Формулы по астрономии 11 класс: Основные формулы по астрономии

Ответы | Урок 22. Основные характеристики звёзд. Светимость — Астрономия, 11 класс

1.

Светимость звезды — полная энергия, излучаемая звездой по всем направлениям за единицу времени.

Видимая звёздная величина — мера наблюдаемого блеска небесного объекта, видимого с Земли.

Абсолютная звёздная величина — видимая звёздная величина, которую бы звезда имела, находясь на стандартном расстоянии 10 пк.

2.

а) введите понятие годичного параллакса: угол, под которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду.

б) Запишите формулы по которым, можно определить расстояния до звёзд (в астрономических единицах и парсеках), если известен их параллакс: r = 206 265″ / π» а. е., для расстояния в парсеках — r = 1 / π» пк. 

3.

• а) 1 пк = 3,26 св. лет;
• б) 1 пк = 206 265 а. е.;
• в) 1 пк = 3,086 · 10¹³ км.

4.

5.

π» = 0,001″; D = 1 / 0.001 = 1000 (пк), или 1 кпк.

6.

Формулы для расчёта телескопа

Основные формулы, показывающие на что примерно способен телескоп.
Не забывайте только, что это теория, на деле всё сильно зависит от качества изделия, правильности настройки и состояния атмосферы.

Сначала три основных понятия:
Апертура телескопа (D)
Фокусное расстояние телескопа (F)
Кратность телескопа (Г)

Сами формулы:

Кратность или увеличение телескопа (Г)

Г=F/f, где F — фокусное расстояние объектива, f — фокусное расстояние окуляра.
F вы изменить чаще всего не можете, но имея окуляры с разным f, вы сможете менять кратность или увеличение телескопа Г.

Максимальное увеличение (Г max)

Максимальное увеличение телескопа ограничено диаметром объектива. Принято считать, что Г max=2*D, но из-за поправок на искажения, точности изготовления и настройки, лучше немного занизить эту величину:
Г_max = 1,5*D, где D — диаметр объектива или главного зеркала (апертура).
А если труба окажется способна на большее — пусть это лучше сюрпризом будет, чем наоборот… Используя линзу Барлоу, можно поднять максимальное увеличение телескопа в разы, но в итоге вы получите всего-лишь размытое пятно больших размеров и никаких дополнительных деталей.
Есть, правда, другой подход: немного более крупные размеры часто позволяют лучше расмотреть тот же объект, несмотря на то, что деталей на нём не прибавится. Наверное поэтому и советуют обычную формулу: Г max=2*D. То есть, это зависит от объекта и вашего вкуса…

Светосила

Светосила телескопа определяется в виде отношения D:F. Если не особо заморачиваться, то чем меньше это отношение, тем лучше телескоп подходит для наблюдения галактик и туманностей (например 1:5). А более длиннофокусный телескоп с соотношением вроде 1:12 лучше подходит для наблюдения Луны.

Разрешающая способность (b)

Разрешающая способность телескопа — наименьший угол между такими двумя близкими звездами, когда они уже видны как две, а не сливаются зрительно в одну. Проще говоря, под разрешающей способностью можно понимать «чёткость» изображения (да простят меня профессионалы-оптики…).
b=138/D, где D — апертура объектива. Измеряется в секундах (точнее в секундах дуги).
Из-за атмосферы эта величина нечасто бывает меньше 1″ (1 секунды). Например, на Луне 1″ соответствует кратеру диаметром около 2 км.
Для длиннофокусных объективов, со значением светосилы 1:12 и более длинных, формула немного другая: b=116/D (по Данлопу).

Из сказанного выше видно, что в обычных условиях минимальная разрешающая способность в 1″ достигается при апертуре 150мм у рефлекторов и около 125мм у планетников-рефракторов. Более апертуристые телескопы дают более чёткое изображение только в теории, ну или высоко в горах, где чистая атмосфера, либо в те редкие дни, когда «с погодой везёт»…
Однако, не забывайте, что чем больше телескоп, тем ярче изображение, тем виднее более тусклые детали и объекты. Поэтому, с точки зрения обычного наблюдателя, изображение у больших телескопов всё равно оказывается лучше, чем у маленьких.
Вдобавок, в короткие промежутки времени атмосфера над вами может успокоиться настолько, что большой телескоп покажет картинку более чёткую, чем при том самом пределе в 1″, а вот маленький телескоп упрётся в это ограничение и будет очень обидно…
Так что, нет особого смысла ограничиваться 150-ю миллиметрами 😉

Предельная звёздная величина (m)

Предельная звёздная величина, которая видна в телескоп, в зависимости от апертуры:
m=2.1+5*lg(D), где D – диаметр телескопа в мм., lg — логарифм.
Если возьмётесь расчитывать, то увидите, что предельная звёздная величина, доступная нашему глазу через самый большой «магазинный» телескоп с апертурой 300мм — около 14,5^m. Более слабые объекты ищутся через фотографирование и последующую компьютерную обработку кадров.

На деле значения будут немного отличаться из-за разницы световых потерь в разных конструкция телескопов.
При одинаковой апертуре D, выше всего предельная звёздная величина в линзовых телекопах-рефракторах.
В зеркальных рефлекторах потери выше — очень грубо можно отнять 10-15%.
В катадиопртиках потери самые большие, соответственно и предельная звёздная величина самая маленькая.
Также велики потери в биноклях из-за наличия нескольких преломляющих призм — их я имел ввиду, дав диаметры 32 и 50 мм. То есть, в биноклях предельная звёздная величина будет гораздо меньше табличной. На сколько — зависит от качества марки бинокля, в частности от качества просветляющего покрытия всех поверхностей — это нельзя предсказать для всех моделей.
Сложные и дорогие окуляры тоже задерживают свет за счёт большего количества линз — неизбежная плата за качество изображения (хотя, их качественные просветляющие покрытия частично снижают этот недостаток).
То есть, при одинаковой апертуре, в линзовый телескоп-рефрактор с самым простеньким окуляром вы увидите максимум возможного при данном D.
Но, поскольку, рефракторы больших диаметров дороги, то за те же деньги можно взять гораздо более апертуристый рефлектор и увидеть значительно больше.

Выходной зрачок

Выходной зрачок телескопа = D/Г
Хорошо, когда выходной зрачок телескопа равен 6 мм., это значит, что весь свет собираемый объективом попадёт в глаз (6 мм. — примерный диаметр человеческого зрачка в темноте). Если выходной зрачок окажется больше, то часть света потеряется, подобно тому, как если бы мы задиафрагмировали объектив.
На деле удобнее считать «от обратного». Например:
Для моего телескопа с апертурой D=250мм, максимальное увеличение без потери яркости = 250мм/6мм = 41,67 крат. То есть, при увеличении 41,67 выходной зрачок будет равен 6 мм.
Ну, и какой окуляр мне нужен для этого телескопа, чтобы получить это самое «равнозрачковое увеличение»?
Вспоминаем: f=F/Г.
Тогда: фокусное расстояние F моего Добсона»: 1255мм. «Г» уже нашли: 41,67 крат.
Получается, что мне нужен окуляр f=1255/41,67=30,1мм. Да, примерно такой окуляр и шёл в комплекте :)…
42 крата — это совсем немного, но достаточно для рассматривания звёздных полей, а вот уже для Андромеды маловато…
(Берём окуляр с фокусом покороче. Ура, получается крупнее! Но… темнее. И чем больше кратность, тем темнее будет картинка.)
Это был расчёт для довольно апертуристого телескопа, а какая будет кратность для равнозрачковости в рядовые телескопы — посчитайте сами: одни слёзы… Поэтому и говорят, что «апертура рулит» — чем она выше, там картинка ярче при одинаковой кратности (при одинаковой конструкции телескопов).

Поле зрения телескопа

Поле зрения телескопа = поле зрения окуляра / Г
Поле зрения окуляра указано в его паспорте, а увеличение Г телескопа с данным окуляром мы уже знаем как расчитать: Г=F/f.
Чем полезно знание поля зрения телескопа?
Чем больше поле зрения телескопа, тем больший кусок неба виден, но тем мельче объекты.
Зная какое поле (угол) захватит ваш телескоп при заданном увеличении, и зная уговые размеры искомого объекта, можно прикинуть какую часть поля зрения займёт этот объект, то есть прикинуть общий вид того, что вы увидите в окуляре.
Если вы ищете объект не по координатам, а по картам, то полезно сделать из проволоки колечки, которые соответствуют на карте угловым полям зрения ваших окуляров в составе данного телескопа. Тогда гораздо легче ориентироваться: двигая телескоп от звезды к звезде и одновременно перемещая колечко на карте, вы легко можете сверять оба изображения.

Теперь, когда примерно ясна взаимосвязь характеристик телескопа, можно другими глазами посмотреть на то, что можно увидеть в телескопы разных размеров.

Начинающему астроному

Солнечная математика

Номера и операции

Проблема 1 — Дроби в пространстве
Учащиеся изучают множество способов образования простых дробей. вверх в изучении движения планет.
Класс: 3 — 5
Темы: работа с дробями; расчет времени.

Проблема 3 — Жизненный цикл полярного сияния
Студенты изучают два описания полярного сияния очевидцами. и определить общие элементы, чтобы они могли извлечь общая картина изменений.
Оценка: 4–6
Темы: Создание хронология из повествования; упорядочивание событий по дате и времени.

Проблема 4 — Солнечная активность и спутниковая математика
Когда солнечные бури вызывают проблемы со спутниками, они также могут заставляют спутники терять деньги. Самый большой источник дохода со спутников связи поступает от транспондеров, которые ретранслировать телепрограммы, транзакции в банкоматах и ​​многое другое жизненно важные формы информации.Их сдают в аренду разным клиентов и может стоить около 2 миллионов долларов в год за каждый транспондер. В этом упражнении исследуется, что происходит с одним спутником. когда испортилась космическая погода!
Оценка: 4 — 6
Темы: Десятичные дроби; Деньги; проц.

Проблема 5 — Научная нотация I
Ученые используют научную нотацию для обозначения очень больших и очень маленькие числа.В этом упражнении учащиеся конвертируют некоторые «астрономические» числа в форме SN.
Оценка: 5 — 9
Темы: Научные обозначение — преобразование из десятичного числа в SN.

Проблема 6 — Научная нотация II
В этом продолжении обзора научной нотации, студенты будут выполнять простые задачи на сложение и вычитание
Класс: 5–9
Темы: Научная запись — сложение и вычитание.

Проблема 7 — Научная нотация III
В этом продолжении обзора научной нотации, студенты будут выполнять простые задачи умножения и деления с фокусом на астрономию и космическую науку.
Оценка: 5 — 9
Темы: Научные обозначения — умножение и деление.

Проблема 8 — Повреждение данных частицами высокой энергии
Студенты увидят, как солнечные вспышки могут повредить спутниковые данные. и создайте график впечатляющего эпизода потери данных записанные спутником SOHO с использованием изображений, полученных спутниковое.Студенты также рассчитают скорость проведения мероприятия. поскольку частицы выбрасываются из Солнца и устремляются к Земле.
Класс: 6–8
Темы: Расчет времени и скорости; интерпретация научных данных.

Проблема 9 — Работа с тарифами.
Студенты изучают смешанные курсы для различных ситуаций и их связи с отношениями.
Оценка: 6 — 8
Темы: Коэффициенты; научный обозначение; преобразование единиц измерения.

Проблема 10 — Миссия STEREO: донести сообщение до
Учащиеся узнают, как влияет на передачу данных по тому, как далеко находится спутник для двух спутников в Созвездие СТЕРЕО.
Оценка: 6 — 8
Темы: умножение; разделение; десятичные числа.

Проблема 11 — Солнечная буря 8 ноября 2004 г.
Студенты вычисляют скорость CME и описывают свои Наблюдения за полярным сиянием посредством письма и рисования.
Оценка: 6 — 8
Темы: Расчет времени; расстояние = скорость x время.

Проблема 12 — Как выделить тусклые предметы в ярком мире!
Студенты узнают, что сложение изображений часто улучшает слабые вещи, которые не видны только на одном изображении; сила усреднения данные.
Класс: 6 — 8
Темы: Умножение; разделение; десятичные числа.

Проблема 13 — Преобразование единиц
Учащиеся работают с преобразованиями единиц и используют их для решения ряд практических задач в науке и солнечной энергетике.
Класс: 6–10
Темы: Преобразования единиц измерения.

Проблема 14 — Преобразование единиц измерения II
Учащиеся работают с большим количеством сложных преобразований единиц.
Класс: 6–10
Темы: Преобразования единиц измерения.

