Medias circunferencias (medidas de circunferencias que dividimos por la mitad y obtenemos medias circunferencias):

Arroz. 1

Ssh - circunferencia de la mitad del cuello
SG1 - circunferencia de la mitad del pecho primero
SG2 - la mitad de la circunferencia del pecho del segundo
SG3 - tercio de la mitad de la circunferencia del pecho
St - media cintura
Sat - semicircunferencia de las caderas

Longitudes:

Arroz. 2

Di - longitud del producto
Dp - longitud del hombro
DTS - longitud de la espalda hasta la cintura
Dtp - longitud del estante hasta la cintura

Arroz. 3

Anchos:

Шп - anchura de los hombros
Wh - ancho del pecho
Шс - ancho de espalda

Arroz. cuatro

Alturas:

Vpkg - cofre oblicuo a la altura de los hombros

Arroz. cinco

Vpks - espalda oblicua a la altura de los hombros

Arroz. 6

Vg - altura del pecho

Tomamos medidas de la figura de acuerdo con las figuras 1−4. Al tomar medidas de pecho, cintura y caderas, debe girar Atención especial que la cinta centimétrica debe colocarse estrictamente horizontal en el lugar más estrecho/ancho (dependiendo de la medida). Al retirar las cinchas, no es necesario estirar la cinta, ya que esto puede provocar un estrechamiento del producto. La tarea más difícil en esta etapa es medir correctamente la altura de la espalda y el frente, así como determinar la línea proyectada de la costura del hombro.

Ganancias de flexibilidad

El aumento depende del tipo de tejido, su elasticidad, así como la libertad deseada del producto, y esto debe tenerse en cuenta al construir. Por ejemplo, tomaremos los valores medios. Y también debe tener en cuenta que usamos el aumento para construir la mitad del producto.

Para un ejemplo de construcción de un vestido, tomaremos una talla 48 (esta es una talla de 96,0 cm en el pecho) para una altura de 164.

Mediciones:

ancho = 18,5 cm
Cr1 \u003d 45,9 cm
Cr2 = 50,4 cm
Cr3 = 48,0 cm
St = 38,0 cm
Sáb = 52,0 cm
diámetro = 90,0 cm
Dt = 42,9 cm
Dp = 44,4 cm
ancho = 13,3 cm
ancho = 17,3 cm
ancho = 18,3 cm
Wpx = 43,2 cm
Vprz = 21,5 cm
Vg = 27,5 cm

Adiciones:

Pg = 6,0 cm
viernes = 3,0 cm
Pb = 2,5 cm
Pshs = 0,8 cm
Pshp 0,3 cm
Pshpr \u003d 4,9 cm
Pdt = 0,5 cm
Pdp = 1,0 cm
Psgor = 1,0 cm
psp = 2,0 cm

Cálculo para construir una grilla:

Ancho de cuadrícula (A0a1) = Cr3 + Pg \u003d 48.0 + 6.0 \u003d 54.0 cm
Ancho de la espalda (A0a) \u003d Ws + Pshs \u003d 18.3 + 0.8 \u003d 19.1 cm
Ancho del estante (a1a2) \u003d Wg + (Sg2-Sg1) + Pshp \u003d 17.3 + (50.4−45.9) + 0.3 \u003d 22.1 cm
Ancho de la sisa (aa2) \u003d Shpr \u003d Shset-(Wsp + Shpol) \u003d 54.0-(19.1 + 22.1) \u003d 12.8 cm
Profundidad de sisa (A0G) \u003d Vprz + Pspr 0.5 * Pdts \u003d 21.5 + 2.0 + 0.5 * 0.5 \u003d 23.8 cm
La posición de la línea de la cintura (A0T) \u003d Dts + Pdts \u003d 42.9 + 0.5 cm \u003d 43.4 cm
La posición de la línea de la cadera (A0B) \u003d Dts / 2-2 \u003d 42.9 / 2-2 \u003d 19.5 cm
La posición de la línea inferior del producto (A "H1) \u003d Di + Dts \u003d 90.0 + 0.5 cm \u003d 90.5 cm (la longitud de la espalda debe posponerse después de construir el cuello de la espalda), pero en este etapa pospondremos la longitud del producto desde el punto A1.

edificio de malla

Paso 1

Arroz. 7

Tomamos el punto A0 como el primer punto de construcción y apartamos el ancho de la cuadrícula a la derecha: 54,0 cm, dibujamos una línea y colocamos el punto a1 al final del segmento.

A la derecha del punto A0 en la línea A0a1 apartamos el ancho del respaldo, obtenemos el punto a.

A la izquierda del punto a1 en la línea A0a1, dejamos de lado el ancho del estante y obtenemos el punto a2.
El segmento aa2 es el ancho de la sisa.

Abajo desde el punto A0, dejamos de lado la altura de la cuadrícula y establecemos el punto H al final del segmento: la longitud del producto. Corresponde a la línea inferior del producto (en esta etapa).

Desde el punto A0 hacia abajo, posponemos la posición de la línea del pecho en la línea A0G y obtenemos el punto G.
También desde el punto A0 en el segmento A0G establece la posición de la línea de la cintura y obtenemos el punto T.
Y posponemos la posición de la línea de las caderas desde el punto T en el segmento A0G y obtenemos el punto B.

Desde el punto a1 hacia abajo, también dejamos de lado la altura de la cuadrícula y obtenemos el punto H3. Cerramos el rectángulo.

Desde los puntos G, T y B dibujamos líneas horizontales y obtenemos los puntos G3, T3 y B3 en la intersección con la línea a1H3.
A su vez, desde los puntos ay a2 bajamos la vertical hasta la línea del pecho GG3 y obtenemos los puntos G1 y G4.
Primero y hito la malla debe verse como se muestra en la Fig. 7.

Construyendo un dibujo de la espalda.

Paso 2

Arroz. 8

Desde el punto A0, apartamos a la izquierda en la línea 0,5 cm: este es el retiro del centro de la parte posterior en la parte superior. Obtenemos el punto A0".

Desde el punto A0 "a lo largo de la línea A0H, apartamos el nivel de los omóplatos, que es 0.4 * Dts \u003d 0.4 * 42.9 \u003d 17.2 cm y obtenemos el punto U. Conectamos el punto U con el punto A0" con una línea temporal .

Construimos la profundidad del cuello de la espalda A0 "A \u003d A2A1 \u003d 7.2 / 3 \u003d 2.4 hacia abajo desde el punto A0" en la línea A0 "U. Completamos el rectángulo y dibujamos el escote de la espalda de la curva curva.
Este paso de construcción debería verse como el que se muestra en la Fig. 8.

Paso 3

Arroz. nueve

Desde el punto T a la izquierda de la línea de la cintura TT3, posponemos el retiro a lo largo de la línea de la cintura = 1,5 cm, para productos semiadyacentes. Obtenemos el punto T1.

Para construir la costura central de la espalda, separamos del punto H a la derecha un toque igual al toque a lo largo de la línea de la cintura 1,5 cm y obtenemos el punto H1. Realizamos la costura central de la espalda a través de los puntos A-U-T1-H1.

Desde el cuello de la espalda a lo largo de la costura central, colocamos la longitud de la espalda hacia abajo y obtenemos el punto H (longitud correcta).

Este paso de construcción debería verse como el que se muestra en la Fig. nueve.

Etapa 4

Arroz. 10

Construimos el punto final del hombro, para esto construimos un radio desde el punto A2 igual a Shp + apertura de pliegue \u003d 13.3 + 2.0 \u003d 15.3 cm, donde la apertura de pliegue es de 2.0 cm Y también el segundo radio desde el punto T1 igual a Vpk + Pvpk, donde Ppvk \u003d Pdts + Ppn (aumento en la hombrera, en este caso\u003d 0), y obtenemos 43,2 + 0,5 \u003d 43,7 cm.

