सेमी-गिर्थ (हम परिधि के माप को आधे में विभाजित करते हैं और आधा-घर्थ प्राप्त करते हैं):

चावल। 1

Ssh - गर्दन का आधा घेरा
Cr1 - छाती का पहला आधा घेरा
Cr2 - दूसरी छाती का आधा घेरा
Cr3 - तीसरा छाती आधा
सेंट - कमर आधा घेरा
शनि - आधा हिप

लंबाई:

चावल। 2

Di - उत्पाद की लंबाई
डीपी - कंधे की लंबाई
डीटीएस - कमर से पीछे की लंबाई
दुर्घटना - शेल्फ की लंबाई कमर तक

चावल। 3

चौड़ाई:

- कंधे की चौड़ाई
Wg - छाती की चौड़ाई
एसएच - पीछे की चौड़ाई

चावल। 4

ऊंचाई:

Vpkg - परोक्ष कंधे की ऊंचाई छाती

चावल। 5

Vpks - कंधे की ऊंचाई तिरछी पीठ

चावल। 6

बीजी - छाती की ऊंचाई

हम चित्र 1-4 के अनुसार आकृति से माप लेते हैं। छाती, कमर और कूल्हों की परिधि का माप लेते समय, आपको इस तथ्य पर विशेष ध्यान देने की आवश्यकता है कि मापने वाला टेप सबसे संकीर्ण/चौड़े बिंदु (माप के आधार पर) पर कड़ाई से क्षैतिज रूप से स्थित होना चाहिए। छोरों को हटाते समय, आपको टेप को कसने की आवश्यकता नहीं है, क्योंकि इससे उत्पाद का संकुचन हो सकता है। इस स्तर पर सबसे कठिन कार्य पीठ और शेल्फ की ऊंचाई को सही ढंग से मापना है, साथ ही साथ कंधे के सीम की अनुमानित रेखा का निर्धारण करना है।

फिट की स्वतंत्रता के लिए वृद्धि

वेतन वृद्धि कपड़े के प्रकार, इसकी लोच, साथ ही उत्पाद की वांछित स्वतंत्रता पर निर्भर करती है, और निर्माण करते समय इसे ध्यान में रखा जाना चाहिए। उदाहरण के लिए, हम औसत मान लेंगे। और आपको यह भी ध्यान रखना होगा कि हम उत्पाद का आधा हिस्सा बनाने के लिए वेतन वृद्धि का उपयोग करते हैं।

एक पोशाक के निर्माण के उदाहरण के लिए, हम ऊंचाई 164 के लिए आकार 48 (यह छाती के आर-पार 96.0 सेमी का आकार है) लेंगे।

माप:

डब्ल्यू = 18.5 सेमी
Cr1 = 45.9 सेमी
Cr2 = 50.4 सेमी
Cr3 = 48.0 सेमी
सेंट = 38.0 सेमी
शनि = 52.0 सेमी
दी = 90.0 सेमी
डीटीएस = 42.9 सेमी
दुर्घटना = 44.4 सेमी
एसपी = 13.3 सेमी
डब्ल्यूडी = 17.3 सेमी
डब्ल्यूएस = 18.3 सेमी
वीपीसी = 43.2 सेमी
वीपीआरजेड = 21.5 सेमी
बीजी = 27.5 सेमी

बढ़ती है:

पीजी = 6.0 सेमी
शुक्र = 3.0 सेमी
पंजाब = २.५ सेमी
पीएसएच = 0.8 सेमी
पीएचपी 0.3 सेमी
पीएसएच पीआर = 4.9 सेमी
पीडीटी = 0.5 सेमी
тп = 1.0 सेमी
Pshgor = 1.0 सेमी
पीएसपीआर = 2.0 सेमी

मेशिंग के लिए गणना:

शुद्ध चौड़ाई (A0a1) = Cr3 + Pg = 48.0 + 6.0 = 54.0 सेमी
पीछे की चौड़ाई (A0a) = Shs + Pshs = 18.3 + 0.8 = 19.1 सेमी
शेल्फ की चौड़ाई (a1a2) = Wg + (Cr2-Cr1) + Pshp = 17.3 + (50.4−45.9) + 0.3 = 22.1 सेमी
आर्महोल की चौड़ाई (aa2) = Shpr = शसेट- (Shsp + Shpol) = 54.0- (19.1 + 22.1) = 12.8 सेमी
आर्महोल की गहराई (A0G) = Vprz + Pspr 0.5 * Pdts = 21.5 + 2.0 + 0.5 * 0.5 = 23.8 सेमी
कमर रेखा की स्थिति (A0T) = Dts + Pdts = 42.9 + 0.5 सेमी = 43.4 सेमी
जांघ रेखा की स्थिति (A0B) = Dts / 2-2 = 42.9 / 2-2 = 19.5 cm
उत्पाद की निचली रेखा की स्थिति (A "H1) = Di + Dts = ९०.० + ०.५ सेमी = ९०.५ सेमी (पीठ की गर्दन के निर्माण के बाद पीठ की लंबाई को स्थगित किया जाना चाहिए), लेकिन इस स्तर पर हम करेंगे उत्पाद की लंबाई बिंदु A1 से स्थगित करें।

मेशिंग

चरण 1

चावल। 7

हम बिंदु A0 को निर्माण के पहले बिंदु के रूप में लेते हैं और इससे हम ग्रिड की चौड़ाई को दाईं ओर रखते हैं - 54.0 सेमी, एक रेखा खींचते हैं और खंड के अंत में बिंदु a1 डालते हैं।

A0a1 लाइन पर बिंदु A0 के दाईं ओर, हम बैकरेस्ट की चौड़ाई को अलग करते हैं, हमें बिंदु a मिलता है।

लाइन A0a1 पर बिंदु a1 के बाईं ओर, शेल्फ की चौड़ाई को अलग रखें और बिंदु a2 प्राप्त करें।
खंड aa2 आर्महोल की चौड़ाई है।

बिंदु A0 से नीचे, हम जाल की ऊंचाई को स्थगित करते हैं और बिंदु H को खंड के अंत में रखते हैं - उत्पाद की लंबाई। उत्पाद की निचली पंक्ति (इस स्तर पर) के अनुरूप है।

बिंदु A0 से नीचे की ओर, हम रेखा A0G पर छाती रेखा की स्थिति को स्थगित करते हैं और बिंदु G प्राप्त करते हैं।
साथ ही, खंड A0G पर बिंदु A0 से, यह कमर रेखा की स्थिति को स्थगित करता है और हमें बिंदु T मिलता है।
और हिप लाइन की स्थिति बिंदु T से खंड A0G पर स्थगित कर दी जाती है और हमें बिंदु B मिलता है।

बिंदु a1 से नीचे की ओर हम ग्रिड की ऊंचाई को भी स्थगित करते हैं और बिंदु H3 प्राप्त करते हैं। हम आयत को बंद करते हैं।

बिंदु G, T और B से हम क्षैतिज रेखाएँ खींचते हैं और रेखा a1H3 के साथ चौराहे पर बिंदु G3, T3 और B3 प्राप्त करते हैं।
बदले में, अंक ए और ए 2 से, हम ऊर्ध्वाधर को छाती की रेखा ГГ3 तक कम करते हैं और अंक Г1 और Г4 प्राप्त करते हैं।
जाल के निर्माण में पहला और महत्वपूर्ण कदम अंजीर में दिखाए गए जैसा दिखना चाहिए। 7.

पीठ की एक ड्राइंग बनाना

चरण 2

चावल। आठ

बिंदु A0 से, हम 0.5 सेमी की रेखा पर बाईं ओर सेट करते हैं - यह शीर्ष पर पीठ के केंद्र का पीछे हटना है। हमें बिंदु A0 मिलता है।

बिंदु A0 से "रेखा A0H के नीचे हम ब्लेड के स्तर को स्थगित करते हैं, जो कि 0.4 * Dtc = 0.4 * 42.9 = 17.2 सेमी है और हमें बिंदु Y मिलता है। बिंदु Y को बिंदु A0 से कनेक्ट करें" एक समय रेखा के साथ।

हम A0 "Y" लाइन पर A0 "A = A2A1 = 7.2 / 3 = 2.4 नीचे बिंदु A0" की गर्दन की गहराई का निर्माण करते हैं। हम आयत का निर्माण समाप्त करते हैं और पीठ की गर्दन की रेखा खींचते हैं एक घुमावदार वक्र।
निर्माण का यह चरण अंजीर में दिखाए गए जैसा दिखना चाहिए। आठ।

चरण 3

चावल। नौ

TT3 कमर पर बिंदु T से बाईं ओर, हम अर्ध-आसन्न उत्पादों के लिए कमर = 1.5 सेमी के साथ निकासी को स्थगित कर देते हैं। हमें बिंदु T1 मिलता है।

पीठ के मध्य सीम को बनाने के लिए, हम बिंदु H से दाईं ओर एक मोड़ के बराबर मोड़ 1.5 सेमी की कमर रेखा के साथ सेट करते हैं और हमें बिंदु H1 मिलता है। हम A-U-T1-H1 बिंदुओं के माध्यम से पीठ के मध्य सीम को खींचते हैं।

मध्य सीम के साथ पीठ की गर्दन से, पीठ की लंबाई नीचे रखें और बिंदु H (सही लंबाई का) प्राप्त करें।

निर्माण का यह चरण अंजीर में दिखाए गए जैसा दिखना चाहिए। नौ.

चरण 4

चावल। दस

हम कंधे के अंतिम बिंदु का निर्माण करते हैं, इसके लिए हम बिंदु A2 से Shn + tuck समाधान = 13.3 + 2.0 = 15.3 सेमी के बराबर त्रिज्या बनाते हैं, जहां टक समाधान 2.0 सेमी है। और बिंदु T1 से दूसरा त्रिज्या भी बराबर है Vpk + Pvpk तक, जहाँ Ppvk = Pdts + Ppn (कंधे के पैड पर वृद्धि, इस स्थिति में = 0), और हमें 43.2 + 0.5 = 43.7 सेमी मिलता है।

बिंदु A2 और T1 से त्रिज्या के चौराहे पर बिंदु P1 सेट करें।

निर्माण का यह चरण अंजीर में दिखाए गए जैसा दिखना चाहिए। दस.

