ВІКІСТОРІНКА
Навигация:
Інформатика
Історія
Автоматизація
Адміністрування
Антропологія
Архітектура
Біологія
Будівництво
Бухгалтерія
Військова наука
Виробництво
Географія
Геологія
Господарство
Демографія
Екологія
Економіка
Електроніка
Енергетика
Журналістика
Кінематографія
Комп'ютеризація
Креслення
Кулінарія
Культура
Культура
Лінгвістика
Література
Лексикологія
Логіка
Маркетинг
Математика
Медицина
Менеджмент
Металургія
Метрологія
Мистецтво
Музика
Наукознавство
Освіта
Охорона Праці
Підприємництво
Педагогіка
Поліграфія
Право
Приладобудування
Програмування
Психологія
Радіозв'язок
Релігія
Риторика
Соціологія
Спорт
Стандартизація
Статистика
Технології
Торгівля
Транспорт
Фізіологія
Фізика
Філософія
Фінанси
Фармакологія


Зауважимо, що отримана формула має назву закону Бу-гера.

4) Тепер можна записати вираз для спектрального скла­ду сонячного випромінювання, що пройшло крізь земну атмосферу:

Лишилося знайти, за якого значення довжини хвилі А. функція І(λ) має максимум. Якщо підійти формально, то для цього слід знайти похідну функції та дорівняти її нулю. Але розв'язати одержане таким чином рівняння можна лише якимось числовим методом. Тому простіше обчислити таблицю значень функції І(λ). Почати обчислення можна зі значення λ=0,6 мкм, бо відшукуваний максимум лежить принаймні в червоній частині спектра, та обчислювати значення функції, збільшуючи значення довжини хвилі кожного разу на 0,1 мкм доти, доки значення функції не почнуть зменшуватися. Температура сонячної фотосфери дорівнює 5800 К, а коефіцієнт а (коефіцієнт ослаблення, або екстинкції) можна прийняти, як показують астрономічні спостереження, рівним 0,1 для довжини хвилі λ=0,6 мкм, а потім він зменшується обернено пропорційно четвертому степеню довжини хвилі світла. Результатом обчислень буде така таблиця (у відносних одиницях, без урахування постійного множника 2hc2):

Із цієї таблиці видно, що шуканий максимум лежить поблизу 1 мкм, тобто досить далеко в інфрачервоній частині спектра. Таким чином, відповідь на питання задачі буде такою: Сонце під час сходу та заходу є інфрачервоним, а те, що ми бачимо,— це червоний короткохвильовий «хвіст» прямого сонячного світла, яке пройшло крізь земну атмосферу.

 

46. Паралакс Веги дорівнює 0,12//, а зоряна величина - 0 m. На якій відстані від Сонця на прямий Сонце - Вега повинен знаходитися спостерігач, щоб ці дві зірки були однаково яскравими? Видима зоряна величина Сонця дорівнює-26.8 m.
Відстань до Веги одноD = 1/0,12// = 8,3 парсека або1,7×106 а. о. Це відстань в1,7×106 а. о. разів більша , ніж відстань від Землі до Сонця (1 a. о). Сонце, перебуваючи на такій відстані, виглядало б слабкіше, ніж із Землі в(D/1 a. e)2 = (1,7×106)2 = 2,9×1012
і мало б зоряну величину
26,8m + 2,5×lg (2,9×1012) = +4.4m. Вега має видиму зоряну величину 0m. Оскільки різниця в 5 зоряних величин означає відмінність по яскравості в 100 разів, відмінність в 4,4 зоряні величини означає, що Вега світить приблизно в 58 разів яскравіше Сонця. Враховуючи, що яскравість зірки падає обернено пропорційно квадрату відстані, отримуємо, що точка спостереження знаходиться на відстані 0,97 пк у напрямку до Везі або 1,26 пк по напряму від Веги.

47. Обчислити, у скільки разів Сіріус яскравіше Полярної зірки.

 

Прийнято вважати, що при різниці в одну зоряну величину видима яскравість зірок відрізняється приблизно в 2,5 рази. Тоді різниця в 5 зоряних величин відповідає відмінності в яскравості рівно в 100 разів. Так, зірки 1-ї величини в 100 разів яскравіше зірочок 6-ї величини. Отже, різниця видимих ​​зоряних величин двох джерел дорівнює одиниці, коли один з них яскравіше іншого в (ця величина приблизно дорівнює 2,512). У загальному випадку відношення видимої яскравості двох зірок I1:I2 пов'язане з різницею їх видимих ​​зоряних величин m1 и m2 простим співвідношенням
.
Світила, яскравість яких перевершує яскравість зірок 1m , мають нульові і негативні зоряні величини (0m, –1m і т. д.). Зоряні величини Сіріуса m1 і Полярної зірки m2 знаходимо з таблиці. m1 = -1,6, а m2 = 2,1. Прологарифмируем обидві частини зазначеного вище співвідношення
.
Таким чином
.
Сіріус яскравіше Полярної зірки в 30 разів.

48. Обчисліть доплеровське зміщення лінії водню (lо = 486,13 нм),викликане наближенням зірки вздовж променя зору зі швидкістю 40 км / с.
Використовуючи залежність
,
знаходимо, що
.
Отже,
.
Оскільки зірка наближається до спостерігача, то зсув лінії водню відбувається до фіолетового кінця спектра.


 

ПРАКТИЧНІ ЗАВДАННЯ

1. Полярна зоря (α Малої Ведмедиці) має екваторіальні координати α = 2h 31m 49s δ = +89° 16', а зоря α Південної Гідри (що знаходиться не дуже далеко від південного полюса світу) – α = 0h 25m 45s δ = -77° 15'.

Знайдіть і покажіть за допомогою схематичних рисунків:

а) У якій місцевості на Землі (укажіть приблизні географічні координати) можна спостерігати обидві зорі: протягом року?

б) Через який час після верхньої кульмінації  Південної Гідри кульмінує Полярна на екваторі?

Розв’язок:

а) від 0° 46¢ південної широти до 22° 45¢ північної широти;

б) 2 год 6 хвилин.

(для наочності добовий рух зір не в масштабі)

 

2. Заповніть паспорт планети Земля:
Назва планети

Форма.........

Супутник ......

Довжина уявної осі..........

Екваторіальний діаметр ......

Довжина екватора..............

Час обертання навколо своєї осі

Час повного обертання навколо Сонця

3.

© 2013 wikipage.com.ua - Дякуємо за посилання на wikipage.com.ua | Контакти