En la intersección de los radios de los puntos A2 y T1, establecemos el punto P1.

Este paso de construcción debería verse como el que se muestra en la Fig. 10

Paso 5

Arroz. once

Empecemos a construir un pliegue del hombro determinando la posición del pliegue a lo largo de la costura del hombro. El pliegue debe ubicarse 1/3 - ¼ del ancho del hombro: 1/3 * 13.3 - ¼ + 13.3 \u003d 4.4 - 3.3, tome un valor de 4.0 cm.

Tomamos la solución de pliegue al construir la costura del hombro = 2,0 cm Apartamos el punto I1 en el hombro del punto A2 y el punto I2 en incrementos de 2,0 cm. Además, desde los puntos I1 e I2 dibujamos con un radio igual a 7,0 cm y obtenemos el punto I. Conectamos los puntos I e I1 e I2. Para alinear la costura del hombro, es necesario levantar los lados de las pinzas de la costura del hombro en 0,2 cm.

Conectamos los lados de las pinzas con los puntos del escote A2 y el final de la costura del hombro P2. Del punto P2 a la vertical a1G1 dibujamos una perpendicular, la necesitaremos para calcular las líneas auxiliares de la sisa.

Este paso de construcción debería verse como el que se muestra en la Fig. once.

Paso 6

Arroz. 12

Construimos puntos auxiliares de la sisa en función de la longitud de la línea P1G1: la longitud de esta sección es de 18,9 cm Para construir el punto P3 = 18,9 / 3 + 2,0 cm = 8,3 cm segmento G1a1.

Desde la esquina G1 de la sisa dibujamos una bisectriz con una longitud = Shpr * 0,2 + 0,5 cm = 12,8 * 0,2 + 0,5 = 3,1 cm.

El punto auxiliar G2 se encuentra en el medio del ancho de la sisa, es decir, Spr / 2 = 12,8 / 2 = 6,4 cm.

Este paso de construcción debería verse como el que se muestra en la Fig. 12

Paso 7

Arroz. 13

La línea de la sisa de la espalda se dibuja con una línea suave, mientras que el punto P2 debe tener un ángulo recto.

Este paso de construcción debería verse como el que se muestra en la Fig. 13

Construyendo un dibujo de un estante.

Paso 8

Figura 14

Para construir el punto del centro del pecho, se aparta la distancia G3G4 / 2 - 1.0 = 22.½ - 1.0 = 10.1 cm del punto G3 a la derecha y obtenemos el punto G6.

Para los productos del grupo de vestidos, dibujamos el descenso de la línea de la cintura = 0,5 cm, para esto reservamos 0,5 cm desde el punto T3 hacia abajo y obtenemos el punto T31. Desde este punto trazamos una línea horizontal hacia la izquierda con una longitud igual al ancho de Г3Г6.

Para construir el ancho del cuello del estante Ssh / 3 + Pshgor \u003d 18.5 / 3 + 1.0 \u003d 7.2 cm, aparte del punto A3 a la izquierda en la horizontal y obtenga el punto A4. Calculamos la profundidad del cuello según la fórmula A3A4 +1.0 = 8.2 cm y dibujamos un radio desde los puntos A4 en la vertical A3T3 y obtenemos el punto del cuello A5. A su vez, desde los puntos A5 y A4 con un radio igual a la profundidad del cuello, hacemos serifas y obtenemos un punto auxiliar A3 "desde el cual dibujamos el arco del cuello del estante.

Este paso de construcción debería verse como el que se muestra en la Fig. catorce.

Paso 9

Figura 15

Posición punto mas alto Glándulas mamárias apartar del punto A4 con un radio igual a Bg \u003d 27,5 cm y obtener el punto G7.

En la intersección de dos arcos con el radio de la altura del cofre desde el punto G7 y el radio de la abertura del pliegue desde el punto A4, encontramos el punto A9.

Conectamos los puntos A9 y A4 con el punto G7 y obtenemos el cofre del estante.

Este paso de construcción debería verse como el que se muestra en la Fig. 15.

Paso 10

Arroz. dieciséis

Para determinar los puntos auxiliares, es necesario calcular la posición del punto P4 en el segmento a2G4. Para esto, la distancia P1G1 (del dibujo) - 1,0 cm \u003d 18,9 - 1,0 \u003d 17,9 cm, obtenemos la distancia P4G4. Además, esta distancia G4P4 / 3 = 6,0 cm y posponga esta distancia desde el punto G4 hacia arriba y obtenga el punto P6.

El punto P5 se obtiene en la intersección de los arcos desde el punto A9 - ancho del hombro = 13,3 cm y desde el punto P6 igual a la distancia P6P4 = 11,9 cm.

Dibujamos la línea del hombro a través de los puntos A9P5.

Este paso de construcción debería verse como el que se muestra en la Fig. dieciséis.

Paso 11

Figura 17

Para construir la sisa del estante, dibujamos una línea auxiliar, en medio de la cual establecemos una perpendicular de 1,0 cm de largo.

Del ángulo G4 para construir una sisa, dibujamos la bisectriz Spr * 0.2 = 12.8 * 0.2 = 2.6 cm.

A través de los puntos P5 - P6 - G2 y las perpendiculares construidas trazamos la línea de la sisa del estante.

Este paso de construcción debería verse como el que se muestra en la Fig. 17

Construcción de líneas laterales

Paso 12

Arroz. Dieciocho

La construcción de las líneas laterales a lo largo de la línea del cofre comenzará desde el punto G4, este es el centro de la sisa. Desde el punto G4 dibujamos una vertical hacia abajo, esta es la línea central de la costura lateral.

En la intersección con la línea de la cintura, las caderas y la parte inferior, obtenemos los puntos T2-B2-H2, respectivamente.

Para diseñar la costura lateral, tome 0.4 * R-p vyt tal \u003d 0.4 * 11.5 \u003d 4.6 y divida esta cantidad por dos, ya que esta es una solución completa del pliegue en la costura lateral. Para hacer esto, 4.6 / 2 \u003d 2.3 cm y reserve en cada dirección desde el punto T2. Y obtenemos los puntos T21 y T22.

Luego, calculamos la expansión a lo largo de las caderas, para esto (Sb + Pb) - B1B3 \u003d (52 + 2.5) - 52.5 \u003d 2.0 cm También lo dividimos por la mitad 2/2 \u003d 1.0 cm, para dejar de lado la extensión a lo largo de las caderas a ambos lados del punto B2. Y obtenemos los puntos B21 y B22.

A este ejemplo construcción, dejamos el vestido de una silueta recta en la parte inferior, por lo tanto, a lo largo de la línea inferior a lo largo de la costura lateral, reservamos los mismos valores que para las caderas. Y obtenemos los puntos H21 y H22.

A través de los puntos G4-T21-B22-H22 y G4-T22-B21-H21 dibujamos las líneas de la costura lateral del estante y trasera.

Este paso de construcción debería verse como el que se muestra en la Fig. Dieciocho.

Paso 13

Arroz. diecinueve

Para construir un pliegue a lo largo de la línea de la cintura de la espalda, determinamos la posición del pliegue a lo largo de la línea de la cintura en la espalda, para esto, la distancia T1T21 / 2 \u003d 21.8 / 2 \u003d 10.9 cm y obtenemos el punto T4.

A continuación, calculamos la solución de pliegue a lo largo de la línea de la cintura (R-r vyt tal - R-r vyt tal side) * 0.55 \u003d (11.5 - 4.6) * 0.55 \u003d 3.8 cm También dividimos esta solución por la mitad 3.8 / 2 \u003d 1.9 y aparte del punto T4 y obtenga los puntos T41 y T42.