चरण 5

चावल। ग्यारह

हम शोल्डर सीम के साथ डार्ट की स्थिति का निर्धारण करके शोल्डर डार्ट का निर्माण शुरू करते हैं। डार्ट कंधे की चौड़ाई के 1/3 - पर स्थित होना चाहिए: 1/3 * 13.3 - + 13.3 = 4.4 - 3.3, मान 4.0 सेमी लें।

कंधे के सीम का निर्माण करते समय, हमने डार्ट = 2.0 सेमी का घोल लिया। हमने बिंदु I1 को बिंदु A2 से और बिंदु I2 को 2.0 सेमी के चरण के साथ कंधे पर अलग रखा। इसके अलावा, बिंदु I1 और I2 से हम 7.0 सेमी के बराबर त्रिज्या खींचते हैं और हमें बिंदु I मिलता है। हम बिंदु I और I1 और I2 को जोड़ते हैं। कंधे के सीम को संरेखित करने के लिए, डार्ट्स के किनारों को कंधे के सीवन से 0.2 सेमी ऊपर उठाना आवश्यक है।

हम डार्ट्स के किनारों को गर्दन A2 के बिंदुओं और कंधे के सीम P2 के अंत से जोड़ते हैं। बिंदु P2 से ऊर्ध्वाधर a1G1 तक हम एक लंबवत खींचते हैं, हमें आर्महोल की सहायक रेखाओं की गणना करने के लिए इसकी आवश्यकता होगी।

निर्माण का यह चरण अंजीर में दिखाए गए जैसा दिखना चाहिए। ग्यारह।

चरण 6

चावल। 12

आर्महोल के सहायक बिंदु लाइन P1G1 की लंबाई के आधार पर बनाए जाते हैं - इस खंड की लंबाई 18.9 सेमी है। बिंदु P3 = 18.9 / 3 + 2.0 सेमी = 8.3 सेमी बनाने के लिए। बिंदु G1 से बिंदु P3 को छोड़ दें खंड 1а1 द्वारा छाती रेखा से।

आर्महोल के कोण 1 से, हम लंबाई के साथ एक द्विभाजक खींचते हैं = Spr * 0.2 + 0.5 सेमी = 12.8 * 0.2 + 0.5 = 3.1 सेमी।

सहायक बिंदु G2 आर्महोल की चौड़ाई के बीच में स्थित है, अर्थात। Spr / 2 = 12.8 / 2 = 6.4 सेमी।

निर्माण का यह चरण अंजीर में दिखाए गए जैसा दिखना चाहिए। 12.

चरण 7

चावल। १३

पीठ की आर्महोल रेखा एक चिकनी रेखा से खींची जाती है, जबकि बिंदु P2 में एक समकोण होना चाहिए।

निर्माण का यह चरण अंजीर में दिखाए गए जैसा दिखना चाहिए। 13.

एक शेल्फ ड्राइंग बनाना

चरण 8

अंजीर। 14

छाती के केंद्र बिंदु को प्लॉट करने के लिए, 3Г4 / 2 - 1.0 = 22, ½ - 1.0 = 10.1 सेमी की दूरी को 3 बिंदु से दाईं ओर सेट किया जाता है और हमें Г6 बिंदु मिलता है।

पोशाक समूह के उत्पादों के लिए, हम कमर की रेखा का वंश = 0.5 सेमी खींचते हैं, इसके लिए हम बिंदु T3 से 0.5 सेमी अलग रखते हैं और बिंदु T31 प्राप्त करते हैं। इस बिंदु से, बाईं ओर एक क्षैतिज रेखा खींचें जिसकी लंबाई G3G6 की चौड़ाई के बराबर हो।

शेल्फ की गर्दन की चौड़ाई Ssh / 3 + Pshgor = 18.5 / 3 + 1.0 = 7.2 सेमी बनाने के लिए, बिंदु A3 से क्षैतिज पर बाईं ओर सेट करें और बिंदु A4 प्राप्त करें। गर्दन की गहराई की गणना सूत्र A3A4 +1.0 = 8.2 सेमी और ऊर्ध्वाधर A3T3 पर बिंदु A4 से त्रिज्या वाले तारों का उपयोग करके की जाती है और हमें गर्दन A5 का बिंदु मिलता है। बदले में, बिंदु A5 और A4 से, गर्दन की गहराई के बराबर त्रिज्या के साथ, हम पायदान बनाते हैं और हम एक सहायक बिंदु A3 प्राप्त करते हैं "जिससे हम शेल्फ की गर्दन का एक चाप खींचते हैं।

निर्माण का यह चरण अंजीर में दिखाए गए जैसा दिखना चाहिए। चौदह।

चरण 9

अंजीर। 15

हम स्तन ग्रंथियों के उच्चतम बिंदु की स्थिति को बिंदु A4 से Bg = 27.5 सेमी के बराबर त्रिज्या के साथ स्थगित करते हैं और बिंदु G7 प्राप्त करते हैं।

बिंदु G7 से छाती की ऊंचाई त्रिज्या के साथ दो चापों के चौराहे पर और बिंदु A4 से टक खोलने की त्रिज्या, हम बिंदु A9 पाते हैं।

हम बिंदु A9 और A4 को बिंदु G7 से जोड़ते हैं और हमें शेल्फ का चेस्ट डार्ट मिलता है।

निर्माण का यह चरण अंजीर में दिखाए गए जैसा दिखना चाहिए। 15.

चरण 10

चावल। 16

सहायक बिंदुओं को निर्धारित करने के लिए, खंड a2G4 पर बिंदु P4 की स्थिति की गणना करना आवश्यक है। इसके लिए दूरी П1Г1 (ड्राइंग से) - 1.0 सेमी = 18.9 - 1.0 = 17.9 सेमी, हम दूरी П4Г4 प्राप्त करते हैं। इसके अलावा, यह दूरी Г4П4 / 3 = 6.0 सेमी है और हम इस दूरी को बिंदु Г4 से ऊपर की ओर स्थगित करते हैं और बिंदु П6 प्राप्त करते हैं।

बिंदु P5, बिंदु A9 से चापों के चौराहे पर प्राप्त होता है - कंधे की चौड़ाई = 13.3 सेमी और बिंदु P6 से दूरी P6P4 = 11.9 सेमी के बराबर।

हम अंक A9P5 के माध्यम से एक कंधे की रेखा खींचते हैं।

निर्माण का यह चरण अंजीर में दिखाए गए जैसा दिखना चाहिए। 16.

चरण 11

अंजीर। 17

शेल्फ आर्महोल बनाने के लिए, एक सहायक रेखा खींचें, जिसके बीच में हम 1.0 सेमी लंबा लंबवत सेट करते हैं।

कोण G4 से, आर्महोल बनाने के लिए, हम द्विभाजक Spr * 0.2 = 12.8 * 0.2 = 2.6 सेमी खींचते हैं।

अंक 5 - 6 - 2 और निर्मित लंबवत के माध्यम से हम शेल्फ के आर्महोल की रेखा खींचते हैं।

निर्माण का यह चरण अंजीर में दिखाए गए जैसा दिखना चाहिए। 17.

पक्ष रेखाएँ खींचना

चरण 12

चावल। अठारह

हम बिंदु G4 से छाती की रेखा के साथ साइड लाइनों का निर्माण शुरू करेंगे - यह आर्महोल का मध्य है। बिंदु G4 से एक लंबवत नीचे की ओर ड्रा करें, यह साइड सीम की अक्षीय रेखा है।

कमर, कूल्हों और नीचे के चौराहे पर, हमें क्रमशः T2-B2-H2 अंक मिलते हैं।

साइड सीम के डिजाइन के लिए, 0.4 * पीपी टक = 0.4 * 11.5 = 4.6 लें और इस राशि को दो से विभाजित करें, क्योंकि यह साइड सीम में टक का एक पूर्ण समाधान है। ऐसा करने के लिए, 4.6 / 2 = 2.3 सेमी और बिंदु T2 से प्रत्येक दिशा में अलग सेट करें। और हमें अंक T21 और T22 मिलते हैं।

इसके बाद, हम कूल्हों के साथ विस्तार की गणना करते हैं, इसके लिए (एसबी + पीबी) - बी 1 बी 3 = (52 + 2.5) - 52.5 = 2.0 सेमी। हम इसे आधा 2/2 = 1.0 सेमी में भी विभाजित करते हैं, ताकि विस्तार को स्थगित कर दिया जाए B2 बिंदु के दोनों ओर की जांघें। और हमें अंक B21 और B22 मिलते हैं।

निर्माण के इस उदाहरण में, हम एक सीधे सिल्हूट की पोशाक को नीचे छोड़ देंगे, इसलिए, साइड सीम के साथ नीचे की रेखा के साथ, हम कूल्हों के समान मूल्यों को स्थगित कर देते हैं। और हमें H21 और H22 अंक मिलते हैं।

अंक G4-T21-B22-N22 और G4-T22-B21-N21 के माध्यम से हम शेल्फ और बैक के साइड सीम की रेखाएँ खींचते हैं।

निर्माण का यह चरण अंजीर में दिखाए गए जैसा दिखना चाहिए। अठारह

चरण 13

चावल। 19

पीठ की कमर रेखा के साथ एक डार्ट बनाने के लिए, हम पीठ पर कमर रेखा के साथ डार्ट की स्थिति निर्धारित करते हैं, इस दूरी के लिए T1T21 / 2 = 21.8 / 2 = 10.9 सेमी और हमें बिंदु T4 मिलता है।

अगला, हम कमर रेखा के साथ टक के समाधान की गणना करते हैं (पी-आर लम्बी - पी-आर लम्बी तरफ) * 0.55 = (11.5 - 4.6) * 0.55 = 3.8 सेमी। यह समाधान भी आधा 3.8 / 2 = 1.9 में विभाजित है और से स्थगित कर दिया गया है बिंदु T4 और अंक T41 और T42 प्राप्त करें।

कमर लाइन से ऊपर और नीचे डार्ट की ऊंचाई 15.0 सेमी है - हमें क्रमशः K1 और K2 अंक मिलते हैं।

निर्माण का यह चरण अंजीर में दिखाए गए जैसा दिखना चाहिए। 19.

चरण 14

चावल। बीस

शेल्फ की कमर रेखा के साथ एक डार्ट बनाने के लिए, हम शेल्फ पर छाती के केंद्र की स्थिति का उपयोग करते हैं, इसके लिए, बिंदु T6 से कमर की रेखा से नीचे, हम ऊर्ध्वाधर को कूल्हों की रेखा तक कम करते हैं - हम बिंदु T5 प्राप्त करें।

इसके बाद, हम कमर लाइन के साथ टक के समाधान की गणना करते हैं पीपी लम्बी - पीपी लम्बी साइड-पी-पी लम्बी सीएन = 11.5 - 4.6 - 3.8 = 3.1 सेमी। यह समाधान भी 3, ½ = 1.55 को आधा कर दिया जाता है और बिंदु T5 से अलग रखा जाता है और अंक T51 और T52 प्राप्त करें।

कमर की रेखा से ऊपर और नीचे डार्ट की ऊंचाई 15.0 सेमी तक पीठ के समान होती है - हमें K3 और K4 अंक मिलते हैं।

निर्माण का यह चरण अंजीर में दिखाए गए जैसा दिखना चाहिए। बीस.

