Білет № 1. Земля здійснює складні рухи: обертається навколо своєї осі
(Т = 24 год), рухається навколо Сонця (Т = 1 рік), обертається разом з Галактикою
(Т = 200 тис. років). Звідси видно, що всі спостереження, що здійснюються з Землі,відрізняються удаваними траєкторіями. Планети поділяються на нижні і верхні
(нижні - всередині земної орбіти: Меркурій, Венера; верхні: Марс, Юпітер,
Сатурн, Уран, Нептун і Плутон). Всі ці планети обертаються так само, як і
Земля навколо Сонця, але, завдяки руху Землі, можна спостерігатипетлеподібні рух планет. Взаємні розташування планет відносно
Сонця і Землі називаються конфігураціями планет.

Період, протягом якого планета здійснює оборот навколо Сонця поорбіті, називається сидеричний (зоряним) періодом обертання - T,
Період часу між двома однаковими конфігураціями - синодичнимперіодом - S.
Планети рухаються навколо Сонця в одному напрямку і роблять повнийоборот навколо Сонця за проміжок часу = сидеричному періоду

для нижніх планет рівняння синодичний
 для верхніх планет руху
Т (= 1 рік-сидеричний період Землі.
Комети і метеоритні тіла рухаються по еліптичних, параболічних ігіперболічним траєкторіями.
Білет № 2. Існує 2 географічні координати: географічна широта ігеографічна довгота. Астрономія як практична наука дозволяєзнаходити ці координати. Висота полюса світу над горизонтом дорівнюєгеографічної широти місця спостереження. Наближено географічну широтуможна визначити, вимірявши висоту Полярної зірки. Можна визначити широтумісця спостереження за висотою світила у верхній кульмінації (Кульмінація --момент проходження світила через меридіан) за формулою:h = 90 (- (+ (,де h - висота світила, (- відмінювання, (- широта.
Географічна довгота - це друга координата, відраховується від нульового
Гринвіцького меридіана на схід. Земля поділена на 24 часових пояси,різниця в часі - 1 година. Різниця місцевих часів дорівнює різниці довгот:
(м - (Гр = ТМ - tГр
Місцевий час - це сонячний час в даному місці Землі. У кожній точцімісцевий час по-різному, тому люди живуть за поясним часом, тобто зачасу середнього меридіана даного поясу. Лінія зміни дати проходить насході (Берингову протоку).
Білет № 3. Місяць рухається навколо Землі в той же бік, у який Земляобертається навколо своєї осі. Відображенням цього руху, як ми знаємо,є видиме переміщення Місяця на фоні зір назустріч обертанню неба.
Кожні добу Місяць зміщується на схід відносно зір приблизно на 13 (, ачерез 27,3 добу повертається до тих самих зір, описавши на небесній сферіповне коло.
Видимий із Землі освітлена частина місячного диска називається фазою Місяця.
Видимий рух Місяця супроводжується безперервним зміною її різновиди --зміною фаз. Відбувається це тому, що Місяць займає різні положеннящодо висвітлює її Сонця і Землі. Повний цикл зміни місячних фаз -
29,5 діб.
Молодий місяць - Місяць не видно, тому що розташовується між Землею і Сонцем.
Перша і остання чверть - ми бачимо половину диска.
Повний місяць - ми бачимо повний Місяць.
Коли нам видно Місяць як вузький серп, інша частина її диска теж злегкасвітиться. Це явище називається попелястим світлом і пояснюється тим, що
Земля освітлює нічну бік Місяця відбитим сонячним світлом.
Земля і Місяць, освітлені Сонцем, відкидають конуси тіні і конусипівтіні. Коли Місяць потрапляє в тінь Землі повністю або часткововідбувається повне або приватне затемнення Місяця. Із Землі воно видно одночасновсюди, де Місяць над горизонтом. Фаза повного затемнення Місяця триває,Місяць поки не почне виходити із земної тіні, і може тривати до 1 год 40 хв.
Сонячні промені, заломлюючись в атмосфері Землі, потрапляють у конус земноїтіні. При цьому атмосфера дуже поглинає голубі й сусідні з ними промені, апропускає всередину конуса переважно червоні. Ось чому Місяць привеликій фазі затемнення забарвлюється в червонуватий світ, а не пропадаєзовсім. Місячні затемнення бувають до трьох разів на рік і, звичайно, тільки вповний місяць.
Коли Місяць затуляє Сонце відбувається сонячне затемнення. Сонячнезатемнення як повне видно лише там, де на Землю падає пляма місячноїтіні, діаметр плями не перевищує 250 км. Коли Місяць переміщується за своєюорбіті, її тінь рухається по Землі із заходу на схід, викреслюючипослідовно вузьку смугу повного затемнення. Там, де на Землю падаєпівтінь Місяця, спостерігається приватне затемнення Сонця.
