Половини обиколки (измерванията на обиколките, които разделяме наполовина и получаваме половин обиколки):

Ориз. един

Ssh - половин обиколка на врата
SG1 - първо половината обиколка на гърдите
SG2 - половината гръдна обиколка на втория
SG3 - гръдна половин обиколка трета
St - половин талия
Sat - полуобиколка на ханша

дължини:

Ориз. 2

Di - дължина на продукта
Dp - дължина на рамото
DTS - дължина на гърба до талията
Dtp - дължина на рафта до талията

Ориз. 3

ширини:

Шп - ширина на раменете
Wh - ширина на гърдите
Шс - ширина на гърба

Ориз. 4

Височини:

Vpkg - височина на раменете наклонени гърди

Ориз. пет

Vpks - височина на раменете кос гръб

Ориз. 6

Vg - височина на гърдите

Вземаме измервания от фигурата съгласно фигури 1-4. Когато правите измервания на гърдите, талията и ханша, трябва да обърнете специално внимание на факта, че сантиметровата лента трябва да бъде разположена строго хоризонтално на най-тясното / най-широко място (в зависимост от измерването). При сваляне на обиколките не е необходимо да разтягате лентата, тъй като това може да доведе до стесняване на продукта. Най-трудната задача на този етап е правилното измерване на височината на гърба и предната част, както и определянето на проектираната линия на раменния шев.

Печалби от гъвкавост

Увеличението зависи от вида на тъканта, нейната еластичност, както и желаната свобода на продукта и това трябва да се има предвид при изграждането. Например, ще вземем средните стойности. И също така трябва да вземете предвид, че използваме увеличението за изграждане на половината от продукта.

За пример за изграждане на рокля ще вземем размер 48 (това е размер от 96,0 см през гърдите) за височина 164.

Измервания:

Ш=18,5 см
Cr1 \u003d 45,9 см
Cr2 = 50,4 cm
Cr3 = 48,0 cm
St = 38,0 см
Сб = 52,0 см
Di = 90,0 см
Dts = 42,9 см
Dtp = 44,4 cm
Ш = 13,3 см
Ш = 17,3 см
Ш = 18,3 см
Wpx = 43,2 см
Vprz = 21,5 см
Vg = 27,5 см

Допълнения:

Pg = 6,0 cm
пт = 3,0 см
Pb = 2,5 cm
Pshs = 0,8 см
Pshp 0,3 см
Psh pr \u003d 4,9 см
Pdts = 0,5 cm
Pdtp = 1,0 cm
Pshgor = 1,0 cm
Psp = 2,0 cm

Изчисление за изграждане на мрежа:

Ширина на мрежата (A0a1) = Cr3 + Pg = 48,0 + 6,0 = 54,0 cm
Ширина на гърба (A0a) \u003d Ws + Pshs \u003d 18,3 + 0,8 \u003d 19,1 см
Ширина на рафта (a1a2) \u003d Wg + (Sg2-Sg1) + Pshp \u003d 17,3 + (50,4−45,9) + 0,3 = 22,1 см
Ширина на мишницата (aa2) \u003d Shpr \u003d Shset-(Wsp + Shpol) \u003d 54,0-(19,1 + 22,1) = 12,8 см
Дълбочина на мишницата (A0G) = Vprz + Pspr 0,5 * Pdts = 21,5 + 2,0 + 0,5 * 0,5 = 23,8 см
Позицията на линията на талията (A0T) \u003d Dts + Pdts \u003d 42,9 + 0,5 cm \u003d 43,4 cm
Позицията на линията на бедрата (A0B) = Dts / 2-2 = 42,9 / 2-2 = 19,5 см
Позицията на долната линия на продукта (A "H1) \u003d Di + Dts \u003d 90,0 + 0,5 cm \u003d 90,5 cm (дължината на гърба трябва да се отложи след изграждане на врата на гърба), но при това етап ще отложим дължината на продукта от точка А1.

Мрежеста конструкция

Етап 1

Ориз. 7

Взимаме точка A0 за първа точка на конструиране и от нея отделяме ширината на решетката вдясно - 54,0 см, начертаваме линия и поставяме точка a1 в края на отсечката.

Вдясно от точката A0 на линията A0a1 оставяме настрана ширината на облегалката, получаваме точка a.

Вляво от точката a1 на линията A0a1 оставяме настрана ширината на рафта и получаваме точката a2.
Сегментът aa2 е ширината на мишницата.

Надолу от точка A0 отделяме височината на решетката и поставяме точка H в края на сегмента - дължината на продукта. Съответства на долния ред на продукта (на този етап).

От точка A0 надолу отлагаме позицията на гръдната линия на линията A0G и получаваме точка G.
Също така от точка A0 на сегмента A0G се поставя позицията на линията на талията и получаваме точка T.
И отлагаме позицията на линията на бедрата от точка T на сегмента A0G и получаваме точка B.

От точка a1 надолу също оставяме настрана височината на решетката и получаваме точка H3. Затваряме правоъгълника.

От точки G, T и B начертаваме хоризонтални линии и получаваме точки G3, T3 и B3 в пресечната точка с правата a1H3.
На свой ред от точки a и a2 спускаме вертикалата до линията на гърдите GG3 и получаваме точки G1 и G4.
Първата и важна стъпка в изграждането на мрежата трябва да изглежда като тази, показана на фиг. 7.

Изграждане на чертеж на гърба

Стъпка 2

Ориз. 8

От точка А0 отделяме наляво по линията 0,5 см - това е изтеглянето на центъра на гърба в горната част. Получаваме точка А0".

От точка A0 "надолу по линията A0H отделяме нивото на лопатките, което е 0,4 * Dts \u003d 0,4 * 42,9 \u003d 17,2 cm и получаваме точка U. Свързваме точка U с точка A0" с временна линия .

Изграждаме дълбочината на шията на гърба A0 "A \u003d A2A1 \u003d 7.2 / 3 \u003d 2.4 надолу от точка A0" по линията A0 "U. Завършваме правоъгълника и изчертаваме деколтето на гърба на извитата крива.
Тази стъпка на изграждане трябва да изглежда като тази, показана на фиг. 8.

Стъпка 3

Ориз. девет

От точката Т наляво по линията на талията TT3 отлагаме изтеглянето по линията на талията = 1,5 см, за полусъседни продукти. Получаваме точка Т1.

За да изградим средния шев на гърба, отделяме от точка H вдясно кран, равен на крана по линията на талията 1,5 cm и получаваме точка H1. Извършваме средния шев на гърба през точките A-U-T1-H1.

От шията на гърба по средния шев полагаме дължината на гърба надолу и получаваме точка H (правилна дължина).

Тази стъпка на изграждане трябва да изглежда като тази, показана на фиг. девет.

Стъпка 4

Ориз. 10

Изграждаме крайната точка на рамото, за това изграждаме радиус от точка A2, равен на Shp + отвор за подгъване \u003d 13,3 + 2,0 \u003d 15,3 см, където отворът за подгъване е 2,0 см. А също и втория радиус от точка T1 равно на Vpk + Pvpk, където Ppvk = Pdts + Ppn (увеличение на подложката на рамото, в този случай = 0), и получаваме 43,2 + 0,5 = 43,7 cm.

