Основные сведения о строении Вселенной

Основные сведения о строении Вселенной

Содержание

• Основные сведения о строении Вселенной

• Характерные величины

• Системы координат

• Звездные величины, светимость

Планеты Солнечной системы

Солнце

Масса Масса 22·10·103333 гг

Светимость Светимость 44·10·103333 эрг/cэрг/c

Радиус Радиус 700 000 700 000 кмкм

Средняя плотность Средняя плотность 1.4 1.4 г/смг/см33

Скорость убегания с Скорость убегания с "поверхности" "поверхности"

600 600 км/скм/с

Период вращения на Период вращения на экваторе экваторе синодическийсинодическийсидерический сидерический

  27 27 25 25

  сутсут

Ускорение силы тяжести Ускорение силы тяжести на "поверхности" на "поверхности"

33·10·1044 см/ссм/с22

Юпитер

период обращения вокруг Солнцапериод обращения вокруг Солнца 1212 летлет

большая полуось орбитыбольшая полуось орбиты 55 а.е.а.е.

радиусрадиус 7100071000 кмкм

массамасса0.001 0.001

300300масс Солнцамасс Солнца

масс Землимасс Земли

средняя плотностьсредняя плотность 1.31.3 г/смг/см33

период осевого вращения период осевого вращения 1010 часовчасов

Земля и Луна

Радиус Земли Радиус Земли 6400 6400 кмкм

Масса Земли Масса Земли 66··10102727 гг

Средняя плотность Земли Средняя плотность Земли 5.5 5.5 г/смг/см33

Скорость убегания с поверхности Земли Скорость убегания с поверхности Земли 11.2 11.2 км/скм/с

Скорость вращения Земли на экваторе Скорость вращения Земли на экваторе 0.5 0.5 км/скм/с

Ускорение свободного падения Ускорение свободного падения 980 980 см/ссм/с22

Напряженность магнитного поля Напряженность магнитного поля 0.5 0.5 ГсГс

Расстояние до Луны Расстояние до Луны 400 000 400 000

1/400 1/400 1.3 1.3

кмкма.е.а.е.

световых секундсветовых секунд

Масса Луны / масса Земли Масса Луны / масса Земли 1/81 1/81   

Ускорение силы тяжести на Луне Ускорение силы тяжести на Луне 160 160 см/ссм/с22

Скорость убегания с поверхности Луны Скорость убегания с поверхности Луны 2.4 2.4 км/скм/с

Синодический месяц Синодический месяц 29.5 29.5 сутсут

Сидерический месяц Сидерический месяц 27.1 27.1 сутсут

Астрономическая единица – большая полуось Астрономическая единица – большая полуось земной орбиты, 1 а.е. земной орбиты, 1 а.е. ≈ 150 млн. км = 1.5∙10≈ 150 млн. км = 1.5∙101313 см см

Характерный Характерный размер Солнечной размер Солнечной системы - 40 А.Е. системы - 40 А.Е. Это расстояние Это расстояние примерно примерно соответствует соответствует большой полуоси большой полуоси орбиты Плутона. орбиты Плутона.

Галактика

Парсек - это такое расстояние, с которого большая полуось земной Парсек - это такое расстояние, с которого большая полуось земной орбиты видна под углом 1". Из-за годичного движения Земли вокруг орбиты видна под углом 1". Из-за годичного движения Земли вокруг Солнца положение светила, находящегося на расстоянии 1 парсек, Солнца положение светила, находящегося на расстоянии 1 парсек, будет смещаться на 1 угловую секунду. В астрономии это явление будет смещаться на 1 угловую секунду. В астрономии это явление называют называют годичным параллаксомгодичным параллаксом, отсюда и название единицы , отсюда и название единицы расстояния -расстояния -парсекпарсек = параллакс- в- секунду. = параллакс- в- секунду.

1 пк 1 пк ≈ 3∙10≈ 3∙101818 см см

15—20 кпк

Галактика1011

Диаметр Галактики Диаметр Галактики 3030 кпккпк

Толщина диска Толщина диска 11 кпккпк

Масса Галактики Масса Галактики 10101212 масс Солнцамасс Солнца

Число звезд в Галактике Число звезд в Галактике 10101111   

Расстояние от Солнца до центра Расстояние от Солнца до центра Галактики Галактики

88 кпккпк

Скорость движения Солнца вокруг Скорость движения Солнца вокруг центра Галактики центра Галактики