Внаслідок невеликої зміни відстаней Землі від Місяця і Сонця видимийкутовий діаметр буває то трохи більше, то трохи менше сонячного, торівний йому. У першому випадку повне затемнення Сонця триває до 7 хв 40 с, піддругий - Місяць взагалі не закриває Сонця повністю, а в третьому - тільки однемить.
Сонячне затемнення відбувається, коли Місяць у молодика, а місячне - коли вповному місяці.
Сонячних затемнень на рік може бути від 2 до 5, в останньому випадкунеодмінно приватних.
Білет № 4. Протягом року Сонце рухається по великому колу небесної сфери
- Екліптики. Екліптика проходить через 12 зодіакальних сузір'їв. Mag /відстань світила від площини небесного екватора називається схиляннямсвітила - (. Протягом доби Сонце, як звичайна зірка, рухаєтьсяпаралельно небесного екватора

(-23 (27 ((((+23 (27 (). Така зміна схилення викликане нахилом земноїосі до площини орбіти.
21 березня (?) - День весняного рівнодення ((= 0).
22 червня - день літнього сонцестояння ((= 23 (27 ().
21 вересня (() - день осіннього рівнодення ((= 0).
22 грудня - день зимового сонцестояння ((= -23 (27 ().
На широті тропіків Рака (Южне) і Козерога (Північний) Сонце буває взеніті в дні літнього та зимового сонцестояння. На Північному полюсі Сонце ізірки не заходять в період з 21 березня по 22 вересня. 22 вересняпочинається полярна ніч.
Білет № 5. Телескоп збільшує кут зору, під яким видно небеснітіла, і збирає у багато разів більше світла, що приходить від небесногосвітила. Оптичні телескопи бувають 3 видів:телескоп-рефрактор - використовує заломлення світла, промені від небесних світилзбирає лінза,телескоп-рефлектор - використовує увігнуте дзеркало, здатне фокусувативідбиті промені,дзеркально-лінзовий - використовує комбінацію дзеркал і лінз.
Крім оптичних телескопів існують радіотелескопи, якіявляють собою пристрої, що реєструють випромінювання космосу.
Радіотелескоп являє собою параболічну антену, діаметром близько
100 м. Як ложа для антени вживають природні освіти,такі як кратери або схили гір. Радіовипромінювання дозволяє досліджуватипланети та зоряні системи.
За допомогою телескопів проводяться не тільки візуальні і фотографічніспостереження, але і фотоелектричні і спектральні спостереження. Наземніспостереження доповнюються позаатмосферні із супутників і космічних станцій.
Білет № 6. Спершу визначається відстань до якої-небудь доступною точки.
Ця відстань називається базисом. Кут, під яким з недоступного місцявидно базис, називають паралакс. Горизонтальним паралакс називаютькут, під яким з планети видно радіус Землі, перпендикулярний променюзору.
p (- паралакс, ((- кутовий радіус, R - радіус Землі, r - радіус світила.

Зараз для визначення відстані до світил використовують методи радіолокації:посилають радіосигнал на планету, сигнал відбивається і фіксується приймальніантеною. Знаючи час проходження сигналу визначають відстань, з -швидкість світла.
Для визначення розмірів Землі визначають відстань між двома пунктами,розташованими на одному мередіане, потім довжину дуги l, що відповідає 1 °
-n.

Для визначення розмірів тіл Сонячної системи можна виміряти кут, підяким вони видно земному спостерігачеві - кутовий радіус світила (івідстань до світила D.
R = D sin (.
З огляду на p0 - горизонтальний паралакс світила і, що кути p0 і (малі,

Білет № 7. Спектральний аналіз є найважливішим засобом длядослідження всесвіту. Спектральний аналіз є методом, за допомогоюякого визначається хімічний склад небесних тіл, їх температура,розміри, будова, відстань до них і швидкість їх руху. Спектральнийаналіз проводиться з використанням приладів спектрографа і спектроскопа. Здопомогою спектрального аналізу визначили хімічний склад зірок, комет,галактик і тіл сонячної системи, тому що в спектрі кожна лінія або їхсукупність характерна для якого-небудь елемента. За інтенсивністюспектру можна визначити температуру зірок і інших тіл.
(maxT = b b - постійна Вина
За спектру зірки відносять до того чи іншого спектрального класу. Заспектральної діаграмі можна визначити видиму зоряну величину зорі, адалі користуючись формулами світність зірки:
M = m + 5 - 5lgr, де р-відстань до зірки, m-видима зоряна величинаlg L = 0,4 (5 - M), М-абсолютна зоряна величина, L-світністьзіркизнайти абсолютну зоряну величину, світність, а значить і розмір зірки.
