеристикой - периодом пульсации, который легко можно измерить и который соответствует определенной светимости.

В результате наблюдений ученым удается измерить яркость и период пульсации таких переменных звезд, а значит и светимость, что позволяет высчитать расстояние до них. Нахождение цефеиды в иной галактике дает возможность относительно точно и просто определить расстояние до самой галактики. Поэтому данный тип звезд часто именуется «маяками Вселенной».

Несмотря на то, что метод цефеид является наиболее точным на расстояниях до 10 000 000 пк, его погрешность может достигать 30%. Для повышения точности потребуется как можно больше цефеид в одной галактике, но и в таком случае погрешность сводится не менее чем к 10%. Причиной тому служит неточность зависимости период-светимость.

Цефеиды — «маяки Вселенной».

Кроме цефеид в качестве стандартных свечей могут использоваться и другие переменные звезды с известными зависимостями период-светимость, а также для наибольших расстояний — сверхновые с известной светимостью. Близким по точности к методу цефеид является метод, с красными гигантами в роли стандартных свеч. Как выяснилось, ярчайшие красные гиганты имеют абсолютную звездную величину в достаточно узком диапазоне, которая позволяет посчитать светимость.

Расстояния в цифрах

Расстояния в Солнечной системе:

• 1 а.е. от Земли до = 500 св. секунд или 8,3 св. минуты
• 30 а. е. от Солнца до = 4,15 световых часа
• 132 а.е. от Солнца - таково расстояние до космического аппарата « », было отмечено 28 июля 2015 года. Данный объект является самым отдаленным из тех, что были сконструированы человеком.

Расстояния в Млечном Пути и за его пределами:

• 1,3 парсека (268144 а.е. или 4,24 св. года) от Солнца до - ближайшей к нам звезды
• 8 000 парсек (26 тыс. св. лет) - расстояние от Солнца до Млечного Пути
• 30 000 парсек (97 тыс. св. лет) - примерный диаметр Млечного Пути
• 770 000 парсек (2,5 млн. св. лет) - расстояние до ближайшей большой галактики -
• 300 000 000 пк — масштабы в которых практически однородна
• 4 000 000 000 пк (4 гигапарсек) - край наблюдаемой Вселенной. Это расстояние прошел свет, регистрируемый на Земле. Сегодня объекты, излучившие его, с учетом , расположены на расстоянии 14 гигапарсек (45,6 млрд. световых лет).

Цель урока: Познакомиться с разнообразием мира звёзд и разъяснить принципы определения расстояния до них.

Образовательные задачи урока:

• познакомиться с разнообразием мира звёзд;
• выяснить принципы определения расстояния до звёзд;
• дать понятие видимой и абсолютной звёздной величине;
• решать задачи на определение расстояний;
• совершенствовать работу по нахождению звёзд на карте.

Развивающие задачи:

• формировать умение подбирать литературу и выделять главное из большого объёма материала;
• развивать умение работать с аудиторией;
• развивать умение проводить анализ и самоанализ работ учащихся;
• закреплять умение делать презентации по заданной теме с использованием современных информационных программ Microsoft Word, Microsoft Excel, Photoshop, Power Point, Internet Explorer и периферийных устройств.

Воспитательные задачи:

• продолжить формирование естественнонаучных взглядов;
• прививать эстетический вкус в оформлении работ;
• формировать умение работать в группе;
• продолжить развитие творческих способностей учащихся.

Оборудование:

• техническое оснащение:
компьютеры, мультимедийный проектор, компакт диск с записью музыки, диски с программами.
• программное обеспечение:
программы Microsoft Word, Photoshop, Power Point, Internet Explorer, “Открытая астрономия”.
• наглядные пособия:
таблица “Звёзды”, демонстрационная карта звёздного неба, подвижные карты звёздного неба (у каждого ученика), выставка творческих работ учащихся (рисунки, рефераты, стихи, отзывы о посещении планетария), презентации учителя и учеников.

Длительность урока: 40 мин.