चरण 15

चावल। 21

रिलीफ लाइन्स बनाने के लिए शेल्फ के चेस्ट डार्ट के एक हिस्से को ट्रांसलेट करना जरूरी है। ऐसा करने के लिए, गर्दन से पीठ के डार्ट की दूरी के बराबर एक पायदान के साथ 4.0 सेमी अलग सेट करें = शेल्फ के कंधे की रेखा पर 4.0 सेमी और बिंदु A81 प्राप्त करें।

हम बिंदु A81 और बिंदु G7 को जोड़ते हैं - यह छाती डार्ट के अनुवाद की त्रिज्या की लंबाई = 26.3 सेमी है।

अब बिंदु A4 से हम त्रिज्या A4A8 को अलग करते हैं, खंड A9A81 = 4.0 सेमी के बराबर, पहला पायदान सेट करते हैं, और बिंदु G7 से खंड A81G7 के बराबर त्रिज्या के साथ, दूसरा पायदान बनाते हैं। त्रिज्या के चौराहे पर हमें बिंदु A8 मिलता है। फिर हम अंक A8 और G7, साथ ही बिंदुओं A8 और A4 को जोड़ते हैं - हमें कंधे की रेखा शेल्फ राहत की रेखा और शेल्फ राहत के एक खंड से मिलती है।

निर्माण का यह चरण अंजीर में दिखाए गए जैसा दिखना चाहिए। 21.

चरण 16

चावल। 22

उत्पाद की निचली रेखा को डिजाइन करने के लिए, आपको शेल्फ की केंद्र रेखा को कम करने की आवश्यकता है - नीचे की रेखा H3H31 का वंश 1.0 सेमी है।

हम शेल्फ की राहत की रेखाओं को कम करते हैं और नीचे की रेखा पर वापस आते हैं और क्रमशः H4 और H5 अंक प्राप्त करते हैं।

निर्माण का यह चरण अंजीर में दिखाए गए जैसा दिखना चाहिए। 22.

चावल। २३

पोशाक का निर्माण समाप्त हो गया है और हमारा चित्र अंजीर में दिखाए गए जैसा दिखना चाहिए। 23.

चरण 17

चावल। 24

अगला, आपको शेल्फ के मुख्य भागों, शेल्फ के बैरल, पीछे और पीछे के बैरल को ट्रेसिंग पेपर में अनुवाद करने और सीम के लिए भत्ते जोड़ने की आवश्यकता है।

निर्माण का यह चरण अंजीर में दिखाए गए जैसा दिखना चाहिए। 24.

यदि डिजाइन में ये आपके पहले चरण हैं, तो डिजाइन की जांच होनी चाहिए, यानी पोशाक को नकली कपड़े से सिलना चाहिए और यह सुनिश्चित करने के लिए फिटिंग की जाती है कि गणना और निर्माण में कोई त्रुटि न हो।

साथ ही, निर्माण के बाद, बैक और शेल्फ की नेकलाइन और आर्महोल का विवरण जोड़ना आवश्यक है। और यह भी, अगर वांछित, सजावटी तत्व - योक, फ्लॉज़, किनारा, आदि।

फोटो: वेबसाइट
पाठ और चित्र: ओल्गा कुज़नेत्सोवा
अन्ना सोबोलेवा द्वारा तैयार किया गया

तारों की उचित गति और रेडियल वेग। आकाशगंगा में सितारों और सूर्य की अजीबोगरीब गति। आकाशगंगा का घूर्णन।

महत्वपूर्ण अंतरालों पर निर्धारित समान तारों के भूमध्यरेखीय निर्देशांक की तुलना से पता चलता है कि समय के साथ a और d बदलते हैं। इनमें से अधिकांश परिवर्तन पूर्वता, पोषण, विपथन और वार्षिक लंबन के कारण होते हैं। यदि आप इन कारणों के प्रभाव को छोड़ दें, तो परिवर्तन कम हो जाते हैं, लेकिन पूरी तरह से गायब नहीं होते हैं। एक वर्ष के लिए आकाशीय गोले में तारे के शेष विस्थापन को तारे की उचित गति m कहा जाता है। इसे सेकंड में व्यक्त किया जाता है। प्रति वर्ष आर्क।

परिमाण और दिशा में विभिन्न तारों के लिए उचित गतियाँ भिन्न होती हैं। केवल कुछ दर्जन सितारों की अपनी गति 1 ”प्रति वर्ष से अधिक होती है। बर्नार्ड के "उड़ान" तारे के लिए सबसे बड़ी ज्ञात उचित गति m = 10 ”, 27 है। अधिकांश सितारों की अपनी गति प्रति वर्ष एक चाप के एक सेकंड के सौवें और हज़ारवें हिस्से के बराबर होती है।

लंबे समय में, हजारों वर्षों के बराबर, नक्षत्रों के पैटर्न में बहुत बदलाव होता है।

तारे की उचित गति एक बड़े वृत्त के चाप के अनुदिश स्थिर गति से होती है। सही उदगम एक राशि m a द्वारा बदलता है, जिसे सही उदगम में उचित गति कहा जाता है, और गिरावट - एक राशि md द्वारा, जिसे गिरावट में उचित गति कहा जाता है।

तारे की उचित गति की गणना सूत्र द्वारा की जाती है:

एम = (एम ए 2 + एम डी 2)।

यदि एक वर्ष के लिए किसी तारे की उचित गति और पारसेक में उसकी दूरी r ज्ञात हो, तो आकाश के तल पर तारे के स्थानिक वेग के प्रक्षेपण की गणना करना आसान है। इस प्रक्षेपण को स्पर्शरेखा वेग V t कहा जाता है और इसकी गणना सूत्र द्वारा की जाती है:

वी टी = एम "आर / 206265" पीएस / वर्ष = 4.74 मीटर आर किमी / एस।

किसी तारे का स्थानिक वेग V ज्ञात करने के लिए, इसके रेडियल वेग V r को जानना आवश्यक है, जो कि तारे के स्पेक्ट्रम में रेखाओं के डॉपलर शिफ्ट से निर्धारित होता है। चूँकि V t और V r परस्पर लंबवत हैं, तारे का स्थानिक वेग है:

वी = आर (वी टी 2 + वी आर 2)।

सबसे तेज़ तारे RR Lyrae चर हैं। सूर्य के सापेक्ष इनकी औसत गति 130 किमी/सेकण्ड है। हालाँकि, ये तारे गैलेक्सी के घूमने के विपरीत चलते हैं, इसलिए इनकी गति कम हो जाती है (250 -130 = 120 किमी / सेकंड)। गैलेक्सी के केंद्र के सापेक्ष लगभग 350 किमी / सेकंड की गति वाले बहुत तेज तारे नहीं देखे जाते हैं, क्योंकि 320 किमी / सेकंड की गति आकाशगंगा के आकर्षण के क्षेत्र को छोड़ने या अत्यधिक लम्बी कक्षा में घूमने के लिए पर्याप्त है। .

तारों की उचित गति और रेडियल वेगों का ज्ञान हमें सूर्य के सापेक्ष तारों की गति के बारे में न्याय करने की अनुमति देता है, जो अंतरिक्ष में भी गति करता है। इसलिए, तारों की प्रेक्षित गतियाँ दो भागों से बनी होती हैं, जिनमें से एक सूर्य की गति का परिणाम है, और दूसरा तारे की व्यक्तिगत गति है।

तारों की गति का न्याय करने के लिए, किसी को सूर्य की गति का पता लगाना चाहिए और इसे तारों की गति की प्रेक्षित गति से बाहर करना चाहिए।

आकाशीय गोले पर जिस बिंदु पर सूर्य का वेग सदिश निर्देशित होता है, उसे सौर शीर्ष कहा जाता है, और विपरीत बिंदु को एंटीएपेक्स कहा जाता है।

सौर मंडल का शीर्ष नक्षत्र हरक्यूलिस में स्थित है, इसके निर्देशांक हैं: a = २७० ०, d = +३० ०। इस दिशा में, सूर्य लगभग 20 किमी / सेकंड की गति से आगे बढ़ता है, जो उससे 100 पीएस से अधिक दूर स्थित सितारों के सापेक्ष नहीं है। वर्ष के दौरान, सूर्य 630,000,000 किमी या 4.2 एयू से गुजरता है।

यदि तारों का कोई समूह समान गति से गति कर रहा है, तो इन तारों में से किसी एक पर होने के कारण सामान्य गति का पता लगाना असंभव है। स्थिति अलग है अगर गति बदलती है जैसे सितारों का एक समूह एक आम केंद्र के चारों ओर घूम रहा था। तब केंद्र के करीब सितारों की गति केंद्र से दूर की तुलना में कम होगी। दूर के सितारों के देखे गए लाइन-ऑफ-विज़न वेग ऐसी गति को प्रदर्शित करते हैं। सूर्य के साथ सभी तारे आकाशगंगा के केंद्र की दिशा में लंबवत चलते हैं। यह गति आकाशगंगा के सामान्य घूर्णन का परिणाम है, जिसकी गति इसके केंद्र से दूरी (अंतर घूर्णन) के साथ बदलती रहती है।

गैलेक्सी के रोटेशन में निम्नलिखित विशेषताएं हैं:

1. यह दक्षिणावर्त होता है, यदि आप आकाशगंगा को कोमा के नक्षत्र में स्थित इसके उत्तरी ध्रुव की दिशा से देखते हैं।

2. घूर्णन का कोणीय वेग केंद्र से दूरी के साथ घटता जाता है।

3. घूर्णन की रैखिक गति पहले केंद्र से दूरी के साथ बढ़ती है। फिर, सूर्य से लगभग दूरी पर, यह अपने अधिकतम मान लगभग 250 किमी / सेकंड तक पहुँच जाता है, जिसके बाद यह धीरे-धीरे कम हो जाता है।

4. सूर्य और इसके आसपास के तारे लगभग 230 मिलियन वर्षों में आकाशगंगा के केंद्र के चारों ओर एक पूर्ण क्रांति करते हैं। समय की इस अवधि को गांगेय वर्ष कहा जाता है।

24.2 तारकीय जनसंख्या और गांगेय उपप्रणालियाँ.