La altura del pliegue desde la línea de la cintura hacia arriba y hacia abajo es de 15,0 cm cada uno; obtenemos los puntos K1 y K2, respectivamente.

Este paso de construcción debería verse como el que se muestra en la Fig. diecinueve.

Paso 14

Arroz. 20

Para construir un pliegue a lo largo de la línea de la cintura del estante, usamos la posición del centro del cofre en el estante, para esto bajamos la vertical desde la línea de la cintura desde el punto T6 hasta la línea de las caderas: obtenemos el punto T5.

A continuación, calculamos la solución de pliegue a lo largo de la línea cintura Rr vyt tal - R-r vyt tal side-R-r sacó sp = 11,5 - 4,6 - 3,8 = 3,1 cm y obtenga los puntos T51 y T52.

La altura del pliegue desde la cintura hacia arriba y hacia abajo es la misma que en la espalda, 15,0 cm cada una: obtenemos los puntos K3 y K4.

Este paso de construcción debería verse como el que se muestra en la Fig. 20

Paso 15

Arroz. 21

Para construir líneas de relieve, es necesario trasladar parte del pliegue del cofre del estante. Para hacer esto, con una muesca igual a la distancia desde el cuello hasta el pliegue de la espalda = 4,0 cm, reserve 4,0 cm en la línea del hombro del estante y obtenga el punto A81.

Conectamos el punto A81 y el punto G7: esta es la longitud del radio de la transferencia del pliegue del pecho = 26,3 cm.

Ahora, desde el punto A4, apartamos el radio A4A8, igual a la sección A9A81 \u003d 4.0 cm, colocamos la primera muesca, y desde el punto G7 con un radio igual al segmento A81G7, hacemos la segunda muesca. En la intersección de los radios, obtenemos el punto A8. Luego conectamos los puntos A8 y G7, así como los puntos A8 y A4: obtenemos la línea del hombro a la línea del relieve del estante y la sección del relieve del estante.

Este paso de construcción debería verse como el que se muestra en la Fig. 21

Paso 16

Arroz. 22

Para diseñar la línea inferior del producto, debe bajar la línea del centro del estante: el descenso de la línea inferior H3H31 es de 1,0 cm.

Bajamos las líneas de relieve del estante y volvemos a la línea inferior y obtenemos los puntos H4 y H5, respectivamente.

Este paso de construcción debería verse como el que se muestra en la Fig. 22

Arroz. 23

La construcción del vestido ha llegado a su fin y nuestro dibujo debería verse como el que se muestra en la fig. 23

Paso 17

Arroz. 24

A continuación, debe transferir los detalles principales del estante, el barril del estante, la parte posterior y el barril de la parte posterior al papel de calco y agregar márgenes para las costuras.

Este paso de construcción debería verse como el que se muestra en la Fig. 24

Si estos son sus primeros pasos en el diseño, entonces se debe verificar el diseño, es decir, se debe coser el vestido con una tela simulada y probarse para asegurarse de que no haya errores en los cálculos y la construcción.

Además, después de la construcción, es necesario agregar los detalles de los revestimientos del cuello y las sisas del respaldo y los estantes. Y también, si lo desea, elementos decorativos: coquetas, volantes, cenefas, etc.

Foto: sitio
Texto e ilustraciones: Olga Kuznetsova
El material fue preparado por Anna Soboleva.

movimiento adecuado y velocidades radiales de las estrellas. Velocidades peculiares de las estrellas y el Sol en la Galaxia. Rotación de la Galaxia.

Una comparación de las coordenadas ecuatoriales de las mismas estrellas, determinadas en intervalos de tiempo significativos, mostró que ayd cambian con el tiempo. Una parte importante de estos cambios se debe a la precesión, la nutación, la aberración y el paralaje anual. Si excluimos la influencia de estas causas, los cambios se reducen, pero no desaparecen por completo. El desplazamiento restante de la estrella en la esfera celeste por año se denomina movimiento propio de la estrella m. Se expresa en segundos. arcos por año.

Los movimientos propios son diferentes para diferentes estrellas en magnitud y dirección. Solo unas pocas docenas de estrellas tienen movimientos propios superiores a 1” por año. La estrella “voladora” de Barnard tiene el mayor movimiento propio conocido m = 10”,27. La mayoría de las estrellas tienen su propio movimiento igual a centésimas y milésimas de segundo de arco por año.

Durante largos períodos de tiempo, equivalentes a decenas de miles de años, los patrones de las constelaciones cambian mucho.

El movimiento propio de la estrella es a lo largo de un gran arco circular con velocidad constante. La ascensión recta cambia por el valor m a , llamado movimiento propio de ascensión recta, y la declinación por el valor m d , llamado movimiento de declinación propia.

El movimiento propio de la estrella se calcula mediante la fórmula:

metro = r(m un 2 + m re 2).

Si se conoce el movimiento propio de la estrella durante un año y la distancia r en parsecs, entonces no es difícil calcular la proyección de la velocidad espacial de la estrella en el plano de la imagen. Esta proyección se llama velocidad tangencial V t y se calcula mediante la fórmula:

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

para encontrar la velocidad espacial V de una estrella, es necesario conocer su velocidad radial V r , que se determina a partir del desplazamiento Doppler de las líneas en el espectro de la estrella. Como V t y V r son mutuamente perpendiculares, la velocidad espacial de la estrella es:

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

por la mayoría estrellas rapidas son variables de tipo RR Lyrae. Su velocidad media relativa al Sol es de 130 km/s. Sin embargo, estas estrellas se mueven en contra de la rotación de la Galaxia, por lo que su velocidad es baja (250 -130 = 120 km/s). No se observan estrellas muy rápidas, con velocidades de unos 350 km/s con respecto al centro de la Galaxia, porque la velocidad de 320 km/s es suficiente para salir del campo de atracción de la Galaxia o girar en una órbita muy alargada. .

Conocer los movimientos propios y las velocidades radiales de las estrellas nos permite juzgar los movimientos de las estrellas en relación con el Sol, que también se mueve en el espacio. Por lo tanto, los movimientos observados de las estrellas se componen de dos partes, de las cuales una es consecuencia del movimiento del Sol y la otra es el movimiento individual de la estrella.

Para juzgar los movimientos de las estrellas, se debe encontrar la velocidad del Sol y excluirla de las velocidades observadas de las estrellas.

El punto de la esfera celeste al que se dirige el vector de velocidad del Sol se denomina vértice solar, y el punto opuesto se denomina antivértice.

Apéndice sistema solar ubicado en la constelación de Hércules, tiene las coordenadas: a = 270 0 , d = +30 0 . En esta dirección, el Sol se mueve a una velocidad de unos 20 km/s, con respecto a las estrellas situadas a no más de 100 ps de él. Durante el año, el Sol viaja 630.000.000 km, o 4,2 AU.

Si algún grupo de estrellas se mueve a la misma velocidad, entonces estando sobre una de estas estrellas, es imposible detectar un movimiento común. La situación es diferente si la velocidad cambia como si un grupo de estrellas se estuviera moviendo. centro común. Entonces la velocidad de las estrellas más cercanas al centro será menor que la de las más alejadas del centro. Velocidades radiales observadas estrellas distantes mostrar tal movimiento. Todas las estrellas, junto con el Sol, se mueven perpendicularmente a la dirección hacia el centro de la Galaxia. Este movimiento es consecuencia de la rotación general de la Galaxia, cuya velocidad varía con la distancia a su centro (rotación diferencial).

La rotación del Galaxy tiene las siguientes características:

1. Ocurre en el sentido de las agujas del reloj si miras la Galaxia desde su polo norte, ubicado en la constelación Coma Verónica.