В пресечната точка на радиусите от точки A2 и T1 задаваме точка P1.

Тази стъпка на изграждане трябва да изглежда като тази, показана на фиг. 10.

Стъпка 5

Ориз. единадесет

Нека започнем да изграждаме подгъва на рамото, като определим позицията на подгъва по протежение на раменния шев. Подложката трябва да се намира на 1/3 - ¼ от ширината на раменете: 1/3 * 13,3 - ¼ + 13,3 \u003d 4,4 - 3,3, вземете стойност от 4,0 см.

Взехме решението за подгъване при конструиране на раменния шев = 2,0 см. Заделяме точка I1 на рамото от точка A2 и точка I2 на стъпки от 2,0 cm. По-нататък от точки I1 и I2 рисуваме с радиус, равен на 7,0 cm и получаваме точка I. Свързваме точки I и I1 и I2. За да подравните раменния шев, е необходимо да повдигнете страните на стрелите от раменния шев с 0,2 cm.

Свързваме страните на стрелите с точките на деколтето A2 и края на раменния шев P2. От точка P2 до вертикала a1G1 начертаваме перпендикуляр, ще ни е необходим, за да изчислим помощните линии на мишницата.

Тази стъпка на изграждане трябва да изглежда като тази, показана на фиг. единадесет.

Стъпка 6

Ориз. 12

Изграждаме спомагателни точки на мишницата въз основа на дължината на линията P1G1 - дължината на тази секция е 18,9 см. За изграждане на точката P3 = 18,9 / 3 + 2,0 см = 8,3 см. сегмент G1a1.

От ъгъла G1 на мишницата изчертаваме бисектриса с дължина = Shpr * 0,2 + 0,5 cm = 12,8 * 0,2 + 0,5 = 3,1 cm.

Помощната точка G2 се намира в средата на ширината на мишницата, т.е. Spr / 2 = 12,8 / 2 = 6,4 cm.

Тази стъпка на изграждане трябва да изглежда като тази, показана на фиг. 12.

Стъпка 7

Ориз. 13

Линията на мишниците на гърба е начертана с гладка линия, докато точката P2 трябва да има прав ъгъл.

Тази стъпка на изграждане трябва да изглежда като тази, показана на фиг. 13.

Изграждане на чертеж на рафт

Стъпка 8

Фиг.14

За да се изгради точката на центъра на сандъка, разстоянието G3G4 / 2 - 1.0 = 22.½ - 1.0 = 10.1 cm се отделя от точката G3 вдясно и получаваме точката G6.

За продуктите от групата рокли изчертаваме спускането на линията на талията = 0,5 см, за това отделяме 0,5 см от точка T3 надолу и получаваме точка T31. От тази точка начертаваме хоризонтална линия вляво с дължина, равна на ширината на Г3Г6.

За да изградите ширината на шията на рафта Ssh / 3 + Pshgor \u003d 18,5 / 3 + 1,0 \u003d 7,2 см, отделете от точка A3 вляво по хоризонтала и вземете точка A4. Изчисляваме дълбочината на шията по формулата A3A4 +1.0 = 8.2 cm и начертаваме радиус от точки A4 по вертикала A3T3 и получаваме точката на врата A5. На свой ред, от точки A5 и A4 с радиус, равен на дълбочината на шията, правим засечки и получаваме помощна точка A3 ", от която изчертаваме дъгата на гърлото на рафта.

Тази стъпка на изграждане трябва да изглежда като тази, показана на фиг. четиринадесет.

Стъпка 9

Фиг.15

Позицията на най-високата точка на млечните жлези се отделя от точка A4 с радиус, равен на Bg = 27,5 cm и получаваме точка G7.

В пресечната точка на две дъги с радиуса на височината на гърдите от точка G7 и радиуса на отвора на подгъва от точка A4, намираме точка A9.

Свързваме точки A9 и A4 с точка G7 и получаваме подгъването на гърдите на рафта.

Тази стъпка на изграждане трябва да изглежда като тази, показана на фиг. 15.

Стъпка 10

Ориз. 16

За да се определят спомагателните точки, е необходимо да се изчисли позицията на точка P4 върху отсечката a2G4. За това разстоянието P1G1 (от чертежа) - 1,0 cm \u003d 18,9 - 1,0 \u003d 17,9 cm, получаваме разстоянието P4G4. Освен това това разстояние G4P4 / 3 = 6,0 cm и отложете това разстояние от точка G4 нагоре и вземете точка P6.

Точка P5 се получава при пресечната точка на дъгите от точка A9 - ширина на раменете = 13,3 cm и от точка P6, равна на разстоянието P6P4 = 11,9 cm.

Начертаваме линията на рамото през точките A9P5.

Тази стъпка на изграждане трябва да изглежда като тази, показана на фиг. 16

Стъпка 11

Фиг.17

За да изградим отвора за ръката на рафта, начертаваме спомагателна линия, в средата на която поставяме перпендикуляр с дължина 1,0 см.

От ъгъла G4, за да изградим дупка за ръката, изчертаваме ъглополовящата Spr * 0,2 = 12,8 * 0,2 = 2,6 cm.

През точките P5 - P6 - G2 и построените перпендикуляри прокарваме линията на мишницата на рафта.

Тази стъпка на изграждане трябва да изглежда като тази, показана на фиг. 17.

Изграждане на странични линии

Стъпка 12

Ориз. осемнадесет

Изграждането на страничните линии по линията на гърдите ще започне от точката G4 - това е средата на мишницата. От точката G4 рисуваме вертикално надолу, това е централната линия на страничния шев.

В пресечната точка с линията на талията, бедрата и долната част получаваме съответно точки T2-B2-H2.

За да проектирате страничния шев, вземете 0,4 * R-p vyt tal \u003d 0,4 * 11,5 \u003d 4,6 и разделете това количество на две, тъй като това е цялостно решение на загъването на страничния шев. За да направите това, 4,6 / 2 \u003d 2,3 см и оставете настрана във всяка посока от точката T2. И получаваме точки T21 и T22.

След това изчисляваме разширението по бедрата, за това (Sb + Pb) - B1B3 = (52 + 2,5) - 52,5 = 2,0 см. Също така го разделяме наполовина 2/2 = 1,0 см, за да оставете настрана разширението по протежение на бедрата от двете страни на точка B2. И получаваме точки B21 и B22.

В този пример за конструкция ще оставим роклята с прав силует в долната част, следователно по долната линия по страничния шев оставяме настрана същите стойности като за бедрата. И получаваме точки H21 и H22.

През точките G4-T21-B22-H22 и G4-T22-B21-H21 изчертаваме линиите на страничния шев на рафта и гърба.

Тази стъпка на изграждане трябва да изглежда като тази, показана на фиг. осемнадесет.

Стъпка 13

Ориз. 19

За да изградим изпъкналост по линията на талията на гърба, определяме позицията на подложката по линията на талията на гърба, за това разстоянието T1T21 / 2 = 21,8 / 2 = 10,9 см и получаваме точка T4.