200200 км/скм/с

Галактический год Галактический год 2 2 .. 10 1088 летлет

Внегалактический мир и Вселенная

10 50 

Расстояния:Расстояния:Большое Магелланово ОблакоБольшое Магелланово Облакотуманность Андромедытуманность Андромедыцентр скопления галактик в Деве центр скопления галактик в Деве

  5555

7007002020

  кпккпккпккпк

МпкМпк

Среднее расстояние между галактиками / Среднее расстояние между галактиками / размер типичной галактики размер типичной галактики

  100100   

Постоянная Хаббла Постоянная Хаббла HH   7070 км / (с Мпк)км / (с Мпк)

Хаббловское время (Хаббловское время (1/H1/H) ) 1.41.4··10101010 летлет

Хаббловское расстояние (Хаббловское расстояние (c/Hc/H) ) 10102828 смсм

Температура реликтового излучения Температура реликтового излучения 2.72.7 КК

Критическая плотность Вселенной Критическая плотность Вселенной 1010-29-29 г/смг/см33

Средняя плотность видимого вещества Средняя плотность видимого вещества Вселенной Вселенной

1010-30-30 г/смг/см33

Характерные времена

• Сутки (период обращения Земли вокруг оси) Сутки (период обращения Земли вокруг оси) ~ ~ 101055 c c

• Период обращения Земли вокруг Солнца 1 Период обращения Земли вокруг Солнца 1 год год ~ ~ 33∙10∙1077 c c

• Период обращения Солнца вокруг центра Период обращения Солнца вокруг центра Галактики Галактики ~ ~ 250250 млн. лет млн. лет

• Характерное время жизни звезды типа Характерное время жизни звезды типа Солнца Солнца ~ ~ 10101010 летлет

• Cовременный возраст Вселенной Cовременный возраст Вселенной ~ ~ 14 14 млрд. млрд. летлет

Горизонтальная система координат

Координаты объекта Координаты объекта определяются азимутом и определяются азимутом и высотой или углом возвышения.высотой или углом возвышения.

Большой круг небесной сферы, Большой круг небесной сферы, проходящий через точки зенита, проходящий через точки зенита, севера и юга, называется севера и юга, называется небесным меридианом.небесным меридианом.

Астрономический азимут отсчитывается от точки юга Астрономический азимут отсчитывается от точки юга по часовой стрелке, если смотреть со стороны зенита, по часовой стрелке, если смотреть со стороны зенита, т.е. к западу. т.е. к западу. Геодезический азимут отсчитывается от точки севера в Геодезический азимут отсчитывается от точки севера в том же направлении. том же направлении.

Экваториальная система координат

Координаты небесного объекта Координаты небесного объекта определяются определяются склонениемсклонением или углом или углом между небесным экватором и между небесным экватором и объектом и объектом и прямым восхождениемпрямым восхождением или углом, отсчитываемым от или углом, отсчитываемым от произвольно выбранной точки (точка произвольно выбранной точки (точка весеннего равноденствия) на экваторе весеннего равноденствия) на экваторе до часового круга объекта против до часового круга объекта против направления вращения небесной направления вращения небесной сферы.сферы.tt – – часовой уголчасовой угол..

S - S - звездное время (часовой угол звездное время (часовой угол точки весеннего равноденствия)точки весеннего равноденствия)

Звёздные и солнечные сутки

Прецессия и нутация

Полный оборот по эклиптике точка весеннего равноденствия совершает примерно за 26000 лет.

Эклиптическая система координат

Галактическая система координат В галактической системе координат главной плоскостью является плоскость Галактики, а главной осью - нормаль к ней, пересекающая небесную сферу в точках, называемых галактическими полюсами. Галактические координаты «привязаны» к галактической плоскости и центру Галактики, поэтому они не меняются со временем из-за прецессии.

Поскольку Солнечная система обращается вокруг центра Поскольку Солнечная система обращается вокруг центра Галактики с периодом около 250 млн. лет, то за 100 лет Галактики с периодом около 250 млн. лет, то за 100 лет направление на галактический центр сместится всего на 0.5направление на галактический центр сместится всего на 0.5”” вдоль вдоль галактического экватора. галактического экватора.

Местная система отсчета

Точка небесной сферы, по направлению к которой Точка небесной сферы, по направлению к которой в данный момент движется небесное тело (или в данный момент движется небесное тело (или группа тел), называется группа тел), называется апексомапексом этого тела, этого тела, противоположная ей – противоположная ей – антиапексомантиапексом. . Описанное движение Солнечной системы Описанное движение Солнечной системы относительно ярких звезд называется относительно ярких звезд называется стандартным движением Солнца. стандартным движением Солнца. Измеряемые скорости источников обычно Измеряемые скорости источников обычно приводятся к этой системе (приводятся к этой системе (VVLSRLSR, LSR – Local , LSR – Local

Standard of Rest).Standard of Rest).Апекс: Апекс: R.A. = 271R.A. = 271°, Dec. = +30°°, Dec. = +30°, скорость 19.4 км/с = , скорость 19.4 км/с = 0.0112 а.е./сутки 0.0112 а.е./сутки 4.154.15 а.е./год. а.е./год.