सूर्य के पास स्थित तारे बहुत चमकीले होते हैं और I प्रकार की जनसंख्या के होते हैं। वे आमतौर पर गैलेक्सी के बाहरी क्षेत्रों में पाए जाते हैं। आकाशगंगा के केंद्र के पास और कोरोना में सूर्य से दूर स्थित तारे द्वितीय प्रकार की जनसंख्या के हैं। एंड्रोमेडा नेबुला का अध्ययन करते समय तारों का आबादी में विभाजन बाडे द्वारा किया गया था। जनसंख्या I के सबसे चमकीले सितारे नीले हैं और -9 मीटर तक पूर्ण परिमाण वाले हैं, और जनसंख्या II के सबसे चमकीले सितारे एब्स के साथ लाल हैं। आकार -3 एम। इसके अलावा, जनसंख्या I की विशेषता अंतरतारकीय गैस और धूल की बहुतायत है, जो जनसंख्या II में अनुपस्थित हैं।

आकाशगंगा में आबादी में सितारों के विस्तृत विभाजन में 6 प्रकार शामिल हैं:

1. अत्यधिक जनसंख्या I - सर्पिल शाखाओं में निहित वस्तुएं शामिल हैं। इसमें तारे के बीच की गैस और सर्पिल भुजाओं में केंद्रित धूल शामिल है जिससे तारे बनते हैं। इस आबादी के सितारे बहुत छोटे हैं। इनकी उम्र 20-50 मिलियन वर्ष है। इन तारों के अस्तित्व का क्षेत्र एक पतली गांगेय परत द्वारा सीमित है: 5000 पीएस की आंतरिक त्रिज्या वाला एक वलय, 15000 पीएस का बाहरी त्रिज्या और लगभग 500 पीएस की मोटाई।

इन सितारों में O से B2 तक वर्णक्रमीय प्रकार के तारे, देर से वर्णक्रमीय प्रकार के सुपरजायंट, वुल्फ-रेएट सितारे, वर्ग B उत्सर्जन सितारे, तारकीय संघ, T तौरी चर शामिल हैं।

२. साधारण जनसंख्या के तारे मैं थोड़े बड़े हैं, उनकी आयु २-३ ब्रह्मांडीय वर्ष है। वे सर्पिल भुजाओं से दूर चले गए हैं और अक्सर आकाशगंगा के केंद्रीय तल के पास स्थित होते हैं।

इनमें बी3 से बी8 तक उपवर्ग के तारे और कक्षा ए, रास के सामान्य तारे शामिल हैं। एक ही वर्ग के सितारों के साथ क्लस्टर, मजबूत धातु लाइनों के साथ ए से एफ तक कक्षाओं के सितारे, कम चमकदार लाल सुपरजायंट।

3. डिस्क की आबादी के सितारे। इनकी उम्र 1 से 5 अरब साल तक होती है, यानी। 5-25 अंतरिक्ष वर्ष। सूर्य भी इन्हीं तारों का है। इस आबादी में कई सूक्ष्म तारे शामिल हैं जो केंद्रीय विमान के 1000 पीएस के भीतर गांगेय बेल्ट में 5000 पीएस के आंतरिक त्रिज्या और 15000 पीएस के बाहरी त्रिज्या के साथ स्थित हैं। इन सितारों में G से K तक की कक्षाओं के सामान्य दिग्गज, G से K तक की कक्षाओं के मुख्य अनुक्रम तारे, 250 दिनों से अधिक की अवधि के साथ लंबी अवधि के चर, अर्ध-नियमित चर तारे, ग्रहीय नीहारिकाएं, नए सितारे, पुराने खुले समूह शामिल हैं।

4. मध्यवर्ती जनसंख्या II सितारों में आकाशगंगा के केंद्रीय तल के दोनों ओर 1000 ps से अधिक की दूरी पर स्थित वस्तुएं शामिल हैं। ये तारे लंबी कक्षाओं में घूमते हैं। इनमें 50 से 80 ब्रह्मांडीय वर्ष की आयु वाले अधिकांश पुराने सितारे, उच्च वेग वाले तारे, कमजोर रेखाएं, 50 से 250 दिनों की अवधि के साथ लंबी अवधि के चर, कन्या डब्ल्यू-टाइप सेफिड्स, आरआर लाइरा चर, सफेद बौने, गोलाकार क्लस्टर शामिल हैं। ...

5. गांगेय कोरोना की जनसंख्या। उन वस्तुओं को शामिल करें जो गैलेक्सी के विकास के शुरुआती चरणों में उत्पन्न हुई थीं, जो उस समय की तुलना में कम सपाट थी। इन वस्तुओं में सबड्वार्फ, कोरोना के गोलाकार समूह, आरआर लाइरा प्रकार के तारे, अत्यंत कमजोर रेखाओं वाले तारे, उच्चतम वेग वाले तारे शामिल हैं।

6. कोर जनसंख्या सितारों में सबसे कम ज्ञात वस्तुएं शामिल हैं। अन्य आकाशगंगाओं में देखे गए इन तारों के स्पेक्ट्रा में, सोडियम लाइनें मजबूत होती हैं, और साइनोजन (सीएन) बैंड तीव्र होते हैं। ये वर्ग M के बौने हो सकते हैं। ऐसी वस्तुओं में RR Lyrae तारे, गोलाकार तारे शामिल हैं। धातु-समृद्ध क्लस्टर, ग्रह नीहारिकाएं, एम बौने, जी और एम विशाल सितारे मजबूत सायनोजेन बैंड, अवरक्त वस्तुओं के साथ।

आकाशगंगा की संरचना के सबसे महत्वपूर्ण तत्व केंद्रीय संघनन, सर्पिल भुजाएँ और एक डिस्क हैं। आकाशगंगा का केंद्रीय संघनन हम से गहरे अपारदर्शी पदार्थ द्वारा छिपा हुआ है। इसका दक्षिणी आधा भाग धनु राशि में एक चमकीले तारे के बादल के रूप में सबसे अच्छा देखा जाता है। दूसरी छमाही को अवरक्त किरणों में भी देखा जा सकता है। इन हिस्सों को धूल भरे पदार्थ के एक शक्तिशाली बैंड द्वारा अलग किया जाता है, जो अवरक्त किरणों के लिए भी अपारदर्शी होता है। केंद्रीय सांद्रता के रैखिक आयाम 3 बटा 5 किलोपारसेक हैं।

केंद्र से 4-8 kpc की दूरी पर गैलेक्सी का क्षेत्र कई विशेषताओं से अलग है। इसमें सुपरनोवा विस्फोटों से सबसे अधिक संख्या में पल्सर और गैसीय अवशेष, तीव्र गैर-थर्मल रेडियो उत्सर्जन शामिल हैं; युवा और गर्म ओ और बी सितारे अधिक आम हैं। इस क्षेत्र में हाइड्रोजन आणविक बादल हैं। इस क्षेत्र के विसरित पदार्थ में कॉस्मिक किरणों की सांद्रता बढ़ जाती है।

आकाशगंगा के केंद्र से 3-4 kpc की दूरी पर, रेडियो खगोल विज्ञान विधियों ने लगभग १००,०००,००० सौर के द्रव्यमान के साथ एक तटस्थ हाइड्रोजन भुजा की खोज की है, जो लगभग ५० किमी/सेकंड की गति से फैल रही है। केंद्र के दूसरी ओर, लगभग 2 kpc की दूरी पर, एक भुजा है जिसका द्रव्यमान 10 गुना कम है, केंद्र से 135 किमी / सेकंड की गति से दूर जा रहा है।

केंद्र के क्षेत्र में १०,००० - १००,००० सौर द्रव्यमान वाले कई गैस बादल हैं, जो १००-१७० किमी / सेकंड की गति से घट रहे हैं।

1 kpc से कम त्रिज्या वाले मध्य क्षेत्र में तटस्थ गैस का एक वलय है, जो केंद्र के चारों ओर 200 किमी / सेकंड की गति से घूमता है। इसमें लगभग 300 ps के व्यास के साथ एक बड़ा डिस्क के आकार का H II क्षेत्र है। केंद्र के क्षेत्र में, गैर-तापीय विकिरण मनाया जाता है, जो ब्रह्मांडीय किरणों की एकाग्रता में वृद्धि और चुंबकीय क्षेत्र की तीव्रता को इंगित करता है।

आकाशगंगा के मध्य क्षेत्रों में देखी गई घटनाओं की समग्रता इस संभावना का सुझाव देती है कि १०,००,००० साल पहले आकाशगंगा के केंद्र से लगभग १०,०००,००० सौर द्रव्यमान के कुल द्रव्यमान और लगभग ६०० की गति के साथ गैस बादलों का एक निष्कासन हुआ था। किमी / एस।

नक्षत्र धनु में, आकाशगंगा के केंद्र के पास, रेडियो और अवरक्त विकिरण के कई शक्तिशाली स्रोत हैं। उनमें से एक, धनु-ए, आकाशगंगा के बहुत केंद्र में स्थित है। यह 200 पीएस की त्रिज्या के साथ एक कुंडलाकार आणविक बादल से घिरा हुआ है, जो 140 किमी / सेकंड की गति से फैलता है। मध्य क्षेत्रों में तारा बनने की सक्रिय प्रक्रिया चल रही है।

हमारी आकाशगंगा के केंद्र में एक गोलाकार तारा समूह जैसा दिखने वाला एक कोर होने की सबसे अधिक संभावना है। इन्फ्रारेड डिटेक्टरों ने वहां 10 पीएस आकार में एक अंडाकार वस्तु का पता लगाया है। इसमें 1 ps के व्यास वाला एक घना तारा समूह हो सकता है। यह अज्ञात सापेक्षतावादी प्रकृति की वस्तु भी हो सकती है।

२४.३ आकाशगंगा की सर्पिल संरचना.

आकाशगंगा की सर्पिल संरचना की प्रकृति तारकीय डिस्क में फैलने वाली सर्पिल घनत्व तरंगों से जुड़ी है। ये तरंगें ध्वनि तरंगों के समान होती हैं, लेकिन घूमने के कारण ये सर्पिल का रूप ले लेती हैं। जिस माध्यम में ये तरंगें फैलती हैं, उसमें न केवल गैस-धूल इंटरस्टेलर पदार्थ होता है, बल्कि स्वयं तारे भी होते हैं। तारे भी एक प्रकार की गैस बनाते हैं, जो साधारण गैस से इस मायने में भिन्न होती है कि उसके कणों के बीच कोई टकराव नहीं होता है।

एक सर्पिल घनत्व तरंग, एक पारंपरिक अनुदैर्ध्य लहर की तरह, माध्यम के क्रमिक घनत्व और विरलन का एक विकल्प है। गैस और तारों के विपरीत, सर्पिल तरंग पैटर्न पूरी गैलेक्सी की तरह एक ही दिशा में घूमता है, लेकिन एक ठोस शरीर की तरह, धीमी गति से और निरंतर कोणीय वेग के साथ।

इसलिए, पदार्थ लगातार आंतरिक तरफ से सर्पिल शाखाओं को पकड़ता है और उनके माध्यम से गुजरता है। हालांकि, सितारों और गैस के लिए, सर्पिल भुजाओं से गुजरने वाला यह मार्ग अलग है। तारे, जैसे गैस, एक सर्पिल तरंग में संघनित होते हैं, और उनकी सांद्रता 10 - 20% तक बढ़ जाती है। तदनुसार, गुरुत्वाकर्षण क्षमता भी बढ़ जाती है। लेकिन चूंकि तारों के बीच कोई टकराव नहीं होता है, वे गति बनाए रखते हैं, सर्पिल भुजा के भीतर अपना रास्ता थोड़ा बदलते हैं और इसे लगभग उसी दिशा में छोड़ देते हैं जिसमें उन्होंने प्रवेश किया था।