След това изчисляваме разтвора за прибиране по линията на талията (R-r vyt tal - R-r vyt tal страна) * 0,55 \u003d (11,5 - 4,6) * 0,55 \u003d 3,8 см. Също така разделяме това решение наполовина 3,8 / 2 \u093d . и отделете от точка T4 и вземете точки T41 и T42.

Височината на подложката от линията на талията нагоре и надолу е по 15,0 см - получаваме съответно точки К1 и К2.

Тази стъпка на изграждане трябва да изглежда като тази, показана на фиг. 19.

Стъпка 14

Ориз. двадесет

За да изградим подложка по линията на талията на рафта, използваме позицията на центъра на гърдите на рафта, за това спускаме вертикалата надолу от линията на талията от точка T6 до линията на бедрата - получаваме точка Т5.

След това изчисляваме решението на подгъва по линията на талията R-r vyt tal - R-r vyt tal side-R-r изваден sp \u003d 11,5 - 4,6 - 3,8 = 3,1 см. Също така разделяме това решение на половина 3, ½ \u003d 1,55 и отделете от точка T5 и вземете точки T51 и T52.

Височината на подложката от линията на талията нагоре и надолу е същата като на гърба, по 15,0 см - получаваме точки К3 и К4.

Тази стъпка на изграждане трябва да изглежда като тази, показана на фиг. двадесет.

Стъпка 15

Ориз. 21

За да се изградят релефни линии, е необходимо да се преведе част от гръдния кош на рафта. За да направите това, с прорез, равен на разстоянието от врата до извивката на гърба = 4,0 см, отделете 4,0 см на линията на раменете на рафта и вземете точка A81.

Свързваме точка A81 и точка G7 - това е дължината на радиуса на прехвърляне на гръдния кош = 26,3 cm.

Сега от точка A4 отделяме радиуса A4A8, равен на сечението A9A81 = 4,0 cm, поставяме първия прорез и от точка G7 с радиус, равен на сегмента A81G7, правим втория прорез. В пресечната точка на радиусите получаваме точка A8. След това свързваме точки A8 и G7, както и точки A8 и A4 - получаваме линията на рамото до линията на релефа на рафта и сечението на релефа на рафта.

Тази стъпка на изграждане трябва да изглежда като тази, показана на фиг. 21.

Стъпка 16

Ориз. 22

За да проектирате долната линия на продукта, трябва да спуснете линията на центъра на рафта - спускането на долната линия H3H31 е 1,0 cm.

Спускаме релефните линии на рафта и обратно към долната линия и получаваме съответно точките H4 и H5.

Тази стъпка на изграждане трябва да изглежда като тази, показана на фиг. 22.

Ориз. 23

Конструкцията на роклята приключи и нашата рисунка трябва да изглежда като показаната на фиг. 23.

Стъпка 17

Ориз. 24

След това трябва да прехвърлите основните детайли на рафта, цевта на рафта, гърба и цевта на гърба на паус и да добавите надбавки за шевовете.

Тази стъпка на изграждане трябва да изглежда като тази, показана на фиг. 24.

Ако това са първите ви стъпки в проектирането, тогава дизайнът трябва да бъде проверен, тоест роклята трябва да бъде ушита от макет плат и изпробвана, за да сте сигурни, че няма грешки в изчисленията и конструкцията.

Също така, след изграждането, е необходимо да се добавят детайлите на облицовките на шията и мишниците на гърба и рафтовете. И също така, ако желаете, декоративни елементи - кокетки, волани, кантове и др.

Снимка: сайт
Текст и илюстрации: Олга Кузнецова
Материалът е подготвен от Анна Соболева

Правилно движение и радиални скорости на звездите. Особени скорости на звездите и Слънцето в Галактиката. Въртене на галактиката.

Сравнението на екваториалните координати на едни и същи звезди, определени през значителни интервали от време, показа, че a и d се променят във времето. Значителна част от тези промени са причинени от прецесия, нутация, аберация и годишен паралакс. Ако изключим влиянието на тези причини, тогава промените намаляват, но не изчезват напълно. Оставащото изместване на звездата върху небесната сфера за година се нарича собствено движение на звездата m. Изразява се в секунди. дъги на година.

Правилните движения са различни за различните звезди по величина и посока. Само няколко десетки звезди имат правилни движения, по-големи от 1” годишно. „Летящата” звезда на Барнард има най-голямото известно собствено движение m = 10”,27. Повечето от звездите имат собствено движение, равно на стотни и хилядни от дъговата секунда годишно.

За дълги периоди от време, равни на десетки хиляди години, моделите на съзвездията се променят значително.

Правилното движение на звездата се осъществява по голяма дъга на кръг с постоянна скорост. Правото изкачване се променя със стойността m a , наречена правилно движение по право възходящо движение, а деклинацията със стойността m d , наречена правилно движение по деклинация.

Правилното движение на звездата се изчислява по формулата:

m = r(m a 2 + m d 2).

Ако са известни правилното движение на звездата за една година и разстоянието до нея r в парсеки, тогава не е трудно да се изчисли проекцията на пространствената скорост на звездата върху равнината на картината. Тази проекция се нарича тангенциална скорост V t и се изчислява по формулата:

V t \u003d m "r / 206265" ps / година = 4,74 m r km / s.

за да се намери пространствената скорост V на звезда, е необходимо да се знае нейната радиална скорост V r , която се определя от доплеровото изместване на линиите в спектъра на звездата. Тъй като V t и V r са взаимно перпендикулярни, пространствената скорост на звездата е:

V = r(V t 2 + V r 2).

Най-бързите звезди са променливите на RR Lyrae. Средната им скорост спрямо Слънцето е 130 km/s. Тези звезди обаче се движат срещу въртенето на Галактиката, така че скоростта им е ниска (250 -130 = 120 km/s). Много бързи звезди, със скорости около 350 km/s спрямо центъра на Галактиката, не се наблюдават, тъй като скоростта от 320 km/s е достатъчна, за да напусне гравитационното поле на Галактиката или да се върти в силно издължена орбита.

Познаването на собствените движения и радиалните скорости на звездите ни позволява да съдим за движенията на звездите спрямо Слънцето, което също се движи в пространството. Следователно наблюдаваните движения на звездите са съставени от две части, от които едната е следствие от движението на Слънцето, а другата е индивидуалното движение на звездата.

За да се прецени движенията на звездите, трябва да се намери скоростта на Слънцето и да се изключи от наблюдаваните скорости на звездите.

Точката от небесната сфера, към която е насочен векторът на скоростта на Слънцето, се нарича слънчев връх, а противоположната точка се нарича антиапекс.

Върхът на Слънчевата система се намира в съзвездието Херкулес, има координати: a = 270 0 , d = +30 0 . В тази посока Слънцето се движи със скорост от около 20 km / s, спрямо звездите, разположени на не повече от 100 ps от него. През годината Слънцето изминава 630 000 000 км, или 4,2 AU.

Ако някаква група звезди се движи със същата скорост, тогава, намирайки се на една от тези звезди, е невъзможно да се открие общо движение. Ситуацията е различна, ако скоростта се промени, сякаш група звезди се движат около общ център. Тогава скоростта на звездите, които са по-близо до центъра, ще бъде по-малка от тези по-далеч от центъра. Наблюдаваните радиални скорости на далечни звезди демонстрират такова движение. Всички звезди, заедно със Слънцето, се движат перпендикулярно на посоката към центъра на Галактиката. Това движение е следствие от общото въртене на Галактиката, чиято скорост варира с разстоянието от нейния център (диференциално въртене).