Використовуючи формулу Доплера, можна визначити променеву швидкість, так яклінії в спектрі джерела, що наближається до спостерігача, зміщені дофіолетовому кінця, а видаляти - до червоного.
Створення сучасних космічних станцій, кораблів багаторазовоговикористання, а також запуск космічних кораблів до планет ( «Вега»,
«Марс», «Місяць», «Вояджер», «Гермес») дозволили встановити на них телескопи,черех які можна спостерігати ці світила поблизу без атмосферних перешкод.
Білет № 8. Початок космічної ери покладено працями російського вченого К. Е.
Ціолковського. Він запропонував використовувати реактивні двигуни для освоєннякосмічного простору. Він вперше запропонував ідею використаннябагатоступеневих ракет для запусків космічних кораблів. Росія булапіонером у цьому задумі. Перший штучний супутник Землі було запущено 4жовтень 1957р., перший обліт Місяця з отриманням фотографій - 1959 р., першийполіт людини в космос - 12 квітня 1961 р. Перший політ на Місяцьамериканців - 1964 р., запуск космічних кораблів і космічних станцій.
Завдання:
Наукові цілі: перебування людини в космосі; дослідження космічного простору; відпрацювання технологій космічних польотів;
Військові цілі (захист від ядерного нападу);
Телекомунікації (супутниковий зв'язок, що здійснюється за допомогою супутниківзв'язку);
Прогнози погоди, передбачення стихійних лих (метео-супутники);
Виробничі цілі: пошук корисних копалин; екологічний моніторинг.
Білет № 9. Заслуга відкриття законів руху планет належить видатномувченому Іоганну Кеплеру.
Перший закон. Кожна планета обертається по еліпсу, в одному з фокусівякого знаходиться Сонце.
,де с - відстань від центру еліпса до його фокуса, а-велика піввісь, е --ексцентриситет еліпса.
Чим більше є, тим більше еліпс відрізняється від кола. Якщо з = 0 (фокусизбігаються з центром), то е = 0 і еліпс перетворюється в коло радіусом а.
Найближчу до Сонця точку орбіти (П) називають перегеліем, а найбільшвіддалену афелії.
За еліпсах рухаються і супутники. Найближча до Землі точка орбіти Місяцяназивається перигею, а віддалена - апогеєм.
Другий закон. (закон площ). Радіус-вектор планети за однаковіпроміжки часу описує рівні площі. З цього закону випливає, щошвидкість планети при її русі по орбіті тим більше, чим ближче вона до
Сонцю.
Третій закон. Квадрати зоряних (сидеричний) періодів обертання планетвідносяться як куби великих піввісь їх орбіт.

Цей закон дозволив встановити відносні відстані планет від Сонця (уодиницях великої півосі земної орбіти), оскільки зоряні періоди планетвже були обчислені. Велику піввісь земної орбіти прийнята заастрономічну одиницю (а. е.) відстаней. Середня відстань Землі від
Сонця називають астрономічної одиницею. 1 а.е. = 149600000 км.
Білет № 10. Планети земної групи: Меркурій, Марс, Венера, Земля, Плутон.
Чи мають невеликі розміри і маси, середня щільність цих планет в кількаразів більше щільності води. Вони повільно обертаються навколо своїх осей. Уних мало супутників. Кут нахилу осі у Землі та Марса приблизно однаковий, алеінші, ніж у Меркурія і Венери, а це визначає зміну пір року. Венера і
Марс мають атмосферу в основному з вуглекислого газу, Земля - азотно -кисневу. Планети земної групи мають тверді поверхні. Меркурійрясніє кратерами, Венера - найбільш гладка, хоча і там є гори івулкани. Багато вулканів і на Марсі, темні області, що займають значнуповерхню Марса, назвали морями, а височини, що представляють собоюполя оранжево-червоного кольору - материками. На Марсі вода може бути у виглядільоду на полюсах в шарі вічної мерзлоти, на Венері і Меркурії води немає.
Плутон найменша з планет, але за фізичними характеристиками вінблизький до цієї групи.
Планети-гіганти: Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун.
Вони мають великі розміри і маси. Планети-гіганти дуже швидко обертаютьсянавколо своїх осей. Відрізняються великою кількістю супутників (у Юпітера -16).
Особливість планети-гігантів - кільця, що складаються з частинок і брил. Ціпланети не мають твердих поверхонь, щільність у них мала, полягають уосновному з водню й гелію. Газоподібний водень атмосфери переходить врідку, а потім у тверду фазу. При цьому швидке обертання і те, що воденьстає провідником електрики, зумовлює значні магнітніполя цих планет, які вловлюють які летять від Сонця заряджені частинкиі утворюють радіціонние пояса.
Білет № 11. Фізичні умови на Місяці.