Проблема 15 — Межпланетная ударная волна
8 ноября 2000 года Солнце произвело выброс корональной массы. который отправился на Землю, и его эффекты были обнаружены на Юпитере и Сатурн несколько недель спустя.В этой задаче студенты будет использовать данные об этом шторме, чтобы отслеживать его скорость и ускорение когда он путешествовал по Солнечной системе.
Оценка: 6 — 10
Темы: Расчет времени; расстояние = скорость x время.

Проблема 16 — Хронология солнечной бури.
Сколько длится солнечная буря? Как быстро он движется? Студенты изучат график событий космической погоды. события и использовать навыки сложения и вычитания времени для расчета продолжительность и скорость шторма.
Оценка: 7 — 9
Темы: Математика времени; десятичная математика; скорость = расстояние / время.

Проблема 17 — Научное обозначение — астрономическая перспектива.
Этот сборник задач заставит учащихся проанализировать, как выполнять умножение и деление на большое и маленькое числа, узнавая о некоторых интересных астрономических Приложения. Они узнают о планете Осирис, как много времени требуется, чтобы загрузить весь архив данных НАСА, отставание во времени для радиосигналов к Плутону и многое другое в реальном мире Приложения.
Оценка: 8 — 10
Темы: Научная нотация; десятичная математика.

Проблема 18 — Лед или вода?
Содержит ли поверхность планеты лед или жидкую воду, зависит от от того, сколько тепла доступно. Студенты изучают концепции удельной теплоемкости и скрытой теплоты плавления, чтобы лучше понять и количественно определить энергию, необходимую для существования жидкой воды в различных условиях.
Оценка: 8-10
Темы: Научные обозначение; преобразование единиц измерения.

Проблема 19 — Вода на поверхности планеты
Ученики работают с ваттами и джоулями, чтобы изучить тающий лед.
Класс: 8–10
Темы: Единица конверсия, курсы.

Проблема 20 — Обсерватория солнечной динамики: работа с Giga, Tera, Пета и эксабайт.
Недавний запуск SDO принесет «телевидение высокой четкости» в изучение деталей солнечной поверхности.Это также означает ОГРОМНЫЙ объем данных придется обрабатывать каждый день, чтобы справиться с потоком информации. Эта деятельность работает с префиксы giga, tera, peta и exa для ознакомления студентов с тем, как интерпретировать эти величины на практике. Студенты уже знают о «гигабайтах», но данные SDO поток представляет терабайты в день и петабайты в год в требованиях к хранению данных.
Оценка: 8 — 12
Темы: Полномочия 10; преобразование времени: секунды, минуты, дни, годы.

Алгебра и исчисления

Задача 1 — Система Солнце-Земля с высоты птичьего полета
Учащиеся решают простые уравнения относительно x (например, 2x + 3 = 5) чтобы узнать, какие слова завершают эссе о причинах полярного сияния и ответьте на вопросы после прочтения заполненного сочинение.
Классы: 5 — 7
Темы: Решение проблемы X; распределительный закон; ассоциативный закон.

Проблема 3 — Уравнения с одной переменной — Часть I
Учащиеся решают формулы вида 2001 = 1858 + 11x, чтобы найти ‘ИКС’.
Оценка:
Темы: Темы: сложение, вычитание, умножение, деление; решение простые уравнения.

Проблема 4 — Уравнения с одной переменной — Часть II
Учащиеся работают с уравнениями типа «4,3 = 3,26D», чтобы решить для D в ряде простых астрономических задач, связанных с расстояниями, преобразование скорости и температуры. Оценка: 6-8
Темы: Уравнения в одна переменная; умножение; разделение; десятичные дроби.

Проблема 5 — Теперь ты меня слышишь?
Студенты узнают, как влияет на передачу данных насколько далеко находится спутник, для различных космических аппаратов в солнечной системе.
Оценка: 6 — 8
Темы: Умножение; разделение; десятичные числа.

Проблема 6 — Магнитные силы и кинетическая энергия
Учащиеся используют формулу кинетической энергии заряженного частицы для расчета скорости частиц для разных напряжений, и ответьте на простые вопросы о молниях, полярном сиянии и земных радиационные пояса.
Оценка: 6 — 8
Темы: Квадратный корень; время = скорость x расстояние; десятичная математика; значимые фигуры.

Проблема 7 — Сверхбыстрые солнечные вспышки!
Студенты проанализируют последовательные изображения извержения извержения. солнечной вспышки, и используйте предоставленную информацию для расчета скорость вспышки.
Оценка: 6 — 9
Темы: Масштаб изображения; расчет времени; расчет скорости.

Проблема 8 — Ставки и наклоны: астрономическая перспектива.
Учащиеся определяют наклон двух линейных графиков и составляют подключение к тарифам со смешанными агрегатами.
Оценка: 7–9
Темы: Поиск наклон линейного графика.

Проблема 9 — Последнее полное солнечное затмение!
Студенты изучают геометрию, необходимую для полного солнечного затмения, и оцените, на сколько лет вперед последняя сумма солнечное затмение произойдет, когда Луна будет медленно удаляться от Земли на 3 сантиметра / год.
Оценка: 7-10
Темы: Простые линейные уравнения.

Проблема 10 — Событие разрушения хвоста кометы Энке
20 апреля 2007 г. спутник НАСА STEREO сфотографировал редкий столкновение кометы с быстро движущимся газом в солнечной выброс корональной массы. В этой задаче студенты анализируют Спутниковый снимок STEREO для определения скорости хвоста событие срыва.
Оценка: 8 — 10
Темы: Расчет времени; определение масштаба изображения; вычисление скорости по расстоянию и времени.

Проблема 11 — Температура, размер и мощность звезды
Учащиеся работают с основным уравнением, чтобы изучить взаимосвязь. между температурой, площадью поверхности и мощностью для выбора звезд.
Оценка: 8-11
Темы: Алгебра; производные.

Проблема 12 — Гелиопауза … вопрос баланса
Студенты узнают о концепции равновесия давления изучая простую математическую модель гелиопаузы Солнца находится за орбитой Плутона. Они рассчитают расстояние до гелиопаузы, решив для ‘R’, а затем используя таблица Excel, чтобы изучить, как изменения в солнечном ветре плотность, скорость и плотность межзвездного газа относятся к значения для R.
Оценка: 8 — 10
Тем: Формулы с две переменные; научная нотация; программирование электронных таблиц.

Проблема 13 — Системы уравнений в космической науке
В этой задаче учащиеся решают две задачи, состоящие из трех уравнения с тремя неизвестными, чтобы узнать о солнечных вспышках, и рабочая мощность спутника связи.
Оценка: 8–10
Темы: Десятичные дроби, решение систем уравнений, матричная математика, алгебраическая подстановка.

Проблема 14 — Магнитная энергия от B до V
Учащиеся будут использовать формулы для определения объема сферы и цилиндра и магнитной энергии, чтобы рассчитать общую магнитную энергия двух важных «батарей» для явлений космической погоды — солнечные протуберанцы и хвост магнитосферы Земли. Это требует научная нотация, калькулятор и опыт алгебраической уравнения с целыми степенями 2 и 3.
Оценка: 8 — 10
Темы: Алгебра I; объемы; десятичная математика; научная нотация.

Проблема 15 — Расстояние до магнитопаузы Земли
Учащиеся используют алгебраическую формулу и некоторые реальные данные для вычислений. расстояние от Земли до магнитопаузы, где солнечный ветер и давление магнитосферы находятся в равновесии.
Оценка: 8–10
Темы: Оценка функция с двумя переменными; заполнение табличных записей.

Проблема 16 — Наблюдение за солнечными бурями в STEREO — I
Студенты отрабатывают детали стереоскопического зрения, используя элементарные свойства треугольников и закон косинусов для определения расстояния от земли до солнечного грозового облака.
Класс: 8-10
Темы: Геометрия, Закон косинусов, V = D / T

Задача 17 — Наблюдение за солнечными бурями в STEREO — II
Студенты изучают геометрию стереоизображения, изучая солнечная буря, наблюдаемая с двух спутников.
Оценка: 10 — 12
Темы: Геометрия; Тригонометрия.

Проблема 18 — Осциллирующие сферы
Многие астрономические тела имеют естественный период колебаний. В этой задаче учащиеся будут использовать простую математическую модель. для расчета периода колебаний звезды, планеты, и нейтронная звезда из оцененных плотностей этих тел.
Класс: 9–11
Темы: Алгебра; расчет по формуле.

Проблема 19 — Реконструкция солнечной вспышки
Студенты будут использовать данные солнечной вспышки, чтобы восстановить ее максимальное излучение с использованием графической оценки (предалгебра), аппроксимация степенной функции (алгебра 2), и определит область под профилем (исчисление).
Оценка: 9–11
Темы: Табличное построение данные; подгоночные функции; интеграция.

Проблема 20 — Давление солнечной бури
Учащиеся изучат три математические модели для определения какое давление производит солнечная буря, поскольку она влияет на Землю магнитное поле.Они узнают, что магнетизм производит давление, и этим объясняются многие детали, наблюдаемые в солнечной бури.
Класс: 9–11
Темы: Подстановка чисел в уравнения; заполнение недостающих записей таблицы; интерпретация данных; математические модели.

Проблема 21 — Функции монстров в космической науке
В этой задаче учащиеся используют пару сложных алгебраических уравнения для оценки силы магнитного поля Солнца около орбиты Земли.Уравнения представляют собой модель солнечного магнитное поле в космосе на основе реальных исследований солнечной физик. Это знакомит студентов с реальным приложением. математического моделирования и извлечения прогнозов из теоретические модели, которые можно проверить. Студентам предоставляется значения соответствующих переменных и путем подстановки, вычислить числовые значения для двух компонент вектора магнитного поля Солнца вблизи орбиты Земли.
Оценка: 9–11
Темы: Десятичные дроби, научные обозначения, значащие числа.

Проблема 22 — Параметрические функции и подстановка
Связь между силой солнечной бури и результирующее магнитное возмущение на Земле дается как серия уравнений. Студентам предлагается создать новые формулы на основе этих параметрических уравнений с использованием метода замены.
Оценка: 10 — 11
Темы: Алгебраика манипуляция, целочисленные показатели, научная запись, значащие цифры и округление.

Проблема 23 — Дифференциация
Студенты изучают частные производные, вычисляя ставки изменения простых уравнений, взятых из астрофизики.
Класс: 11 — 12
Темы: Дифференциация; алгебра.

Проблема 24 — Определение массы в космосе
Студенты выводят простую формулу, а затем используют ее для определения массы объектов во Вселенной с периодов обращения и расстояния до их спутников.
Оценка: 9 — 12
Темы: Научные Обозначение; Алгебра II; параметрические уравнения.

Проблема 25 — Внутренняя плотность и масса Солнца
Учащиеся используют простой сферически-симметричный профиль плотности. определить массу Солнца с помощью интегрального исчисления.
Класс: 11–12
Темы: Алгебра II; Полиномы; интегральное исчисление.

Геометрия, площадь и объем

Проблема 1 — Солнечные затмения и мощность спутников
Учащиеся создадут масштабный чертеж орбит трех спутники вокруг Земли, и рассчитайте, как долго каждый спутник будет в тени Земли.Им будет предложено вычислить как сохранить работу спутников даже без солнечного света для питания своих солнечных батарей.
Класс: 5–8
Темы: Геометрия, десятичная математика.

Проблема 3 — Насколько высоко полярное сияние?
Учащиеся используют свойства треугольника, чтобы определить, как высокие полярные сияния. Они также узнают о методе параллакса. для определения расстояний до удаленных объектов.
Оценка: 5 — 8
Темы: Геометрия; измерения углов.

Проблема 4 — Детали солнечной поверхности
Учащиеся проанализируют изображение солнечного пятна, чтобы узнать больше. о его размере и изучите размеры различных других функций на поверхности Солнца, которую изучают астрономы.
Оценка: 6–8
Темы: Поиск масштаб изображения; метрическое измерение; десятичная математика.

Проблема 5 — Hinode Satellite Power
Студенты изучат конструкцию солнечного спутника Hinode. и посчитайте, сколько энергии он может вырабатывать за счет солнечной панели.
Класс: 6-8
Темы: Площадь прямоугольника, площадь цилиндра, преобразование единиц.

Проблема 6 — Солнечные вспышки и размеры солнечных пятен
Студенты сравнивают размеры солнечных пятен с частотой солнечных вспышек. и обнаружите, что не существует жесткого правила, связанного с размер пятна зависит от его способности производить очень большие вспышки.
Класс: 6–8
Темы: Интерпретация табличных данных; проценты; десятичная математика.