Въртенето на Галактиката има следните характеристики:

1. Това се случва по посока на часовниковата стрелка, ако погледнете Галактиката от северния й полюс, разположен в съзвездието Кома Вероника.

2. Ъгловата скорост на въртене намалява с разстоянието от центъра.

3. Линейната скорост на въртене първо нараства с разстоянието от центъра. След това приблизително на разстоянието до Слънцето достига максималната си стойност от около 250 km/s, след което бавно намалява.

4. Слънцето и звездите в близост до него правят пълна революция около центъра на Галактиката за около 230 милиона години. Този период от време се нарича галактическа година.

24.2 Звездни популации и галактически подсистеми.

Звездите, разположени близо до Слънцето, са много ярки и принадлежат към I тип население. те обикновено се намират във външните области на Галактиката. Звездите, разположени далеч от Слънцето, разположени близо до центъра на Галактиката и в короната, принадлежат към II тип население. Разделянето на звездите на популации е извършено от Бааде при изучаване на мъглявината Андромеда. Най-ярките звезди от население I са сини и имат абсолютни звездни величини до -9 m, докато най-ярките звезди от население II са червени с abs. -3 м. Освен това популация I се характеризира с изобилие от междузвезден газ и прах, които липсват в популация II.

Подробното разделение на звездите в Галактиката на популации включва 6 типа:

1. Екстремна популация I – включва обекти, съдържащи се в спираловидни клони. Това включва междузвезден газ и прах, концентрирани в спиралните рамена, от които се образуват звезди. Звездите от тази популация са много млади. Възрастта им е 20 - 50 милиона години. Областта на съществуване на тези звезди е ограничена от тънък галактически слой: пръстен с вътрешен радиус от 5000 ps, ​​външен радиус от 15 000 ps и дебелина около 500 ps.

Тези звезди включват звезди от спектрални типове от O до B2, свръхгиганти от късни спектрални типове, звезди от тип Wolf-Rayet, емисионни звезди от клас B, звездни асоциации, променливи тип T Телец.

2. Звездите от обикновеното население I са малко по-възрастни, възрастта им е 2-3 космически години. Те са се отдалечили от спиралните рамена и често са разположени близо до централната равнина на Галактиката.

Те включват звезди от подкласове от B3 до B8 и нормални звезди от клас A, res. купове със звезди от същите класове, звезди от клас A до F със силни метални линии, по-малко яркочервени супергиганти.

3. Звезди на дисковата популация. Възрастта им е от 1 до 5 милиарда години; 5-25 космически години. Тези звезди включват Слънцето. Тази популация включва много слабо наблюдавани звезди, разположени в рамките на 1000 ps от централната равнина в галактическия пояс с вътрешен радиус от 5000 ps и външен радиус от 15 000 ps. Тези звезди включват обикновени гиганти от класове от G до K, звезди с главна последователност от класове от G до K, дългопериодични променливи с периоди над 250 дни, полуправилни променливи, планетарни мъглявини, нови звезди, стари отворени купове.

4. Звездите с междинна популация II включват обекти, разположени на разстояния, по-големи от 1000 pc от двете страни на централната равнина на Галактиката. Тези звезди се въртят в удължени орбити. Те включват повечето стари звезди с възраст от 50 до 80 космически години, звезди с високи скорости, със слаби линии, дългопериодични променливи с периоди от 50 до 250 дни, Цефеиди от W-тип Дева, променливи RR Lyrae, бяло джуджета, кълбовидни купове.

5. Население на галактическата корона. включват обекти, възникнали в ранните етапи на еволюцията на Галактиката, която по това време е била по-малко плоска, отколкото сега. Тези обекти включват подджуджета, коронални кълбовидни купове, звезди от RR Lyrae, звезди с изключително бледи линии и звезди с най-високи скорости.

6. Звездите от основната популация включват най-малко известните обекти. В спектрите на тези звезди, наблюдавани в други галактики, натриевите линии са силни, а цианидните (CN) ленти са интензивни. Това могат да бъдат джуджета от клас M. Такива обекти включват звезди от RR Lyrae, кълбовидни звезди. богати на метали купове, планетарни мъглявини, джуджета от клас M, гигантски звезди от клас G и M със силни цианидни ивици, инфрачервени обекти.

Най-важните елементи от структурата на Галактиката са централният куп, спиралните рамена и дискът. Централният куп на Галактиката е скрит от нас от тъмна непрозрачна материя. Южната му половина се вижда най-добре като ярък звезден облак в съзвездието Стрелец. В инфрачервените лъчи е възможно да се наблюдава втората половина. Тези половини са разделени от мощна ивица прашна материя, която е непрозрачна дори за инфрачервените лъчи. Линейните размери на централния клъстер са 3 на 5 килопарсека.

Областта на Галактиката на разстояние 4-8 kpc от центъра се отличава с редица характеристики. Той съдържа най-голям брой пулсари и газови остатъци от експлозии на свръхнови, интензивно нетермично радио излъчване, а младите и горещи O и B звезди са по-чести. В тази област съществуват водородни молекулярни облаци. В дифузната материя на този регион концентрацията на космически лъчи се увеличава.

На разстояние 3-4 kpc от центъра на Галактиката методите на радиоастрономията откриха неутрален водороден ръкав с маса около 100 000 000 слънчеви маси, разширяващ се със скорост от около 50 km/s. от другата страна на центъра на разстояние около 2 kpc има втулка с 10 пъти по-малка маса, отдалечаваща се от центъра със скорост 135 km/s.

В района на центъра има няколко газови облака с маси 10 000 - 100 000 слънчеви маси, отдалечаващи се със скорост 100 - 170 km/s.

Централната област с радиус по-малък от 1 kpc е заета от пръстен от неутрален газ, който се върти със скорост от 200 km/s около центъра. Вътре в него има огромна дисковидна област H II с диаметър около 300 ps. В областта на центъра се наблюдава нетермично излъчване, което показва увеличаване на концентрацията на космическите лъчи и силата на магнитните полета.

Съвкупността от явления, наблюдавани в централните региони на Галактиката, показва възможността преди повече от 10 000 000 години газови облаци с обща маса от около 10 000 000 слънчеви маси и скорост около 600 km/s да са били изхвърлени от центъра на Галактиката. .

В съзвездието Стрелец, близо до центъра на Галактиката, има няколко мощни източника на радио и инфрачервено лъчение. Един от тях - Стрелец-А се намира в самия център на Галактиката. Той е заобиколен от пръстеновиден молекулен облак с радиус 200 ps, ​​разширяващ се със скорост от 140 km/s. В централните райони има активен процес на звездообразуване.

В центъра на нашата Галактика най-вероятно има ядро, подобно на кълбовиден звезден куп. инфрачервените приемници откриха там елипсовиден обект с размери 10 ps. Може да съдържа плътен звезден куп с диаметър 1 ps. Може също да е обект с неизвестен релативистичен характер.

24.3 Спирална структура на Галактиката.