2. La velocidad angular de rotación disminuye con la distancia desde el centro.

3. La velocidad lineal de rotación primero aumenta con la distancia desde el centro. Luego, aproximadamente a la distancia del Sol, alcanza el mayor valor unos 250 km/s, después de lo cual decrece lentamente.

4. El sol y las estrellas cercanas dan una vuelta completa alrededor del centro de la galaxia en unos 230 millones de años. Este período de tiempo se llama año galáctico.

24.2 Poblaciones estelares y subsistemas galácticos.

Las estrellas situadas cerca del Sol son muy brillantes y pertenecen al tipo I de población. generalmente se encuentran en las regiones exteriores de la galaxia. Las estrellas situadas lejos del Sol, situadas cerca del centro de la Galaxia y en la corona pertenecen al tipo II de población. La división de estrellas en poblaciones fue realizada por Baade al estudiar la Nebulosa de Andrómeda. Las estrellas más brillantes de la población I son azules y tienen valores absolutos a -9 m , y las estrellas más brillantes de la población II son rojas con abs. -3 metros Además, la población I se caracteriza por una abundancia de gas y polvo interestelar, que están ausentes en la población II.

Una división detallada de estrellas en la Galaxia en poblaciones incluye 6 tipos:

1. Población extrema I - incluye objetos contenidos en ramas espirales. Esto incluye el gas y el polvo interestelar concentrados en los brazos espirales a partir de los cuales se forman las estrellas. Las estrellas de esta población son muy jóvenes. Su edad es de 20 a 50 millones de años. La región de existencia de estas estrellas está limitada por una fina capa galáctica: un anillo con un radio interior de 5000 ps, ​​un radio exterior de 15.000 ps y un espesor de unos 500 ps.

Estas estrellas incluyen estrellas de tipos espectrales de O a B2, supergigantes de tipos espectrales tardíos, estrellas de tipo Wolf-Rayet, estrellas de emisión de clase B, asociaciones estelares, variables de tipo T Tauri.

2. Las estrellas de la población ordinaria I son un poco mayores, su edad es de 2 a 3 años espaciales. Se han alejado de los brazos espirales y, a menudo, se encuentran cerca del plano central de la Galaxia.

Estos incluyen estrellas de subclases de B3 a B8 y estrellas normales de clase A, res. cúmulos con estrellas de las mismas clases, estrellas de clase A a F con fuertes líneas metálicas, supergigantes rojas menos brillantes.

3. Estrellas de la población del disco. Su edad es de 1 a 5 mil millones de años; 5-25 años espaciales. Estas estrellas incluyen al Sol. Esta población incluye muchas estrellas poco observables ubicadas a 1000 ps del plano central en el cinturón galáctico con un radio interior de 5000 ps y un radio exterior de 15 000 ps. Estas estrellas incluyen gigantes ordinarias de clases de G a K, estrellas de secuencia principal de clases de G a K, variables de período largo con períodos de más de 250 días, variables semirregulares, nebulosas planetarias, estrellas nuevas, cúmulos abiertos antiguos.

4. Las estrellas de población intermedia II incluyen objetos ubicados a distancias superiores a 1000 pc a ambos lados del plano central de la Galaxia. Estas estrellas giran en órbitas alargadas. Estas incluyen la mayoría de las estrellas antiguas, con edades de 50 a 80 años espaciales, estrellas con altas velocidades, con líneas débiles, variables de período largo con períodos de 50 a 250 días, cefeidas de tipo W de Virgo, variables RR Lyrae, enanas blancas, estrellas globulares. racimos

5. Población de la corona galáctica. incluyen objetos que han surgido en primeras etapas la evolución de la Galaxia, que entonces era menos plana que ahora. Estos objetos incluyen subenanas, cúmulos globulares coronales, estrellas RR Lyrae, estrellas con líneas extremadamente tenues y estrellas con las velocidades más altas.

6. Las estrellas de la población central incluyen los objetos menos conocidos. En los espectros de estas estrellas observados en otras galaxias, las líneas de sodio son fuertes y las bandas de cianuro (CN) son intensas. Estas pueden ser enanas de clase M. Dichos objetos incluyen estrellas RR Lyrae, estrellas globulares. cúmulos ricos en metales, nebulosas planetarias, enanas de clase M, estrellas gigantes de clase G y M con fuertes bandas de cianuro, objetos infrarrojos.

Los elementos más importantes de la estructura de la Galaxia son el cúmulo central, los brazos espirales y el disco. El cúmulo central de la Galaxia está oculto para nosotros por materia oscura y opaca. Su mitad sur se ve mejor como una nube de estrellas brillantes en la constelación de Sagitario. En rayos infrarrojos, es posible observar la segunda mitad. Estas mitades están separadas por una poderosa banda de materia polvorienta, que es opaca incluso a los rayos infrarrojos. Las dimensiones lineales del grupo central son 3 por 5 kiloparsecs.

La región de la galaxia a una distancia de 4 a 8 kpc del centro se distingue por una serie de características. Contiene la mayor cantidad de púlsares y restos de gas de explosiones de supernovas, intensas emisiones de radio no térmicas y estrellas O y B jóvenes y calientes son más comunes. Las nubes moleculares de hidrógeno existen en esta área. En la materia difusa de esta región se incrementa la concentración de rayos cósmicos.

A una distancia de 3-4 kpc del centro de la Galaxia, los métodos de radioastronomía descubrieron una manga de hidrógeno neutral con una masa de alrededor de 100.000.000 de masas solares, expandiéndose a una velocidad de alrededor de 50 km/s. al otro lado del centro, a una distancia de unos 2 kpc, hay una manga con una masa 10 veces menor, alejándose del centro a una velocidad de 135 km/s.

En la región del centro hay varias nubes de gas con masas de 10.000 - 100.000 masas solares, alejándose a una velocidad de 100 - 170 km/s.

La región central con un radio inferior a 1 kpc está ocupada por un anillo de gas neutro, que gira a una velocidad de 200 km/s alrededor del centro. En su interior, hay una vasta región H II en forma de disco con un diámetro de aproximadamente 300 ps. En la región del centro se observa radiación no térmica, lo que indica un aumento en la concentración de rayos cósmicos y la fuerza de los campos magnéticos.

La totalidad de los fenómenos observados en las regiones centrales de la Galaxia indican la posibilidad de que hace más de 10.000.000 de años, nubes de gas con una masa total de unos 10.000.000 de masas solares y una velocidad de unos 600 km/s fueran expulsadas del centro de la Galaxia. .

En la constelación de Sagitario, cerca del centro de la Galaxia, hay varias fuentes poderosas de radio y radiación infrarroja. Uno de ellos, Sagitario-A, se encuentra en el centro de la Galaxia. Está rodeada por una nube molecular anular con un radio de 200 ps, ​​que se expande a una velocidad de 140 km/s. En las regiones centrales, hay un proceso activo de formación estelar.

En el centro de nuestra galaxia, lo más probable es que haya un núcleo, similar a un cúmulo estelar globular. Los receptores infrarrojos detectaron un objeto elíptico con dimensiones de 10 ps allí. Puede contener un cúmulo estelar denso con un diámetro de 1 ps. También puede ser un objeto de naturaleza relativista desconocida.

24.3 Estructura espiral de la Galaxia.

La naturaleza de la estructura espiral de la Galaxia está asociada con ondas de densidad espiral que se propagan en el disco estelar. Estas ondas son similares a las ondas de sonido, pero debido a la rotación, adquieren la apariencia de espirales. El medio en el que se propagan estas ondas consiste no solo en materia interestelar de polvo y gas, sino también en las estrellas mismas. Las estrellas también forman una especie de gas, diferente del los temas habituales que no hay colisiones entre sus partículas.