Проблема 7 — Как быстро вращается Солнце?
Студенты будут анализировать последовательные изображения, сделанные Hinode. спутник для определения скорости вращения Солнца, а приблизительная продолжительность его «дня».
Оценка: 6 — 9
Темы: Масштаб изображения; расчет времени; расчеты скорости, преобразование единиц измерения.

Проблема 8 — Наблюдение за вращением Солнца
Ученики используют телескоп «Солнечное пятно» для отслеживания солнечных пятен во время неделю с 7 ноября 2004 г. и вычислим период ротации солнца.
Примечание: Это было лабораторное упражнение и предоставляется здесь просто как пример того, как это сделать, когда солнечные пятна могут наблюдаться. Для получения дополнительной информации о том, как наблюдать за Солнцем безопасно, прочтите Наблюдение раздел Sun .
В качестве альтернативы вы можете выполнить это упражнение с архивными солнечными батареями. изображений. Один из способов найти их — зайти в MDI. График интенсивности и просмотр изображений в формате GIF по месяцам и год. В любом случае вам нужно будет наложить солнечный координатная сетка на ваших изображениях!
Оценка: 6–8
Темы: Лабораторные упражнения с помощью телескопа Sunspotter для измерения вращения Солнца.

Проблема 9 — Хиноде видит загадочные солнечные микровспышки
Студенты проанализируют изображение, сделанное солнечным спутником Хиноде. для определения масштаба изображения в километрах на миллиметр, затем используйте это для определения размеров солнечных микровспышек.По количеству микровспышек, которые они считают на изображении, площадь изображения в квадратных километрах, а поверхность площадь сферического солнца, они рассчитают общее количество микровспышек на солнечной поверхности.
Оценка: 6 — 9
Темы: Масштаб изображения; расчет площади; преобразование единиц измерения.

Проблема 10 — Площадь поверхности спутника
Учащиеся вычисляют площадь поверхности восьмиугольного цилиндра. и рассчитайте мощность, которую он будет отдавать от солнечных батарей, покрывающих его поверхность.
Оценка: 7 — 9
Темы: Поверхности; шестиугольник; десятичная математика.

Проблема 11 — Угловой размер и скорость
Студенты изучают захватывающую фотографию проходящей мимо МКС. лицо Солнца, и определить угловые размеры и скорости транзита, чтобы выяснить, сколько времени заняло мероприятие по порядку сфотографировать это.
Оценка: 8 — 10
Темы: Геометрия; измерения углов.

Проблема 12 — Применение эффекта параллакса
Миссия STEREO рассматривает Солнце из двух разных мест. в космосе. Комбинируя эти данные, эффект параллакса может использоваться для определения того, насколько высоко над поверхностью Солнца расположены активные области. Студенты используют теорему Пифагора, немного геометрии и некоторые фактические данные STEREO для оценки высота активной области AR-978.
Оценка: 8 — 10
Темы: Пифагорейский Теорема; квадратный корень; решение для переменных.

Проблема 13 — Лунный транзит Солнца из космоса
Один из спутников STEREO наблюдал лунный диск. пройти через Солнце. Студенты будут использовать простую геометрию для определить, как далеко был спутник от Луны и Земли в то время, когда была сделана фотография.
Оценка: 8 — 10
Темы: Геометрия; параллакс; арифметика.

Проблема 14 — Получение угла на Солнце и Луну
Учащиеся изучают угловой размер и масштаб, сравнивая два изображения Солнца и Луны, которые имеют одинаковый угловой размер, но совершенно разные масштабы.
Оценка: 8 — 10
Темы: Геометрия; угловая мера; площадь; пропорция.

Проблема 15 — Прохождение Меркурия
Как видно с Земли, планета Меркурий иногда проходит мимо. по лицу Солнца; событие, которое астрономы называют транзит. По изображениям, сделанным спутником Hinode, студенты создаст модель солнечного диска в том же масштабе, что и изображение и вычислите расстояние до Солнца.
Оценка: 9 — 11
Темы: Масштаб изображения; угловая мера; градусы, минуты и секунды.

Проблема 16 — Петельные солнечные пятна!
Студенты проанализируют данные со спутника Hinode, чтобы определить объем и масса магнитной петли над пятном. Из рассчитанный объем, основанный на формуле для объема цилиндра, они будут использовать плотность плазмы, определенную спутником Hinode для определения массы в тоннах материал с магнитной ловушкой.
Оценка: 9 — 11
Темы: Масштаб изображения; расчет объема цилиндра; научная нотация; преобразование единиц измерения.

Проблема 17 — Наблюдение за солнечными бурями в STEREO — I
Студенты отрабатывают детали стереоскопического зрения, используя элементарные свойства треугольников и закон косинусов для определения расстояния от земли до солнечного грозового облака.
Класс: 8-10
Темы: Геометрия, Закон косинусов, V = D / T

Задача 18 — Наблюдение за солнечными бурями в STEREO — II
Учащиеся изучают геометрию стереоизображения, изучая солнечная буря, наблюдаемая с двух спутников.
Оценка: 10 — 12
Темы: Геометрия; Тригонометрия.

Измерение, масштаб и расчет скорости

Проблема 1 — Относительные размеры Солнца и звезд
Учащиеся проводят серию сравнений относительных размеров. размер Солнца по сравнению с другими звездами, чтобы создать масштаб модель звездных размеров с использованием простых дробных соотношений.(например, если звезда A в 6 раз больше звезды B, а звезда C составляет 1/2 размера звезды B, насколько велика звезда C в терминах Звезды А?)
Оценка: 4 — 6
Темы: Работа с дробями; масштабные модели.

Проблема 3 — Измерение скорости солнечного цунами!
Последние данные со спутника Hinode используются для измерения скорость солнечного взрыва на поверхности Солнца с использованием серия изображений, сделанных спутником в трех разных раз. Студенты рассчитывают скорость взрыва между первая пара и последняя пара изображений, и определить, волна ускорялась или замедлялась во времени.
Оценка: 5–8
Темы: Поиск изображения шкала; расчет разницы во времени; вычисление скорости из расстояние и время.

Проблема 4 — Солнечные монстры!
Некоторые солнечные пятна настолько большие, что их можно увидеть с Земли без телескопа. В этой задаче учащиеся будут использовать изображения трех суперпотов и рассчитываем их размеры по изображению информация о масштабировании.Затем они будут заказывать изображения из от самого маленького супер-места до самого большого супер-места.
Оценка: 5 — 9
Темы: Умножение; вычисление длины по масштабу изображения.

Проблема 5 — Хиноде: крупный план солнечного пятна
Студенты будут определять размеры солнечных пятен и солнечные грануляции. ячейки из недавнего изображения, сделанного солнечной обсерваторией Хиноде.
Класс: 6–8
Темы: Масштаб изображения, метрические единицы, преобразование единиц измерения.

Проблема 6. Спутник Hinode наблюдает за Солнцем.
Студенты будут использовать изображение полного Солнца с нового спутника Hinode. чтобы зарисовать расположение магнитных полей на поверхности Солнца используя информацию во вводной статье в качестве руководства.
Класс: 6–8
Темы: Интерпретация изображения; зрительно-моторная координация; чтение, чтобы быть сообщил.

Проблема 7 — Движущиеся магнитные нити около солнечных пятен
Студенты будут использовать два изображения из нового, Hinode (Solar-B) солнечная обсерватория для расчета скорости магнитных волокон возле пятна.На изображениях показано расположение магнитных функции в два разных времени. Студенты вычисляют изображение шкалы в километрах / мм и определение разницы во времени для оценки скорости выбранных функций.
Оценка: 6 — 8
Темы: масштабирование, оценка, расчет скорости, арифметика времени.

Проблема 8 — Измерение скорости во Вселенной.
В этом упражнении учащиеся измеряют скорость астрономических явлений с использованием подсказок масштабирования и временных интервалов между фотографии трех явлений: взрыв сверхновой, корональный выброс массы и ударная волна солнечной вспышки.
Оценка: 6 — 8
тем: Измерение, масштабирование, расчет скорости.

Проблема 9 — SDO: Измерение скорости эруптивного выступа.
Студенты используют недавние изображения Солнца с помощью программы «Первый свет», полученные от SDO. чтобы вычислить скорость протуберанца, используя последовательность масштабированные изображения и вычисление сдвига позиции во временном интервале изображений.
Оценка: 6 — 8
Темы: Измерение, масштабирование, расчет скорости.

Проблема 10 — SDO раскрывает детали на поверхности Солнца.
Ученики используют эффектное цветное изображение Солнца для расчета масштаб изображения в километрах на миллиметр, а затем ищите мельчайшие детали относительно размеров Земли.
Класс: 6–8
Темы: Измерение, масштаб, пропорции.

Проблема 11 — Изменение взгляда на диаметр Солнца.
Студенты сравнивают два изображения Солнца, сделанные спутником SOHO для измерения видимого изменения диаметра с другой Земли локации на орбите зимой и летом.
Оценка: 6 — 8
Темы: Измерение; параллакс; метрические единицы; процентное изменение.

Проблема 12 — СТЕРЕО наблюдает, как солнце поднимает бурю.
Студенты используют изображения из наблюдений СТЕРЕО солнечной цунами », чтобы оценить его скорость и кинетическую энергию.
Оценка: 9 — 11
Темы: метрические измерения; масштабирование; расчет скорости; оценивая простое уравнение энергии.

Анализ данных и вероятность

Проблема 1 — Космические гистограммы
Студенты интерпретируют простые гистограммы, взятые из астрономических данные.
Оценка: 3-5
Темы: Поиск максимумов и минимумы; фракции; экстраполяция данных.

Проблема 3 — Солнечные бури: последовательности и вероятности — Часть II
Студенты продолжают изучение штормовой недели на Солнце. путем определения вероятностей совместных мероприятий.
Оценка: 4 — 7
Темы: Вероятность; нумерация возможных результатов.

Проблема 4 — Солнечные бури — доли и проценты
Учащиеся создают диаграмму Венна для обобщения данных по серии солнечных бурь, и определить, как часто происходят солнечные вспышки когда происходит извержение солнечной плазмы.
Оценка: 4 — 7
Темы: Проценты; фракции; Диаграмма Венна.

Проблема 5 — Сила Авроры!
Студенты используют данные для оценки силы полярного сияния и сравните это с обычными вещами, такими как потребление электроэнергии дома, города и страны.
Оценка: 5–7
Темы: Устный перевод табличные данные.

Проблема 6 — Солнечные вспышки, CME и полярное сияние
. Некоторые статьи о северном сиянии подразумевают, что солнечные вспышки вызвать их.Студенты будут использовать данные для построения простого Венна. Диаграмма и ответьте на важный вопрос о том, есть ли солнечные вспышки вызывают CME и полярное сияние.
Оценка: 5 — 7
Темы: Диаграммы Венна.

Проблема 7 — Затухание орбиты космической станции и космическая погода
Студенты узнают о продолжающемся затухании орбиты Международной космической станции, изучив график высота станции во времени.Они рассчитают скорости затухания орбиты и выясните, почему это может происходить.
Класс: 5–8
Темы: Интерпретация графических данных; десятичная математика.

Проблема 8 — Производят ли быстрые CME SPE?
Последние данные о солнечных протонных бурях (СПС) и корональной массе выбросы (CME) сравниваются с помощью диаграмм Венна, чтобы увидеть если скорость CME делает солнечные протонные бури более вероятными или не.
Классы: 5 — 8
Темы: Диаграммы Венна; подсчет; расчет процентов и разногласий.

Проблема 9 — Энергия солнечного шторма и круговые диаграммы
Студенты изучают два круговых графика, описывающих солнечные вспышки и сделать выводы о процентах и ​​их различных формах энергии.
Класс: 6–8
Темы: Интерпретация круговых диаграмм.

Проблема 10 — Солнечные бури: шансы, доли и проценты
Студенты будут использовать фактические данные о солнечных бурях, чтобы узнать о них. о различных видах штормов и о том, насколько они распространены.Этот это фундаментальная научная деятельность, которой профессионалы занимаются, чтобы искать взаимосвязи между разными видами событий это может привести к разгадке их причин. Может ваш студенты придумывают что-то новое, о чем никто не подумал о раньше? Работа по построению диаграмм Венна является ключевым элементом деятельности и достаточно сложно!
Оценка: 6 — 8
Темы: Усреднение; фракции; проценты; шансы; Арифметические операции; Venn Диаграммы.

Проблема 11 — Магнитный футляр для «Что было первым?»
Студенты создают график событий на основе нескольких данных графики из программы THEMIS и используйте их график, чтобы ответить вопросы о причинах магнитных бурь.
Оценка: 6 — 8
Темы: Расчет времени.