Природата на спиралната структура на Галактиката е свързана със спираловидни вълни на плътност, разпространяващи се в звездния диск. Тези вълни са подобни на звуковите, но поради въртене придобиват вид на спирали. Средата, в която се разпространяват тези вълни, се състои не само от газопрахова междузвездна материя, но и от самите звезди. Звездите също образуват вид газ, който се различава от обичайния по това, че няма сблъсъци между неговите частици.

Спирална вълна на плътност, подобно на обикновена надлъжна вълна, е редуване на последователно уплътняване и разреждане на Средата. За разлика от газа и звездите, спираловият модел на вълните се върти в същата посока като цялата Галактика, но забележимо по-бавно и с постоянна ъглова скорост, като твърдо тяло.

Следователно веществото постоянно настига спиралните клони отвътре и преминава през тях. За звездите и газа обаче това преминаване през спиралните рамена става по различни начини. Звездите, подобно на газа, кондензират в спирална вълна, концентрацията им се увеличава с 10 - 20%. Съответно се увеличава и гравитационният потенциал. Но тъй като няма сблъсъци между звездите, те запазват инерцията, леко променят пътя си в рамките на спиралния ръкав и излизат от него в почти същата посока, в която са влезли.

Газът се държи по различен начин. Поради сблъсъци, навлизайки в ръката, тя губи инерция, забавя се и започва да се натрупва по вътрешната граница на рамото. Настъпващите нови газови порции водят до образуване на ударна вълна с голяма разлика в плътността близо до тази граница. В резултат на това в близост до спиралните рамена се образуват ръбове за запечатване на газ и възниква термична нестабилност. Газът бързо става непрозрачен, охлажда се и преминава в плътна фаза, образувайки газопрахови комплекси, благоприятни за образуването на звезди. Младите и горещи звезди възбуждат сиянието на газа, което поражда ярки мъглявини, които заедно с горещите звезди очертават спирална структура, повтаряща вълната на спиралната плътност в звездния диск.

Спиралната структура на нашата галактика е изследвана чрез изследване на други спирални галактики. Проучванията показват, че спиралните рамена на съседните галактики са съставени от горещи гиганти, свръхгиганти, прах и газ. Ако премахнете тези обекти, спиралните клони ще изчезнат. Червени и жълти звезди запълват равномерно зоните във и между клоните.

За да изясним спиралната структура на нашата галактика, трябва да наблюдаваме горещи гиганти, прах и газ. Това е доста трудно да се направи, тъй като Слънцето е в равнината на Галактиката и различни спирални клони се проектират един върху друг. Съвременните методи не позволяват точно определяне на разстоянията до далечни гиганти, което затруднява създаването на пространствена картина. Освен това големи маси прах с нехомогенна структура и различна плътност лежат в равнината на Галактиката, което прави още по-трудно изучаването на далечни обекти.

Големи надежди дава изследването на водорода с дължина на вълната 21 см. С тяхна помощ е възможно да се измери плътността на неутралния водород на различни места в Галактиката. Тази работа е извършена от холандските астрономи Холст, Мюлер, Оорт и др. В резултат се получи картина на разпределението на водорода, която очертава контурите на спиралната структура на Галактиката. Водородът се намира в големи количества близо до млади горещи звезди, които определят структурата на спиралните рамена. Излъчването на неутралния водород е дълговълново, в радиообхвата и за него междузвездната прашна материя е прозрачна. 21-сантиметровото лъчение идва от най-отдалечените региони на Галактиката без изкривяване.

Галактиката непрекъснато се променя. Тези промени са бавни и постепенни. Те са трудни за откриване от изследователите, тъй като човешкият живот е много кратък в сравнение с живота на звездите и галактиките. Обръщайки се към космическата еволюция, човек трябва да избере много дълга единица време. Такава единица е космическата година, т.е. времето, необходимо на слънцето да извърши един оборот около центъра на галактиката. Тя се равнява на 250 милиона земни години. Звездите на Галактиката непрекъснато се смесват и за една космическа година, движейки се дори с ниска скорост от 1 km/s една спрямо друга, две звезди ще се отдалечат с 250 ps. През това време някои звездни групи могат да се разпаднат, а други да се образуват отново. Външният вид на Галактиката ще се промени драстично. В допълнение към механичните промени, физическото състояние на Галактиката се променя през космическата година. Звездите от класове O и B могат да светят ярко само за време, равно на част от космическата година. Възрастта на най-ярките наблюдавани гиганти е около 10 милиона години. Въпреки това, конфигурацията на спиралните рамена може да остане доста стабилна. Някои звезди ще напуснат тези региони, други ще пристигнат на тяхно място, някои звезди ще умрат, други ще се родят от огромна маса газопрахови комплекси от спирални клони. Ако разпределението на позициите и движенията на обекти в галактиката не претърпява големи промени, тогава тази звездна система е в състояние на динамично равновесие. За определена група звезди състоянието на динамично равновесие може да се поддържа в продължение на 100 космически години. Въпреки това, за по-дълъг период, равен на хиляди косм. години, състоянието на динамично равновесие ще бъде нарушено поради случайни близки преминавания на звезди. То ще бъде заменено от динамично квазипостоянно състояние на статистическо равновесие, по-стабилно, в което звездите са по-добре смесени.

25. Извънгалактическа астрономия.

25.1 Класификация на галактиките и тяхното пространствено разпределение.

Френските търсачи на комети Месие и Машам съставиха през 1784 г. каталог от мъгляви обекти, наблюдавани в небето с невъоръжено око или през телескоп, за да не ги бъркат с идващи комети в бъдеща работа. Обектите от каталога на Messier се оказаха от най-разнообразен характер. Някои от тях - звездни купове и мъглявини - принадлежат на нашата Галактика, другата част - по-далечни обекти и са същите звездни системи като нашата Галактика. Разбирането на истинската природа на галактиките не дойде веднага. Едва през 1917 г. Ричи и Къртис, наблюдавайки свръхнова в галактиката NGC 224, изчисляват, че тя е на разстояние от 460 000 ps, ​​т.е. 15 пъти диаметъра на нашата Галактика, което означава далеч извън нейните граници. Въпросът е окончателно изяснен през 1924-1926 г., когато Е. Хъбъл с помощта на 2,5-метров телескоп получава снимки на мъглявината Андромеда, където спиралните разклонения се разлагат на отделни звезди.

Днес са известни много галактики, разположени на разстояние от нас от стотици хиляди до милиарди светлинни години. години.

Много галактики са описани и каталогизирани. Най-често използваният е Новият общ каталог на Dreyer (NGC). Всяка галактика има свой собствен номер. Например мъглявината Андромеда е обозначена като NGC 224.

Наблюдението на галактиките показа, че те са много разнообразни по форма и структура. По външен вид галактиките се делят на елипсовидни, спирални, лещовидни и неправилни.

елипсовидни галактики(E) имат формата на елипси на снимки без остри граници. Яркостта постепенно се увеличава от периферията към центъра. Вътрешната структура обикновено липсва. Тези галактики са изградени от червени и жълти гиганти, червени и жълти джуджета, определен брой бели звезди с ниска осветеност, т.е. предимно от популация тип II звезди. Няма синьо-бели супергиганти, които обикновено създават структурата на спираловидни ръкави. Външно елипсовидни галактики се различават по по-голяма или по-малка компресия.