Onda de densidad espiral, como una normal onda longitudinal, es una alternancia de sucesivas densificaciones y rarefacciones del Medio. A diferencia del gas y las estrellas, el patrón espiral de ondas gira en la misma dirección que toda la Galaxia, pero notablemente más lento y con una velocidad constante. velocidad angular como un cuerpo sólido.

Por lo tanto, la sustancia alcanza constantemente las ramas espirales con en el interior y los atraviesa. Sin embargo, para las estrellas y el gas, este paso a través de los brazos espirales se produce de diferentes formas. Las estrellas, como el gas, se condensan en una onda espiral, su concentración aumenta en un 10 - 20%. En consecuencia, el potencial gravitacional también aumenta. Pero como no hay colisiones entre las estrellas, conservan el impulso, cambian ligeramente su trayectoria dentro del brazo espiral y salen de él casi en la misma dirección en la que entraron.

El gas se comporta de manera diferente. Debido a las colisiones, al ingresar al brazo, pierde impulso, se ralentiza y comienza a acumularse en el límite interno del brazo. El aumento de nuevas porciones de gas conduce a la formación en este límite. onda de choque con una gran diferencia de densidad. Como resultado, los bordes de sellado de gas se forman cerca de las ramas en espiral y inestabilidad térmica. El gas rápidamente se vuelve opaco, se enfría y pasa a una fase densa, formando complejos de gas y polvo favorables para la formación de estrellas. Las estrellas jóvenes y calientes excitan el resplandor del gas, lo que da lugar a nebulosas brillantes que, junto con las estrellas calientes, perfilan una estructura espiral que repite la onda espiral de densidad en el disco estelar.

La estructura espiral de nuestra galaxia ha sido estudiada examinando otras galaxias espirales. Los estudios han demostrado que los brazos espirales de las galaxias vecinas están compuestos de gigantes calientes, supergigantes, polvo y gas. Si elimina estos objetos, las ramas en espiral desaparecerán. rojo y estrellas amarillas llene uniformemente las áreas en las ramas y entre ellas.

Para aclarar la estructura espiral de nuestra galaxia, necesitamos observar gigantes calientes, polvo y gas. Es bastante difícil hacer esto, porque el Sol está en el plano de la Galaxia y varias ramas espirales se proyectan unas sobre otras. Métodos modernos no permiten determinar con precisión las distancias a los gigantes distantes, lo que dificulta la creación de una imagen espacial. Además, en el plano de la Galaxia yacen grandes masas de polvo de estructura heterogénea y densidades diferentes, lo que dificulta aún más el estudio de objetos distantes.

Hay grandes esperanzas en el estudio del hidrógeno a una longitud de onda de 21 cm Con su ayuda, es posible medir la densidad del hidrógeno neutro en varios lugares Galaxias. Este trabajo fue realizado por los astrónomos holandeses Holst, Muller, Oort y otros, y como resultado se obtuvo una imagen de la distribución del hidrógeno, que delineó los contornos de la estructura espiral de la galaxia. El hidrógeno está en grandes cantidades junto a jóvenes estrellas calientes que determinan la estructura de los brazos espirales. La radiación de hidrógeno neutro es de longitud de onda larga, está en el rango de radio, y para ella la materia polvorienta interestelar es transparente. La radiación de 21 centímetros proviene de las regiones más distantes de la Galaxia sin distorsión.

La galaxia está en constante cambio. Estos cambios son lentos y graduales. Son difíciles de detectar para los investigadores porque la vida humana es muy corta en comparación con la vida de las estrellas y las galaxias. Volviendo a la evolución cósmica, uno debe elegir una unidad de tiempo muy larga. Tal unidad es el año cósmico, es decir, hora vuelta completa Sol alrededor del centro de la Galaxia. Es igual a 250 millones de años terrestres. Las estrellas de la Galaxia están constantemente entremezcladas, y en un año cósmico, moviéndose incluso a una velocidad baja de 1 km/s entre sí, dos estrellas se alejarán 250 ps. Durante este tiempo, algunos grupos estelares pueden romperse, mientras que otros pueden volver a formarse. La apariencia del Galaxy cambiará drásticamente. Además de los cambios mecánicos, el año espacial cambia. el estado fisico Galaxias. Las estrellas de las clases O y B solo pueden brillar intensamente durante un tiempo igual a una parte del año cósmico. La edad de los gigantes observables más brillantes es de unos 10 millones de años. Sin embargo, a pesar de esto, la configuración de los brazos helicoidales puede permanecer bastante estable. Algunas estrellas saldrán de estas regiones, otras llegarán en su lugar, algunas estrellas morirán, otras nacerán de una enorme masa de complejos de gas-polvo de ramas espirales. Si la distribución de posiciones y movimientos de objetos en cualquier galaxia no está sujeta a grandes cambios, entonces este sistema estelar está en un estado de equilibrio dinámico. Para cierto grupo de estrellas, el estado de equilibrio dinámico se puede mantener durante 100 años cósmicos. Sin embargo, durante un período más largo igual a miles de cosm. años, el estado de equilibrio dinámico se verá perturbado debido a pasajes cercanos aleatorios de estrellas. Será reemplazado por un estado de equilibrio estadístico casi permanente dinámicamente, más estable, en el que las estrellas se mezclan más a fondo.

25. Astronomía extragaláctica.

25.1 Clasificación de las galaxias y su distribución espacial.

Los buscadores de cometas franceses Messier y Mesham compilaron un catálogo de objetos nebulosos observados en el cielo en 1784. ojo desnudo o a través de un telescopio para más trabajo no debe confundirse con los cometas entrantes. Los objetos del catálogo Messier resultaron ser de la más diversa índole. parte de ellos - cúmulos de estrellas y las nebulosas pertenecen a nuestra Galaxia, la otra parte - objetos más distantes y son los mismos sistemas estelares que nuestra Galaxia. La comprensión de la verdadera naturaleza de las galaxias no llegó de inmediato. No fue hasta 1917 que Ritchie y Curtis, al observar una supernova en la galaxia NGC 224, calcularon que se encontraba a una distancia de 460.000 ps, ​​es decir 15 veces el diámetro de nuestra Galaxia, lo que significa mucho más allá de sus fronteras. La cuestión finalmente se aclaró en 1924-1926, cuando E. Hubble, utilizando un telescopio de 2,5 metros, obtuvo fotografías de la Nebulosa de Andrómeda, donde las ramas espirales se descompusieron en estrellas individuales.

Hoy en día, se conocen muchas galaxias, ubicadas a una distancia de nosotros de cientos de miles a miles de millones de años luz. años.

Se describen y catalogan muchas galaxias. El más utilizado es el Nuevo Catálogo General de Dreyer (NGC). Cada galaxia tiene su propio número. Por ejemplo, la Nebulosa de Andrómeda se designa como NGC 224.

La observación de las galaxias ha demostrado que son muy diversas en forma y estructura. En apariencia, las galaxias se dividen en elípticas, espirales, lenticulares e irregulares.

galaxias elípticas(E) tener la forma de elipses en fotografías sin límites nítidos. El brillo aumenta gradualmente desde la periferia hacia el centro. Estructura interna suele faltar. Estas galaxias están formadas por gigantes rojas y amarillas, enanas rojas y amarillas, un cierto número de estrellas blancas de baja luminosidad, es decir, principalmente de la población de estrellas tipo II. No hay supergigantes azul-blancas, que suelen crear la estructura de brazos espirales. Exteriormente, las galaxias elípticas difieren en mayor o menor compresión.