План урока

1. Постановка целей и задач.

2. Изучение нового материала:

• решение задач;
• работа с программой “Открытая астрономия”;
• работа с таблицей “Основные сведения о наиболее ярких звездах”;
• работа с презентацией.

3. Закрепление новых знаний:

• проверка усвоения материала (тест);
• работа с подвижной картой звездного неба.

4. Итог урока.

ХОД УРОКА

Посмотрите на звёзды! Посмотрите, посмотрите на небеса!
О, посмотрите на этих огненных жителей неба!
Жерард Менли Хопкинс “Звездная ночь”

1. Постановка целей и задач.

Звезда дрожит среди вселенной…
Чьи руки дивные несут
Какой-то влагой драгоценной
Столь переполненный сосуд?
Звездой пылающей, топиром
Земных скорбей, небесных слёз
Зачем, о господи, над миром
Ты бытиё моё вознёс?

Вы узнали стихи этого человека. Да это Иван Алексеевич Бунин. Его поэзия по праву считается самой звёздной.

В его поэтическом наследии (около 1200 стихотворений) переливается великолепное созвездие ночных, сумеречных стихов, наполненных тишиной и таинственным мерцанием. Никто из русских поэтов не дал столь разнообразного описания звёздного неба.

Что же такое - звезды? Их тайны мы начнём постигать сегодня.

Тема нашего урока: Звёзды. Определение расстояний до звёзд. Д/з.: § 22, вопрос №5 письменно (пояснение к заданию есть в учебнике, и мы рассмотрим его по ходу урока), продолжаем работать над презентациями и рефератами по видам звёзд.

Сегодня на уроке мы:

• начнем знакомиться с разнообразием мира звёзд;
• выясним, как определяется расстояние до звёзд;
• продолжим учиться работать с аудиторией и в группе, проводить самоанализ и анализ работ;
• будем отрабатывать умение работать в Microsoft Excel.

Для этого вы будете:

• по карте находить звёзды;
• решать задачи;
• сравнивать звёздные величины и блеск звёзд;
• просмотрите презентацию ребят и оцените её;
• ответите на вопросы теста.

2. Изучение нового материала.

Звезды - огромные пылающие шары, расположенные за пределами земной атмосферы на расстоянии в триллионы километров. На протяжении многих столетий астрономов волновала сложная задача определения расстояний до звезд.

Еще Н. Коперник понимал, что расстояния до звезд можно вычислить, если удастся измерить их годичное параллактическое смещение, вызываемое обращением Земли вокруг Солнца. Но в эпоху Коперника не было даже простейших телескопов, а невооруженным глазом параллактические смещения звезд не обнаруживаются.

Первые попытки обнаружить параллактическое смещение были предприняты английским астрономом Дж. Брадлеем (1693–1762), который с середины декабря 1725 г. по декабрь 1726 г. систематически измерял зенитное расстояние звезды гамма Дракона (2,4 Т) в моменты ее верхней кульминации, надеясь таким образом обнаружить ее параллактическое смещение, но это сделать Брадлею не удалось.

Лишь через сто с лишним лет, в 1835–1837 гг., астрономическая техника “доросла” до измерения столь малых величин. Первые измерения расстояний до звезд в России сделаны Василием Яковлевичем Струве и почти одновременно произведены в Германии.

Измерение параллактического смещения звезд хотя и очень трудоемко, но является самым надежным, фундаментальным способом определения их расстояний.

Существуют и другие способы определения расстояний:

• зная абсолютную и видимую звёздную величину;
• по изменениям собственных движений звёзд;
• по анализу спектра звезды;
• по периоду изменения блеска цефеид, но их мы рассмотрим по мере изучения материала.

Итак, рассмотрим подробнее 1 способ. В нём тщательно измеряется положение звезды по отношению к другим звездам. Наблюдателю кажется, что по мере движения Земли вокруг Солнца близкие звезды перемещаются вперед и назад на фоне более отдаленных звезд.