गैस अलग तरह से व्यवहार करती है। टक्कर के कारण, आस्तीन में प्रवेश करते हुए, यह गति के क्षण को खो देता है, धीमा हो जाता है और आस्तीन की आंतरिक सीमा पर जमा होना शुरू हो जाता है। गैस के आने वाले नए हिस्से इस सीमा पर एक बड़े घनत्व के अंतर के साथ एक शॉक वेव के निर्माण की ओर ले जाते हैं। नतीजतन, सर्पिल पैरों पर गैस सील होंठ बनते हैं और थर्मल अस्थिरता उत्पन्न होती है। गैस जल्दी से अपारदर्शी हो जाती है, ठंडी हो जाती है और घने चरण में चली जाती है, जिससे गैस-धूल परिसरों का निर्माण होता है जो स्टार बनाने के लिए अनुकूल होते हैं। युवा और गर्म तारे गैस की चमक को उत्तेजित करते हैं, जो उज्ज्वल नेबुला बनाता है, जो गर्म सितारों के साथ मिलकर एक सर्पिल संरचना की रूपरेखा तैयार करता है, जो तारकीय डिस्क में सर्पिल घनत्व तरंग को दोहराता है।

हमारी आकाशगंगा की सर्पिल संरचना का अध्ययन अन्य सर्पिल आकाशगंगाओं के अध्ययन के माध्यम से किया गया है। शोध से पता चला है कि पड़ोसी आकाशगंगाओं की सर्पिल भुजाएँ गर्म दैत्यों, सुपरजाइंट्स, धूल और गैस से बनी होती हैं। यदि आप इन वस्तुओं को हटा देते हैं, तो सर्पिल शाखाएं गायब हो जाएंगी। लाल और पीले तारे शाखाओं के बीच और बीच के क्षेत्रों को समान रूप से भरते हैं।

हमारी आकाशगंगा की सर्पिल संरचना को स्पष्ट करने के लिए, हमें गर्म दिग्गजों, धूल और गैस का निरीक्षण करने की आवश्यकता है। ऐसा करना काफी कठिन है, क्योंकि सूर्य आकाशगंगा के तल में है और विभिन्न सर्पिल शाखाएं एक दूसरे पर प्रक्षेपित हैं। आधुनिक तरीके दूर के दिग्गजों की दूरी को सटीक रूप से निर्धारित करने की अनुमति नहीं देते हैं, जिससे स्थानिक चित्र बनाना मुश्किल हो जाता है। इसके अलावा, अमानवीय संरचना और विभिन्न घनत्व की धूल का बड़ा द्रव्यमान आकाशगंगा के तल में होता है, जिससे दूर की वस्तुओं का अध्ययन करना और भी कठिन हो जाता है।

21 सेमी की तरंग दैर्ध्य पर हाइड्रोजन का अध्ययन महान वादा देता है। इनका उपयोग आकाशगंगा में विभिन्न स्थानों पर तटस्थ हाइड्रोजन के घनत्व को मापने के लिए किया जा सकता है। यह काम डच खगोलविदों होल्स्ट, मुलर, ऊर्ट और अन्य लोगों द्वारा किया गया था। परिणाम हाइड्रोजन के वितरण की एक तस्वीर थी, जो आकाशगंगा की सर्पिल संरचना की आकृति को दर्शाता है। युवा गर्म तारों के बगल में हाइड्रोजन बड़ी मात्रा में पाया जाता है जो सर्पिल भुजाओं की संरचना को परिभाषित करते हैं। तटस्थ हाइड्रोजन का विकिरण दीर्घ-तरंग होता है, रेडियो रेंज में होता है, और इसके लिए तारे के बीच का धूल भरा पदार्थ पारदर्शी होता है। 21-सेंटीमीटर विकिरण बिना विरूपण के गैलेक्सी के सबसे दूर के क्षेत्रों से पहुंचता है।

आकाशगंगा लगातार बदल रही है। ये परिवर्तन धीमे और क्रमिक होते हैं। शोधकर्ताओं के लिए उनका पता लगाना मुश्किल है, क्योंकि सितारों और आकाशगंगाओं के जीवन की तुलना में मानव जीवन बहुत छोटा है। ब्रह्मांडीय विकास की बात करते समय, व्यक्ति को समय की एक बहुत लंबी इकाई का चयन करना चाहिए। ऐसी इकाई ब्रह्मांडीय वर्ष है, अर्थात। आकाशगंगा के केंद्र के चारों ओर सूर्य की पूर्ण क्रांति का समय। यह 250 मिलियन पृथ्वी वर्ष के बराबर है। गैलेक्सी के तारे लगातार मिल रहे हैं और एक अंतरिक्ष वर्ष में, एक दूसरे के सापेक्ष 1 किमी / सेकंड की कम गति से भी चलते हुए, दो तारे 250 पीएस दूर चले जाएंगे। इस समय के दौरान, कुछ तारकीय समूह विघटित हो सकते हैं, अन्य फिर से बन सकते हैं। आकाशगंगा की उपस्थिति नाटकीय रूप से बदल जाएगी। यांत्रिक परिवर्तनों के अलावा, ब्रह्मांडीय वर्ष के दौरान आकाशगंगा की भौतिक स्थिति में भी परिवर्तन होता है। कक्षा O और B के तारे ब्रह्मांडीय वर्ष के कुछ भाग के बराबर समय के लिए ही चमकते हैं। सबसे चमकीले देखे गए दिग्गजों की आयु लगभग 10 मिलियन वर्ष है। हालांकि, इसके बावजूद, सर्पिल भुजाओं का विन्यास काफी स्थिर रह सकता है। कुछ सितारे इन क्षेत्रों को छोड़ देंगे, अन्य अपने स्थान पर पहुंचेंगे, कुछ सितारे मर जाएंगे, अन्य सर्पिल शाखाओं के गैस-धूल परिसरों के विशाल द्रव्यमान से पैदा होंगे। यदि किसी आकाशगंगा में वस्तुओं की स्थिति और गति के वितरण में बड़े परिवर्तन नहीं होते हैं, तो यह तारा प्रणाली गतिशील संतुलन की स्थिति में है। तारों के एक निश्चित समूह के लिए, गतिशील संतुलन की स्थिति 100 ब्रह्मांडीय वर्षों तक बनी रह सकती है। हालांकि, लंबी अवधि में हजारों ब्रह्मांड के बराबर। वर्षों में, तारों के यादृच्छिक निकट मार्ग के कारण गतिशील संतुलन की स्थिति का उल्लंघन होगा। इसे सांख्यिकीय संतुलन की गतिशील रूप से अर्ध-स्थिर स्थिति से बदल दिया जाएगा, और अधिक स्थिर, जिसमें सितारे अधिक अच्छी तरह मिश्रित होते हैं।

25. एक्स्ट्रागैलेक्टिक खगोल विज्ञान।

25.1 आकाशगंगाओं का वर्गीकरण और उनका स्थानिक वितरण.

1784 में, फ्रांसीसी धूमकेतु साधक मेसियर और माशम ने आकाश में नग्न आंखों या दूरबीन के माध्यम से देखी गई धुंधली वस्तुओं की एक सूची संकलित की ताकि उन्हें अपने भविष्य के काम में आने वाले धूमकेतु के साथ भ्रमित न किया जा सके। मेसियर कैटलॉग की वस्तुएं सबसे विविध प्रकृति की निकलीं। उनमें से कुछ - स्टार क्लस्टर और नेबुला हमारी गैलेक्सी से संबंधित हैं, दूसरा हिस्सा - वस्तुएं अधिक दूर हैं और हमारी गैलेक्सी के समान स्टार सिस्टम हैं। आकाशगंगाओं की वास्तविक प्रकृति की समझ तुरंत नहीं आई। केवल 1917 में, रिची और कर्टिस ने आकाशगंगा NGC 224 में एक सुपरनोवा का अवलोकन करते हुए, गणना की कि यह 460,000 ps की दूरी पर है, अर्थात। हमारी गैलेक्सी के व्यास का 15 गुना, जिसका अर्थ है इसकी सीमा से बहुत दूर। इस मुद्दे को अंततः 1924-1926 में साफ कर दिया गया, जब ई. हबल ने 2.5-मीटर दूरबीन का उपयोग करते हुए एंड्रोमेडा नेबुला की तस्वीरें प्राप्त कीं, जहां सर्पिल शाखाएं अलग-अलग तारों में विघटित हो गईं।

आज, कई ज्ञात आकाशगंगाएँ हैं जो सैकड़ों-हजारों से अरबों सेंट की दूरी पर स्थित हैं। वर्षों।

कई आकाशगंगाओं का वर्णन और सूचीकरण किया गया है। ड्रेयर्स न्यू जनरल कैटलॉग (एनजीसी) सबसे आम है। प्रत्येक आकाशगंगा की अपनी संख्या होती है। उदाहरण के लिए, एंड्रोमेडा नेबुला को NGC 224 नामित किया गया है।

आकाशगंगाओं के अवलोकन से पता चला है कि वे आकार और संरचना में बहुत विविध हैं। दिखने में, आकाशगंगाओं को अण्डाकार, सर्पिल, लेंटिकुलर और अनियमित में विभाजित किया गया है।

अण्डाकार आकाशगंगाएँ(ई) तेज सीमाओं के बिना तस्वीरों में अण्डाकार हैं। परिधि से केंद्र तक चमक सुचारू रूप से बढ़ती है। आंतरिक संरचना आमतौर पर अनुपस्थित है। ये आकाशगंगाएँ लाल, पीले दानवों, लाल और पीले बौनों, कम चमक वाले अनेक श्वेत तारों से बनी हैं, अर्थात्। मुख्य रूप से द्वितीय प्रकार की जनसंख्या के सितारों से। कोई नीले-सफेद सुपरजायंट नहीं हैं जो आमतौर पर सर्पिल भुजाओं की संरचना बनाते हैं। बाह्य रूप से, अण्डाकार आकाशगंगाएँ अधिक या कम संपीड़न में भिन्न होती हैं।

संपीड़न सूचकांक मूल्य है

फोटो में मेजर ए और माइनर बी सेमी-एक्सिस को मापा जाए तो आसानी से मिल जाता है। संपीड़न कारक को आकाशगंगा के आकार को दर्शाने वाले अक्षर से जोड़ा जाता है, उदाहरण के लिए, E3। यह पता चला कि दृढ़ता से संकुचित आकाशगंगाएँ नहीं हैं, इसलिए उच्चतम सूचकांक 7 है। एक गोलाकार आकाशगंगा का सूचकांक 0 है।