Проблема 12 — Отказы спутников и цикл солнечных пятен
На орбите Земли вращаются более 1500 работающих спутников, представляющих инвестиции в размере 160 миллиардов долларов.Каждый год между 10 и 30 из них повторно входят в атмосферу. В этой проблеме студенты сравнивают цикл солнечных пятен с записями спутников повторно войти в атмосферу и определить, есть ли корреляция. Они также исследуют, как широко распространенные спутниковые технологии стать в их повседневной жизни.
Оценка: 6–8
Темы: Табличные графики данные; десятичная математика.

Проблема 13 — Цикл солнечных пятен — окончание и начало
Учащиеся изучат график цикла солнечных пятен и извлекут информация из нанесенных на график данных о предыдущем пятне цикл и делать прогнозы относительно следующего, который вот-вот начнется в 2007 году.
Класс: 6 — 9
Темы: Чтение графиков; экстраполяция; расчет времени.

Проблема 14 — Солнечные пятна сверхбольших размеров и солнечный цикл.
Студенты сравнивают даты крупнейших солнечных пятен с 1900 года. с годом пика цикла солнечных пятен. Они проверяют, чтобы увидеть если сверхпятна чаще наблюдаются после максимума или раньше. Они также сравнивают размеры суперпятен с площадью Земли.
Класс: 6–8
Темы: Интерпретация табличных данных; десятичная математика

Задача 15 — Магнитные бури I
Студенты узнают о магнитных бурях, используя реальные данные в форма линейного графика.Они отвечают на простые вопросы о данных диапазон, максимум и минимум.
Оценка: 7–9
Темы: Устный перевод график; расчет времени.

Проблема 16 — Magnetic Storms II
Учащиеся узнают об индексе Kp с помощью гистограммы. Они используйте график, чтобы ответить на простые вопросы о максимумах и время.
Класс: 7 — 9
Темы: Толкование графика; расчет времени.

Проблема 17 — Солнечные протонные события и повреждение спутников
Учащиеся изучат статистику солнечных протонных событий. с 1996 года и оценить их ущерб спутниковой солнечной энергии системы.
Класс: 7–9
Темы: Устный перевод в таблицах данные; гистограмма.

Проблема 18 — Изменения солнечной инсоляции и цикл солнечных пятен
Учащиеся сравнивают изменения в количестве солнечной энергии, достигающей Земля с 11-летним циклом солнечных пятен, чтобы предсказать влияние по проектированию фотоэлектрической системы для дома.
Оценка: 8-10
Темы: Анализ графиков, соотношения, киловатт, киловатт-часы.

Решение проблем

Проблема 1 — Солнечная активность и годичные кольца — какая связь?
Деревьям для роста необходим солнечный свет, и мы знаем, что солнечная активность меняется в зависимости от цикла солнечных пятен. Может ли обычное дерево почувствовать циклы солнечной активности и изменение ее роста из года в год в год? В этом упражнении используется одно дерево для сравнения его годичные кольца к циклу солнечных пятен.Это тоже интересный предложение для проектов научной ярмарки!
Вот и завершено Таблица Excel для руководства для учителя.
Классы: 4 — 6
Темы: Электронные таблицы и технологии; десятичная математика.

Проблема 3 — Авиарейсы и космическая погода
Студенты прочитают отрывок из книги по космической погоде. «23-й цикл» доктора Стена Оденвальда и ответы на вопросы о путешествиях на самолете во время солнечных бурь. Они узнают о естественном радиационном фоне, которому они подвергаются каждый день, и сравните это с дозами радиации во время струйного путешествовать.
Класс: 6 — 8
Темы: Чтение, чтобы быть в курсе; десятичная математика.

Проблема 4 — Солнечные бури в новостях
Студенты будут использовать архив газет, чтобы узнать, как репортеры описывали причины полярных сияний с 1850-х гг. Они увидим, какие объяснения были популярны какое-то время, а затем канули в лету, так как лучшие научные объяснения созданный.
Класс: 6 — 10
Темы: Интернет-исследования; подсчет данные.

Проблема 5 — Солнечная энергия в космосе
Студенты рассчитают площадь поверхности спутника используется для солнечных батарей из реальной фотографии ИЗОБРАЖЕНИЯ спутниковое. Они рассчитают предоставленную электрическую мощность. этой одной панелью. Студентам предстоит рассчитать площадь неправильной области с помощью вложенных прямоугольников.
Оценка: 7-10
Темы: Площадь неправильный многоугольник; десятичная математика.

Проблема 6 — Математическая модель Солнца
Студенты будут использовать формулу для сферы и оболочки, чтобы вычислить массу Солнца для различных вариантов его плотности. Цель состоит в том, чтобы воспроизвести измеренную массу и радиус Солнце путем тщательного выбора его плотности в области ядра и область оболочки.Студенты будут манипулировать значениями для плотность и размер скорлупы для достижения правильной общей массы. Это можно сделать вручную или запрограммировав электронную таблицу Excel.
Класс: 8–10
Темы: Научная нотация; объем шара и сферической оболочки; плотность, масса и объем.

Проблема 7 — Кинетическая энергия и масса КВМ
Корональные выбросы массы (КВМ) — это гигантские облака выпущенной плазмы. Солнцем со скоростью миллионы километров в час.В этой деятельности студенты рассчитывают кинетическую энергию и массу нескольких CME для определения типичных диапазонов масс и скоростей. Студенты будет использовать формулу кинетической энергии, чтобы заполнить недостающие записи в таблице. Затем они будут использовать заполненную таблицу чтобы ответить на некоторые основные вопросы о CME.
Оценка: 8 — 10
Темы: Расчет времени; оценка простого уравнения; решение для переменных.

2.4 Силы между массами | Законы Ньютона

Гравитация, возможно, первая сила, о которой люди действительно узнают. Люди действительно не думают об этом как об обучении о гравитации, потому что это большая часть нашей повседневной жизни. Младенцы, которые учатся ползать или ходить, испытывают трудности против силы тяжести, игры с прыжками, лазанием или мячами — все это дает людям ощущение силы тяжести. В говоря «все, что поднимается, должно спуститься», — это все о гравитации. Дождь падает с неба, потому что гравитации и многое другое.Все мы знаем, что такое случается, но мы не часто останавливаемся, чтобы спросить, что такое гравитация, что вызывает это и как мы можем описать это более точно, чем «все, что идет вверх, должно произойти вниз»?

Во всех приведенных примерах фигурируют объекты с массой, падающие на землю, их притягивает Земля. Гравитация — это название силы, возникающей между объектами из-за их массы. Это всегда сила притяжения. Это бесконтактная сила, поэтому она действует на расстоянии.Земля несет ответственность за гравитационная сила на Луне, которая удерживает ее на орбите вокруг Земли, и гравитационная сила Луны нагрузка на Землю является основной причиной океанских приливов.

Сэр Исаак Ньютон был первым ученым, точно определившим гравитационную силу и показавшим, что она может объясняют как падающие тела, так и астрономические движения. Гравитационная сила относительно проста. это всегда привлекателен , и он зависит только от задействованных масс и расстояние между ними .Выражаясь современным языком, универсальный закон всемирного тяготения Ньютона утверждает, что каждая частица во Вселенной притягивает каждую другую частицу с силой вдоль соединяющей их линии. Сила прямо пропорциональна произведению их масс и обратно пропорциональна квадрату расстояние между ними.

Закон всемирного тяготения Ньютона (ESBKY)

Закон всемирного тяготения Ньютона

Каждая точечная масса притягивает любую другую точечную массу силой, направленной вдоль линии, соединяющей эти две массы.{-2} $} \), \ ({m} _ {1} \) — масса первой точечной массы в килограммах (кг), \ ({m} _ {2} \) — масса второй точечной массы в килограммах (кг), а \ (d \) — расстояние между двумя точечные массы в метрах (м). {- \ text {7}} \ text {N} \ end {align *}

Как видите, эти силы очень малы.Фактор {2} \) говорит нам, что расстояние между двумя телами также играет роль. Чем ближе два тела есть, сильнее гравитационная сила между ними. Мы больше всего ощущаем гравитационное притяжение Земли на поверхность, поскольку это самое близкое к ней расстояние, но если бы мы были в открытом космосе, то едва ли почувствовали бы эффект земного притяжения!

Помните, что \ (\ vec {F} = m \ vec {a} \), что означает, что каждый объект на Земле испытывает одинаковую гравитационную ускорение! Это означает, что если вы уроните ручку или книгу (с одинаковой высоты), они оба возьмут одинаковую высоту. время до удара о землю.2} \]

Поскольку это не зависит от массы объекта, \ ({m} _ {o} \), ускорение тела (из-за земного гравитация) не зависит от массы тела. Таким образом, все объекты испытывают одинаковое гравитационное воздействие. {- 2} $} \).

Тот факт, что ускорение свободного падения не зависит от массы объекта, справедлив для любой планеты, а не просто Земля, но каждая планета будет иметь разную величину гравитационного ускорения.

Масса и масса (ЕСБКЗ)

В повседневной дискуссии многие люди используют вес и массу для обозначения одного и того же, что неверно.

Масса — это скаляр, а вес — вектор. Масса — это мера того, сколько вещества находится в объект; Вес — это мера того, насколько сильная гравитация действует на этот объект.Ваша масса везде одинакова вы на Земле; на Луне; парят в космосе, потому что количество вещей, из которых вы сделаны, не меняется. Ваш вес зависит от того, насколько сильная гравитационная сила действует на вас в данный момент; ты бы на Луне весишь меньше, чем на Земле, а в космосе ты почти ничего не весишь. Масса измеряется в килограммы, кг, а вес — это сила, измеряемая в ньютонах, Н.

Когда вы стоите на весах, вы пытаетесь измерить, сколько вас самих.Люди, которые пытаются уменьшить их масса надеется увидеть, что значение на шкале станет меньше, но они говорят о похудании. Их вес будет уменьшаются, но это потому, что их масса уменьшается. Весы используют вес людей для определения их массы.

Вы можете использовать \ (\ vec {F} _g = m \ vec {g} \) для расчета веса.

Рабочий пример 21: Второй закон Ньютона: подъемы и \ (g \)

Лифт массой \ (\ text {250} \) \ (\ text {kg} \) изначально находится в состоянии покоя на первом этаже высокого строительство.{-2} $} \). Трос, поддерживающий лифт, оказывает постоянное восходящее усилие в \ (\ text {7 700} \) \ (\ text {N} \).

1. Нарисуйте помеченную диаграмму сил, показывающую все силы, действующие на подъемник при его ускорении. снизу вверх.

2. Какова максимальная масса (м) пассажиров, которую может перевозить лифт, чтобы обеспечить постоянное движение вверх? ускорение \ (\ text {1,6} \) \ (\ text {m · s $ ^ {- 2} $} \). {- 2} $} \).Если мы применим Ньютон По второму закону ситуации получаем:

   \ begin {align *} {F} _ {net} & = ma \\ {F} _ {C} — {F} _ {g} & = ma \\ \ text {7 700} — \ left (\ text {250} + m \ right) \ left (\ text {9,8} \ right) & = \ left (\ text {250} + m \ right) \ left (\ text {1,6} \ right) \\ \ text {7 700} — \ text {2 450} — \ text {9,8} m & = \ text {400} \ text {+1,6} m \\ \ text {4 850} & = \ text {11,4} m \\ м & = \ текст {425,44} \ текст {кг} \ end {выровнять *}

   Процитируйте свой окончательный ответ

   Масса пассажиров \ (\ text {425,44} \) \ (\ text {кг} \).Если бы масса была больше, то общая направленная вниз сила будет больше, и кабель должен будет прилагать большую силу в положительном направлении. поддерживать такое же ускорение.

   В повседневной жизни мы часто говорим о взвешивании. Мы также говорим о том, сколько что-то весит. это важно помнить, что когда кто-то спрашивает, сколько вы весите или сколько весит яблоко, они на самом деле желая знать свою массу или массу яблок, а не силу гравитации, действующую на вас или яблоко.

   Невесомость возникает не потому, что нет силы тяжести или веса. Невесомая это крайний случай кажущейся массы. Подумайте о лифте, ускоряющемся вниз, когда вы почувствуете, что легче. Если бы лифт ускорялся вниз с той же силой, что и ускорение свободного падения, то Если на вас не действует нормальная сила, подъемник, и вы падаете с точно таким же ускорением, и вы чувствовал бы себя невесомым.В конце концов лифт должен остановиться.

   В космическом корабле в космосе почти то же самое. Астронавты и космический челнок чувствуют себя точно такое же гравитационное ускорение, поэтому их кажущийся вес равен нулю. Единственное отличие в том, что они не падая вниз, они имеют очень большую скорость, перпендикулярную направлению силы тяжести это тянет их к земле. Они падают, но по кругу вокруг земли.Гравитационный сила и их скорость идеально сбалансированы, так что они вращаются вокруг Земли.