Видимые и абсолютные звездные величины, светимость

mm - звездная величина звезды с - звездная величина звезды с видимой светимостью видимой светимостью LL, а , а mm00 - -

звездная величина звезды с видимой звездная величина звезды с видимой светимостью светимостью LL00. .

ВизуальнаяВизуальная звездная величина (звездная величина (mmvv) отвечает спектральной ) отвечает спектральной

чувствительности человеческого глаза (максимум на волне 555 нм). чувствительности человеческого глаза (максимум на волне 555 нм). ФотовизуальнаяФотовизуальная или или желтаяжелтая звездная величина (звездная величина (VV или или mmpvpv) )

определяется при фотографировании через желтый светофильтр. определяется при фотографировании через желтый светофильтр. Визуальная и фотовизуальная звездные величины практически Визуальная и фотовизуальная звездные величины практически совпадают. совпадают. ФотографическаяФотографическая или или синяясиняя звездная величина ( звездная величина (BB или или mmpp) определяется фотометрированием с синим фильтром. ) определяется фотометрированием с синим фильтром.

БолометрическаяБолометрическая звездная величина ( звездная величина (mmbb) определяется болометром) определяется болометром..

Калибровка шкалы звездных величин осуществляется по набору Калибровка шкалы звездных величин осуществляется по набору стандартных звезд, в настоящее время это звезды Северного стандартных звезд, в настоящее время это звезды Северного полярного ряда (полярного ряда (NPS).NPS).

Показатель цвета

Болометрическая поправка

Абсолютная звездная величина (m на расстоянии 10 пк)

Система звездных величин UBV (эффективные длины волн 350, 435 и 555 нм)

Последнее соотношение используется для определения Последнее соотношение используется для определения фотометрических (спектрофотометрических)фотометрических (спектрофотометрических) расстоянийрасстояний..

Абсолютная звездная величина Солнца +4.7Абсолютная звездная величина Солнца +4.7

Объект Созвездие m

Сириус Большой пёс −1,6

Канопус Киль −0,9

α Центавра Центавр +0,1

Вега Лира +0,1

Капелла Возничий +0,2

Арктур Волопас +0,2

Ригель Орион +0,3

Процион Малый пёс +0,5

Альтаир Орёл +0,9

Бетельгейзе Орион +0,9

Альдебаран Телец +1,1

Поллукс Близнецы +1,2

Антарес Скорпион +1,2

Фомальгаут Южная рыба +1,3

Денеб Лебедь +1,3

Регул Лев +1,3

ОбъектОбъект mm

Солнце −−26,726,7

Луна в полнолуние в полнолуние −−12,612,6

Венера (максимум) (максимум) −−4,44,4

Сириус (самая яркая звезда)Сириус (самая яркая звезда) −−1,61,6

Туманность АндромедыТуманность Андромеды +3,4+3,4

Самые слабые видимые звёздыСамые слабые видимые звёзды +6,0+6,0

Проксима ЦентавраПроксима Центавра +11,1+11,1

Самый яркий квазарСамый яркий квазар +12,6+12,6

Самый слабый объект, Самый слабый объект, наблюдаемыйнаблюдаемыйв 8-метровый наземный телескопв 8-метровый наземный телескоп

+27+27

Самый слабый объект, Самый слабый объект, наблюдаемыйнаблюдаемыйв космический телескоп «Хаббл»в космический телескоп «Хаббл»

+30+30

Законы Кеплера

1.1. Все планеты движутся по эллипсам, в одном Все планеты движутся по эллипсам, в одном из фокусов которых (общем для всех из фокусов которых (общем для всех планет) находится Солнце.планет) находится Солнце.

2.2. Радиус-вектор планеты в равные Радиус-вектор планеты в равные промежутки времени описывает промежутки времени описывает равновеликие площади.равновеликие площади.

3.3. Квадраты сидерических периодов Квадраты сидерических периодов обращений планет вокруг Солнца обращений планет вокруг Солнца пропорциональны кубам больших полуосей пропорциональны кубам больших полуосей их эллиптических орбит.их эллиптических орбит.

Следует из закона сохранения момента импульса

2

3

Tconst

a