Индикаторът за компресия е стойността

лесно се намира, ако голямата a и малката полуос b са измерени на снимката. Индексът на компресия се добавя след буквата, указваща формата на галактиката, например E3. Оказа се, че няма силно компресирани галактики, така че най-големият индикатор е 7. Сферичната галактика има индикатор 0.

Очевидно елиптичните галактики имат геометричната форма на елипсоид на въртене. Е. Хъбъл постави проблема дали разнообразието от наблюдавани форми е следствие от различната ориентация на еднакво сплетени галактики в пространството. Тази задача беше решена математически и се получи отговорът, че в състава на галактическите купове най-често се срещат галактики с индекс на компресия 4, 5, 6, 7 и почти няма сферични галактики. А извън куповете се откриват почти само галактики с експоненти 1 и 0. Елиптичните галактики в куповете са гигантски галактики, а извън куповете са галактики джуджета.

спирални галактики(С). Те имат структура под формата на спирални клони, които излизат от централното ядро. Клоните се открояват на по-малко ярък фон поради факта, че съдържат най-горещите звезди, млади купове, светещи газообразни мъглявини.

Едуин Хъбъл раздели спиралните галактики на подкласове. Мярката е степента на развитие на клоните и размера на ядрото на галактиката.

В галактиките Sa клоните са плътно усукани и сравнително гладки и слабо развити. Ядрата винаги са големи, обикновено около половината от наблюдавания размер на цялата галактика. Галактиките от този подклас са най-сходни с елипсовидни. Обикновено има два клона, излизащи от противоположни части на ядрото, но рядко има повече.

В галактиките Sb спиралните рамена са забележимо развити, но нямат разклонения. Ядрото е по-малко от предишния клас. Галактиките от този тип често имат много спирални рамена.

Галактиките със силно развити разклонения, разделящи се на няколко рамена и малко в сравнение с тях ядро, принадлежат към типа Sc.

Въпреки разнообразието на външния вид, спиралните галактики имат подобна структура. В тях могат да се разграничат три компонента: звезден диск, чиято дебелина е 5-10 пъти по-малка от диаметъра на галактиката, сфероидален компонент и плосък компонент, който е няколко пъти по-малък по дебелина от диска. Плоският компонент включва междузвезден газ, прах, млади звезди и спирални клони.

Коефициентът на компресия на спиралните галактики винаги е по-голям от 7. В същото време елиптичните галактики винаги са по-малко от 7. Това показва, че спираловидна структура не може да се развие в слабо компресирани галактики. За да се появи, системата трябва да бъде силно компресирана.

Доказано е, че силно компресирана галактика не може да стане слабо компресирана по време на еволюцията, както и обратното. Това означава, че елипсовидни галактики не могат да се превърнат в спирални, а спиралните в елиптични. Различната компресия се дължи на различни количества въртене на системите. Онези галактики, които получиха достатъчно въртене по време на формирането, взеха силно компресирана форма, в тях се развиха спирални клони.

Има спирални галактики, в които ядрото е разположено в средата на права лента, а спиралните разклонения започват само в краищата на тази лента. Такива галактики са обозначени SBa, SBb, SBc. Добавянето на буквата B показва наличието на джъмпер.

лещовидни галактики(S0). Външно подобен на елипсовиден, но има звезден диск. По структура са подобни на спиралните галактики, но се различават от тях по липсата на плосък компонент и спирални рамена. Лещевидните галактики се различават от спиралните галактики с ръбове по отсъствието на лента от тъмна материя. Шварцшилд предложи теория, според която лещовидните галактики могат да се образуват от спираловидни галактики в процеса на изхвърляне на газова и прахова материя.

Неправилни галактики(ir). Имат асиметричен външен вид. Те нямат спираловидни разклонения, а горещите звезди и газопраховата материя са концентрирани в отделни групи или разпръснати из целия диск. Има сфероидален компонент с ниска яркост. Тези галактики се характеризират с високо съдържание на междузвезден газ и млади звезди.

Неправилната форма на галактиката може да се дължи на факта, че тя не е имала време да приеме правилната форма поради ниската плътност на материята в нея или поради младата й възраст. Една галактика може също да стане неправилна поради изкривяване на формата в резултат на взаимодействие с друга галактика.

Неправилните галактики са разделени на два подтипа.

Подтипът Ir I се характеризира с висока повърхностна яркост и сложност на неправилна структура. В някои галактики от този подтип е открита разрушена спирална структура. Такива галактики често се срещат по двойки.

Подтип Ir II се характеризира с ниска повърхностна яркост. Това свойство пречи на откриването на такива галактики и са известни само няколко. Ниската повърхностна яркост показва ниска звездна плътност. Това означава, че тези галактики трябва много бавно да се движат от неправилна форма към правилна.

През юли 1995 г. е проведено изследване на космическия телескоп. Хъбъл за търсене на неправилни бледосини галактики. Оказа се, че тези обекти, разположени на разстояния от нас на разстояния от 3 до 8 милиарда светлинни години, са най-често срещаните. Повечето от тях имат изключително наситен син цвят, което показва, че те активно преминават през процеса на звездообразуване. На близки разстояния, съответстващи на съвременната Вселена, тези галактики не се срещат.

Галактиките са много по-разнообразни от разглежданите видове и това разнообразие се отнася до форми, структури, осветеност, състав, плътност, маса, спектър, характеристики на излъчване.

Можем да различим следните морфологични типове галактики, като ги подхождаме от различни гледни точки.

Аморфни, безструктурни системи- включително E галактики и повечето от S0. Те нямат или почти нямат дифузна материя и горещи гиганти.

Харо галактики- по-сини от останалите. Много от тях имат тесни, но ярки линии в спектъра. Може би са много богати на газ.

Галактики Сейферт- различни видове, но характерни за много голяма ширина на силни емисионни линии в техните спектри.

квазари- квазизвездни радиоизточници, QSS, неразличими на външен вид от звездите, но излъчващи радиовълни, като най-мощните радиогалактики. Те се характеризират със синкав цвят и ярки линии в спектъра, които имат огромно червено изместване. Свръхгигантските галактики са по-добри по яркост.

Quazagi- QSG квазизвездни галактики - се различават от квазарите по липсата на силно радио излъчване.

Звездите са ясни, звездите са високи!
Какво пазиш, какво криеш
Звезди, скриващи дълбоки мисли,
С каква сила пленяваш душата?
Чести звезди, стегнати звезди!
Какво е красиво в теб, кое е мощно в теб?
Какво носите, небесни звезди,
Силата на великото горящо знание?
С. А Есенин

Урок 6/23

тема: Пространствена скорост на звездите

Цел: Да се ​​запознае с движението на звездите – пространствена скорост и нейните компоненти: тангенциална и лъчева, Доплеров ефект (закон).