   В условиях невесомости определение «вверх» и «вниз» не имеет такого большого смысла, как в нашей повседневной жизни. В пространство это влияет на самые разные вещи, например, когда горит свеча, горячий газ не может подняться, потому что Обычный верх определяется тем, как действует гравитация. Это действительно было проверено.

   Рисунок 2.10: Свеча, горящая на земле (слева) и одна в космосе (справа).

   Задачи сравнения (ESBM2)

   Сравнительные задачи включают вычисление чего-то в терминах чего-то еще, что мы знаем. Например, если вы весите \ (\ text {490} \) \ (\ text {N} \) на Земле, а гравитационное ускорение на Венере равно \ (\ text {0,903} \) ускорение свободного падения на Земле, то вы будете весить \ (0,903 \ раз \ text {490} \ text {N} = \ text {442,5} \ text {N} \) на Венере.

   Метод решения сравнительных задач

   • Запишите уравнения и вычислите все величины для данной ситуации

   • Запишите все отношения между переменной от первой до второй корпус

   • Выпишите второй футляр

   • Заменить все переменные первого случая во второй случай

   • Запишите второй регистр через первый регистр

   Рабочий пример 22: Сравнительная задача

   У человека масса \ (\ text {70} \) \ (\ text {kg} \).{-2} $} \)?

   Определите, какая информация была предоставлена ​​

   Было предоставлено:

   • Масса человека, \ (м \)

   • масса планеты Зиргон (\ ({m} _ {Z} \)) в единицах массы Земли. (\ ({M} _ {\ text {Earth}} \)), \ ({m} _ {Z} = 2 {M} _ {\ text {Earth}} \)

   • радиус планеты Зиргон (\ ({r} _ {Z} \)) через радиус Земли (\ ({r} _ {E} \)), \ ({r} _ {Z} = {r} _ {\ text {Земля}} \)

   Определите, как подойти к проблеме

   Нам нужно определить вес человека на Зиргоне (\ ({w} _ {Z} \)).{2}} \ right) \\ & = 2 {F} _ {\ text {Земля}} \\ & = 2 \ left (\ text {686} \ text {N} \ right) \\ & = 1372 \ текст {N} \ end {выровнять *}

   Процитировать окончательный ответ

   Человек весит \ (\ text {1 372} \) \ (\ text {N} \) на Зиргоне.

   Рабочий пример 23: Сравнительная задача

   У человека масса \ (\ text {70} \) \ (\ text {kg} \). На планете Библ сколько он будет весить, если Библ имеет массу, равную половине массы Земли, и радиус, равный четверти земного.{-2} $} \).

   Определите, какая информация была предоставлена ​​

   Было предоставлено:

   • Масса человека на Земле, \ (м \)

   • масса планеты Библ (\ ({m} _ {B} \)) в единицах массы Земли (\ (M_ {Земля} \)), \ (m_B = \ frac {\ text {1}} {\ text {2}} M_ {Earth} \)

   • радиус планеты Библ (\ ({r} _ {B} \)) в единицах радиуса Земли (\ ({r} _ {E} \)), \ ({r} _ {B} = \ frac {\ text {1}} {\ text {4}} {r} _ {E} \)

   Определите, как подойти к проблеме

   Мы должны определить вес человека на Библе (\ ({w} _ {B} \)). 2} \ right) \\ & = 8 (\ text {686}) \\ & = \ текст {5 488} \ текст {N} \ end {align *}

   Процитировать окончательный ответ

   Мужчина весит \ (\ text {5 488} \) \ (\ text {N} \) на Библе.

   Учебное упражнение 2.9

   Два объекта массы \ (\ text {2} X \) и \ (\ text {3} X \) соответственно, где \ (X \) — неизвестная величина, приложить силу F друг к другу когда они находятся на определенном расстоянии друг от друга. Какая будет сила между двумя одинаковыми объектами? расстояние друг от друга, но имеющие массу \ (\ text {5} X \) и \ (\ text {6} X \) соответственно?

   1. \ (\ text {0,2} \) \ (\ text {F} \)

   2. \ (\ text {1,2} \) \ (\ text {F} \)

   3. \ (\ text {2,2} \) \ (\ text {F} \)

   4. \ (\ text {5} \) \ (\ text {F} \)

   \ (\ text {5} \) \ (\ text {F} \).{2}} {F_ {2}} \\ F_ {2} & = 5F_ {1} \ end {выровнять *}

   Поскольку расстояние до объекта над поверхностью Земли значительно увеличивается, вес объект будет

   1. прибавка

   2. уменьшение

   3. увеличивается, а затем внезапно уменьшается

   4. осталось прежним

   уменьшение

   Расстояние обратно пропорционально весу (или силе тяжести), и поэтому расстояние увеличивается вес уменьшается.

   Спутник вращается вокруг Земли на высоте, на которой сила тяжести в 4 раза меньше. 2} \\ г & = \ текст {2} R \ end {выровнять *}

   В вопросе задается расстояние над поверхностью Земли, поэтому ответ будет \ (r-R = 2R-R = R \).

   Спутник испытывает силу F, когда находится на поверхности Земли. Какая будет сила на спутник, если он вращается на высоте, равной диаметру Земли:

   1. \ (\ frac {1} {F} \)

   2. \ (\ frac {\ text {1}} {\ text {2}} \) F

   3. \ (\ frac {\ text {1}} {\ text {3}} \) F

   4. \ (\ frac {\ text {1}} {\ text {9}} \) F

   Диаметр Земли в два раза больше радиуса.Это означает, что расстояние до спутника будет радиус Земли плюс удвоенный радиус Земли, увеличивается в 3 раза, поэтому \ (\ frac {\ text {1}} {\ text {9}} \).

   Вес камня, лежащего на поверхности Луны, равен W. Радиус Луны равен R. На планете Альфа та же скала имеет вес 8Вт. Если радиус планеты Альфа вдвое меньше, чем у Луны, а масса Луна равна M, тогда масса планеты Альфа в кг составляет:

   1. \ (\ frac {M} {2} \)

   2. \ (\ frac {M} {4} \)

   3. 2 м

   4. 4 м

   2 млн

   Назовите физические величины, представленные \ (g \) и \ (G \). {2}} \ end {выровнять *}

   О чем упоминалось ранее в этой главе.{2} & = \ text {0,25} \\ м & = \ текст {0,5} \ текст {кг} \ end {выровнять *}

   Назовите силу, посредством которой взаимодействуют Земля и комета.

   Закон всемирного тяготения Ньютона

   Является ли сила, испытываемая кометой, такой же, большей или меньшей, чем сила, испытанная Землей? Объяснять.

   Это то же самое, третий закон Ньютона.

   Ускорение кометы увеличивается, уменьшается или остается прежним, когда она приближается к Земля? Объяснять.

   Сила, которую испытывает комета, увеличивается, потому что она обратно пропорциональна квадрату расстояние.{\ text {7}} \ text {N} \ end {выровнять *}

   Уравнение Дрейка: оценка шансов найти E.T.

   Уравнение Дрейка используется для оценки количества взаимодействующих цивилизаций в нашей галактике или, проще говоря, шансов найти разумную жизнь в Млечном Пути.

   Впервые предложенное радиоастрономом Фрэнком Дрейком в 1961 году, уравнение вычисляет количество взаимодействующих цивилизаций путем умножения нескольких переменных.Обычно это записывается, согласно поиску внеземного разума (SETI), как:

   N = количество цивилизаций в галактике Млечный Путь, чьи электромагнитные излучения можно обнаружить.

   R * = Скорость образования звезд, подходящая для развития разумной жизни.

   f p = Доля этих звезд с планетными системами.

   n e = Количество планет в солнечной системе с окружающей средой, подходящей для жизни.

   f l = Доля подходящих планет, на которых действительно появляется жизнь.

   f i = Доля планет, несущих жизнь, на которых возникает разумная жизнь.

   f c = Часть цивилизаций, которые разрабатывают технологию, которая высвобождает обнаруживаемые признаки их существования в космос.

   L = Продолжительность времени, в течение которого такие цивилизации выпускают обнаруживаемые сигналы в космос.

   Проблема (по крайней мере, на данный момент) заключается в том, что у астрономов нет точных цифр по любой из этих переменных, поэтому любые вычисления уравнения Дрейка пока остаются приблизительными. Однако в некоторых из этих областей были сделаны открытия, которые дают астрономам больше шансов найти ответ.

   Недавние открытия каменистых миров около Проксимы Центавра (звезды системы Альфа Центавра) и TRAPPIST-1 привлекли внимание общественности к поискам жизни.Эти звезды, однако, являются красными карликами, которые могут быть слишком нестабильными для жизни. Необходимы дополнительные исследования, чтобы понять, где возможна жизнь и может ли она существовать достаточно долго, чтобы общаться с другими цивилизациями.

   Открытия экзопланет

   Астрономы определенно могли представить существование других планет за пределами Солнечной системы в 1961 году, но только в 1995 году первая подтвержденная экзопланета была обнаружена вокруг звезды главной последовательности под названием 51 Pegasi b. новая эра, когда астрономы смогли отследить множество других планет по всей вселенной.

   Традиционно планеты находили двумя способами: наблюдая, как они проходят через звезду (что вызывает затемнение, которое можно измерить с Земли), или исследуя гравитационные колебания, вызываемые планетами, когда они вращаются вокруг своей родительской звезды. Совсем недавно метод, названный «проверка по множественности», позволяет астрономам быстро идентифицировать системы с множеством планет.

   Оценить общее количество планет во Вселенной сложно, но одно статистическое исследование предполагает, что в Млечном Пути каждая звезда имеет среднее значение 1.6 планет, что дает 160 миллиардов инопланетных планет в нашей родной галактике. (В исследовании использовался метод, называемый гравитационным линзированием, который наблюдает изменения кривых блеска, когда относительно близкая звезда проходит перед более удаленными объектами.) [Связано: 13 способов охоты на разумных инопланетян]

   По состоянию на март 2018 года более 3708 экзопланет были подтверждены. Подавляющая часть из них была связана с обсерваторией под названием Космический телескоп Кеплера, которая исследовала одно пятно в созвездии Лебедя в период с 2009 по 2013 год, прежде чем переключиться на миссию K2, которая вращалась между разными точками неба.Анализируя данные, астрономы продолжают делать открытия на их основе.

   Подходит для жизни?

   В то время как планеты размером с Юпитер легче обнаружить в телескоп из-за их большого размера и влияния на их родительскую звезду, новые исследования космического телескопа Кеплера показывают, что скалистые планеты чрезвычайно распространены. Множество открытий Кеплера, объявленных в феврале 2014 года, например, в основном содержали суперземли или планеты, которые немного больше Земли и считаются многими астрономами пригодными для жизни при правильных условиях.(«Обитаемость» обычно определяется как зона вокруг звезды, в которой каменистая планета может поддерживать жидкую воду на поверхности.)

   Однако среди планет, обнаруженных всеми телескопами, лишь небольшая часть из них, вероятно, будет иметь окружающая среда, подходящая для жизни. Астрономы пока не могут точно измерить этот показатель, но, вероятно, в игру вступят несколько факторов, например, насколько близко планета находится к своей родительской звезде и что содержит ее атмосфера.

   По состоянию на март 2018 года в Каталоге обитаемых экзопланет было 53 планеты, которые «оптимистично» могли бы быть пригодными для жизни, и среди тех 13 планет, которые с большей вероятностью могут быть обитаемыми.Проект является частью Лаборатории планетарной обитаемости Университета Пуэрто-Рико в Аресибо.

   «Это художественные изображения всех планет вокруг других звезд (экзопланет) с любым потенциалом для поддержания поверхностной жизни, какой мы ее знаем», — говорится в каталоге под иллюстрацией планет. «Все они больше Земли, и мы еще не уверены в их составе и пригодности для жизни. Нам известно только то, что они, кажется, имеют правильный размер и орбиту, чтобы поддерживать жидкую воду на поверхности.. »[По теме: 5 смелых заявлений об инопланетной жизни]

   Обнаружение жизни за пределами Земли — даже микробной жизни — было бы важным шагом к лучшему пониманию уравнения Дрейка. Фактически, астрономы не отказались от поиска жизни в пределах нашей солнечной Есть несколько областей, в которых сейчас или в прошлом могла быть обитаемая среда, например, планета Марс или спутник Юпитера Европа.

   Следующим шагом будет определение того, как послать сообщение инопланетянам и могут ли они получить или понимать это.В небольшом масштабе астрономы отправляли сообщения к звездам, а в некоторых случаях помещали диски на борт космического корабля (такого как «Вояджер»), чтобы кто-нибудь из соседей мог прочитать и потенциально найти Землю для дальнейшего общения.