El indicador de compresión es el valor

se encuentra fácilmente si se miden en la fotografía los semiejes grande a y pequeño b. El índice de compresión se agrega después de la letra que indica la forma de la galaxia, por ejemplo, E3. Resultó que no hay galaxias altamente comprimidas, por lo que el indicador más grande es 7. Una galaxia esférica tiene un indicador de 0.

Obviamente, las galaxias elípticas tienen la forma geométrica de un elipsoide de revolución. E. Hubble planteó el problema de si la variedad de formas observadas es consecuencia de la diferente orientación de galaxias igualmente achatadas en el espacio. Este problema se resolvió matemáticamente y se obtuvo la respuesta de que en la composición de los cúmulos de galaxias, las galaxias con un índice de compresión de 4, 5, 6, 7 se encuentran con mayor frecuencia y casi no hay galaxias esféricas. Y fuera de los cúmulos, casi solo se encuentran galaxias con exponentes 1 y 0. Las galaxias elípticas en los cúmulos son galaxias gigantes, y fuera de los cúmulos son galaxias enanas.

galaxias espirales(S). Tienen una estructura en forma de ramas espirales que emergen del núcleo central. Las ramas se destacan sobre un fondo menos brillante debido a que contienen las estrellas más calientes, cúmulos jóvenes, nebulosas gaseosas luminosas.

Edwin Hubble dividió las galaxias espirales en subclases. La medida es el grado de desarrollo de las ramas y el tamaño del núcleo de la galaxia.

En las galaxias Sa, las ramas están fuertemente retorcidas y son relativamente suaves y poco desarrolladas. Los núcleos son siempre grandes, por lo general alrededor de la mitad del tamaño observado de toda la galaxia. Las galaxias de esta subclase son más similares a las elípticas. Por lo general, hay dos ramas que emergen de partes opuestas del núcleo, pero rara vez hay más.

En las galaxias Sb, los brazos espirales están notablemente desarrollados, pero no tienen ramificaciones. El núcleo es más pequeño que la clase anterior. Las galaxias de este tipo suelen tener muchos brazos espirales.

Las galaxias con ramas muy desarrolladas que se dividen en varios brazos y un núcleo pequeño en comparación con ellos pertenecen al tipo Sc.

A pesar de la diversidad apariencia, las galaxias espirales tienen una estructura similar. En ellos se pueden distinguir tres componentes: un disco estelar, cuyo grosor es de 5 a 10 veces menor que el diámetro de la galaxia, un componente esferoidal y un componente plano, que tiene un grosor varias veces menor que el disco. El componente plano incluye gas interestelar, polvo, estrellas jóvenes y ramas espirales.

La relación de compresión de las galaxias espirales es siempre superior a 7. Al mismo tiempo, las galaxias elípticas son siempre inferiores a 7. Esto indica que una estructura espiral no puede desarrollarse en galaxias débilmente comprimidas. Para que aparezca, el sistema debe estar fuertemente comprimido.

Está comprobado que una galaxia fuertemente comprimida no puede comprimirse débilmente durante la evolución, y viceversa. Esto significa que las galaxias elípticas no pueden convertirse en espirales y las espirales en elípticas. Compresión diferente debido cantidad diferente sistemas de rotacion Aquellas galaxias que recibieron una cantidad suficiente de rotación durante la formación tomaron una forma altamente comprimida, se desarrollaron ramas espirales en ellas.

Hay galaxias espirales en las que el núcleo se encuentra en el medio de una barra recta y las ramas espirales comienzan solo en los extremos de esta barra. Estas galaxias se denominan SBa, SBb, SBc. La adición de la letra B indica la presencia de un puente.

galaxias lenticulares(S0). Exteriormente similar a la elíptica, pero tiene un disco estelar. Son similares en estructura a las galaxias espirales, pero difieren de ellas en la ausencia de un componente plano y brazos espirales. Las galaxias lenticulares se diferencian de las galaxias espirales de canto por la ausencia de una banda materia oscura. Schwarzschild propuso una teoría según la cual las galaxias lenticulares pueden formarse a partir de galaxias espirales en el proceso de barrer gas y polvo.

Galaxias irregulares(ir). Tienen una apariencia asimétrica. No tienen ramas espirales, y las estrellas calientes y la materia de gas y polvo se concentran en grupos individuales o dispersos por todo el disco. Hay un componente esferoidal con bajo brillo. Estas galaxias se caracterizan por un alto contenido de gas interestelar y estrellas jóvenes.

La forma irregular de la galaxia puede deberse a que no tuvo tiempo de tomar forma correcta por la baja densidad de materia que contiene o por su corta edad. Una galaxia también puede volverse irregular debido a la distorsión de su forma como resultado de la interacción con otra galaxia.

Las galaxias irregulares se dividen en dos subtipos.

El subtipo Ir I se caracteriza por un alto brillo superficial y una complejidad de estructura irregular. En algunas galaxias de este subtipo se encuentra una estructura espiral destruida. Tales galaxias a menudo ocurren en pares.

El subtipo Ir II se caracteriza por un bajo brillo superficial. Esta propiedad interfiere con la detección de tales galaxias, y solo se conocen unas pocas. El bajo brillo superficial indica una baja densidad estelar. Esto significa que estas galaxias deben moverse muy lentamente de Forma irregular a la correcta.

En julio de 1995 se llevó a cabo un estudio sobre telescopio espacial ellos. Hubble para buscar galaxias azules tenues e irregulares. Resultó que estos objetos, ubicados a distancias de nosotros a distancias de 3 a 8 mil millones de años luz, son los más comunes. La mayoría de ellos tienen un color azul extremadamente saturado, lo que indica que están experimentando activamente el proceso de formación estelar. A distancias cercanas correspondientes al Universo moderno, estas galaxias no ocurren.

Las galaxias son mucho más diversas que las especies consideradas, y esta diversidad se refiere a formas, estructuras, luminosidad, composición, densidad, masa, espectro, características de radiación.

Podemos distinguir los siguientes tipos morfológicos de galaxias, acercándonos a ellas desde diferentes puntos de vista.

Sistemas amorfos sin estructura- incluidas las galaxias E y la mayor parte de S0. No tienen o casi no tienen materia difusa y gigantes calientes.

galaxias haro- Más azul que los demás. Muchos de ellos tienen líneas estrechas pero brillantes en el espectro. Tal vez son muy ricas en gas.

Galaxias Seyfert - diferente tipo, pero caracterizado por un ancho muy grande de fuertes líneas de emisión en sus espectros.

cuásares- fuentes de radio cuasi-estelares, QSS, indistinguibles en apariencia de las estrellas, pero que emiten ondas de radio, como las radiogalaxias más poderosas. Se caracterizan por un color azulado y líneas brillantes en el espectro que tienen un gran corrimiento al rojo. Las galaxias supergigantes son superiores en luminosidad.

Quazagi- Galaxias cuasi-estelares QSG: se diferencian de los cuásares en la ausencia de una fuerte emisión de radio.

¡Las estrellas son claras, las estrellas son altas!
que guardas, que escondes
Estrellas, ocultando pensamientos profundos,
¿Con qué poder cautivas el alma?
¡Estrellas frecuentes, estrellas estrechas!
¿Qué es hermoso en ti, qué es poderoso en ti?
que lleváis, estrellas del cielo,
Fortaleza gran conocimiento¿incendio?
S. A. Yesenin

Lección 6/23

Temática: Velocidad espacial de las estrellas

Objetivo: Familiarizarse con el movimiento de las estrellas - velocidad espacial y sus componentes: tangencial y rayo, efecto Doppler (ley).