Місяць менша за Землю за масою в 81 разів, середня її щільність 3300 кг/м3, т.тобто менше, ніж у Землі. На Місяці немає атмосфери, тільки розріджена пиловаоболонка. Величезні перепади температури місячної поверхні від дня до ночіпояснюються не тільки відсутністю атмосфери, а й тривалістюмісячного дня і місячної ночі, яка відповідає двом нашим тижням.
Температура в соняшниковій точці Місяця досягає +120 (С, а в протилежномуточці нічної півкулі - 170 (С. Поверхня Місяця вкрита темними рівнимиділянками (морями) і світлими гористими (материками). Багато морів облямованігірськими хребтами (Кавказ, Альпи). На Місяці багато кратерів. Дрібні та середнікратери утворені в результаті падіння метеоритів. Великі кратериймовірно результат вулканічної діяльності в далекому минулому. Зразкимісячних порід схожі на вулканічні базальти, містять осколкимагматичних порід. Хімічний склад різних ділянок неоднаковий. Черезвідсутності води мінералів на Місяці менше, ніж на Землі. Мікроорганізмів на
Місяці не виявлено. Активного вулканізму на Місяці ні, але і заразвідбуваються слабкі місяцетрясіння.
Супутники планет як правило покриті кратерами.
Марс (2 невеликих супутники: Фобос і Деймос, кратери на них невулканічного походження, а від ударів метеоритів.);
Юпітер (16 супутників, найвідоміші 4 галілеєвих супутника: Європа,
Каллісто, Іо - має діючі вулкани, Ганімед - за розмірами більше
Меркурія);
Сатурн (17 супутників, особливо відомий Титан: має атмосферу з азоту);
Уран (16 супутників); Нептун (8 супутників); Плутон (1 супутник).
Білет № 12. Комети складаються з ядра і хвоста. Ядро комет за розмірамисхоже на астероїд, а хвіст тягнеться на сотні мільйонів кілометрів. Заміру наближення до Сонця у комети розвивається хвіст, спрямований від
Сонця, а, віддаляючись, комета поступово перестає бути видимою. Ядро кометиі пил світять відбитим сонячним світлом. Орбіти комет - сильно витягнутіеліпси. Деякі комети періодичні, найбільш відомі комети: комета Галлея (Т = 76 років; 1910 - 1986 - 2062); комета Енка (Т = 3,3 року).
Масу комети можна оцінити за збурень у її русі при наближенні допланет. Речовина комети зосереджено в її ядрі, яке складається зсуміші замерзлих газів (аміак, метан, вуглекислий газ), металевих ікам'яних часток різних розмірів. Чим ближче до Сонця підходить комета, тимбільше прогрівається її ядро, зростає виділення газу і пилу, посилюєтьсятиск світла на нього. Тому хвіст комети увелічіввается і стаєвсе більш помітним.
Астероїди (малі планети). Найбільш відомі - Церера, Веста, Паллада,
Юнона, Ікар, Гермес, Аполлон (всього понад 1500). Між орбітами Марса і
Юпітера багато малих планет, що утворюють пояс астероїдів. Більшість їх --безформні брили. Маси астероїдів занадто малі, щоб утримуватиатмосферу.
Дослідження комет, астероїдів, метеорних потоків показало, що всі вонимають однакову фізичну природу і однаковий хімічний склад.
Визначення зростання?? ста Сонячної системи говорить про те, що Сонце і планетимають приблизно один вік (близько 5,5 млрд. років). За теорією виникнення
Сонячної системи академіка О. Ю. Шмідта Земля і планети виникли з газо -пилової хмари, яка внаслідок закону всесвітнього тяжіння булосхвачено Сонцем і оберталося в тому ж напрямку, що і Сонце. Поступовов тій хмарі формувалися згущення, які дали початок планет.
Свідченням того, що планети утворилися з таких згущення, євипадання метеоритів на Землю і на інші планети. Так у 1975 р. буловідзначено падіння комети Вахмана-Штрассмана на Юпітер.
Білет № 13. Сонце - найближча до нас зоря, в якої на відміну від всіхінших зірок ми можемо спостерігати диск і за допомогою телескопа вивчати на ньомудрібні деталі. Сонце - типова зірка, а тому її вивчення допомагаєзрозуміти природу зір взагалі.
Маса Сонця в 333 тис. разів більша за масу Землі, потужність повного випромінювання
Сонця становить 4 * 1023 кВт, ефективна температура - 6000 К.
Як і всі зірки Сонце - розпечений газовий шар. В основному воно складаєтьсяз водню (70%) і гелію (28%), 1-2% маси Сонця припадає на іншібільш важкі елементи.
На Сонці речовина сильно іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішніелектрони і разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу --плазми.
Середня густина сонячної речовини 1400 кг/м3. Однак, це середнійчисло, і щільність в зовнішніх шарах незрівнянно менше, а в центрі в 100разів більше.