На рисунке показаны положения Солнца (С), Земли (Т 1 – Т 4), звезды (S) и видимые положения ее на небе (S 1 – S 4). Через 6 месяцев, когда земные телескопы переместятся в диаметрально противоположную точку орбиты Земли, проводится повторное измерение положения звезды.

Смещения звезд очень малы. Например: Ближайшая соседка Солнца - слабенькая звездочка из созвездия Центавра, Проксима, что с греческого значит “ближайшая”, смещается на 1,5".

Чтобы представить себе эту величину, нужно воткнуть на расстоянии 1 мм друг от друга две булавки и привязать к каждой по нитке. Отойти от булавок на 130 м и соединить свободные концы ниток. Угол, образовавшийся при этом между двумя нитками, и будет равен 1,5" дуги.

Итак, для определения расстояние до звезды используется половина параллактического смещения, т.е. годичный параллакс.

Годичный параллакс (π) - угол, под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты (а), расположенный перпендикулярно направлению на звезду.

Параллаксы звёзд очень малы, поэтому синусы углов можно заменить самими углами, выразив их в радианах.

На протяжении почти двух лет Струве определял параллактическое смещение яркой звезды Веги (a Лиры), а по нему вычислял расстояние до Солнца. Он нашел, что параллакс Веги составляет 0,123" и расстояние равно 1 650 000 а.е., а для самой близкой звезды Проксима расстояние равно 275 000 а.е..

Большие числа могут привести к ошибкам в вычислениях, поэтому для измерения расстояний до звезд введена специальная единица длины, названная парсеком. Парсек - расстояние до звезды, которое соответствует параллаксу в 1". Парсек – от слов “параллакс” и “секунда”.

1 пк = 206265 а.е.

Таким образом, по годичному параллаксу и формуле расстояние вычисляется в парсеках, а затем уже переводится в световые года.

Рассмотрим соотношение между единицами.

Для измерения больших расстояний, используются более крупные единицы:

1 килопарсек (кпк) = 10 3 пк и 1 мегапарсек (Мпк) = 10 6 пк.

В литературе и реже - в науке расстояния до звезд выражаются также в световых годах (св. г.), показывающих, за сколько лет свет, излученный объектом, достигает Земли или Солнца (что по расстоянию одинаково).

Световой год - это путь, проходимый светом за 1 год.

1 а.е. = 1,496 – 10 8 км

1 пк = 206265 а.е. = 3,08 – 10 13 км

1 св.год = 9,46 – 10 12 км

1 пк = 3,26 св.лет

Решение задач

Рассматривается решенная задача в учебнике.

Самостоятельное решение в Microsoft Excel следующей задачи.

Параллакс Проциона равен 0,28". Сколько времени идет свет от этой звезды до Земли?

Работа с программой “Открытая астрономия”

Начиная знакомство со звёздным небом, мы выяснили, что яркость звёзд неодинакова. Ещё астрономы древности использовали такое понятие, как “звёздная величина”.

Откройте программу “Открытая астрономия”. Прочтите материал. Выясните: что такое видимая и абсолютная звёздная величина? Как эти величины связаны? На модели посмотрите, какую абсолютную и видимую звёздную величину имеют небесные тела. Выясните, как определить расстояние, зная абсолютную и видимую звёздные величины?

(Обсуждение вопросов, запись формулы в рабочую тетрадь.)

В домашнем задании, подставив в формулу звёздные величины, вы найдёте расстояние до звезды.

Работа с таблицей “Основные сведения о наиболее ярких звездах”

Откройте учебник на стр. 217. Используя таблицу “Основные сведения о наиболее ярких звездах”, сравним яркость звезд.

Во сколько раз Вега ярче Полярной звезды? (6,3 раза)

Во сколько раз Арктур (a Волопаса) ярче Антареса (a Скорпиона)? (2,5 раза)

Во сколько раз Сириус (a Большого Пса) ярче Регул (a Льва)? (16 раз)

Выступление с презентацией

Получить дополнительную информацию о звёздах мы сможем из презентации, которую приготовили ребята, а подробнее изучим материал на последующих уроках.