Tareas :
1. educativo: introducir los conceptos: movimiento propio de las estrellas, velocidad radial y tangencial. Derive una fórmula para determinar la velocidad espacial y tangencial de las estrellas. Describir el efecto Doppler.
2. nutrir: corroborar la conclusión de que las estrellas se mueven y, como resultado, la apariencia del cielo estrellado cambia con el tiempo, orgullo en ciencia rusa- investigaciones del astrónomo ruso A.A. Belopolsky, para promover la formación de ideas de cosmovisión como las relaciones de causa y efecto, la cognoscibilidad del mundo y sus leyes.
3. Educativo: la capacidad de determinar la dirección (signo) de la velocidad radial, la formación de la capacidad de analizar el material contenido en las tablas de referencia.

Saber:
Nivel 1 (estándar) - el concepto de velocidades: espacial, tangencial y radial. Ley de Doppler.
2do nivel - el concepto de velocidades: espacial, tangencial y radial. Ley de Doppler.
Ser capaz de:
Nivel 1 (estándar): determine la velocidad de movimiento de las estrellas, la dirección del movimiento por el cambio de líneas en el espectro de la estrella.
2do nivel - para determinar la velocidad de movimiento de las estrellas, la dirección del movimiento por el cambio de líneas en el espectro.

Equipo: Tablas: estrellas, mapa estelar (pared y móvil), atlas estelar. Transparencias. CD- "Red Shift 5.1", fotografías e ilustraciones de objetos astronómicos de Internet, disco multimedia "Biblioteca multimedia sobre astronomía"

Conexiones interdisciplinarias: matemáticas (mejorando las habilidades computacionales para encontrar logaritmos decimales, descomposición del vector velocidad en componentes), física (velocidad, análisis espectral).

Durante las clases:

Encuesta estudiantil.

En la pizarra:
1) Método de paralaje para determinar la distancia.
2) Determinar la distancia a través del brillo de las estrellas brillantes..
3) Resolver problemas de tareas para el hogar#3, #4, #5 de §22 (p. 131, #5 análogo tarea adicional 2, lección 22) - mostrar soluciones.
Descanso:
1) Encuentra estrellas brillantes en la computadora y caracterízalas.
2) Tarea 1:¿Cuántas veces más brillante es Sirio que Aldebarán? (tomamos el valor del sonido de la Tabla XIII, I 1 / I 2 \u003d 2.512 m 2 -m 1, I 1 / I 2 \u003d 2.512 0.9 + 1.6 \u003d 1 0)
3) Tarea 2: Una estrella es 16 veces más brillante que la otra. cual es su diferencia magnitudes? (I 1 / I 2 \u003d 2.512 m 2 -m 1, 16 \u003d 2.512? metro , ?metro≈ 1,2/0,4=3}
4) Tarea 3: Paralaje de Aldebarán 0,05". ¿Cuánto tarda la luz de esta estrella en llegar hasta nosotros? (r=1/π, r=20pc=65,2 sv

Nuevo material.
en 720 yo xin(683-727, China) en el curso del cambio angular en la distancia entre 28 estrellas, por primera vez conjetura sobre el movimiento de las estrellas. J.Bruno También afirmó que las estrellas se mueven.
A 1718 E. Halley(Inglaterra) descubre el movimiento propio de las estrellas , explorar y comparar directorios Hiparco(125g al NE) y J. Flamsteed(1720) establecieron que en 1900 años algunas estrellas se movieron: Sirius (α B. Canis) se desplazó hacia el sur casi un diámetro y medio de la Luna, Arcturus (α Bootes) dos diámetros de la Luna hacia el sur y Aldebaran (α Taurus) se desplazó por 1/4 del diámetro de la luna hacia el este. Por primera vez prueba que las estrellas son soles distantes. La primera estrella en tenerlo. en 1717 descubrió que su propio movimiento era Arcturus (α Bootes), ubicado en 36.7 St.
Entonces, las estrellas se mueven, es decir, cambian sus coordenadas con el tiempo. A finales del siglo XVIII, se había medido el movimiento propio de 13 estrellas y W. Herschel en 1783 descubrió que nuestro Sol también se mueve en el espacio.

	Dejar metro- el ángulo por el cual la estrella se ha desplazado en un año (movimiento propio - "/ año). De un dibujo por el teorema de Pitágoras υ= √(υ r 2 +υ τ 2) , donde υr- velocidad radial (a lo largo de la línea de visión), y υ τ - velocidad tangencial (^ línea de visión). Como r= a/π , entonces, teniendo en cuenta el sesgo metro ® rmetro =a . metro/ π ; pero rmetro / 1 año = tu, luego sustituyendo los datos numéricos obtenemos la velocidad tangencial υ τ \u003d 4.74. m/π (formulario 43) velocidad radial υr determinada por el efecto Doppler H.(1803-1853, Austria) (velocidad radial (radial en astronomía)), quien estableció en 1842 que la longitud de onda de la fuente varía según la dirección del movimiento. La aplicabilidad del efecto a las ondas de luz se demostró en el siglo XX en el laboratorio. A. A. Belopolsky. υ r =?λ . s/λ o.
	Aproximación fuente - desplazada a Púrpura (signo " - "). Eliminación fuente - desplazada a Señal roja " + ") .
Fue el primero en medir las velocidades radiales de varias estrellas brillantes en 1868. Guillermo Heggins(1824 - 1910, Inglaterra). Desde 1893 por primera vez en Rusia Aristarkh Apollonovich Belopolsky(1854 - 1934) comenzó a fotografiar estrellas y, después de haber realizado numerosas mediciones precisas de las velocidades radiales de las estrellas (uno de los primeros en el mundo en poner en servicio el efecto Doppler), estudiando sus espectros, determinó las velocidades radiales de 220 estrellas brillantes. (2,5-4 m) estrellas.

La estrella que se mueve más rápido en el cielo. ß ofiuco (barnard volador, Estrella de Barnard, HIP 87937, descubierta en 1916 E.Barnard(1857-1923, EE. UU.)), metro\u003d 9,57 metros, r\u003d 1.828 pc, metro\u003d 10.31 ", una enana roja. La estrella tiene un satélite en M \u003d 1.5 M Júpiter, o un sistema planetario. ß Ophiuchus tiene una velocidad radial \u003d 106.88 km / s, espacial (en un ángulo de 38 °) \ u003d 142 km/s Después de las mediciones de los movimientos propios de > 50 000 estrellas, resultó que la estrella más rápida en el cielo en la constelación Dove (m Col) tiene una velocidad espacial = 583 km/s.
En una serie de observatorios en el mundo, que han grandes telescopios, incluso en la URSS (en el Observatorio Astrofísico de Crimea de la Academia de Ciencias de la URSS), se están realizando determinaciones a largo plazo de la velocidad radial de las estrellas. Las mediciones de la velocidad radial de las estrellas en las galaxias permitieron detectar su rotación y determinar las características cinemáticas de la rotación de las galaxias, así como de nuestra Galaxia. Los cambios periódicos en la velocidad radial de algunas estrellas permiten detectar su movimiento orbital en sistemas binarios y múltiples, y cuándo determinar sus órbitas, dimensiones lineales y distancia a la estrella.
Suma .
Al moverse, la estrella cambia sus coordenadas ecuatoriales con el tiempo, por lo que el movimiento propio de la estrella se puede descomponer en componentes en coordenadas ecuatoriales y obtenemos metro =√ (metro a 2 + metro δ2). El cambio en las coordenadas de una estrella durante un año en astronomía está determinado por las fórmulas: Δα=3.07 s +1,34 s senα . bronceado y Δδ=20.0" cosα
tercero Fijación del material.
1. Ejemplo #10(página 135) - ver
2.Por propia cuenta: De la lección anterior para su estrella, encuentre la velocidad espacial (tomando la distancia de la tabla XIII) y de esta tabla metro y υr. Encuentra por PKZN y determina las coordenadas de la estrella.