Під дією сил гравітаційного притягання, спрямованих до центра Сонця,в його надрах створюється величезний тиск, який в центрі досягає 2 *
108 Па, при температурі близько 15 млн К. За таких умов ядра атомівводню мають дуже високі швидкості і можуть стикатися одна з одною,незважаючи на дію сили електростатичного відштовхування. Деякізіткнення закінчуються термоядерними реакціями, при яких з воднюутворюється гелій і виділяється велика кількість теплоти.
Атмосферу Сонця ділять на 3 шари: фотосфери (нижній шар), хромосферу ікорону. Поверхня сонця (фотосфера) має гранулярну структуру, тобтоскладається з «зерняток» розміром у середньому близько 1000 км. Грануляція єнаслідком руху газів, в зоні, розташованої під фотосферою. Часомв окремих областях фотосфери темні проміжки між плямамизбільшуються, і утворюються великі темні плями. Спостерігаючи сонячні плямив телескоп, Галілей помітив, що вони переміщуються по видимому диску Сонця.
На цій підставі він зробив висновок, що Сонце обертається навколо своєї осі, зперіодом 25 діб. на екваторі і 30 діб. поблизу полюсів.
Плями - непостійні освіти, найчастіше з'являються групами. Навколоплям іноді видно майже непомітні світлі утворення, які називаютьфакелами. Головною особливістю плям і факелів є присутністьмагнітних полів з індукцією, що досягає 0,4-0,5 Тл. По краю сонячногодиску можна спостерігати протуберанці - яскраві виступи, що спираються нахромосферу і вриваються в сонячну корону.
Білет № 14. Прояв сонячної активності на Землі:
Сонячні плями є активним джерелом електромагнітного випромінювання,що викликає так звані «магнітні бурі». Ці «магнітні бурі» впливають нателе-та радіозв'язок, викликають потужні полярні сяйва.
Сонце випромінює наступні види випромінювання: ультрафіолетове, рентгенівське,інфрачервоне і космічні промені (електрони, протони, нейтрони і важкічастки адрони). Ультрафіолетове і рентгенівське випромінювання в основномувиходять від верхніх шарів хромосфери і корони. Ці випромінювання майже цілкомзатримуються атмосферою Землі, утворюючи іоносферу. Ось чому слідзберігати атмосферу Землі в нормальному стані. Періодично з'являютьсяозонові діри пропускають випромінювання Сонця, що досягає земноїповерхні і згубно впливає на органічне життя на Землі.
Сонячна активність проявляється через кожні 11 років. Останній максимумсонячної активності був у 1991 році. Очікуваний максимум - 2002 рік.
Максимум сонячної активності означає найбільшу кількість плям,випромінювання та протуберанців.
Давно встановлено, що зміна сонячної активності Сонце впливає нанаступні фактори: епідеміологічну обстановку на Землі; кількість різного роду стихійних лих (тайфуни, землетруси,повені і т. д.); на кількість автомобільних і залізничних аварій.
Максимум всього цього припадає на роки активного Сонця. Як встановиввчений Чижевський, активне Сонце впливає на самопочуття людини. З тихпір складаються періодичні прогнози самопочуття людини.
Білет № 15. Для вимірювання відстані до тіл Сонячної системи застосовуєтьсяметод парллакса. Радіус землі виявляється занадто малим, щоб служитибазисом для вимірювання параллактичний зміщення зірок і відстані до них.
Тому користуються річним паралакс замість горизонтального.

Річним паралакс зірки називають кут (p), під яким з зірки можнабуло б бачити велику піввісь земної орбіти, якщо вона перпендикулярна променюзору.
a - велика піввісь земної орбіти (середній радіус),
p - річний паралакс.
Також використовується одиниця відстані парсек. Парсек - відстань, зякого велика піввісь земної орбіти, перпендикулярна променя зору виднопід кутом 1 (або відстань до зірки, яке відповідає паралакс в
1 (.
Відстань до зірки в парсеках
1 парсек = 3,26 світлового року = 206265 а. е. = 3 * 1011 км.
Світловий рік-відстань, яку світло проходить за 1год.
Виміром річного паралакса можна надійно встановити відстань дозірок, що знаходяться не далі 100 парсек або 300 св. років.
Білет № 16. Існують різні типи зірок: одиночні, подвійні і кратні,стаціонарні і змінні, зірки-гіганти і зорі-карлики, нові танаднові. Чи існують в цьому різноманітті зірок, в уявній їх хаосізакономірності? Такі закономірності, незважаючи на різні світності,температури і розміри зірок, існують.
Зірки класифікуються за такими параметрами: розміри, колір, світність,спектральний клас.