Откройте критерии оценки презентации и проставьте баллы за работу над презентацией. (Приложение 1)

Какую оценку получили ребята? Что понравилось? Ваши пожелания.

3. Закрепление новых знаний.

Проверка усвоения материала (тест)

1. Какие единицы используют при измерении расстояний до звезд?

А. Световой год.

Б. Парсек.

В. Годичный параллакс.

2. Парсек - это... (выберите правильное утверждение)

A. ... расстояние, которое свет проходит в течение года.

Б. ... расстояние, равное большой полуоси земной орбиты.

B. ... расстояние, с которого большая полуось земной орбиты, перпендикулярная лучу зрения, видна под углом в 1".

3. Годичный параллакс звезды - это …

A. ... угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты, если она перпендикулярна лучу зрения.

Б. ... угол, под которым со светила виден радиус Земли, перпендикулярный к лучу зрения.

B. ... угол, под которым виден с Земли диаметр Луны, перпендикулярный лучу зрения.

4. Самую низкую температуру имеют...

A. ... белые звезды.

Б. ... желтые звезды.

B. ... красные звезды.

5. Основными элементами в атмосферах звезд являются...

А. ... азот и кислород, как в земной атмосфере.

Б. ... водород и гелий, как в солнечной атмосфере.

B. ... молекулярный водород и метан, как в атмосфере планет-гигантов.

Работа с подвижной картой звездного неба

Наложив накладной круг на карту, установите вид звездного неба на данное время. Какие из названных звезд можно было бы пронаблюдать на небе?

4. Итог урока.

Эпиграфом к сегодняшнему уроку взяты слова: “Учиться можно только весело… Чтобы переваривать знания, надо поглощать их с аппетитом”. (Франс А.)

Как вы думаете, сегодняшний урок помог нам это сделать?

Каким способом можно измерить расстояние до звезд?

Метод горизонтального параллакса

Земной шар, держась на расстоянии 149,6 миллионов километров от Солнца, за год «наматывает» по орбите весьма не малое расстояние.

Однако по-настоящему гигантские расстояния начинаются за пределами . Только в начале 20-го века ученым удалось произвести достаточно точные измерения и впервые установить расстояние до некоторых звезд.

Способ определения расстояния до звезд состоит в точном определении направления на них (то-есть в определении их положения на ) с двух концов диаметра земной орбиты и называется «Метод горизонтального параллакса» . Для этого надо лишь определить направление на звезду в моменты отделенные друг от друга полугодом, так как Земля за это время сама переносит с собой наблюдателя с одной стороны своей орбиты на другую.

Смещение звезды (конечно, кажущееся), вызванное изменением положения наблюдателя в пространстве, чрезвычайно мало, едва уловимо. Но, оно было измерено с точностью до 0″,01. Много это или мало? Судите сами — это все равно, что рассмотреть из Рязани ребро монетки брошенной прохожим в Москве на Красной Площади.

Понятно, что при таких расстояниях и дистанциях привычные нам метры и километры уже никуда не годятся. По-настоящему большие, то есть космические расстояния, удобнее выражать не в километрах, а в световых годах , то есть в тех расстояниях, которые свет, распространяясь со скоростью 300 000 км/сек, пробегает за год.

С помощью описанного способа можно определять расстояния до звезд, отстоящих гораздо дальше чем на триста световых лет. Свет звезд некоторых далеких звездных систем доходит до нас за сотни миллионов световых лет.

Это вовсе не значит, как часто думают, что мы наблюдаем звезды, может быть уже не существующие сейчас в действительности. Не стоит говорить, что «мы видим на небе то, чего в действительности уже нет». В самом деле, подавляющее большинство звезд изменяется так медленно, что миллионы лет назад они были такими же, как сейчас, и даже видимые места их на небе меняются крайне медленно, хотя в пространстве звезды движутся быстро. Таким образом, звезды, какими мы их видим, в общем-то являются такими же и в настоящее время.