Decisión: (secuencia) Desde υ= √(υ r 2 +υ τ 2), primero encontramos π =1/r, entonces υ τ =4,74. m/π, pero ahora encontramos υ= √(υ r 2 +υ τ 2)
3.
Salir:
1. ¿Cuál es el movimiento propio de una estrella?
2. ¿A qué velocidad llamamos espacial, tangencial, radial? ¿Cómo están ubicados?
3. ¿Qué es el efecto Doppler?
4. Calificaciones.

Casas:§23, preguntas p.135

La lección fue diseñada por un miembro del círculo "Tecnologías de Internet". leonenko katia (grado 11), 2003.

"Planetario" 410.05 mb		El recurso le permite instalar en la computadora de un maestro o estudiante versión completa innovador complejo educativo y metódico "Planetario". "Planetario" - una selección de artículos temáticos - está destinado a profesores y estudiantes en las lecciones de física, astronomía o ciencias naturales en los grados 10-11. Al instalar el complejo, se recomienda usar solo letras inglesas en nombres de carpetas.
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Planetario 2.67 mb		Este recurso es un modelo interactivo "Planetario", que le permite estudiar el cielo estrellado trabajando con este modelo. Para usar completamente el recurso, debe instalar el complemento de Java
Lección	tema de la lección	Desarrollo de lecciones en la colección de DER	Gráficos estadísticos del DER
Lección 23	Velocidad espacial de las estrellas		Cambio de estrellas por 100 años 158.9 kb Medida de desplazamientos angulares de estrellas 128.6 kb Movimiento propio de una estrella 128.3 kb Componentes del movimiento propio de una estrella 127.8 kb Velocidades radial y tangencial 127,4 kb

Si se conocen el movimiento propio de la estrella m en segundos de arco por año (ver § 91) y la distancia a ella r en parsecs, entonces no es difícil calcular la proyección de la velocidad espacial de la estrella en el plano del cielo. . Esta proyección se denomina velocidad tangencial Vt y se calcula mediante la fórmula (12.3) Para encontrar la velocidad espacial V de una estrella, es necesario conocer su velocidad radial Vr, que se determina a partir del desplazamiento Doppler de las líneas en el espectro. de la estrella (§ 107). Como Vr y Vt son mutuamente perpendiculares, la velocidad espacial de la estrella es (12.4) El conocimiento de los movimientos propios y las velocidades radiales de las estrellas nos permite juzgar los movimientos de las estrellas en relación con el Sol, el cual, junto con los planetas que lo rodean, también se mueve en el espacio. Por tanto, los movimientos observados de las estrellas se componen de dos partes, una de las cuales es consecuencia del movimiento del Sol, y la otra es el movimiento individual de la estrella. Para juzgar los movimientos de las estrellas, se debe encontrar la velocidad del Sol y excluirla de las velocidades observadas de las estrellas. Determinemos la magnitud y la dirección de la velocidad del Sol en el espacio. El punto de la esfera celeste al que se dirige el vector velocidad del Sol se llama vértice solar, y el punto opuesto a él se llama antivértice. Para explicar el principio en base al cual se encuentra la posición del vértice solar, supongamos que todas las estrellas, excepto el Sol, están inmóviles. En este caso, los movimientos propios observados y las velocidades radiales de las estrellas serán causados ​​únicamente por el movimiento del Sol, que ocurre a una velocidad de VS (224). Considere alguna estrella S, cuya dirección forma un ángulo q con el vector VS. Dado que asumimos que todas las estrellas son estacionarias, el movimiento aparente de la estrella S en relación con el Sol debe tener una velocidad igual en magnitud y dirección opuesta a la velocidad del Sol, es decir, VS. Esta velocidad aparente tiene dos componentes: una, a lo largo de la línea de visión, correspondiente a la velocidad radial de la estrella Vr = VScos q, (12.5) y la otra, situada en el plano del cielo, correspondiente al movimiento propio de la estrella. estrella, Vt = VS sen q. (12.6) Teniendo en cuenta la dependencia de la magnitud de estas proyecciones con el ángulo q, obtenemos que debido al movimiento del Sol en el espacio, las velocidades radiales de todas las estrellas ubicadas en la dirección del movimiento del Sol deben parecer ser menos que los reales por VS. Para estrellas en la dirección opuesta, por el contrario, las velocidades deberían parecer mayores en la misma cantidad. Las velocidades radiales de las estrellas ubicadas en una dirección perpendicular a la dirección del movimiento del Sol no cambian. Por otro lado, tendrán sus propios movimientos dirigidos hacia el antiápex y, en términos de magnitud, igual al ángulo, bajo el cual el vector VS es visible desde la distancia de la estrella. A medida que se acercan al vértice y al antiápice, la magnitud de este movimiento propio disminuye en proporción a sen q, hasta cero. En general, parece que todas las estrellas parecen huir hacia el antiápice. Así, en el caso de que sólo se mueva el Sol, la magnitud y la dirección de su velocidad se pueden encontrar de dos maneras: 1) midiendo las velocidades radiales de las estrellas ubicadas en diferentes direcciones, encuentre la dirección donde la velocidad radial tiene la mayor significado negativo; en esta dirección está el vértice; la velocidad del Sol en la dirección del vértice es igual a la velocidad radial máxima encontrada; 2) habiendo medido los movimientos propios de los astros, encontrar en la esfera celeste un punto común al que se dirijan todos: el punto opuesto a él será el vértice; Para determinar la velocidad del Sol, primero debe convertir el desplazamiento angular en una velocidad lineal, para lo cual debe elegir una estrella con una distancia conocida y luego encontrar VS usando la fórmula (12.6). Si ahora asumimos que no solo el Sol, sino también todas las demás estrellas tienen movimientos individuales, entonces el problema se vuelve más complicado. Sin embargo, considerando en esta región del cielo un gran número de estrellas, podemos suponer que, en promedio, sus movimientos individuales deberían compensarse entre sí. Por lo tanto, los valores promedio de movimientos propios y velocidades radiales para un número grande las estrellas deberían mostrar las mismas regularidades que las estrellas individuales en el caso que acabamos de considerar del movimiento del Sol solamente. Usando el método descrito, se ha establecido que el vértice del sistema solar está en la constelación de Hércules y tiene ascensión recta a = 270o y declinación d = +30o. En esta dirección, el Sol se mueve a una velocidad de unos 20 km/seg.

La estrella de la constelación Ophiuchus Barnard tiene el movimiento propio más rápido. En 100 años, pasa 17,26 ", y en 188 años se desplaza por el tamaño del diámetro del disco lunar. La estrella está a una distancia de 1,81 pc. El desplazamiento de las estrellas en 100 años

Las estrellas se están moviendo de diferentes velocidades y retirado del observador a diferentes distancias. Como resultado, la posición relativa de las estrellas cambia con el tiempo. dentro de uno vida humana detectar cambios en el contorno de la constelación es casi imposible. Si sigue estos cambios a lo largo de los milenios, se vuelven bastante notables.

La velocidad espacial de una estrella es la velocidad a la que una estrella se mueve en el espacio en relación con el Sol. La esencia del efecto Doppler: las líneas en el espectro de una fuente que se acerca al observador se desplazan hacia el extremo violeta del espectro, y las líneas en el espectro de una fuente que se aleja se desplazan hacia el extremo rojo del espectro (en relación a la posición de las líneas en el espectro de una fuente estacionaria). Componentes del movimiento propio de las estrellas μ - movimiento propio de una estrella π - paralaje anual de una estrella λ - longitud de onda en el espectro de una estrella λ 0 - longitud de onda de una fuente estacionaria Δλ - desplazamiento de línea espectral c - velocidad de la luz (3 10 5 km/s)