За розмірами зірки діляться на зірки-карлики, середні зірки, нормальнізірки, зірки гіганти і зорі-надгіганти. Зірки-карлики - супутникзірки Сиріус; середні - Сонце, Капела (Візничий); нормальні (t = 10тис. До) - мають розміри між Сонцем і Капелло; зірки-гіганти - Антарес,
Арктур; надгіганти - Бетельгейзе, Альдебаран.
За кольором зірки діляться на червоні (Антарес, Бетельгейзе - 3000 К), жовті
(Сонце, Капела - 6000 К), білі (Сіріус, Денеб, Вега - 10000 К), блакитні
(Спіка - 30000 К).
За світності зірки класифікують таким чином. Якщо взятисвітність Сонця за 1, то зірки білі і блакитні мають світність в 100 і
10 тис. разів більше світності Сонця, а червоні карлики - в 10 разів меншесвітності Сонця.
За спектру зірки підрозділяють на спектральні класи (Сонце-G2).
Атмосфери зірок мають подібний хімічний склад, в основному водень ігелій. Різноманітність зоряних спектрів пояснюється насамперед тим, щозірки мають різну температуру. Від температури залежить фізичнестан, в якому знаходяться атоми речовини в зоряних атмосферах, і виглядспектру. Крім цього, вид спектру зірки визначається тиском іщільністю газу її фотосфери, наявністю магнітного поля, особливостямихімічного складу.
Світність (L) зірки характеризує загальну потужність випромінювання зірки.
Світність пропорційна площі поверхні (фотосфери) зірки ічетвертого ступеня ефективної температури (Т) або абсолютної зоряноївеличиною
За цією формулою можна визначити, якщо відома світність (L), радіусзірки R, її обсяг, площа фотосфери.
Якщо Lсолнца = 1, то lgL = 0.4 (MC-M),де MC - абсолютна зоряна величина сонця.
Тим спектром і світність існує взаємозв'язок «спектром-світність».
Зірки даного спектру не можуть мати довільну світність і, навпаки,зірки з певною світність не можуть мати будь-яку температуру. Масазірок взаємопов'язана з світність (абсолютна зоряна величина) --взімосвязь «маса-світність». Чим більше маса зірки, тим більшесвітність.
Встановлено, що зі збільшенням маси зростає світність зірок, причому цязалежність визначається формулою L = m3, 9, крім того, для багатьох зіроксправедлива закономірність L (R5, 2.
Залежність L від t (і кольору (діаграма «колір - світність).
| Цве | Крас | Жовтий | Бели | Голуб |
| т | ные | ті | ті | ті |
| Т | 3000 | 6000 | 1000 | 20-30 |
| | К | К | 0 К | 000 К |

Умови рівноваги: як відомо, зірки є єдиними об'єктамиприроди, всередині яких відбуваються некеровані термоядерні реакціїсинтезу, що супроводжується виділенням великої кількості енергії івизначають температуру зірок. Більшість зірок знаходяться в стаціонарномустані, тобто не вибухають. Деякі зірки вибухають (так званінові та найновіші зірки). Чому ж в основному зірки знаходяться врівновазі? Сила ядерних вибухів у стаціонарних зірок врівноважуєтьсясилою тяжіння, ось чому ці зірки зберігають рівновагу.
Білет № 17. Закон Стефана-Больцмана визначає залежність між випромінюваннямі температурою зірок.
(= (Т4 (- коефіцієнт, (= 5,67 * 10-8 Вт/м2к4
 (- Енергія випромінювання одиниці поверхні зірки
L - світність зірки, R - радіус зорі.

Отриману таким методом температуру називають ефективної температурою.
За допомогою формули Стефана-Больцмана і закону Вина визначають довжину хвилі
((), На яку припадає максимум випромінювання:
(maxT = b b - постійна Вина
Можна виходити з зворотного, тобто за допомогою світності і температуривизначати розміри зірок.
Білет № 18. Змінні зірки - це зірки, блиск котрих змінюється. Уодних змінних зір блиск змінюється періодично, в іншихбезладно. Вивчення цих зірок важливо для розуміння еволюції зірок.
Цефеїди - це пульсуючі зірки, які періодично роздуваються істискаються. Їм притаманні особливості зірки Цефея. У процесі пульсаціїцефеїди змінюється і температура її фотосфери. Найвищу температурузірка має в максіуме блиску. Між періодом пульсації і світністьцефеїд існує залежність «період - світність», по періоду зміниблиску зірки можна оперделіть її зоряну величину. Цефеїди відносяться дозіркам-гігантам і надгіганта.
У деяких нестаціонарних зірок блиск різко зростає - це нові зіркиі найновіші зірки. При спалахах нових зірок блиск зростає в тисячі разівза короткий час. Нові зірки зазвичай входять до складу подвійних систем, аспалахи відбуваються в результаті обміну речовиною між зірками,утворюють подвійну систему.
