Как найти угловой радиус солнца

Популярное на сайте:

Как быстро выучить стихотворение наизусть? Запоминание стихов является стандартным заданием во многих школах. 

Как научится читать по диагонали? Скорость чтения зависит от скорости восприятия каждого отдельного слова в тексте. 

Как быстро и эффективно исправить почерк?  Люди часто предполагают, что каллиграфия и почерк являются синонимами, но это не так.

Как научится говорить грамотно и правильно? Общение на хорошем, уверенном и естественном русском языке является достижимой целью. 

Решебник по астрономии 11 класс на урок №19 (рабочая тетрадь) – Солнце как звезда

1. Руководствуясь схемой строения Солнца, укажите названия внутренних областей и слоёв атмосферы Солнца.

2. Заполните таблицу с основными характеристиками Солнца.

3. Определите линейный радиус Солнца (в радиусах Земли и километрах). Угловой радиус фотосферы и расстояние от Земли до Солнца Считайте известными.

4. Определите массу Солнца, если Земля обращается вокруг Солнца на расстоянии 1 а. е. с периодом один год. Орбиту Земли считайте круговой.

5. Звезда Ригель из созвездия Орион излучает света примерно в 60 тыс. раз больше нашего Солнца. Объясните почему же тогда Солнце выглядит ярче, чем Ригель?

Решение: Солнце — ближайшая к нам звезда, и она в 23 млн раз ближе, чем Ригель.

6. Определите светимость Солнца, если солнечная постоянная равна 1370 Вт/м, а расстояние от Земли до Солнца — 1 а. е.

7. Определите температуру фотосферы, если светимость Солнца равна 3,85 ⋅ 10²⁶ и радиус Солнца — 696 тыс. км.

Угол, под которым
с Земли виден диск светила, называется
его угловым
диаметром.
Угловые диаметры некоторых небесных
тел (Солнца, Луны, планет) можно определить
непосредственно из наблюдений.

Рис. 2.4. Определение
линейных размеров светил.

Если известен
угловой диаметр (или радиус) светила и
его расстояние от Земли, то легко
вычислить его истинный диаметр (или
радиус) в линейных мерах. Действительно,
если (рис. 2.4) —
угловой радиус светила М, r
— расстояние между центрами светила и
Земли, р — горизонтальный экваториальный
параллакс светила, а R_
и R — линейные
радиусы Земли Т и светила М, то

а, учитывая, что
угол 
мал и

:

где

— угловой
радиус, выраженный в угловых секундах.

С учетом формулы (2.9) соотношение (2.13)
может быть приведено к следующему виду:

т.е.
чтобы вычислить
линейный радиус небесного тела, необходимо
измерить его угловой радиус и горизонтальный
параллакс.

Форму небесных тел можно определить,
измеряя различные диаметры их дисков.
Если тело сплющенное, то один из его
диаметров окажется больше, а один —
меньше всех других диаметров. Измерения
диаметров планет показали, что помимо
Земли сплющенную форму имеют Марс,
Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун.

Линейные размеры
и форма небесных тел, угловые размеры
которых непосредственно измерить нельзя
(например, малые планеты и звезды),
определяются специальными методами.

§ 2.5. Измерение расстояний до звезд

Т.к. звезды удалены
от нас на огромные расстояния, то их
суточное параллактическое смещение
исключительно мало, поэтому оно не может
быть измерено.

Расстояния до
звезд определяются по их годичному
параллактическому смещению,
которое обусловлено перемещением
наблюдателя (вместе с Землей) по земной
орбите (рис. 2.5).

Рис. 2.5. Годичный
параллакс звезд.

Угол, под которым
со звезды был бы виден средний радиус
земной орбиты при условии, что направление
на звезду перпендикулярно к радиусу,
называется годичным
параллаксом звезды
.
Если СТ = а_
есть средний радиус земной орбиты, МС
= r
— расстояние звезды М
от Солнца С
(гелиоцентрическое
расстояние),
а угол 
— годичный параллакс звезды, то из
прямоугольного треугольника СТМ
имеем

Годичные параллаксы
звезд меньше 1“, и поэтому, учитывая,
что

,
получим:

где

— годичный
параллакс, выраженный в угловых секундах.

Расстояние r
по этим формулам получается в тех же
единицах, в которых выражено среднее
расстояние а_
Земли от Солнца.

Т.к. звезды находятся
на очень больших расстояниях от Земли,
то их гелиоцентрические расстояния и
расстояния от Земли будем считать
одинаковыми.

Расстояние,
соответствующее годичному параллаксу
в 1“,
называется парсеком.

Если расстояния
до звезд измерять в парсеках (пс),
то

Кроме этого,
расстояния до звезд измеряют также в
световых
годах.

Световой год
— расстояние,
которое свет проходит за один год,
распространяясь со скоростью около 300
000 км/с.

Запишем соотношения
между единицами расстояния в астрономии:

1 пс
= 3,1¹³
км
= 206 265 а.е.
= 3,26 светового
года;

1 световой
год = 9,46¹²
км =
63 240 а.е.;

1 а.е.=
149,6 
10⁶
км.

Расстояния до
небесных тел, находящихся за пределами
Солнечной системы, обычно выражаются
в парсеках, килопарсеках (1 000 пс)
и мегапарсеках (1 000 000 пс),
а также в световых годах.

Установлено, что
ближайшей к Солнцу звездой является
звезда Проксима
Центавра, которая имеет годичный
параллакс 
= 0“,772.
Следовательно, она находится от нас на
расстоянии 1,3 пс
или 4,2 светового
года.

Современные
астрономические приборы позволяют в
настоящее время измерить годичные
параллаксы, не меньшие 0“,005.
Это дает возможность определить
расстояния методом годичного параллакса,
не превышающие 200 пс.
Расстояния до более далеких объектов
определяются другими способами.

Соседние файлы в предмете [НЕСОРТИРОВАННОЕ]

• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #

Звёзды. Солнце

Необходимо запомнить

ВАЖНО!

Солнце – ближайшая к Земле звезда. Массу Солнца можно найти из третьего обобщенного закона Кеплера:

$M_c=frac{a^3cdot 4pi^2}{Gcdot T^2}=2cdot 10^{30}$

Радиус Солнца находят, исходя из того, что его угловой размер равен 16′, а расстояние до Солнца 1 а. е.:

$R_c$ = 700 000 км.

Светимость Солнца есть энергия, которую излучает вся его поверхность за 1 секунду:

$L_c = 4cdot 10^{26}$Вт.

Температура поверхности Солнца 6000 К.

Источником энергии Солнца являются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода, массовая доля которого составляет 70 % массы Солнца.

Энергия из ядра поступает на поверхность звезды лучистым и конвекционным путём.

Термоядерные реакции в ядре Солнца сопровождаются потоками нейтрино, которые на Земле фиксируются специальными телескопами.

Звёзды распределены по звёздным классам: O, B, A, F, G, K и M. Каждому классу спектра соответствует определенная температура. В диаграмме Герцшпрунга – Рессела все звёзды разделены на 4 группы:

– звёзды главной последовательности;

– звёзды-гиганты;

– красные гиганты;

– белые карлики.

В процессе эволюции звезда двигается сначала по главной последовательности, затем переходит к красным гигантам или сверх-гигантам. На последнем этапе своей жизни в зависимости от массы звезда превращается в белого карлика или нейтронную звезду или чёрную дыру.

Основные характеристики звёзд