   Красные карлики

   Каталог известных экзопланет также содержит ряд планет, вращающихся вокруг красных карликов, которые меньше и тусклее нашего Солнца. Было легче заметить планету, блокирующую солнце, когда оно пересекает ее лицо, с точки зрения Кеплера в прошлом.Также было легче подтвердить, действительно ли планета была планетой, поскольку планета, вращающаяся вокруг меньшей звезды, будет оказывать более сильное притяжение, видимое при измерениях лучевой скорости.

   Поскольку красные карлики производят меньше энергии, чем Солнце, любые каменистые планеты в обитаемой зоне должны сжиматься ближе к звезде, чтобы получить достаточно тепла для поддержания жидкой воды на поверхности. В частности, большое внимание общественности привлекли два открытия. В 2016 году астрономы обнаружили скалистую планету, вращающуюся вокруг Проксимы Центавра, члена звездной системы Альфа Центавра, которая находится всего в четырех световых годах от Земли.Затем, в 2017 году, вокруг звезды TRAPPIST-1, находящейся всего в 40 световых годах от Земли, были подтверждены семь каменистых планет размером с Землю. Некоторые из этих планет могут быть в обитаемой зоне.

   Новые исследования звезд красных карликов, однако, показывают, что они могут быть не очень дружелюбны для жизни. В примере с Проксимой Центавра b планета настолько близка к своей звезде, что ученые предполагают, что она может быть заблокирована приливом. Это означает, что одна сторона планеты всегда обращена к звезде, а другая сторона всегда обращена в космос.Одна сторона планеты была бы очень горячей, а другая — холодной, если бы не ветер, распространяющий тепло вокруг. Эти условия тяжелы для жизни.

   Даже красные карлики в целом могут оказаться проблемным местом. Они более изменчивы, чем наше солнце, особенно в молодом возрасте. Звезды могут испускать вспышки, а также выбросы корональной массы, которые являются заряженными частицами. Согласно исследованиям 2017 года, проведенным Центром космических полетов имени Годдарда НАСА в Мэриленде, со временем CME могут медленно разрушать атмосферу, удаляя молекулы сверху.Даже если звезда не излучает КВМ, есть вероятность, что она испустит рентгеновское излучение, которое может убить любую жизнь на поверхности.

   Астрономы проводят исследования красных карликов, чтобы определить, насколько они опасны, но для дальнейшего изучения этих систем могут потребоваться телескопы будущего. Начиная с 2018 года, спутник NASA TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) будет изучать более близкие и яркие звезды, чем Кеплер, потенциально создавая десятки потенциально обитаемых планет. Космический телескоп Джеймса Уэбба, созданный агентством, будет запущен не ранее 2020 года, и он сможет исследовать атмосферы некоторых планет в инфракрасном диапазоне, чтобы узнать больше об их составе.Тем временем в Чили строится Европейский сверхбольшой телескоп (E-ELT), первый свет которого ожидается в 2024 году.

   Введение в Astronomy 100 Formula Sheet — ASTR 100

   Константы и формулы ASTR 100

   Скорость света c = 3,00 x 10 8 м / с = 3,00 x 10 5 км / с Размер нанометра 1 нм = 10-9 м Размер астрономической единицы 1 а. Е. = 1,50 x 10 11 м = 1,50 x 10 8 км Размер светового года 1 Ly = 9,46 x 10 15 м Размер парсека 1 шт. = 3,26 Ly Размер мегапарсек 1 Мпк = 10 6 шт. Константа Стефана-Больцмана σ = 5.67 x 10-8 Вт / м 2 / K 4 Гравитационная постоянная G = 6,673 x 10-11 м 3 / кг / с 2 Постоянная Хаббла H = 72 км / с / Мпк Температура Солнца Tʘ = 5780 К Светимость Солнца Lʘ = 3.83 x 10 26 Вт Масса Солнца Mʘ = 2,00 x 10 30 кг Радиус Солнца Rʘ = 6,96 x 10 8 м Масса Земли MꚚ = 5,97 x 10 24 кг Радиус Земли RꚚ = 6,378 x 10 6 м Радиус Юпитера RЮпитер = 7.00 x 10 7 м

   Расстояние, пройденное светом

   d = ct

   d = расстояние, c = скорость света и t = время в секундах

   Третий закон Кеплера

   пол. 2 = а 3

   P = период орбиты планеты или кометы в годах и a = средний радиус орбиты в

   а.е.

   Вариант третьего закона Кеплера для двойных звезд

   M 1 + M 2 = a

   3

   п 2

   M 1 = масса одной звезды в массах Солнца, M 2 = масса другой звезды в массах Солнца, a = среднее расстояние до двух звезд в астрономических единицах, а P = период обращения звезды в

   годах.

   Связь между угловым и линейным расстоянием

   2 π θ 360

   = d / r

   θ = угловой диаметр в градусах, d = линейный диаметр и r = расстояние, единицы по линейному диаметр и расстояние не важны, но должны совпадать.

   Скорость эвакуации, скорость, необходимая для выхода из-под гравитационного воздействия тела

   постоянно

   vescape =

   √

   2 GM

   R

   G = гравитационная постоянная, M = масса планеты, луны и т. Д. В кг, а R = радиус планета, луна и т. д. в метрах

   Сила тяжести

   Fgravity =

   G M 1 M 2

   R 2

   Fgravity = Сила тяжести в Ньютонах, G = гравитационная постоянная, M 1 = масса одного объекта, M 2 = масса другого объекта, а R = расстояние между центрами двух объектов

   Соотношение частота-длина волны для света

   c = λf

   c = скорость света, λ (греческая строчная лямбда) = длина волны и f = частота

   Закон Вены

   Т = 2.898 x 10

   6 λм

   T = температура тела, излучающего спектр черного тела в K, λm = длина волны максимальная выходная энергия, нм (нанометры)

   Формула Доплера

   v =

   ⌊ (λ

   λo)

   2 — 1 ⌋

   ⌊ (λ

   λo)

   2 + 1 ⌋

   с

   v = скорость объекта, c = скорость света, λ = длина волны, на которой спектральная линия появляется, а λo = длина волны той же спектральной линии в лаборатории

   Формула орбитальной скорости

   Формула орбитальной скорости

   Объекты, которые равномерно движутся по кругу вокруг Земли, называются «на орбите».Скорость этой орбиты зависит от расстояния от объекта до центра Земли. Скорость должна быть правильной, чтобы расстояние до центра Земли всегда было одинаковым. Формула орбитальной скорости содержит константу G, которая называется «универсальной гравитационной постоянной». Его значение = 6,673 x 10 ^-11 Н ∙ м ² / кг ² . Радиус Земли равен 6,38 x 10 ⁶ м.

   v = орбитальная скорость объекта (м / с)

   G = универсальная гравитационная постоянная, G = 6.673×10 ^(-11) Н ∙ м ² / кг ²

   м _E = масса Земли (5,98 x 10 ²⁴ кг)

   r = расстояние от объекта до центра Земли

   Формула орбитальной скорости Вопросы:

   1) Международная космическая станция вращается на высоте 400 км над поверхностью Земли. Какова орбитальная скорость космической станции?

   Ответ: Орбитальная скорость зависит от расстояния от центра масс Земли до космической станции.Это расстояние складывается из радиуса Земли и расстояния от космической станции до поверхности:

   r = (6,38 x 10 ⁶ м) + (400 км)

   r = 6380000 + 400000 м

   r = 6780000 м

   Орбитальная скорость может быть найдена по формуле:

   v = 7672 м / с

   Орбитальная скорость Международной космической станции 7672 м / с.

   2) Спутник вращается вокруг Земли с орбитальной скоростью 3200 м / с.Какой радиус орбиты?

   Ответ: Радиус орбиты можно найти, переписав формулу орбитальной скорости:

   r = 3,897 x 10 ⁷ м

   Радиус орбиты этого спутника составляет 3,897 x 10 ⁷ м.

   Формула орбитальной скорости

   Рассчитайте количество астрономических единиц в одном классе 11 физика CBSE

   Подсказка: Данная проблема может быть решена путем нахождения значения для одной единицы, а затем нам нужно умножить значение одной единицы на количество единиц, чтобы получить необходимое значение.{11}} m $
   Где $ AU $ известен как астрономическая единица
   Астрономическая единица — это единица, которая в основном используется для измерения больших расстояний, например, между солнцем и планетами, и расстояния между звездами.
   Здесь мы должны использовать метод унитарного решения данной задачи. Унитарный метод — это метод, который используется для определения стоимости отдельной единицы. Чтобы получить желаемый ответ, нам нужно умножить единичное значение на количество единиц.
   У нас есть расстояние между Землей и Солнцем.{- 12}} AU $.

   Следовательно, правильный ответ — вариант (Б).

   Примечание: Не следует путать астрономическую единицу и световые годы, которые используются для измерения расстояния. Солнечный свет достигает Земли примерно за 500 долларов за секунды. То есть, чтобы преодолеть расстояние в 1 австралийский доллар, потребуется примерно 500 долларов за секунды.
   

   Астрономия — Wiki — Scioly.org

   Эта статья посвящена астрономическому событию в целом. Для получения информации по темам за определенные годы см. Astronomy # Topics.

   Команды

   Астрономия
   Тип	Науки о Земле
   Категория	Исследование
   Описание	продемонстрируют понимание изменчивости звезд с низкой и средней массой.
   Прибл. Время	50 минут
   Конфискация	Нет
   Разрешенные ресурсы	Одно из следующих: две папки с тремя кольцами один компьютер / планшет и одна папка с тремя кольцами два компьютера / планшета Всегда:
   Вращается	Нет, меняются только темы
   Защита глаз	Нет
   Последний вид	2022
   Веб-сайт	www .soinc .org / astronomy-c
   1-я West Windsor-Plainsboro High School Юг 2-я Средняя школа Маунтин-Вью 3-й Школа Иолани

   В Astronomy команды отвечают на вопросы по математике и физике, относящиеся к теме года. На 2022 год темой астрономии станет изменчивость звезд с низкой и средней массой.Некоторые вопросы относятся к конкретным объектам в списке DSO за год.

   Контрольные вопросы по астрономии часто основываются на значительном объеме базовых знаний, поэтому сбор информации по темам, косвенно связанным с правилами, может быть полезным.

   До сезона 2004 года это событие называлось Reach for the Stars . Несмотря на то, что оно носило то же название, что и событие Дивизиона B Reach for the Stars, области содержания для этих двух событий были похожи на то, как они есть сегодня.

   Темы

   Тема астрономии обычно меняется каждый год. Изменения , а не следуют какому-либо шаблону.

   ¹ Осталась той же темой из-за правил 2021 года.

   Объекты глубокого неба

   С точки зрения этого события, Deep Sky Objects (DSO) — это объекты, выбранные до года, которые так или иначе связаны с темой года. Как правило, их около 16, и ожидается, что участники изучат характеристики, которые делают их уникальными и актуальными.Также необходима другая информация, включая, помимо прочего, созвездие, альтернативные имена, величину, тип звезды, классификацию звезд, прямое восхождение / склонение, индекс цвета и изображения.

   Для DSO важно знать как можно больше, так как они почти всегда будут отображаться на тестах. Некоторые тесты в конечном итоге почти полностью посвящены DSO и их характеристикам.

   Списки DSO этого и прошлых лет см. В списке DSO .

   Жизненный цикл звезды

   Для получения информации о звездной эволюции, пожалуйста, посетите главную страницу звездной эволюции и главную страницу формирования звезд и планет.

   Сверхновые

   Для получения дополнительной информации о сверхновых, пожалуйста, см. Астрономия / Сверхновые типа Ia и Астрономия / Сверхновые типа II.

   Сверхновая — это событие, при котором звезда взрывается, разрушая себя и высвобождая огромное количество энергии. Она отличается от новой , которая представляет собой небольшой взрыв, который не разрушает звезду-прародитель. В зависимости от массы звезды сверхновая может оставить после себя нейтронную звезду или черную дыру.

   Сверхновые типа Ia возникают не из-за того, что звезды большой массы достигают конца своей жизни, а из-за белых карликов, набирающих слишком большую массу. Обычно они возникают в двойных системах, в которых белый карлик получает достаточно массы от своего компаньона, чтобы стать сверхновой. Этот предел составляет 1,4 массы Солнца. Когда белый карлик превышает этот предел, он взрывается сверхновой, которая значительно ярче, чем сверхновая типа II. Они отличаются от других сверхновых I типа наличием в их спектрах сильной линии поглощения кремния.Все сверхновые типа Ia имеют одинаковую яркость, и этот факт можно использовать для определения межгалактических расстояний.