Задачи :
1. образователен: въведе понятията: собствено движение на звездите, радиална и тангенциална скорост. Изведете формула за определяне на пространствената и тангенциалната скорост на звездите. Опишете ефекта на Доплер.
2. отглеждане: за обосновка на заключението, че звездите се движат и в резултат на това външният вид на звездното небе се променя с времето, гордост от руската наука - изследването на руския астроном А.А. Белополски, за да насърчи формирането на такива мирогледни идеи като причинно-следствени връзки, познаваемостта на света и неговите закони.
3. Образователни: способност за определяне на посоката (знака) на радиалната скорост, формиране на способността за анализ на материала, съдържащ се в референтните таблици.

Зная:
Ниво 1 (стандарт) - понятието за скорости: пространствени, тангенциални и радиални. Закон на Доплер.
2-ро ниво - понятието за скорости: пространствени, тангенциални и радиални. Закон на Доплер.
да можете да:
Ниво 1 (стандартно) - определя скоростта на движение на звездите, посоката на движение чрез изместване на линиите в спектъра на звездата.
2-ро ниво - за определяне на скоростта на движение на звездите, посоката на движение чрез изместване на линиите в спектъра.

Оборудване: Таблици: звезди, звездна карта (стенна и подвижна), звезден атлас. Прозрачности. CD- "Red Shift 5.1", снимки и илюстрации на астрономически обекти от Интернет, мултимедиен диск "Мултимедийна библиотека по астрономия"

Интердисциплинарни връзки: математика (усъвършенстване на изчислителните умения при намиране на десетични логаритми, разлагане на вектора на скоростта на компоненти), физика (скорост, спектрален анализ).

По време на часовете:

Студентска анкета.

На черната дъска:
1) Паралаксен метод за определяне на разстоянието.
2) Определете разстоянието чрез яркостта на ярките звезди ..
3) Решаване на задачи от домашна No 3, No 4, No 5 от § 22 (стр. 131, No 5 аналог на допълнителна задача 2, урок 22) - покажете решения.
Почивка:
1) Намерете ярки звезди на компютъра и ги характеризирайте.
2) Задача 1:Колко пъти по-ярък е Сириус от Алдебаран? (вземаме звуковата стойност от таблица XIII, I 1 / I 2 = 2,512 m 2 -m 1, I 1 / I 2 = 2,512 0,9 + 1,6 = 1 0)
3) Задача 2:Едната звезда е 16 пъти по-ярка от другата. Каква е разликата между техните величини? (I 1 / I 2 = 2,512 m 2 -m 1, 16 = 2,512? м , ?м≈ 1,2/0,4=3}
4) Задача 3:Паралакс на Алдебаран 0,05". Колко време отнема на светлината от тази звезда, за да стигне до нас? (r=1/π, r=20pc=65,2 sv

Нов материал.
През 720г I. Xin(683-727, Китай) в хода на ъгловата промяна на разстоянието между 28 звезди, за първи път прави предположения за движението на звездите. Дж. Бруносъщо твърди, че звездите се движат.
IN 1718 г. Е. Халей(Англия) открива правилното движение на звездите , проучване и сравняване на директории Хипарх(125 g към NE) и J. Flamsteed(1720) установи, че през 1900 години някои звезди се движат: Сириус (α B. Canis) се измести на юг с почти един и половина диаметъра на Луната, Арктур ​​(α Bootes) с два диаметъра на Луната на юг и Алдебаран (α Телец) се измести с 1/4 диаметъра на луната на изток. За първи път той доказва, че звездите са далечни слънца. Първата звезда, която го има през 1717 г. той открива, че собственото му движение е Арктур (α Bootes), намиращ се в 36.7 St.
И така, звездите се движат, тоест променят координатите си с течение на времето. До края на 18-ти век е измерено правилното движение на 13 звезди и В. Хершелпрез 1783 г. откри, че нашето Слънце също се движи в космоса.

	Нека бъде м- ъгълът, с който звездата се е изместила за една година (правилно движение - "/ година). От чертеж по питагоровата теорема υ= √(υ r 2 +υ τ 2) ,където υr -радиална скорост (по линията на видимост), и υ τ - тангенциална скорост (^ зрителна линия). Защото r= а/π , след това, като се вземе предвид пристрастието м ® r .м =а . м/ π ; но r .м / 1 година=u, след което замествайки числови данни получаваме тангенциалната скорост υ τ \u003d 4,74. m/π (форм. 43) радиална скорост υrопределя от ефекта H. Доплер(1803-1853, Австрия) (радиална (радиална в астрономията) скорост), който установява през 1842 г., че дължината на вълната на източника варира в зависимост от посоката на движение. Приложимостта на ефекта към светлинните вълни е доказана през 1900 г. в лаборатория. А. А. Белополски. υ r =?λ . s/λ o.
	Приближаване източник - изместен към Лилаво (знак " - "). Премахване източник - изместен към Червен (знак " + ") .
Той е първият, който измерва радиалните скорости на няколко ярки звезди през 1868 г. Уилям Хегинс(1824 - 1910, Англия). От 1893 г. за първи път в Русия Аристарх Аполонович Белополски(1854 - 1934) започва да снима звезди и след като е извършил множество точни измервания на радиалните скорости на звездите (един от първите в света, които са въвели ефекта на Доплер), изучавайки техните спектри, определя радиалните скорости на 220 ярки (2,5-4 m) звезди.

Най-бързо движещата се звезда в небето ß Змееносец (летящ Барнард, Звездата на Барнард, HIP 87937, открита през 1916 г Е. Барнард(1857-1923, САЩ)), м\u003d 9,57 м, r\u003d 1,828 бр, м\u003d 10,31 ", червено джудже. Звездата има спътник на M = 1,5 M Юпитер или планетарна система. ß Змиеносец има радиална скорост \u003d 106,88 km / s, пространствена (под ъгъл от 38 °) \ u003d 142 km / s. След измервания на собствени движения на > 50 000 звезди се оказа, че най-бързата звезда на небето в съзвездието Dove (m Col) има пространствена скорост = 583 km / s.
В редица обсерватории в света, които разполагат с големи телескопи, включително тези, които все още са в СССР (в Кримската астрофизична обсерватория на Академията на науките на СССР), се правят дългосрочни определяния на радиалната скорост на звездите. Измерванията на радиалната скорост на звездите в галактиките позволиха да се открие тяхното въртене и да се определят кинематичните характеристики на въртенето на галактиките, както и на нашата Галактика. Периодичните промени в радиалната скорост на някои звезди позволяват да се открие орбиталното им движение в двоични и множествени системи и кога да се определят техните орбити, линейни размери и разстояние до звездата.
Добавяне .
Движейки се, звездата променя своите екваториални координати с течение на времето, така че правилното движение на звездата може да бъде разложено на компоненти в екваториални координати и получаваме м =√ (ма 2 + м δ2). Промяната в координатите на звезда за една година в астрономията се определя по формулите: Δα=3,07 s +1,34 s sinα . tanδ И Δδ=20.0" cosα
III. Фиксиране на материала.
1. Пример №10(страница 135) - изглед
2.самостоятелно:От предишния урок за вашата звезда намерете пространствената скорост (вземайки разстоянието от таблица XIII) и от тази таблица мИ υr. Намерете чрез PKZN и определете координатите на звездата.