यह स्पष्ट है कि अण्डाकार आकाशगंगाओं में क्रांति के दीर्घवृत्त का ज्यामितीय आकार होता है। ई. हबल ने इस समस्या को प्रस्तुत किया कि क्या प्रेक्षित रूपों की विविधता अंतरिक्ष में समान रूप से चपटी आकाशगंगाओं के विभिन्न झुकावों का परिणाम है। इस समस्या को गणितीय रूप से हल किया गया था और उत्तर प्राप्त हुआ था कि आकाशगंगा समूहों की संरचना में सबसे अधिक बार 4, 5, 6, 7 के संपीड़न अनुपात वाली आकाशगंगाएँ होती हैं और लगभग कोई गोलाकार आकाशगंगाएँ नहीं होती हैं। और समूहों के बाहर, 1 और 0 के घातांक वाली लगभग केवल आकाशगंगाएँ हैं। समूहों में अण्डाकार आकाशगंगाएँ विशाल आकाशगंगाएँ हैं, और बाहरी समूह बौने हैं।

सर्पिल आकाशगंगाएँ(एस)। उनकी सर्पिल शाखाओं के रूप में एक संरचना होती है जो केंद्रीय कोर से निकलती है। शाखाएं कम उज्ज्वल पृष्ठभूमि के खिलाफ इस तथ्य के कारण खड़ी होती हैं कि उनमें सबसे गर्म तारे, युवा समूह और चमकती हुई गैस नीहारिकाएं होती हैं।

एडविन हबल ने सर्पिल आकाशगंगाओं को उपवर्गों में तोड़ दिया। माप शाखा विकास की डिग्री और गांगेय नाभिक के आकार का है।

Sa आकाशगंगाओं में, शाखाएँ कसकर मुड़ी हुई और अपेक्षाकृत चिकनी, खराब विकसित होती हैं। नाभिक हमेशा बड़े होते हैं, आमतौर पर पूरी आकाशगंगा के लगभग आधे देखे गए आकार के होते हैं। इस उपवर्ग की आकाशगंगाएँ अण्डाकार आकाशगंगाओं के समान हैं। नाभिक के विपरीत भागों से आमतौर पर दो शाखाएं निकलती हैं, लेकिन शायद ही कभी अधिक।

Sb आकाशगंगाओं में, सर्पिल भुजाएँ विशेष रूप से विकसित होती हैं, लेकिन उनमें शाखाएँ नहीं होती हैं। कोर पिछली कक्षा की तुलना में छोटे हैं। इस प्रकार की आकाशगंगाओं में अक्सर कई सर्पिल भुजाएँ होती हैं।

अत्यधिक विकसित शाखाओं वाली आकाशगंगाएँ जो कई भुजाओं में विभाजित होती हैं और उनकी तुलना में एक छोटा नाभिक Sc प्रकार का होता है।

विभिन्न प्रकार के दिखावे के बावजूद, सर्पिल आकाशगंगाओं की संरचना समान होती है। उनमें तीन घटकों को प्रतिष्ठित किया जा सकता है: तारकीय डिस्क, जिसकी मोटाई आकाशगंगा के व्यास से 5-10 गुना कम है, गोलाकार घटक, सपाट घटक, जो डिस्क की तुलना में मोटाई में कई गुना छोटा है। फ्लैट घटक में इंटरस्टेलर गैस, धूल, युवा सितारे और सर्पिल शाखाएं शामिल हैं।

सर्पिल आकाशगंगाओं का संपीड़न अनुपात हमेशा 7 से अधिक होता है। साथ ही, अंडाकार के लिए यह हमेशा 7 से कम होता है। इससे पता चलता है कि कमजोर रूप से संकुचित आकाशगंगाओं में सर्पिल संरचना विकसित नहीं हो सकती है। इसके प्रकट होने के लिए, सिस्टम को दृढ़ता से संकुचित होना चाहिए।

यह साबित हो गया है कि विकास के दौरान अत्यधिक संकुचित आकाशगंगा कमजोर रूप से संकुचित नहीं हो सकती है, साथ ही इसके विपरीत भी। इसका मतलब है कि अण्डाकार आकाशगंगाएँ सर्पिल में नहीं बदल सकतीं, और सर्पिल अण्डाकार में नहीं बदल सकतीं। अलग-अलग संपीड़न सिस्टम के रोटेशन की अलग-अलग मात्रा के कारण होता है। वे आकाशगंगाएँ जिन्हें गठन के दौरान पर्याप्त मात्रा में घुमाव प्राप्त हुआ था, उन्होंने अत्यधिक संकुचित आकार लिया, उनमें सर्पिल शाखाएँ विकसित हुईं।

सर्पिल आकाशगंगाएँ होती हैं जिनमें केन्द्रक एक सीधी छड़ के मध्य में स्थित होता है और सर्पिल शाखाएँ इस छड़ के सिरों पर ही शुरू होती हैं। ऐसी आकाशगंगाओं को SBA, SBb, SBc नामित किया गया है। बी अक्षर का जोड़ एक जम्पर की उपस्थिति को इंगित करता है।

लेंटिकुलर आकाशगंगाएँ(एस0)। बाह्य रूप से अण्डाकार के समान, लेकिन एक तारकीय डिस्क है। वे सर्पिल आकाशगंगाओं की संरचना में समान हैं, लेकिन एक सपाट घटक और सर्पिल शाखाओं की अनुपस्थिति में उनसे भिन्न हैं। डार्क मैटर की एक पट्टी की अनुपस्थिति में लेंटिकुलर आकाशगंगाएं किनारे पर स्थित सर्पिल आकाशगंगाओं से भिन्न होती हैं। श्वार्ज़स्चिल्ड ने एक सिद्धांत प्रस्तावित किया जिसके अनुसार गैस-धूल पदार्थ को बाहर निकालने की प्रक्रिया में सर्पिल आकाशगंगाओं से लेंटिकुलर आकाशगंगाएं बन सकती हैं।

गलत आकाशगंगा(आईआर)। उनके पास एक असंतुलित उपस्थिति है। उनमें कोई सर्पिल शाखाएँ नहीं होती हैं, और गर्म तारे और गैस-धूल वाले पदार्थ अलग-अलग समूहों में केंद्रित होते हैं या पूरे डिस्क में बिखरे होते हैं। कम चमक के साथ एक गोलाकार घटक है। ये आकाशगंगाएँ अंतरतारकीय गैस और युवा तारों से समृद्ध हैं।

आकाशगंगा का अनियमित आकार इस तथ्य के कारण हो सकता है कि उसमें पदार्थ के कम घनत्व के कारण या कम उम्र के कारण उसके पास सही आकार लेने का समय नहीं था। किसी अन्य आकाशगंगा के साथ अन्योन्यक्रिया के परिणामस्वरूप आकृति के विकृत होने के कारण आकाशगंगा अनियमित हो सकती है।

अनियमित आकाशगंगाओं को दो उपप्रकारों में बांटा गया है।

Ir I उपप्रकार को उच्च सतह चमक और अनियमित संरचना जटिलता की विशेषता है। इस उपप्रकार की कुछ आकाशगंगाओं में एक नष्ट सर्पिल संरचना पाई जाती है। ऐसी आकाशगंगाएँ अक्सर जोड़े में पाई जाती हैं।

इर II उपप्रकार को कम सतह चमक की विशेषता है। यह गुण ऐसी आकाशगंगाओं का पता लगाने में बाधा डालता है, और उनमें से कुछ ही ज्ञात हैं। कम सतह की चमक कम तारकीय घनत्व को इंगित करती है। इसका मतलब यह है कि इन आकाशगंगाओं को बहुत धीरे-धीरे अनियमित आकार से नियमित आकार में जाना चाहिए।

जुलाई 1995 में, अंतरिक्ष दूरबीन आईएम पर एक अध्ययन किया गया था। हबल की अनियमित धुंधली नीली आकाशगंगाओं की खोज। यह पता चला कि हमसे 3 से 8 बिलियन प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित ये वस्तुएं सबसे आम हैं। उनमें से अधिकांश में एक अत्यंत समृद्ध नीला रंग है, जो इंगित करता है कि वे गहन रूप से तारा बनाने वाले हैं। ये आकाशगंगाएँ आधुनिक ब्रह्मांड के अनुरूप निकट दूरी पर नहीं पाई जाती हैं।

आकाशगंगाएँ मानी जाने वाली प्रजातियों की तुलना में बहुत अधिक विविध हैं, और यह विविधता रूपों, संरचनाओं, चमक, संरचना, घनत्व, द्रव्यमान, स्पेक्ट्रम और विकिरण की विशेषताओं से संबंधित है।

निम्नलिखित रूपात्मक प्रकार की आकाशगंगाओं को अलग-अलग दृष्टिकोण से उनके पास जाकर प्रतिष्ठित किया जा सकता है।

अनाकार, संरचना रहित प्रणाली- आकाशगंगाओं E और अधिकांश S0 सहित। उनके पास बहुत कम या कोई विसरित पदार्थ और गर्म दिग्गज हैं।

हारो आकाशगंगा- बाकी की तुलना में नीला। उनमें से कई के स्पेक्ट्रम में संकीर्ण लेकिन चमकदार रेखाएं होती हैं। वे गैस में बहुत समृद्ध हो सकते हैं।

सीफ़र्ट आकाशगंगाएँ- विभिन्न प्रकार के, लेकिन उनके स्पेक्ट्रा में मजबूत उत्सर्जन लाइनों की एक बहुत विस्तृत चौड़ाई की विशेषता है।

कैसर- अर्ध-तारकीय रेडियो स्रोत, क्यूएसएस, सितारों से दिखने में अप्रभेद्य, लेकिन सबसे शक्तिशाली रेडियो आकाशगंगाओं के रूप में रेडियो तरंगों का उत्सर्जन। वे एक विशाल रेडशिफ्ट के साथ स्पेक्ट्रम में एक नीले रंग और चमकदार रेखाओं की विशेषता रखते हैं। चमक के मामले में, वे आकाशगंगाओं - सुपरजायंट्स से बेहतर हैं।

क्वासागी- अर्ध-तारकीय आकाशगंगाएँ QSG - मजबूत रेडियो उत्सर्जन के अभाव में क्वासर से भिन्न होती हैं।

तारे साफ हैं, तारे ऊंचे हैं!
तुम अपने में क्या रखते हो, क्या छिपाते हो?
गहरे विचारों को छुपाने वाले सितारे
आप किस शक्ति से आत्मा को मोहित करते हैं?
बार-बार तारांकन, तंग तारांकन!
आप में क्या सुंदर है, आप में क्या शक्तिशाली है?
आप क्या ले जाते हैं, स्वर्ग के सितारे,
ज्ञान को जलाने की महान शक्ति?
एस ए यसिनिन