   Сверхновые типа II возникают, когда звезда с массой не менее восьми солнечных масс не может объединить какие-либо элементы вместе для создания энергии. Это происходит, когда создается железо; никакая ядерная энергия не может быть получена из железа путем синтеза или деления. Когда это происходит, звезда разлетается на части. В этих сверхновых образуются тяжелые элементы — элементы с атомным номером больше 26.Если ядро ​​звезды имеет массу от 1,4 до 3,2 массы Солнца, образуется нейтронная звезда . Нейтронные звезды невероятно плотны — нейтронная звезда диаметром около 12 км имеет ту же массу, что и Солнце. Некоторые нейтронные звезды вращаются достаточно быстро, чтобы испускать лучи излучения на магнитных полюсах; их называют пульсарами , поскольку лучи кажутся «пульсирующими» с постоянной скоростью. Однако, если ядро ​​имеет массу больше 3,2 массы Солнца, образуется черная дыра . Они состоят из вырожденных элементарных частиц и имеют бесконечную плотность.Их гравитация настолько велика, что на определенном расстоянии, называемом горизонтом событий , даже свет не может ускользнуть. Отсюда они и получили название «черные дыры».

   Сверхновые типа Ib и типа Ic возникают по тому же механизму коллапса ядра, что и сверхновые типа II, но происходят от звезд, утративших водородную оболочку. Как и сверхновые типа Ia, они характеризуются отсутствием в спектрах линий поглощения водорода; сверхновые типа Ic также лишены линий поглощения гелия.

   Звездная классификация

   Звезды классифицируются по-разному. Здесь обсуждаются два наиболее распространенных метода.

   Спектральный класс

   Во-первых, звезды можно классифицировать по спектральному классу (буквы O, B, A, F, G, K и M, где O — самая горячая, а M — самая холодная). Каждый из этих классов обладает особыми свойствами, касающимися температуры и спектров. Распространенная мнемоника для спектральной классификации — «О, будь прекрасной девочкой, поцелуй меня».

   Свойства спектрального класса

   Тип	Температура (Кельвин)	Цвет	Водород
   О	30 000-60 000	Синий	Слабая
   B	10 000–30 000	сине-белый	Средний
   А	7 500–10 000	Белый	Сильный
   ф.	6 000–7 500	Белый	Средний
   г	5 000–6 000	желтый	Слабая
   К	3 500–5 000	желто-оранжевый	очень слабое
   млн	2 000–3500	Красный	очень слабое

   .

   Классификация Йеркса

   Кроме того, звезды можно разделить на разные классы светимости. Это делается по системе классификации Йеркса:

   Классификация Йеркса

   Обозначение	Определение
   0 или 1a	Hypergiant / Чрезвычайно яркий сверхгигант
   1а	светящихся сверхгигантов
   1ab	Промежуточные светящиеся сверхгиганты
   1б	Меньше светящихся сверхгигантов
   II	Яркие гиганты
   III	гигантов
   IV	Субгигантов
   В	Основная последовательность
   D	Белые карлики

   Диаграмма H – R

   Диаграмма Герцшпрунга – Рассела связывает абсолютные величины и светимости звезд с их спектральными классами и температурами.Они особенно важны для понимания звездной эволюции. Хотя на некоторых диаграммах может быть указано больше характеристик, чем на других, включая характеристики, не перечисленные выше, такие как индекс цвета, все они в основном имеют одинаковую форму. Здесь будет дано основное введение в диаграмму и ее полезность.

   Во-первых, диаграмма H – R выявляет ключевые взаимосвязи в характеристиках звезд. Первый и наиболее очевидный из них находится в главной последовательности , которая содержит все звезды, образующие полосу в середине диаграммы.Подавляющее большинство звезд попадают в эту полосу, включая Солнце. Кроме того, гиганты находятся в группе над главной последовательностью, а белые карлики имеют свой собственный конгломерат в нижней левой части диаграммы. Тот факт, что эти звезды занимают отдельные участки, показывает, как возраст звезды может изменить ее физические свойства.

   Еще одно применение диаграммы H – R состоит в том, что она может предсказать местоположение новой, ранее неизвестной звезды на основе определенных наблюдений. Например, предположим, что была открыта новая звезда с температурой 10 000 К, которая, как известно, является частью главной последовательности.Глядя на диаграмму, можно предсказать, что звезда будет иметь светимость от 100 до 1000 солнечных.

   Оси диаграмм H – R соотносят светимость звезды (часто по отношению к Солнцу) с температурой звезды. Температуры могут быть представлены в градусах (Кельвина), через спектральный класс (буквы O, B, A, F, G, K и M) или в обоих.

   Переменные звезды

   Основная статья: Астрономия / Переменные звезды

   Переменные звезды делятся на две категории: внутренние переменные и внешние переменные.

   Звезды с собственными переменными

   Эти переменные различаются по яркости из-за изменений свойств самой звезды. Например, пульсирующие переменные звезды расширяются и сжимаются, увеличивая свой радиус и изменяя свою светимость. Наиболее известные типы переменных звезд:

   • Переменные цефеид — это звезды, которые лежат на полосе нестабильности и имеют фиксированное соотношение период-светимость. Это соотношение позволяет определять расстояния до объектов и галактик.Кроме того, переменные цефеиды пульсируют по каппа-механизму, где, если непрозрачность звезды увеличивается с температурой, больше тепла улавливается, заставляя звезду расширяться. Однако по мере расширения он становится более прозрачным, выделяя тепло и снова уменьшаясь в размерах.
   • RR Переменные Лиры — это звезды, которые похожи на переменные цефеид, но старше и имеют более короткие периоды, чем цефеиды. У них относительно меньшая масса, поэтому они более распространены, чем цефеиды, но они также более тусклые.Яркость изменяется на основе того же механизма, что и цефеиды, хотя они могут иметь периодическую модуляцию, называемую эффектом Блажко, из-за резонанса.
   • Переменные Миры — это асимптотические ветви красных гигантов с амплитудами светимости от 2 до 11 звездных величин. Прототипом звезды этого типа стал Омикрон Кита, также известный как Мира. Вся звезда расширяется и сжимается, вызывая колебания светимости.

   Внешние переменные звезды

   Внешние переменные звезды изменяют светимость в результате внешних изменений.

   • Вращающиеся переменные звезды различаются по яркости из-за своего вращения, что может привести к появлению солнечных пятен. Эти более темные области на звезде уменьшают светимость и, следовательно, имеют переменную светимость.
   • Затменные переменные звезды — это звезды, яркость которых различается из-за того, что наш обзор закрыт другим объектом. Точно так же, как астрономы могут обнаруживать мельчайшие различия в яркости транзитов экзопланет при транзитной фотометрии, они могут обнаруживать изменения яркости.По мере того как вторичная звезда движется вокруг основной, кажется, что яркость первичной звезды тускнеет, даже если сама звезда не претерпевает никаких изменений в своих свойствах.

   Группы звезд

   Астрономия также часто имеет дело с группами звезд, помимо самих звездных свойств.

   Звездное население

   Популяции звезд классифицируются по их металличности или количеству тяжелых металлов в звезде.

   • Население I имеет наибольшую концентрацию металлов, и большинство из них являются относительно новыми звездами, принявшими металлы, изгнанные из других звезд.Солнце входит в эту группу, как и многие звезды на окраинах нашей галактики. Они составляют большинство звезд в спиральных и неправильных галактиках. Рассеянные скопления, которые в основном расположены в спиральных рукавах галактики, содержат в основном звезды населения I.
   • Население II имеет некоторые тяжелые металлы, но не так много, как население I, поскольку они старше и не получали столько металлической пыли, сколько более новые звезды. К этому населению принадлежат звезды в шаровых скоплениях и около ядра нашей галактики.Более мелкие галактики также имеют больше звезд в этой популяции. Звезды населения II также составляют большинство звезд в эллиптических галактиках. Также существует гипотетический
   • Население III , состоящее из самых первых звезд с небольшим содержанием металла или без него, поскольку их не существовало в начале Вселенной. Они просуществовали недолго, но помогли сформироваться металлам для более поздних популяций.

   Галактики

   Для получения дополнительной информации о галактиках см. Астрономия / Галактики и астрономия / Активные галактики.

   Космология

   Дополнительную информацию по космологии см. На странице «Квантовые затруднения» в разделе «Относительность и космология».

   Математика и вычисления

   Печально известная часть мероприятия по астрономии — математическая часть. Из-за абстрактного характера некоторых концепций в мероприятии и того факта, что эти концепции вряд ли будут подробно рассмотрены в любом классе средней школы, математическая часть может быть для некоторых очень пугающей.Однако по своей сути математика не так уж и сложна, и трудность заключается в том, чтобы знать, как применять эти математические отношения, а не использовать их для вычисления чисел. Развитие более глубоких знаний в математике и способность точно выполнять вычисления могут помочь команде астрономов превратиться из приличных на мероприятии в очень хороших результатов. Умение работать с этими уравнениями также может помочь развить более глубокое понимание определяющих отношений.

   Что касается самого конкурса, математические вопросы могут быть разными.Некоторые будут простыми вопросами plug-and-play, тогда как другие потребуют более критического мышления, либо с использованием нескольких уравнений для получения ответа, либо с использованием предоставленных данных для определения взаимосвязи, либо с другими различными задачами. В любом случае, в астрономической математике практика очень важна. К счастью, математика обычно не меняется из года в год так, как это делают DSO или общая основная тема, поэтому прошлые тесты — отличный ресурс для их изучения. Это особенно важно, потому что в большинстве тестов математика оценивается как частичная.Это означает, что даже в случае неправильного ответа работа, демонстрирующая понимание концепции, все равно может приносить баллы.

   Орбитальное движение

   Значительная часть математики, используемой в астрономии, связана с орбитальным движением либо между планетой и звездой, либо между звездами в двойной системе.

   Законы Кеплера

   Законы Кеплера управляют орбитами спутников. Первоначально они были сформированы относительно движения планет вокруг Солнца, но они применимы и к другим эллиптическим орбитам.

   Первый закон Кеплера

   Первый закон гласит, что все орбиты планет имеют эллиптическую форму с Солнцем в одном фокусе. В терминах эллипсов фокусы — это две точки вдоль большой полуоси (a на диаграмме) эллипса, вокруг которого вращается планета. В любой момент времени сумма расстояний от планеты до обоих фокусов постоянна, что придает ей слегка сплющенную форму. В случае круга оба фокуса находятся в одной точке.Схема ниже иллюстрирует этот момент.

   Второй закон Кеплера

   Второй закон немного сложнее. Этот закон гласит, что планета отслеживает равные области за равное время . Поскольку спутник не отслеживает такую ​​большую площадь, когда он находится ближе к Солнцу, он должен двигаться быстрее, чтобы этот закон выполнялся, поэтому этот закон в основном доказывает, что объекты перемещаются тем быстрее, чем ближе они к центральному объекту. 2} {2} \ right)} [/ math ], значение изменения площади относительно изменения времени ([math] \ displaystyle {{\ operatorname {d} \! A \ over \ operatorname {d} \! t}} [/ math] для тех знаком с производными) можно найти.Это выражение зависит только от углового момента (который всегда сохраняется) и массы спутника, ни один из которых не меняется со временем. Следовательно, второй закон Кеплера должен выполняться.

   Третий закон Кеплера

   Все эти законы важны для базовых знаний астрофизики, но Третий закон Кеплера является одним из наиболее важных для астрономического события. Согласно этому закону квадрат периода спутника прямо пропорционален кубу длины его большой полуоси.3} [/ math]

   ВАЖНО: Эта формула работает, только если используются правильные единицы, так что все отменяется. Если годы не являются периодом или AU не используется для длины большой полуоси, это, скорее всего, приведет к неправильному ответу.

   См. Это видео на YouTube для подтверждения этого закона.

   Двоичные системы

   Орбитальные вычисления с участием планет часто предполагают, что положение массивного тела (например, Солнца) фиксировано и что менее массивный объект вращается вокруг центра масс массивного тела.Это приближение работает для большинства практических целей, когда отношение масс тел очень велико. Однако с технической точки зрения оба тела в двойной системе вращаются вокруг своего общего центра масс или барицентра. Например, в системе, которая содержала только Юпитер и Солнце, барицентр был бы расположен сразу за пределами Солнца (на самом деле он постоянно перемещается вокруг множества очень массивных планет). Разница гораздо более заметна, когда тела похожи по массе, такие как Плутон и Харон или две двойные звезды.