Ще більш грандіозні спалахи наднових зірок. Найновіші зірки - цевибухають зірки. Під час вибухів наднових протягом кількох дібвиділяється величезна енергія. Такі вибухи відбуваються на заключнихетапах. Залишки оболонок наднових зірок, виявляються джереламирадіовипромінювання - їх називають пульсари. Пульсари - це бистровращающіесянадщільним зірки, радіуси яких 10 км, а маси близькі до маси Сонця.
Ця зірка ніби пульсує, випромінюючи радіохвилі. Їх називають пульсарами --кінцева стадія зірок-гігантів.
Білет № 19. Двоїстість серед зірок - поширення явище середзірок: майже половина зірок входить до складу подвійних або більш складнихкратних систем. Буває зірки видно близько один до одного, тоді як уНасправді в просторі вони абсолютно не пов'язані один з одним --це оптичні подвійні зірки. Фізичні подвійні зірки - звертаються близькоїх загального центру ваги під дією взаємного тяжіння. Період їхзвернення не перевищує сотень років. Дуже тісні пари зірок можна виявити придопомогою спектрального аналізу - це спектрально-подвійні зірки, у нихспостерігається періодичне роздвоєння спектральних ліній. Двоїстістьтісних пар можна виявити, вивчаючи періодичні зміни блиску. Одназірка на час затуляє іншу. Такі подвійні зірки називаються затемнення -змінними. З аналізу блиску можна визначити їх радіуси. До системподвійних зірок застосовні закон всесвітнього тяжіння і закони Кеплера, а тимсамим визначити масу зірки.
Білет № 20. Зірки виникали в ході еволюції галактик. Це відбувалося врезультаті згущення хмар дифузною матерії, які формувалися всерединігалактик. Місцями найбільш інтенсивного зореутворення вважаються масихолодного міжзоряного речовини - газо-пилової комплексу. Холодне газо -пилові хмари стискається і приймає кулясту форму. При стисненнізростає щільність і температура хмари. Виникає протозірок, якавипромінює в інфрачервоному діапазоні. У протозірок не відбуваються термоядерніреакції, цим вона відрізняється від зірки.
Стадія стискання зірок більш масивних зірок триває сотні тисяч років, азірки масою менше Сонця - сотні мільйонів років. Чим більше маса, тимпри більшій температурі досягається рівновага.
Далі стаціонарна стадія, що супроводжується «вигоранням» водню. Чиммасивніший зірка, тим швидше вигоряє основне паливо - водень,перетворюючись у гелій (). Масивні блакитні й білі гіганти вигорають зачас 107 років. Жовті зірки типу Капели і Сонця вигорають за 1010 років
(tСолнца = 5 * 109 років). Білі та блакитні зірки, вигорить, перетворюються начервоні гіганти. У них відбувається синтез 2С + Не (С2He. З вигоряннямгелію зірка стискається й перетворюється на білого карлика. Білий карлик зчасом перетворюється на дуже щільну зірку, яка складається з однихнейтронів. Зменшення розмірів зірки приводить до її дуже швидкомуобертанню. Ця зірка ніби пульсує, випромінюючи радіохвилі. Їх називаютьпульсарами - кінцева стадія зірок-гігантів. Деякі зірки з масоюзначно більшої маси Сонця стискаються настільки, що перетворюються такзвані «чорні діри», які, завдяки потягу, не випускаютьвидимого випромінювання.
Білет № 21. Наша зоряна система - Галактика належить до числаеліптичних галактик. Чумацький шлях, який ми бачимо, - це тільки частинанашої Галактики. У сучасні телескопи можна побачити зірки до 21зоряної величини. Кількість цих зірок 2 * 109, але це лише мала частинанаселення нашої Галактики. Діаметр Галактики складає приблизно 100 тис.світлових років. Спостерігаючи Галактику, можна помітити "роздвоєння», якевикликано міжзоряного пилу, що закриває від нас зірки Галактики.
Галактика складається із зірок і зоряних скупчень. У ядрі Галактики багаточервоних гігантів і короткоперіодичні цефеїд. У гілках далі від центрубагато надгігантів і класичних цефеїд. У спіральних гілках знаходятьсягарячі надгіганти і класичні цефеїди. У різних сузір'ях можнапобачити туманності, що складаються з газу і пилу. Увесь інший простірзаповнено міжзоряним газом і пилом. Наша Галактика обертається навколо центру
Галактики, що знаходиться в сузір'ї Геркулеса. Сонячна системаздійснює повний оберт навколо центру Галактики за 200 млн років. За обертанню
Сонячної системи можна визначити приблизну масу Галактики - 2 *
1011mЗемлі. Зірки прийнято вважати нерухомими, але насправді зіркирухаються. Але оскільки ми значно віддалені від них, то цей рух можнаспостерігати тільки протягом тисячоліть.