पाठ 6/23

थीम: सितारों की स्थानिक गति

लक्ष्य: तारों की गति से परिचित होने के लिए - स्थानिक वेग और इसके घटक: स्पर्शरेखा और रेडियल, डॉपलर प्रभाव (कानून)।

कार्य :
1. शिक्षात्मक: अवधारणाओं का परिचय दें: सितारों की उचित गति, रेडियल और स्पर्शरेखा वेग। तारों की स्थानिक और स्पर्शरेखा गति निर्धारित करने के लिए एक सूत्र व्युत्पन्न करें। डॉप्लर प्रभाव का एक विचार दें।
2. पालना पोसना: इस निष्कर्ष की पुष्टि करने के लिए कि तारे घूम रहे हैं और, परिणामस्वरूप, समय के साथ तारों वाले आकाश की उपस्थिति बदल जाती है, रूसी विज्ञान में गर्व - रूसी खगोलशास्त्री ए.ए. बेलोपोल्स्की, इस तरह के वैचारिक विचारों के गठन को बढ़ावा देने के लिए कारण और प्रभाव संबंधों, दुनिया की संज्ञान और उसके कानूनों के रूप में।
3. विकसित होना: रेडियल वेग की दिशा (चिह्न) निर्धारित करने की क्षमता, संदर्भ तालिकाओं में निहित सामग्री का विश्लेषण करने की क्षमता का गठन।

जानना:
पहला स्तर (मानक) - गति की अवधारणा: स्थानिक, स्पर्शरेखा और रेडियल। डॉपलर का नियम।
दूसरा स्तर - गति की अवधारणा: स्थानिक, स्पर्शरेखा और रेडियल। डॉपलर का नियम।
करने में सक्षम हों:
पहला स्तर (मानक) - तारों की गति की गति, तारे के स्पेक्ट्रम में रेखाओं के विस्थापन द्वारा गति की दिशा निर्धारित करने के लिए।
दूसरा स्तर - तारों की गति की गति, स्पेक्ट्रम में रेखाओं के विस्थापन द्वारा गति की दिशा निर्धारित करने के लिए।

उपकरण: टेबल्स: तारे, आकाश का नक्शा (दीवार और चल), तारा एटलस। पारदर्शिता। सीडी- "रेड शिफ्ट 5.1", इंटरनेट से खगोलीय पिंडों की तस्वीरें और चित्रण, मल्टीमीडिया डिस्क "मल्टीमीडिया लाइब्रेरी ऑफ एस्ट्रोनॉमी"

अंतःविषय कनेक्शन: गणित (दशमलव लघुगणक खोजने में कम्प्यूटेशनल कौशल में सुधार, घटकों में वेग वेक्टर का अपघटन), भौतिकी (गति, वर्णक्रमीय विश्लेषण)।

कक्षाओं के दौरान:

छात्र सर्वेक्षण।

ब्लैकबोर्ड पर:
1) दूरी निर्धारित करने की लंबन विधि।
2) चमकीले तारों की चमक से दूरी निर्धारित करें ..
3) 22 से होमवर्क №3, №4, №5 से समस्याओं को हल करना (पृष्ठ १३१, ५ अतिरिक्त कार्य २ का एनालॉग, पाठ २२) - समाधान दिखाएं।
विश्राम:
1) कंप्यूटर पर चमकीले तारे ढूँढ़ें और उन्हें चिह्नित करें।
2) उद्देश्य 1:एल्डेबारन की तुलना में सीरियस कितनी बार चमकीला है? (हम तालिका XIII, I 1 / I 2 = 2.512 m 2 -m 1, I 1 / I 2 = 2.512 0.9 + 1.6 = 1 0) से परिमाण लेते हैं।
3) कार्य 2:एक तारा दूसरे से 16 गुना अधिक चमकीला है। उनके परिमाण में क्या अंतर है? (मैं १ / मैं २ = २.५१२ मीटर २-एम १, १६ = २.५१२? एम , ?एम≈ 1,2/0,4=3}
4) उद्देश्य 3:एल्डेबारन का लंबन 0.05 "। इस तारे से प्रकाश हमें कितनी देर तक यात्रा करता है? (R = 1 / , r = 20pc = 65.2 sv.g

नई सामग्री।
720g . में मैं ज़िन(६८३-७२७, चीन) २८ तारों के बीच की दूरी में कोणीय परिवर्तन के क्रम में पहली बार तारों की गति के बारे में अनुमान व्यक्त करता है। जे ब्रूनोयह भी दावा किया कि तारे घूम रहे हैं।
वी १७१८ ई. हैली(इंग्लैंड) सितारों के अपने आंदोलन की खोज करता है निर्देशिकाओं की खोज और तुलना करके हिप्पार्कस(पूर्वोत्तर से पहले 125 ग्राम) और जे. फ्लेमस्टीड(१७२०) ने स्थापित किया कि १ ९ ०० वर्षों में कुछ तारे चले गए हैं: सीरियस (α B. Psa) चंद्रमा के लगभग डेढ़ व्यास से दक्षिण में विस्थापित हो गया, आर्कटुरस (α बूट्स) चंद्रमा के दो व्यास से दक्षिण की ओर और Aldebaran (α वृषभ) पूर्व में चंद्रमा के व्यास के 1/4 गुना से विस्थापित हो गया। पहली बार साबित हुआ कि तारे दूर के सूरज हैं। उसके पास पहला सितारा है 1717 में उन्होंने पाया कि उनका अपना आंदोलन आर्कटुरस था (α बूट्स), ३६.७ पवित्र वर्षों में स्थित है।
तो, तारे चल रहे हैं, अर्थात वे समय के साथ अपने निर्देशांक बदलते हैं। १८वीं शताब्दी के अंत तक, १३ तारों की उचित गति को मापा गया, और वी. हर्शेल 1783 में उन्होंने पाया कि हमारा सूर्य भी अंतरिक्ष में घूमता है।

	रहने दो एम- वह कोण जिसके द्वारा तारा वर्ष में स्थानांतरित हुआ है (उचित गति - "/ वर्ष)। पाइथागोरस प्रमेय द्वारा चित्र से = (υ r २ + २),कहां आर -रेडियल वेग (दृष्टि की रेखा के साथ), और υ τ - स्पर्शरेखा गति (^ दृष्टि की रेखा)। चूंकि आर = ए/π , फिर विस्थापन को ध्यान में रखते हुए एम ® आर।एम =ए . एम / π ; लेकिन आर।एम / 1 वर्ष = यू, फिर संख्यात्मक डेटा को प्रतिस्थापित करते हुए, हम स्पर्शरेखा वेग प्राप्त करते हैं = 4.74। मी / (फॉर्म। 43) रेडियल वेग रप्रभाव द्वारा निर्धारित एच. डॉपलर(1803-1853, ऑस्ट्रिया) (रेडियल (खगोल विज्ञान में रेडियल) वेग), जिन्होंने 1842 में स्थापित किया कि स्रोत की तरंग दैर्ध्य गति की दिशा के आधार पर बदलती है। प्रकाश तरंगों पर प्रभाव की प्रयोज्यता 1900 में प्रयोगशाला परिस्थितियों में सिद्ध हुई थी। ए. ए. बेलोपोल्स्की. आर =? एस / ओ।
	सन्निकटन स्रोत - में बदल जाता है बैंगनी (चिह्न " - "). हटाया जा रहा है स्रोत - में बदल जाता है लाल चिह्न " + ") .
1868 में कई चमकीले तारों के रेडियल वेग को मापने वाला पहला विलियम हेगिन्स(1824 - 1910, इंग्लैंड)। 1893 के बाद से रूस में पहली बार अरिस्टारख अपोलोनोविच बेलोपोल्स्की(१८५४ - १९३४) ने सितारों की तस्वीरें लेना शुरू किया और सितारों के रेडियल वेगों (डॉपलर प्रभाव को अपनाने वाले दुनिया में सबसे पहले में से एक) के कई सटीक माप किए, उनके स्पेक्ट्रा का अध्ययन करते हुए, २२० उज्ज्वल (२.५) के रेडियल वेगों को निर्धारित किया। -4 मीटर) तारे।

आकाश में सबसे तेज गति से चलने वाला तारा ß ओफ़िउचुस (उड़ता हुआ बरनार्ड, बरनार्ड्स स्टार, एचआईपी ८७९३७, १९१६ को खोला गया ई. बर्नार्ड(1857-1923, यूएसए)), एम= 9.57 मीटर, आर= १.८२८ पीसी, एम= 10.31 ", एक लाल बौना। तारे का M = 1.5M बृहस्पति, या एक ग्रह प्रणाली में एक उपग्रह है। Ophiuchus में, रेडियल वेग = 106.88 किमी / सेकंड, स्थानिक (38 ° के कोण पर) = 142 किमी / सेकंड उचित गति> 50,000 सितारों के माप के बाद, यह पता चला कि नक्षत्र कबूतर (एम कर्नल) में आकाश में सबसे तेज़ तारे का अंतरिक्ष वेग = 583 किमी / सेकंड है।
दुनिया में कई वेधशालाओं में, जिनमें बड़ी दूरबीनें हैं, जिनमें यूएसएसआर (यूएसएसआर एकेडमी ऑफ साइंसेज के क्रीमियन एस्ट्रोफिजिकल ऑब्जर्वेटरी में) शामिल हैं, सितारों के रेडियल वेग को कई वर्षों से मापा जा रहा है। आकाशगंगाओं में तारों के रेडियल वेग के मापन ने उनके घूर्णन का पता लगाना और आकाशगंगाओं के साथ-साथ हमारी आकाशगंगा के घूर्णन की गतिज विशेषताओं को निर्धारित करना संभव बना दिया। कुछ सितारों के रेडियल वेग में आवधिक परिवर्तन द्विआधारी और कई प्रणालियों में उनकी कक्षीय गति का पता लगाना संभव बनाता है, और उनकी कक्षाओं, रैखिक आयामों और तारे की दूरी का निर्धारण कब करना है।
योग .
चलते हुए, तारा समय के साथ अपने भूमध्यरेखीय निर्देशांक बदलता है, इसलिए तारे की अपनी गति को भूमध्यरेखीय निर्देशांक के साथ घटकों में विघटित किया जा सकता है और हम प्राप्त करते हैं एम =√ (एमए 2 + एम 2) खगोल विज्ञान में एक वर्ष के लिए किसी तारे के निर्देशांक में परिवर्तन सूत्रों द्वारा निर्धारित किया जाता है: α = 3.07 एस +1.34 एस sinα। तनु तथा = 20.0 "। Cosα
III. सामग्री को सुरक्षित करना।
1. उदाहरण संख्या 10(पृष्ठ १३५) - देखें
2.अपने आप:अपने तारे के लिए पिछले पाठ से, अंतरिक्ष वेग (तालिका XIII से दूरी लेते हुए) और इस तालिका से खोजें एमतथा र... पीकेजेडएन द्वारा खोजें और स्टार के निर्देशांक निर्धारित करें।