Решение: (последователност) Тъй като υ= √(υ r 2 +υ τ 2), първо намираме π =1/r, тогава υ τ =4,74. m/π, но сега намираме υ= √(υ r 2 +υ τ 2)
3.
Резултат:
1. Какво е правилното движение на звезда?
2. Каква скорост наричаме пространствена, тангенциална, радиална? Как се намират?
3. Какво представлява ефектът на Доплер?
4. Рейтинги.

Къщи:§23, въпроси стр. 135

Урокът е проектиран от член на кръга "Интернет технологии" Леоненко Катя (11 клас), 2003г.

"Планетариум" 410,05 mb		Ресурсът ви позволява да инсталирате пълната версия на иновативния учебно-методически комплекс "Планетариум" на компютъра на учител или ученик. "Планетариум" - селекция от тематични статии - са предназначени за използване от учители и ученици в уроците по физика, астрономия или естествени науки в 10-11 клас. При инсталиране на комплекса се препоръчва използването само на английски букви в имената на папки.
Демо материали 13.08 mb		Ресурсът представлява демонстрационни материали на иновативния учебно-методически комплекс „Планетариум”.
Планетариум 2,67 mb		Този ресурс е интерактивен модел "Планетариум", който ви позволява да изучавате звездното небе, като работите с този модел. За да използвате пълноценно ресурса, трябва да инсталирате Java Plug-in
Урок	Тема на урока	Разработване на уроци в сборника на DER	Статистически графики от DER
Урок 23	Пространствена скорост на звездите		Смяна на звездите за 100 години 158.9 kb Измерване на ъглови премествания на звезди 128.6 kb Правилно движение на звезда 128,3 kb Компоненти на правилното движение на звезда 127,8 kb Радиални и тангенциални скорости 127,4 kb

Ако са известни собственото движение на звездата m в дъгови секунди на година (виж § 91) и разстоянието r до нея в парсеци, тогава не е трудно да се изчисли проекцията на пространствената скорост на звездата върху равнината на небето. Тази проекция се нарича тангенциална скорост Vt и се изчислява по формулата (12.3) За да се намери пространствената скорост V на звезда, е необходимо да се знае нейната радиална скорост Vr, която се определя от доплеровото изместване на линиите в спектъра на звездата (§ 107). Тъй като Vr и Vt са взаимно перпендикулярни, пространствената скорост на звездата е (12.4) Познаването на собствените движения и радиалните скорости на звездите ни позволява да съдим за движенията на звездите спрямо Слънцето, което, заедно с планетите около него, също се движи в пространството. Следователно наблюдаваните движения на звездите са съставени от две части, едната от които е следствие от движението на Слънцето, а другата е индивидуалното движение на звездата. За да се прецени движенията на звездите, трябва да се намери скоростта на Слънцето и да се изключи от наблюдаваните скорости на звездите. Нека определим големината и посоката на скоростта на Слънцето в пространството. Тази точка от небесната сфера, към която е насочен векторът на скоростта на Слънцето, се нарича слънчев връх, а точката срещу него се нарича анти-връх. За да обясним принципа, въз основа на който се намира положението на слънчевия връх, да предположим, че всички звезди, с изключение на Слънцето, са неподвижни. В този случай наблюдаваните собствени движения и радиални скорости на звездите ще бъдат причинени само от движението на Слънцето, което се случва със скорост VS (224). Да разгледаме някаква звезда S, посоката към която прави ъгъл q с вектора VS. Тъй като сме приели, че всички звезди са неподвижни, тогава видимото движение на звездата S спрямо Слънцето трябва да има скорост, равна по големина и противоположна по посока на скоростта на Слънцето, т.е. VS. Тази привидна скорост има два компонента: едната - по линията на видимост, съответстваща на радиалната скорост на звездата Vr = VScos q, (12.5) и другата, лежаща в равнината на небето, съответстваща на собственото движение на звездата. звезда, Vt = VS sin q. (12.6) Като се вземе предвид зависимостта на големината на тези проекции от ъгъла q, получаваме, че поради движението на Слънцето в пространството трябва да се появят радиалните скорости на всички звезди, разположени по посока на движението на Слънцето да са по-малко от реалните от VS. За звезди в обратна посока, напротив, скоростите трябва да изглеждат по-големи със същото количество. Радиалните скорости на звездите, разположени в посока, перпендикулярна на посоката на движение на Слънцето, не се променят. От друга страна, те ще имат свои собствени движения, насочени към антиапекса и равни по големина на ъгъла, под който векторът VS се вижда от разстоянието на звездата. С приближаването на върха и антиапекса, величината на това собствено движение намалява пропорционално на sin q, до нула. Като цяло изглежда, че всички звезди сякаш бягат към антиапекса. По този начин, в случай, че само Слънцето се движи, величината и посоката на неговата скорост могат да бъдат намерени по два начина: 1) чрез измерване на радиалните скорости на звезди, разположени в различни посоки, намерете посоката, в която радиалната скорост има най-голяма отрицателна стойност; в тази посока е върхът; скоростта на Слънцето в посока на върха е равна на намерената максимална радиална скорост; 2) след като измерите собствените движения на звездите, намерете на небесната сфера обща точка, към която всички са насочени: точката, противоположна на нея, ще бъде върха; За да се определи стойността на скоростта на Слънцето, първо трябва да се преобразува ъгловото изместване в линейна скорост, за което е необходимо да се избере звезда с известно разстояние и след това да се намери VS по формула (12.6). Ако сега приемем, че не само Слънцето, но и всички други звезди имат индивидуални движения, тогава проблемът става по-сложен. Въпреки това, като се има предвид голям брой звезди в даден регион на небето, можем да предположим, че средно индивидуалните им движения трябва да се компенсират взаимно. Следователно средните стойности на собствените движения и радиалните скорости за голям брой звезди трябва да показват същите закономерности като отделните звезди в току-що разгледания случай на движението само на Слънцето. С помощта на описания метод е установено, че върхът на Слънчевата система е в съзвездието Херкулес и има право изкачване a = 270o и деклинация d = +30o. В тази посока Слънцето се движи със скорост около 20 км/сек.

Звездата от съзвездието Змееносец Барнард има най-бързото правилно движение. За 100 години тя преминава 17,26", а за 188 години се измества с размера на диаметъра на лунния диск. Звездата е на разстояние 1,81 бр. Преместването на звездите за 100 години

Звездите се движат с различна скорост и са на различни разстояния от наблюдателя. В резултат на това относителното положение на звездите се променя с времето. Почти невъзможно е да се открият промени в контура на съзвездието по време на един човешки живот. Ако следвате тези промени през хилядолетията, те стават доста забележими.

Пространствената скорост на звезда е скоростта, с която звездата се движи в пространството спрямо Слънцето. Същността на ефекта на Доплер: линиите в спектъра на източник, приближаващ се до наблюдателя, се изместват към виолетовия край на спектъра, а линиите в спектъра на отдалечаващ се източник се изместват към червения край на спектъра (във връзка до положението на линиите в спектъра на стационарен източник). Компоненти на собственото движение на звездите μ - собствено движение на звезда π - годишен паралакс на звезда λ - дължина на вълната в спектъра на звезда λ 0 - дължина на вълната на неподвижен източник Δλ - изместване на спектралната линия c - скорост на светлината (3 10 5 км/сек)