Білет № 22. У нашій Галактиці крім поодиноких зірок є зірки,які об'єднуються у скупчення. Розрізняють 2 види зоряних скупчень:
Розсіяні зоряні скупчення, наприклад зоряне скупчення Плеяди всузір'я Тельця і Гіади. Простим оком у Плеядах видно, 6 зірок, якщо жподивитися в телескоп, то видно розсип зірок. Розмір розсіяних скупчень
- Кілька парсек. Розсіяні зоряні скупчення складаються із сотень зірокголовної послідовності і надгігантів.
Кульові зоряні скупчення мають розміри до 100 парсек. Для цих скупченьхарактерні короткоперіодичні цефеїди і своєрідна зоряна величина
(від -5 до 5 одиниць).
Російська астроном В. Я. Струве відкрив, що існує міжзоряний поглинаннясвітла. Саме міжзоряний поглинання світла послаблює яскравість зірок.
Міжзоряне середу заповнена космічної пилом, яка утворює такзвані туманності, наприклад, темні туманності Великі Магеллановіхмари, Кінська Голова. У сузір'ї Оріона існує газопиловоїтуманність, що світиться відбитим світлом найближчих зірок. У сузір'ї
Водолія існує Велика Сузір'я, що утворилася врезультаті викиду газу найближчими зірками. Воронцов-Вельямінов довів,що викид газів зірками-гігантами достатній дЩоб утворення нових зірок.
Газові туманності утворюють шар у Галактиці товщиною в 200 парсек. Вонискладаються з H, He, OH, CO, CO2, NH3. Нейтральний водень випромінює довжинухвилі 0,21 м. За розподілом цього радіовипромінювання визначаютьрозподіл водню в Галактиці. Крім того, в Галактиці є джереларентгенівського радіовипромінювання - квазари.
Білет № 23. Вільям Гершель у XVII столітті наніс на зоряну карту дуже багатотуманностей. Згодом виявилося, що це гігантські галактики, якізнаходяться за межами нашої Галактики. За допомогою цефеїд американськийастроном Хаббл довів, що найближча до нас галактика М-31, знаходиться навідстані 2 мільйони світлових років. У сузір'ї Вероніки виявлено близько тисячітаких галактик, віддалених від нас на мільйони світлових років. Хаббл довів,що в спектрах галактик є червоний зсув. Це зміщення тим більше, чимдалі від нас галактика. Інакше кажучи, чим далі галактика, тим їїшвидкість видалення від нас більше.
Vудаленія = D * HH - постійна Хаббла, D - зміщення в спектрі.
Модель розширюється всесвіту на підставі теорії Ейнштейна підтвердивросійський вчений Фрідман.
Галактики за типом бувають неправильні, еліптичні і спіральні.
Еліптичні галактики - у сузір'ї Тельця, спіральна галактика - наша,туманність Андромеди, неправильна галактика - в Магелланових хмарах.
Крім видимих галактик в зоряних системах існують так званірадіогалактики, тобто потужні джерела радіовипромінювання. На місці цихрадіогалактик знайшли невеликі світяться об'єкти, червоне зміщення якихнастільки велике, що вони, очевидно, віддалені від нас на мільярди світловихроків. Їх назвали квазарами, тому що їх випромінювання іноді потужніший, ніжвипромінювання цілої галактики. Можливо, що квазари - це ядра дуже потужнихзоряних систем.
Білет № 24. Останній зоряний каталог містить більше 30 тис. галактик яскравіше
15 зоряної величини, а за допомогою сильної телескопа можнасфотографувати сотні мільйонів галактик. Все це разом з нашою
Галактикою утворює так звану Метагалактика. За своїми розмірами ікількості об'єктів Метагалактика нескінченна, вона не має ні початку, нікінця. Для Всесвіту характерна ячеистая структура. У Метагалактикапростір між галактиками заповнено надзвичайно розріджениммежгалактіческіх газом, пронизує космічними променями. За сучаснимиуявленням в кожній галактиці відбувається вимирання зірок і цілихгалактик, так само як і виникнення нових зірок і галактик. Наука,вивчає наш Всесвіт як єдине ціле, називається космологією. Затеорії Хаббла і Фрідмана наш Всесвіт розширюється, приблизно 15 млрд. роківтому найближчі галактики були ближче до нас, ніж зараз, відбувається взаємневидалення всіх галактик. Метагалактика нестаціонарна, еволюціонує. Увіддаленому майбутньому розширення може змінитися стиском. У якомусь місціпростору виникають нові зоряні системи і, з огляду на формулу E = mc2,оскільки можна говорити про те, що оскільки маси та енергії еквівалентні,то взаємне перетворений