समाधान: (अनुक्रम) चूंकि = (υ r २ + २), पहले हम पाते हैं π = 1 / आर, तब υ τ = 4.74. मी /, लेकिन केवल अब हम पाते हैं = (υ r २ + २)
3.
परिणाम:
1. किसी तारे की उचित गति क्या है?
2. हम किस गति को स्थानिक, स्पर्शरेखा, रेडियल कहते हैं? वे कैसे स्थित हैं?
3. डॉप्लर प्रभाव क्या है?
4. अनुमान।

मकानों: 23, प्रश्न पी. 135

पाठ "इंटरनेट टेक्नोलॉजीज" सर्कल के एक सदस्य द्वारा डिजाइन किया गया था लियोनेंको कात्या (11 ग्रेड), 2003।

"तारामंडल" 410.05 mb		संसाधन आपको शिक्षक या छात्र के कंप्यूटर पर अभिनव शैक्षिक और कार्यप्रणाली परिसर "तारामंडल" का एक पूर्ण संस्करण स्थापित करने की अनुमति देता है। "तारामंडल" - विषयगत लेखों का चयन - कक्षा 10-11 में भौतिकी, खगोल विज्ञान या विज्ञान के पाठों में शिक्षकों और छात्रों द्वारा उपयोग के लिए अभिप्रेत है। कॉम्प्लेक्स को स्थापित करते समय, फ़ोल्डर नामों में केवल अंग्रेजी अक्षरों का उपयोग करने की सिफारिश की जाती है।
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तारामंडल 2.67 एमबी		यह संसाधन एक इंटरैक्टिव मॉडल "तारामंडल" है, जो आपको इस मॉडल के साथ काम करके तारों वाले आकाश का अध्ययन करने की अनुमति देता है। संसाधन का पूरी तरह से उपयोग करने के लिए, आपको जावा प्लग-इन स्थापित करने की आवश्यकता है
सबक	पाठ विषय	COC संग्रह में पाठ विकसित करना	सीआरसी से सांख्यिकीय ग्राफिक्स
पाठ २३	सितारों की स्थानिक गति		१०० वर्षों के लिए तारों का विस्थापन १५८.९ kb तारों के कोणीय विस्थापन का मापन 128.6 kb तारे की उचित गति 128.3 kb तारे की उचित गति के घटक 127.8 kb रेडियल और स्पर्शरेखा वेग 127.4 kb

यदि प्रति वर्ष चाप सेकंड में तारे की उचित गति ज्ञात है (देखें 91) और पारसेक में इसकी दूरी r है, तो आकाश के तल पर तारे के स्थानिक वेग के प्रक्षेपण की गणना करना मुश्किल नहीं है। इस प्रक्षेपण को स्पर्शरेखा वेग Vt कहा जाता है और इसकी गणना सूत्र (12.3) द्वारा की जाती है, किसी तारे का स्थानिक वेग V ज्ञात करने के लिए, इसके रेडियल वेग Vr को जानना आवश्यक है, जो कि स्पेक्ट्रम में लाइनों के डॉपलर शिफ्ट से निर्धारित होता है। स्टार (§ 107)। चूँकि Vr और Vt परस्पर लंबवत हैं, तारे का स्थानिक वेग (12.4) के बराबर है, तारों की उचित गति और रेडियल वेगों का ज्ञान हमें सूर्य के सापेक्ष तारों की गति का न्याय करने की अनुमति देता है, जो आसपास के ग्रहों के साथ मिलकर, अंतरिक्ष में भी चलती है। इसलिए, तारों की प्रेक्षित गतियाँ दो भागों से बनी होती हैं, जिनमें से एक सूर्य की गति का परिणाम है, और दूसरा तारे की व्यक्तिगत गति है। सितारों की गति का न्याय करने के लिए, किसी को सूर्य की गति का पता लगाना चाहिए और इसे सितारों के प्रेक्षित वेग से बाहर करना चाहिए। आइए हम अंतरिक्ष में सूर्य की गति का परिमाण और दिशा निर्धारित करें। आकाशीय गोले पर जिस बिंदु पर सूर्य का वेग वेक्टर निर्देशित होता है उसे सौर शीर्ष कहा जाता है, और इसके विपरीत बिंदु को एंटीएपेक्स कहा जाता है। उस सिद्धांत को स्पष्ट करने के लिए जिसके आधार पर सौर शीर्ष की स्थिति पाई जाती है, मान लीजिए कि सूर्य को छोड़कर सभी तारे गतिहीन हैं। इस मामले में, सितारों की प्रेक्षित उचित गति और रेडियल वेग केवल सूर्य की गति के कारण होंगे, जो वेग VЅ (224) के साथ होता है। किसी तारे S पर विचार करें, जिसकी दिशा सदिश VЅ के साथ कोण q बनाती है। चूँकि हमने यह मान लिया था कि सभी तारे गतिहीन हैं, तो सूर्य के सापेक्ष तारे S की स्पष्ट गति की गति परिमाण के बराबर और सूर्य की गति की दिशा में विपरीत होनी चाहिए, अर्थात - VЅ। इस स्पष्ट वेग के दो घटक हैं: एक - दृष्टि की रेखा के साथ, तारे के रेडियल वेग के अनुरूप Vr = VЅcos q, (12.5) और दूसरा - आकाश के तल में पड़ा हुआ है, जो उचित गति के अनुरूप है। स्टार, वीटी = वीЅ पाप क्यू। (१२.६) कोण q पर इन प्रक्षेपणों के परिमाण की निर्भरता को ध्यान में रखते हुए, हम पाते हैं कि अंतरिक्ष में सूर्य की गति के कारण, सूर्य की गति की दिशा में स्थित सभी तारों के रेडियल वेग प्रतीत होने चाहिए VЅ के मान से वास्तविक से कम। विपरीत दिशा में सितारों के लिए, दूसरी ओर, गति समान परिमाण से अधिक दिखाई देनी चाहिए। सूर्य की गति की दिशा के लंबवत दिशा में स्थित तारों के रेडियल वेग नहीं बदलते हैं। लेकिन वे अपने स्वयं के आंदोलनों को एंटीएपेक्स की ओर निर्देशित करेंगे और उस कोण के परिमाण के बराबर होंगे जिस पर वेक्टर VЅ स्टार की दूरी से दिखाई देता है। जैसे-जैसे कोई शीर्ष और शीर्ष-विरोधी के करीब पहुंचता है, इस उचित गति का परिमाण sin q के अनुपात में कम होकर शून्य हो जाता है। सामान्य तौर पर, ऐसा लगता है कि सभी सितारे एंटीएपेक्स की दिशा में भागते दिख रहे हैं। इस प्रकार, जब केवल सूर्य घूम रहा हो, तो उसकी गति के वेग का परिमाण और दिशा दो तरह से ज्ञात की जा सकती है: 1) विभिन्न दिशाओं में स्थित तारों के रेडियल वेगों को मापकर, उस दिशा का पता लगाएं जहाँ रेडियल वेग है सबसे बड़ा नकारात्मक मूल्य है; इस दिशा में शीर्ष है; शीर्ष की दिशा में सूर्य की गति अधिकतम रेडियल वेग के बराबर है; 2) सितारों की उचित गतियों को मापने के बाद, आकाशीय क्षेत्र पर एक सामान्य बिंदु खोजें, जिस पर वे सभी निर्देशित हों: विपरीत बिंदु शीर्ष होगा; सूर्य की गति के परिमाण को निर्धारित करने के लिए, पहले कोणीय विस्थापन को रैखिक गति में अनुवाद करना आवश्यक है, जिसके लिए एक ज्ञात दूरी के साथ एक तारे का चयन करना आवश्यक है, और फिर सूत्र द्वारा VЅ खोजें (12.6)। यदि अब हम यह मान लें कि न केवल सूर्य, बल्कि अन्य सभी तारों की भी अलग-अलग गति है, तो समस्या और अधिक जटिल हो जाएगी। हालांकि, आकाश के किसी दिए गए क्षेत्र में बड़ी संख्या में सितारों को देखते हुए, हम यह मान सकते हैं कि औसतन, उनकी व्यक्तिगत गति एक दूसरे के लिए क्षतिपूर्ति करनी चाहिए। इसलिए, बड़ी संख्या में सितारों के लिए उचित गति और रेडियल वेग के औसत मूल्यों को केवल सूर्य की गति के मामले में अलग-अलग सितारों के समान नियमितता प्रदर्शित करनी चाहिए। वर्णित विधि का उपयोग करते हुए, यह पाया गया कि सौर मंडल का शीर्ष नक्षत्र हरक्यूलिस में स्थित है और इसका दाहिना उदगम a = 270 ° और गिरावट d = + 30 ° है। इस दिशा में सूर्य लगभग 20 किमी/सेकंड की गति से चलता है।

नक्षत्र ओफ़िचस बरनार्ड के तारे में सबसे तेज़ उचित गति है। १०० वर्षों में यह १७.२६" बीत जाता है, और १८८ वर्षों में यह चंद्र डिस्क के व्यास के आकार से विस्थापित हो जाता है। तारा १.८१ पीसी की दूरी पर है। १०० वर्षों में तारों का विस्थापन

तारे अलग-अलग गति से चलते हैं और प्रेक्षक से अलग-अलग दूरी पर होते हैं। नतीजतन, समय के साथ सितारों की सापेक्ष स्थिति बदल जाती है। एक मानव जीवन के दौरान, नक्षत्र के समोच्च में परिवर्तन का पता लगाना लगभग असंभव है। यदि आप सहस्राब्दियों में इन परिवर्तनों का पता लगाते हैं, तो वे काफी ध्यान देने योग्य हो जाते हैं।

किसी तारे की स्थानिक गति वह गति है जिससे कोई तारा सूर्य के सापेक्ष अंतरिक्ष में गति करता है। डॉपलर प्रभाव का सार: प्रेक्षक के पास आने वाले स्रोत के स्पेक्ट्रम में रेखाएं स्पेक्ट्रम के बैंगनी छोर पर स्थानांतरित हो जाती हैं, और एक घटते स्रोत के स्पेक्ट्रम में रेखाएं स्पेक्ट्रम के लाल छोर पर स्थानांतरित हो जाती हैं (के संबंध में) एक स्थिर स्रोत के स्पेक्ट्रम में रेखाओं की स्थिति)। तारों की उचित गति के घटक μ - तारे की उचित गति π - तारे का वार्षिक लंबन - तारे के स्पेक्ट्रम में तरंग दैर्ध्य 0 - एक स्थिर स्रोत की तरंग दैर्ध्य - वर्णक्रमीय रेखा का विस्थापन c - प्रकाश की गति ( ३ १० ५ किमी/सेक)