   В оставшейся части этого раздела мы предположим, что два массивных тела изолированы друг от друга. Физика становится намного более сложной, если рассматривать более двух тел. Одна из самых важных вещей, на которую следует обратить внимание, это то, что два тела вращаются по орбите в прямом противостоянии друг с другом с одинаковым периодом. Более массивное тело всегда находится ближе к центру масс, а менее массивный объект движется дальше по орбите от центра масс. Они связаны таким образом, что для объекта с массой ma и расстоянием от барицентра ra и второго объекта с массой mb и расстоянием rb:

   [математика] \ displaystyle {\ frac {m_a} {m_b} = \ frac {r_b} {r_a}} [/ math]

   Поскольку период постоянен, объект должен пройти всю окружность за один период.2}} [/ math]

   Здесь M, m выражены в массах Солнца, a — в а.е., а p — в годах. Это работает только потому, что снова единицы взаимно компенсируются.

   Определение расстояний

   Большая часть мероприятия Astronomy — это возможность определять расстояния до объектов в космосе от Земли. Часто вопрос дает определенную информацию, и участник должен интерпретировать и использовать эту информацию, чтобы определить расстояние, яркость или некоторые другие характеристики рассматриваемого объекта.

   Цефеиды и лиры RR

   График период-светимость

   В этом разделе рассматривается использование цефеид и лиры RR для определения расстояний. Для получения информации об их физических свойствах см. Astronomy / Variable Stars .

   Цефеиды и лиры RR — это два типа переменных звезд, которые особенно хороши для определения расстояний до галактик или других групп звезд, поскольку они имеют прямую корреляцию между светимостью и периодом. И у цефеид, и у RR Лиры чем больше период, тем выше светимость.Цефеиды обычно имеют периоды от 1 до 50 дней. Цефеиды типа I , или классические цефеиды, являются более яркими и новыми звездами популяции I (см. Раздел о звездном населении выше для объяснения). Цефеиды типа II похожи на тип I с точки зрения взаимосвязи, но они меньше и тусклее звезды населения II. Их также называют звездами W Virginis .

   RR Лиры отличаются от цефеид тем, что они старше и слабее цефеид.Звезды типа RR Лиры обычно имеют более короткие периоды, чем цефеиды — обычно менее суток. Они имеют массу примерно половину массы нашего Солнца и являются звездами населения II. Кроме того, светимость не увеличивается так сильно с изменением периода, поскольку большинство RR Лиры имеют абсолютные звездные величины, близкие к 0,75 . Поэтому они полезны только в нашей галактике и ближайшей к нам, Андромеде. Однако это делает их очень полезными при определении расстояния, потому что после того, как звезда RR Лиры была обнаружена, нужно только знать видимую звездную величину, чтобы поместить ее в уравнение модуля расстояния и найти расстояние.RR Лиры были связаны с шаровыми скоплениями, поскольку большинство переменных звезд в шаровых скоплениях — это RR Лиры. Они названы в честь оригинальной RR Лиры в созвездии Лиры.

   Эти переменные звезды полезны в расчетах, потому что, как только период найден, светимость может быть вычислена или определена с помощью графика светимости периода. Затем по другим формулам также можно определить расстояние. Это дает им возможность использовать их в качестве «стандартных свечей» в галактиках, относительно близких к нашей в нашей Вселенной.NGC 4603, одна из перечисленных DSO, является самой далекой галактикой, которую цефеиды использовали для расчета расстояния в 108 миллионов световых лет от нас. Цефеиды встречаются реже из-за более короткой продолжительности жизни, они более массивны, чем лиры RR. Их яркость облегчает наблюдение, и они особенно полезны, если в той же галактике есть Сверхновая Ia, чтобы служить калибровкой лестницы расстояний.

   Уравнения расстояния

   Диаграмма параллакса, показывающая, как видимое положение звезды А меняется с января по июль.За этот промежуток времени Земля проходит 2 а.е., поэтому половина общего изменения используется в качестве значения параллакса в угловых секундах. Затем это значение можно использовать для определения расстояния в парсеках с использованием 1 / параллакс.

   Есть много уравнений, которые используются для определения расстояний до объектов в космосе. Некоторые из этих уравнений можно найти в листе формул астрономии.

   Триангуляция / Параллакс

   Триангуляция часто используется для определения расстояний. Этот метод основан на сдвигах параллакса, очевидных изменениях положения звезды при просмотре из разных мест.Параллакс звезды составляет половину углового сдвига объекта, созданного за шесть месяцев, что соответствует расстоянию в 2 а.е. Другими словами, это угол, под которым звезда движется на 1 а.е. Параллакс уменьшается с увеличением расстояния. Уравнение для параллакса:

   [математика] \ displaystyle {D = \ frac {1} {p}} [/ math]

   Таким образом, парсек определяется как расстояние до звезды, параллакс которой равен одной угловой секунде. Параллакс полезен только для измерения звезд на расстоянии до 1000 парсеков, поскольку после этого параллакс настолько мал, что не является точным.

   Закон Хаббла

   Закон Хаббла использует тот факт, что объекты в космосе удаляются от нас, чтобы определить расстояние. Эдвин Хаббл обнаружил, что скорость падения пропорциональна расстоянию до объекта, и создал уравнение: [math] \ displaystyle {v = H_oD} [/ math], где v — скорость падения, [math] \ displaystyle {H_o} [/ math] — постоянная Хаббла, а D — расстояние. Точное значение постоянной Хаббла оспаривается, но большинство значений составляет около 70 км с ^-1 Мпк ^-1 .

   Значение v определяется по спектру объекта. Скорость разбегания — это красное смещение, умноженное на скорость света, и чтобы найти красное смещение, необходимо использовать спектр. Красное смещение — это то, насколько спектр смещается в красную сторону спектра из-за рецессии. Красное смещение, или Z, находится путем деления изменения длины волны спектра на длину волны, которую должен был иметь объект.

   Модуль расстояния

   Уравнение модуля расстояния также очень важно.Он связывает расстояние до объекта с разницей между видимой звездной величиной (м) и абсолютной звездной величиной (M). Эта разница известна как модуль расстояния .

   [математика] \ displaystyle {5 ~ (log_ {10} (d) -1) = m-M} [/ math]

   , где d выражено в парсеках, а m, M — кажущиеся и абсолютные величины соответственно.

   Это уравнение можно записать разными способами, чтобы можно было найти разные значения, но основная цель формулы остается той же.Хороший способ попрактиковаться в использовании этого уравнения перед соревнованиями — взять видимую величину и приблизительное расстояние до DSO и использовать их для определения абсолютной величины. Этот опыт сэкономит время, если эта концепция возникнет во время теста.

   Законы о радиации

   Законы излучения показывают взаимосвязь между температурой звезды, радиусом и светимостью. И закон Вина, и закон Стефана являются утверждениями пропорциональности, которые можно преобразовать в уравнения, введя константу пропорциональности.В этом случае математические вопросы обычно аппроксимируют черным телом звезду или другой светящийся объект.

   Закон Вина: Закон смещения Вина гласит, что длина волны, на которой черное тело испускает большую часть своего излучения, обратно пропорциональна температуре. В уравнениях

   [математика] \ displaystyle {\ lambda_ {max} \ propto \ frac1T, \ quad \ lambda_ {max} = \ frac {b} {T}} [/ math],

   где [math] \ displaystyle {{\ lambda} _ {max}} [/ math] — это максимальный выход излучения от объекта, [math] \ displaystyle {T} [/ math] — это температура в Кельвинах, а [ math] \ displaystyle {b = 2900 \ mu m \ cdot K} [/ math] известна как константа смещения Вина.{26} \ mathrm {W}} [/ math].

   
   Закон Планка: Закон Планка гласит, что более горячее черное тело излучает больше энергии на каждой частоте, чем более холодное черное тело. Форма уравнения закона сложна, но на графике зависимости яркости от температуры кривая для более горячего черного тела никогда не опускается ниже, чем для более холодного.

   Фактическое уравнение для закона Планка, известное как функция Планка, редко используется в вычислениях — обычно оно используется только в вопросах концептуально.Это многопараметрическая функция, которая описывает яркость черного тела при разных температурах и длинах волн света.

   Закон обратных квадратов

   Закон обратных квадратов — это соотношение, в котором величина обратно пропорциональна квадрату расстояния, относящегося к этой величине. Например, предположим, что измеряется интенсивность [math] \ displaystyle {I_1} [/ math] на расстоянии [math] \ displaystyle {D} [/ math] от источника. По закону обратных квадратов имеем:

   [математика] \ displaystyle {I_1 \ propto \ frac {1} {D ^ 2}} [/ math].2}} [/ math].

   Этот закон очень распространен в физике — он также применим к электростатической силе и интенсивности звуковой волны в газе.

   Другая математика

   Это неполный список, так как они представляют собой просто наиболее распространенные математические соотношения, которые появляются в тестах по астрономии. Краткое исследование покажет другие взаимосвязи, которые иногда могут проявляться в тесте по астрономии. Дополнительные уравнения астрономии см. В таблице формул астрономии.

   СП9

   Информацию об использовании JS9 см. На странице Astronomy / JS9.

   На некоторых соревнованиях вам может потребоваться доступ к веб-сайту JS9 во время мероприятия, чтобы проанализировать некоторые предоставленные астрономические данные. При работе с JS9 практика является ключевым моментом. Возможность быстро ориентироваться в программном обеспечении и знание того, что все инструменты анализа делают во время мероприятия, даст вам значительно больше шансов ответить на любые вопросы JS9, которые могут возникнуть.

   Соревнование

   Соревнование обычно состоит из теста, который обычно представляет собой тест с карандашом и бумагой, но также может быть основан на PowerPoint или на станции.Каждый член команды может взять с собой ноутбук или папку. Желательно предоставить как можно больше информации, поскольку может быть охвачен широкий спектр материала. Организуйте эту информацию так, чтобы на нее можно было легко ссылаться во время экзамена. Большинство тестов по астрономии включают математические вычисления, поэтому важно иметь наготове калькулятор и таблицу формул.

   Ноутбук или папка?

   Вопрос об использовании портативных компьютеров или папок в качестве ресурсов долгие годы мучил олимпийцев по науке. В конце концов, все сводится к личным предпочтениям, и эксперименты с различными комбинациями ноутбуков или папок могут оказаться полезными.Вот список преимуществ и недостатков, которые помогут лучше понять каждый тип ресурса.

   • Папка
     • Преимущества
       • Возможность снимать и вставлять предметы в кольца
       • Процесс организации подшивки помогает сохранить информацию
       • Предоставляет бумажную копию информации
       • Умение делать заметки на бумажках
     • Недостатки
       • Более ограниченный объем хранения данных
       • Если скоросшиватель не используется часто, может быть сложно найти определенную информацию
       • Большие переплеты расходуют МНОГО бумаги и чернил, что делает обновление и обслуживание дорогостоящим.
   • Ноутбук
     • Преимущества
       • Значительно большая емкость для хранения данных
       • Легче носить
       • Наличие функций поиска / поиска
       • Обеспечивает свет при прохождении теста в планетарии
       • Дешевле (бесплатно) обновлять информацию и поддерживать заметки, так как печать не требуется
       • Нет ограничений на объем информации, доступной для использования
     • Недостатки
       • Нет бумажной копии информации (если не используются одна папка и один портативный компьютер)
       • Сложнее писать личные заметки
       • Батарея может разрядиться во время мероприятия

   Полезные ресурсы

   Таблица формул для математической части астрономии

   Список объектов глубокого неба

   Примеры изображений

   Reach for the Stars

   2017 Ресурсы SSSS:

   Заметки FuzzyLogic

   Заметки Magikarpmaster629

   2015 Ресурсы SSSS:

   Внешние ссылки

   Astronomy Notes — Хороший общий сайт для основ астрономии

   Swinburne Astronomy Online — Хороший сайт для ознакомления с основами различных концепций астрономии.

   Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд — Информация о переменных звездах.

   Рентгеновская обсерватория Чандра — Здесь можно найти большинство DSO с большим количеством информации, а также с большим количеством информации по астрономии.

   Страница научной олимпиады рентгеновской обсерватории Чандра — ресурсы, специально предназначенные для научной олимпиады по астрономии, включая вебинары.

   NASA Astronomy Picture of the Day — Отлично подходит для поиска изображений DSO

   Астрономическая база данных SIMBAD — быстрый сбор фактов о DSO (таких как координаты, красное смещение и т. Д.))

   NASA Space Math — Предоставляет рабочие листы для широкого спектра задач по астрономической математике для отработки этого раздела.

   Список объектов Мессье — полезен для идентификации.

   Khan Academy Cosmology and Astronomy — Легко усваиваемые видеоролики по основам астрономии.

   Onward to the Edge — астрономический блог, который ведут AlphaTauri, syo_astro и foreverphysics на scioly.